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 2000 -- díl třetí

Hvězdy, extrasolární planety a hnědí trpaslíci, prahvězdy, hvězdná astrofyzika, osamělé hvězdy, těsné dvojhvězdy, proměnné hvězdy, novy a kataklyzmické proměnné, fyzické proměnné, symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy, planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci.

Ilustrační foto...2. Hvězdy
2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci
S. Terebeyová aj. definitivně odvolali objev exoplanetyu dvojhvězdy TMR-1, původně ohlášený v květnu 1998 na základěkrásného snímku HST NICMOS, na němž je patrné jasné vlákno,vybíhající z dvojhvězdy, na jehož konci přesně seděl jasnějšíbod. Titíž autoři totiž nyní pořídili pomocí Keckova teleskopuspektrum údajné exoplanety, a zjistili, že jde o standardníhočerveného trpaslíka s efektivní teplotou přes 2700 K v podstatněvětší vzdálenosti od nás než je zmíněná dvojhvězda (140 pc), cožjenom potvrdilo neuvěřitelnou zlomyslnost přírody, jež námpromítá vzdálenějšího trpaslíka přesně na špičku zmíněnéhovlákna, které skutečně souvisí s mnohem bližší dvojhvězdou.Jak uvádějí G. Covone aj., prvním člověkem, jenž se vážně zabývalhledáním exoplanet, byl holandský fyzik C. Huygens již roku 1698.Tehdejší technika však přirozeně na něco takového zdalekanestačila -- ostatně dodnes se žádnou exoplanetu nepodařilo přímopozorovat. První exoplanety paradoxně našli radioastronomové(A. Wolszczan aj., 1994) u rychle rotující neutronové hvězdyzásluhou faktu, že mateřská hvězda-pulsar PSR 1257+12 s rotačníperiodou 6,2 ms má tuto periodu konstantní s relativní přesností3.10-20, což jsou fakticky nejlepší známé hodiny ve vesmíru.Naštěstí však díky stále přesnějším spektrografům objevůexoplanet u standardních hvězd hlavní posloupnosti nyní utěšeněpřibývá, takže v přehledu uvádím jen ty nové objevy, které jsouněčím zvláštní.

Na observatoři ESO instalovali D. Quéloz aj. na 1,2 m teleskopuEuler spektrograf CORALIE, jenž je dvakrát přesnější než jejichprůkopnický spektrograf ELODIE ve Francii. Tímto zařízenímstudují od června 1998 soustavně celkem 1600 hvězd tříd G a K. M.Kürster aj. zde odhalili na základě sledování hvězdyiota Hor (sp. GV; vzdálenost 17 pc), obklopené prachovýmdiskem, že kolem ní obíhá exoplaneta s minimální hmotností2,3 Mj ve výstředné dráze (e = 0,16) s poloosoua = 0,925 AU v periodě 320 dní. Další dvě exoplanety s hmotnostmiblízkými Jupiteru a v těsné vzdálenosti od mateřských hvězdnalezli týmž spektrografem S. Udry aj. u hvězd HD 75289 (spG0) a HD 130322 (K0).

S. Korzennik aj. objevili exoplanetu u hvězdy HD 89744 (sp.F7V) o hmotnosti 1,4 Mo, rotační periodě 9 d a stáří 2 Gr,vzdálené od nás 39 pc. Dráha exoplanety má sklon 42 stupňů, velkoupoloosu 0,9 AU a rekordní výstřednost 0,7. Obíhá kolem mateřskéhvězdy v periodě 256 d a její hmotnost činí 11 Mj. R.

Jaywardhana aj. zkoumali v submilimetrovém a infračerveném pásmuplanetární soustavu kolem hvězdy 55 Cnc (sp. G8V), vzdálené13 pc. Z měření Keckovým teleskopem, družicí ISO a aparaturouSCUBA JCMT vyplynulo, že soustava je obklopena prachovým diskemo poloměru větším než 50 AU, jehož stáří odhadli na 1 Gra hmotnost na 0,5 % Mz. Uprostřed disku je prázdno o poloměru10 AU, v němž obíhá exoplaneta s hmotností alespoň 2 Mja poloosou dráhy 0,11 AU. Obdobné zárodečné disky jsou známyu hvězd beta Pic, HR 4796A, Vegy, Fomalhauta a epsilon Eri.U posledně jmenované hvězdy sp. třídy K2V, vzdálené jen 3,2 pc,proslulé tím, že byla jedním z cílů projektu hledání signálůmimozemšťanů OZMA, byla loni objevena exoplaneta s poloosou dráhy3,2 AU a oběžnou dobou necelých 7 let.

G. Henry aj., D. Charbonneau aj., T. Castellano aj., T. Mazehaj., D. Quéloz aj., W. Hubbard aj. a N. Robichon s F. Arenonem sepodrobně věnovali exoplanetě u hvězdy HD 209458 (sp. dG0)s hmotností 1,1 Mo a poloměrem 1,2 Ro, vzdálené od nás 47 pc.Její exoplaneta o hmotnosti 0,7 Mj a poloměru 1,4 Rj obíhákolem hvězdy v periodě 3,52474 d (chyba činí jen 4 sekundy!) po kruhovédráze se sklonem 87 stupňů, takže periodicky přechází přes hvězdný diska způsobuje tak pokles jasnosti hvězdy až o 0,02 mag i deformaciprofilů spektrálních čar hvězdy, což právě dává možnost zpřesnitvšechny parametry soustavy. Odtud pak vyplývá, že hustota tétoobří exoplanety dosahuje jen třetiny hustoty vody v pozemskýchpodmínkách -- jinými slovy jde o obří plynnou exoplanetu, řidšínež Saturn.

G. Marcy aj. odhalili pomocí přesného (10 m/s) spektrografuu Keckova 10 m dvě exoplanety s hmotností nižší než Saturn. Prvníse nachází jen 6 milionů km od hvězdy HD 46375 (Mon; sp.K1IV-V; 1,0 Mo), vzdálené od nás 33 pc. Má hmotnost 0,8 Ms,zatím vůbec nejkratší známou oběžnou periodu 3,0 d (vzdálenost odhvězdy jen 6 milionů km) a její povrchová teplota dosahuje1100 stupňů Celsia. Druhá exoplaneta o hmotnosti pouze 0,7 Ms obíhá vevzdálenosti 52 milionů km od hvězdy 79 Cet (sp. G5IV;1,0 Mo), vzdálené od nás 36 pc, za 76 d. Její povrchová teplotačiní 800 stupňů Celsia. G. Henry se bezúspěšně pokusil o odhalení případnýchpřechodů exoplanety před hvězdou HD 46375, z čehož plyne, žesklon její dráhy je menší než 83 stupňů, ale ani to nijak neohrožujefakt, že její hmotnost je srovnatelná s hmotností Saturnu.Tito autoři nyní soustavně sledují 1100 hvězd do 100 pc od Sluncea do konce března 2000 nalezli celkem již 32 exoplanet. Podle S.Vogta aj. pracuje nyní u Keckova teleskopu na hledáníexoplanet čtyři týmy, které zatím dokázaly zkontrolovat všechnyžluté a červené trpaslíky jasnější než 7,5 mag. Mezi objevenýmiexoplanetami převažují objekty s nízkými hmotnostmi (= cca. 0,4 Mj)a vysokými výstřednostmi (e > 0,1), zejména pro velké poloosynad 0,2 AU. Relativně často jsou pozorovány exoplanetyv ekosférách mateřských hvězd, takže alespoň v principu jsouvhodné pro život. Mateřské hvězdy se v porovnání se Sluncemvesměs vyznačují vyšším obsahem kovů. V přehlídkách se podařilonajít relativně málo hnědých trpaslíků, takže jejich deficit jenejspíš reálný.

G. Marcy a R. Butler uvádějí, že z dosavadní statistikyvyplývá, že asi 5 % hvězd hlavní posloupnosti je doprovázenoexoplanetami s hmotnostmi 0,4--11 Mj ve vzdálenostech0,04--3,8 AU, zatímco méně než 1 % těchto hvězd má kolem sebe hnědétrpaslíky s hmotnostmi 5--80 Mj. K podobnému závěru dospěli též J.Halbwachs aj., když prozkoumali dráhy 11 spektroskopickýchdvojhvězd s malými hmotnostmi sekundárních složek a takéastrometrické dvojhvězdy pozorované družici HIPPARCOS. Ukázali,že hmotnosti 5 sekundárních složek odpovídají trpasličím hvězdáma jen v jednom případě je sekundární složka skoro určitě hnědýmtrpaslíkem. Mnohem běžnější jsou osamělí hnědí trpaslíci. PodleX. Fana aj. bylo v přehlídce SDSS dosud objeveno 7 hnědýchtrpaslíků třídy L0--L8, takže jeden hnědý trpaslík připadá asi na15 čtv. stupňů oblohy.

Vloni uplynulo pět let od objevu prvního hnědého trpaslíkaGl 229B, jenž je průvodcem trpasličí hvězdy sp. dM1 a jehožpovrchová teplota činí 950 K. A. Burgasser aj. jakoby k tomutovýročí odhalili pomocí infračervené přehlídky 2MASS ještěchladnějšího hnědého trpaslíka Gl 570D, jenž je průvodcemtrojhvězdy hlavní posloupnosti sp. K4 + M1.5 + M3, vzdálené odnás 6 pc. Prozradil se absorpčními pásy metanu typickými protrpaslíky třídy T. Jeho svítivost činí jen 3.10-6 Lo, hmotnost50 Mj a absolutní hvězdná velikost 16,5 mag, takže jehopovrchová teplota dosahuje pouze 790 K. Vzápětí ohlásil Z.Tsvetanov, že díky přehlídce SDSS objevil ještě o něcochladnějšího (700 K) trpaslíka T u hvězdy 1346-00, vzdálené odnás 11 pc.

Spektra hnědých trpaslíků nyní soustavně získávají I. McLeanaj. u II. Keckova teleskopu pomocí spektrografu NIRSPEC s maticíInSb 1024x1024 pixelů. Zatím odhalili 6 hnědých trpaslíků sp.tříd L2--L9 a jednoho třídy T. Podle D. Kirpatricka aj. činíefektivní teploty trpaslíků třídy L 2--1,3 kK, zatímco u třídyT 1,3--0,75 kK. Dosud známe 67 trpaslíků třídy L. Trpaslíci třídyT mají měřitelné magnetické pole. Dle S. Leggetta aj. majítrpaslíci L ve spektru pásy CO2, H2O a čáry alkalických prvků,kdežto trpaslíci T se vyznačují pásy metanu, vody, TiO a VO.Tím více šokuje objev R. Rutledge aj. a C. Basriho aj., kteříu hnědého trpaslíka LP 944-20 (For) vzdáleného 5 pc pozorovalipomocí družice Chandra během 12 h sledování rentgenové vzplanutís výkonem až 6.1022 W o trvání 2 h. Tento objekt, vzdálený odnás jen 5 pc a starý pouhých 500 Mr, má totiž při hmotnosti60 Mj, poloměru 0,1 Ro a svítivosti 1 mLo povrchovou teplotuurčitě nižší než 2,5 kK. Z toho důvodu nemá vůbec korónu a takjediné kloudné vysvětlení rentgenové erupce spočívá ve faktu, žehnědý trpaslík rotuje velmi rychle (< 5 h), takže se na jehopovrchu zaplétají siločáry mimořádně silného magnetického pole,čímž dochází k magnetickým zkratům. Naproti tomu se T. Bastianoviaj. nepodařilo pomocí VLA nalézt pro 7 známých exoplanet a dvahnědé trpaslíky známky rádiového záření na frekvencích 0,3a 1,5 GHz, odpovídající maserovému cyklotronovému mechanismuv magnetickém poli zkoumaných objektů.

R. Gilliland aj. studovali kulovou hvězdokupu 47 Tuc pomocí HSTs cílem objevit tam exoplanety z fotometrických poklesů jasnostímateřských hvězd při přechodu exoplanety přes hvězdný kotouč.Jelikož v zorném poli sledovali jasnosti celkem 34 tisíc hvězdhlavní posloupnosti po dobu více než 8 dnů, očekávali zapředpokladu, že exoplanety se tam vyskytují stejně často jako veslunečním okolí, objev 17 poklesů jasnosti, ale přestože našli75 proměnných hvězd, ani jedna neodpovídá tomuto předpokladu.Z toho lze usoudit, že ve staré hvězdné soustavě jsou exoplanetynejméně o řád vzácnější než v relativně mladém okolí Slunce.J. Najitaová aj. usuzují na odlišné mechanismy vzniku exoplaneta hnědých trpaslíků z počtu hnědých trpaslíků, pozorovaných HSTv mladé hvězdokupě IC 348 (Per) a dále z objevu slabýchinfračervených objektů v mlhovině v Orionu. Domnívají se, žehnědí trpaslíci vznikají podobně jako málo hmotné hvězdygravitačním hroucením z mezihvězdných mračen, ale pro skrytouhmotu Galaxie téměř nic neznamenají; představují úhrnem jen 0,1 %hmotnosti hala Galaxie. Naproti tomu exoplanety vznikajíakumulací prachu a plynu ze zárodečných protoplanetárních diskůkolem mateřských hvězd. Podobně A. Whitworth uvádí, že hlavnímrysem planet je jejich chemické zvrstvení zásluhou gravitace,zatímco hnědí trpaslíci jsou všechny objekty s hmotnostmiv rozmezí 0,02--0,07 Mo. Zajisté však existují na obou okrajíchzmíněného pásma i přechodné, obtížně zařaditelné objekty.

P. Lucas a P. Roche objevili pomocí UKIRT v okolí Trapezuv mlhovině v Orionu 535 bodových zdrojů z nichž plnou třetinupředstavují osamělí hnědí trpaslíci a 13 velmi mladých obřích(= cca. 10 Mj) exoplanet-nomádů. Autoři soudí, že v mlhovině jižskončila tvorba hvězd, takže to, co vzniká nyní, je pouze ono"drobné smetí". Méně hmotné exoplanety však patrně nevznikají,jelikož tomu zabrání intenzívní hvězdný vítr mladých hvězd.Podobně M. Zapaterová-Osoriová aj. odhalili v blízké infračervenéoblasti asi 20 osamělých planet-nomádů o teplotách 220--1700 Kv okolí známé temné mlhoviny v Orionu "Koňská hlava" vevzdálenosti 325 pc. Jejich průměrné stáří se pohybuje v rozmezí1--5 Mr a hmotnosti spadají do intervalu 5--15 Mj. Celkový početnomádů v Galaxii tak odhadují na řádově 108 exoplanet.

M. Cuntz aj. ukázali, že exoplanety ve vzdálenostech do 0,5 AUzřetelně zvyšují aktivitu mateřských hvězd, neboť ovlivňujíslapově a magnetickým polem jak sluneční vítr, tak i korónua možná dokonce i chromosféru hvězdy. Studovali totiž obdobnévlivy ve 12 soustavách velmi těsných (< 0,1 AU) dvojhvězd typuRS CVn a zejména pro synchronní systémy je taková interakcenaprosto zřetelná. E. Rivera a J. Lissauer studovali numerickystabilitu extrasolární planetární soustavy hvězdy yps Ands hmotností 1,3 Mo, sp. F8V a ukázali, že systém obsahující 3exoplanety, vykazuje chaos planetárních drah s oběžnými dobami od4 dní do 4 roků na časové stupnici od stovek tisíc po 1 miliardu let.Na závěr malou perličku. S ohledem na rostoucí počet exoplanetvzniká otázka jejich jednotného označování či dokoncepojmenovávání. Kosmické aparáty příští generace totiž téměřurčitě objeví možná až miliony exoplanet. Jak uvádějí M. Lattanziaj., astrometrická družice GAIA bude schopna nalézt exoplanety aždo vzdálenosti 200 pc od Slunce pro mateřské hvězdy jasnější než17 mag. Astronomové se však dosud na žádných nomenklaturníchpravidlech neshodli, ač otázce věnoval značnou pozornost i loňskýkongres Mezinárodní astronomické unie v Manchesteru.

 

2.2. Prahvězdy
G. Moriarty-Schieven aj. našli v mikrovlnném pásmu 1,3 mmdvojitou prahvězdu L155NE ve vzdálenosti 160 pc s velmi nízkouúhrnnou hmotností 0,08 Mo. Složky soustavy jsou od sebe vzdálenypřes 230 AU a celý systém obklopuje společná obálka o hmotnosti0,044 Mo a rozměrech 860 x 370 AU, zatímco každá složka jevnořena do vlastní obálky o hmotnostech 0,014 resp. 0,022 Mo.Rozměry hlavní složky prahvězdy dosahují hodnot 131 x 112 AU. R.Chini aj. objevili naopak pomocí snímků v blízké infračervenéoblasti a dále anténou VLA mimořádně hmotnou vznikajícídvojhvězdu spektrální třídy O či B v oblasti H II v mlhoviněM17 (Omega). Složky soustavy jsou od sebe vzdáleny plných8900 AU a její svítivost činí 103 Lo.

Dalším poněkud podivným případem je soustava HD 155826,vzdálená od nás 31 pc. Jde o normální dvojhvězdu, ve vzdálenosti33 AU od níž byl nyní pomocí IRTF objeven velmi červený průvodceo barevné teplotě pouhých 130 K. Patrně jde o prahvězdu, neboť naexoplanetu je příliš velký a na hnědého trpaslíka zase přílišslabý. J. Krist aj. zkoumali proměnnou hvězdu TW Hya (sp.K7eV) typu T Tau, vzdálenou od nás 56 pc a starou nějakých15 Mr. Problémem, jak vysvětlit její existenci, byla nepřítomnostmolekulového mračna v okolí, ale pomocí HST se nyní podařilozobrazit okolní zárodečnou mlhovinu, viditelnou jako plochý diskz čelního pohledu.

HST rovněž dokázal zobrazit okolí velmi mladých (pod 1 Mr) hvězdXZ Tau a HH 30 v obřím molekulovém mračnu Tau-Aur vevzdálenosti 140 pc. Metodou sběrného filmu se podařilo doložitzměnu jasnosti, směru a rychlosti plynových výtrysků z prahvězduž po několika týdnech sledování. Jsou to přirozeně naprostoprůkopnická pozorování. Podobné výtrysky objevili pomocí HST S.Kwok a B. Hrivnak u protoplanetární vřetenové mlhoviny17106-3046 (Sco). Mlhovina je navíc obklopená prachoplynovýmdiskem o průměru 5000 AU.

Podle měření z družice Chandra lze u řady prahvězds protoplanetárními disky (tzv. proplydy) pozorovat rentgenovézáření, odpovídající teplotám 80--100 MK. Takové případy bylyzpozorovány jak ve známém Trapezu v Orionu tak v komplexu temnýchmlhovin poblíž hvězdy ró Oph a téměř určitě souvisejís výskytem magnetických siločar, zapletených do sebe rychlourotací zárodečných objektů.

 

2.3. Hvězdná astrofyzika
F. Allard aj. sestavili nové sféricky symetrické modelyatmosfér hvězd před hlavní posloupností a hnědých trpaslíkůs efektivními teplotami v rozmezí 2--6,8 kK, do nichž zahrnuliaktuální údaje o pásech TiO a H2O, tj. celkem 175 a 350 milionůspektrálních čar. E. Churchwell uvedl, že dosud zůstává záhadou,jak vznikají velmi hmotné hvězdy, neboť pozorovaný molekulovývýtok z oblasti prahvězdy trvá alespoň 10 tisíc let a ročně setak odnáší 0,0001--0,01 Mo hmoty. D. Sugimoto a M. Fudžimotoupozornili, že konvenční představa o vývoji hvězd, končícímstádiem červených obrů, neplatí všeobecně, jak o tom svědčíanomální chování předchůdce supernovy LMC 1987A.

M. Limongi aj. sledovali vývoj hmotných hvězd s počátečníhmotností 13--25 Mo a chemickým složením Y = 0,285 a Z =0,02 poopuštění hlavní posloupnosti až do gravitačního zhroucení jejichželezného jádra. Ve hvězdě se postupně tvoří slupky He, C, O, Ne,Mg a Fe. Když teplota nitra hvězdy dostoupí k 1,3 GK, docházínejprve k termonukleárnímu hoření Ne. Po 1500--92 letech následujehoření C a za dalších 8--0,3 roku hoření O. K zapálení Si musíteplota nitra hvězdy stoupnout až na 2,3 GK, k čemuž stačídalších 160--11 d.

Tempo nukleogeneze v nitru hvězd se tudíž ke koncitermonukleárního vývoje překotně zvyšuje a intervaly se dálevýrazně zkracují v přímé závislosti na celkové hmotnosti hvězdy.Ve shodě s klasickou teorií termonukleárních reakcí závisí prohvězdy hlavní posloupnosti produkce neutrin na 25. mocniněcentrální teploty, což dává skvělou možnost velmi přesně určovatcentrální teplotu Slunce byť i jen přibližným měřením tokuslunečních neutrin podzemními detektory. Už dnes tak lze určovatteplotu v nitru Slunce s přesností na několik málo procenta nepřímými postupy lze pak tuto přesnost zvýšit až naneuvěřitelné 1 promile.

Teorie termonukleárních reakcí ve hvězdách se začala faktickyrozvíjet po Einsteinově formuli E = m.c2 z roku 1905 a po zjištěníF. Astona z roku 1920, že jádro atomu He je lehčí než součethmotností čtyř jader H. Konečně v r. 1928 ukázal G. Gamow, že dvěkladně nabitá atomová jádra se k sobě mohou přiblížit více, nežvyplývalo z klasické fyziky -- tento tzv. Gamowovův faktornaznačil, že pravděpodobnost termonukleárních reakcí jedostatečně vysoká, aby mohly hrát roli zdroje hvězdné energie.Příslušné úvahy rozvíjel zejména A. Eddington, jenž již roku 1920napsal tato prorocká slova: "Pokud se subatomární energie vehvězdách vskutku volně využívá k udržování jejich obrovitýchpecí, zdá se, že jsme o něco blíže k uskutečnění našich snůo řízení této skryté síly pro dobro lidstva -- anebo pro jehosebevraždu".

 

2.4. Osamělé hvězdy
D. Gray podrobně studoval proměnnou veleobří hvězdu alpha Ori(Betelgeuze); sp. M2Iab o efektivní teplotě 3600 K, vzdálenou odnás 130 pc, jejíž poloměr činí 800 Ro (3,7 AU!) a hmotnostdosahuje 15 Mo. Jasnost hvězdy kolísá v rozmezí 0,5 mag, cožautor vysvětluje proměnnou opacitou vnějších vrstev. Navzdorytomu jsou široké profily fotosférických spektrálních čar velmistabilní. T. Tsuji aj. znovu prohlédli 35 let stará spektraveleobrů alpha Ori a mi Cep, pořízená z gondoly balónuStratoscope II a objevili v nich pásy vody.

D. Buzas aj. využili fungující kamery s průměrem optiky 52 mm naselhavší infračervené družici WIRE k odhalení multimodálníchoscilací obří složky A dvojhvězdy alpha UMa (Dubhe); sp. K0III;hmotnost 4,2 Mo; stáří 150 Mr. Nalezli tak celkem 10 módůpočínaje fundamentální oscilací na frekvenci 1,82 microHz. Jelikožfrekvenční rozdíly mezi módy činily konstantně 2,94 microHz, jdeo módy radiální. D. Guenther aj. našli při další analýze měřenítaké módy g.

A. Tej a T. Chandrasekhar měřili úhlové průměry 11 obrů metodouzákrytů hvězd Měsícem pomocí rychlého infračerveného fotometru vespojení s 1,2 m reflektorem. Kombinací s údaji astrometrickédružice HIPPARCOS tak dostali pro tři hvězdy efektivní teplotyv rozmezí 2,2--3,6 kK a lineární poloměry v rozmezí 144--217 Ro.C. Canizares aj. použili družice Chandra k pozorování Capelly(alpha Aur A); sp. G1III, vzdálené od nás 13 pc. Objevili takřadu rentgenových emisí, odpovídajících teplotě hvězdné koróny až16 MK, což je ještě více než u Prokyonu (alpha CMi). Stanovilitéž rotační periodu hvězdy na 8 d. Capella má ovšem průvodce sp.G8III, jenž s ní obíhá kolem společného těžiště v periodě 104 d.S. Heapová aj. odstínili hvězdu beta Pic speciálním zástinemv ohnisku HST a mohli tak pohodlně studovat vzhled prachovéhodisku v jejím okolí s úhlovým rozlišením 0,1". Disk sahá až dovzdálenosti 15 AU od hvězdy a navíc jej doprovází vedlejšísložka, skloněná vůči němu pod úhlem 5 stupňů, sahající do vzdálenostiaž 80 AU od hvězdy.

 

2.5. Těsné dvojhvězdy
A. Richichiová aj. pokračovala na observatořích TIRGO v Alpácha Calar Alto ve Španělsku v objevování astrometrickýchdvojhvězd metodou zákrytů hvězd Měsícem. Během roku tak našli16 nových soustav, z toho 13 dvojhvězd, 1 trojhvězdu a 2vícenásobné systémy s úhlovými vzdálenostmi 0,005--0,16'.Nejzajímavější nově rozpoznanou vícenásobnou soustavou je hvězdazéta Cnc (F8V).

D. Guenther a P. Demarque uveřejnili zlepšené údaje pro nejbližšídvojhvězdu alpha Cen AB na základě měření družice HIPPARCOSa nových opacitních tabulek OPAL. Soustava je od nás vzdálena1,34 pc a obě hlavní složky obíhají kolem sebe v periodě 79,9 r.Jejich stáří činí něco přes 7 Gr a zastoupení hélia 28 %.Hmotnosti složek dosahují 1,08 a 0,90 Mo, svítivosti 1,6a 0,5 Lo a efektivní teploty 5,8 a 5,3 kK.

T. Girard aj. revidovali na základě 600 expozic za 83 let údajeo Prokyonu (alpha CMi AB), jenž je vizuální dvojhvězdou,vzdálenou od nás 3,5 pc a jehož primární složka A má sp. F5IV-V,zatímco složka B je bílý trpaslík. Nové hmotnosti složek činí1,5 a 0,6 Mo, v dobrém souladu s vývojovými modely. Oběžná dobatéto vizuální dvojhvězdy činí plných 40 let.

C. Deliyannis aj pořídili Keckovým teleskopem kvalitní spektratěsné dvojhvězdy 16 Cyg AB, vzdálené od nás 22 pc, jež sepovažuje za "sluneční dvojčata", neboť obě složky mají spektrumG2V. Kromě toho u složky B byla nedávno objevena exoplanetas hmotností nad 1,5 Mj. Metalicita složek je o 11 % vyšší nežu Slunce a efektivní teploty jsou velmi blízké: 5795 a 5760 K.Tíhové zrychlení na povrchu složek je však o 38 % resp. 10 % nižšínež na Slunci.

P. Hendry a S. Mochnacki využili v letech 1991-1993 k zobrazenípovrchu složek blízké (26 pc) kontaktní dvojhvězdy VW Cep třídyW UMa dopplerovské tomografie a nyní zveřejnili výsledky tétoprůkopnické práce. Na obou složkách -- žlutých trpaslících o téměřshodné teplotě 5,3 kK -- našli velké polární tmavé skvrnyo průměrech 50 stupňů; resp. 30 stupňů a další menší tmavé skvrny v nižšíchastrografických šířkách, úhrnem pokrývající 66 % resp. 55 % povrchusložek. Oběžná rovina soustavy je skloněna pod úhlem 64 stupňů, cožumožňuje určit hmotnosti složek na 1,2 a 0,5 Mo a jejichsvítivosti na 0,43 a 0,22 Lo.

J. Depasquale aj. našli skvrny na těsně dvojhvězdě MT Peg sp.GV, jejíž absolutní hvězdná velikost při vzdálenosti 24 pc činí+4,7 mag a proto se hodně podobá Slunci, jenže je mnohem mladšía tudíž vhodná pro poznání rané minulosti naší mateřské hvězdy.Rotuje v periodě 8 dnů a její stáří se odhaduje na 600 milionůlet. Patří do hvězdné nadkupy kolem Síria. Její proměnnost bylaparadoxně objevena, když sloužila jako srovnávací etalon problízkou jasnou hvězdu 51 Peg, u níž byla v roce 1995 poprvéobjevena exoplaneta. Jak uvádí T. Lebzelter, ke slunečnímdvojčatům patří i proměnná HD 77191 sp. G0V s absolutníhvězdnou velikostí +4,83. Proměnnost však v tomto případě nenídána dvojhvězdností; hvězda je podle všeho osamělá s rotačníperiodou 10 d a amplitudou světelných změn jen 0,04 mag, ježjsou vyvolány výskytem skvrn na povrchu hvězdy. Dalším dvojčetemSlunce je dle J. Halla a G. Lockwooda hvězda 18 Sco. Sledovalitotiž proměnnost vápníkové čáry K v jejím spektru v letech1995-2000 a zjistili, že aktivita hvězdy je vyšší než u Sluncea perioda delší než 11 let.

Podobně S. Berdjuginová aj. zobrazili povrchu primární složky sp.K2III (Tef = 44560 K) zákrytové dvojhvězdy IM Peg (typuRS CVn) díky přesné fotometrii z let 1996-99. Oběžná periodasystému činí 24,65 d a sklon dráhy 70 stupňů rotační rychlost primárnísložky dosahuje 28 km/s. Složka vykazuje periodickou aktivituv intervalu 6,5 let; magnetický cyklus má podobně jako u Sluncedvojnásobnou délku. Poslední maximum aktivity bylo zaznamenánov roce 1995. Zmínění autoři odhalili ve vysokých astrografickýchšířkách rozsáhlou aktivní oblast o rozměrech 6,5 x 10,5 Ro,rotující v periodě 24,7 d. Ke třídě zákrytových dvojhvězd typuRS CVn náleží též aktivní soustava RT And (sp. F9V a K2V) vevzdálenosti 75 pc s oběžnou dobou 0,63 d, jejíž mnohobarevnouoptickou a infračervenou fotometrii zpracovali T. Pribulla aj.Odtud vyplynulo, že sklon dráhy činí 88° a hmotnosti složek 1,1a 0,8 Mo.

R. E. a R. F. Griffinovi se zabývali dvojhvězdou HR 2030 (sp.K0IIb a B8IV) se shodnými hmotnosti složek (4,00 Mo), vzdálenouod nás 420 pc a starou 150 Mr. Oběžná dráha má sklon 30°a chladnější složka rotuje synchronně, kdežto teplejší hvězda márotační periodu 6,5 d. Chladná hvězda dosahuje poloměru 41 Ro,zatímco teplejší má jen 6 Ro, což dává zajímavé okrajovépodmínky pro vývoj těsných dvojhvězd. G. Torres aj. uveřejniliparametry dosud málo vyvinuté zákrytové dvojhvězdy GG Ori (sp.B9.5 těsně před hlavní posloupností), jež je současně dvoučárovouspektroskopickou dvojhvězdou. Obě složky mají touž hmotnost2,34 Mo, poloměr 1,8 Ro a efektivní teplotu 10,0 kK. Obíhajíkolem sebe po eliptické dráze s výstředností e = 0,22 v periodě6,6 d. Soustava vykazuje stáčení přímky apsid s periodou10,7 kr; z toho 70 % představuje relativistické stáčení ve výbornéshodě s teoretickou předpovědí.

Překvapením byl objev rentgenového záření u primární složky sp.O9.5Ia jasné hvězdy zéta Ori, vzdálené od nás 250 pc. Horkáplazma v atmosféře velmi masivní hvězdy (= cca. 30 Mo) je důkazemkonvekce, což se u tak žhavé hvězdy nečekalo. Podle C. Hummelaaj. jde však o interferometrickou dvojhvězdu, kterou se podařilorozlišit novým interferometrem Lowellovy observatoře. Při úhlovévzdálenosti složek 0,042' byl během dvou měsíců sledování napočátku r. 1998 naměřen pohyb o 2 mag slabší složky v pozičnímúhlu a odtud pak vycházejí hmotnosti složek 28 a 23 Mo.Pozoruhodný problém "dočasné" zákrytové dvojhvězdy SS Lacv otevřené hvězdokupě NGC 7209, vzdálené 900 pc, shrnuli E. Miloneaj. Periodu světelné křivky 14,4 d určila již r. 1907 H.Leavittová, ale dle G. Torrese a R. Stefanika byla hvězdarozpoznána jako zákrytová až v r. 1921, když amplituda primárníhominima činila 0,4 mag. Z rozboru světelné křivky se pak postupněpodařilo určit parametry soustavy. Obě složky mají shodnéspektrum třídy A i tytéž hmotnosti 2,6 Mo. Liší se však mírněefektivními teplotami 8,75 a 8,54 kK, avšak podstatně poloměry(2,4 a 3,6 Ro) a zejména svítivostmi (30 a 63 Lo). Z archivníchúdajů vyplynulo, že během času se soustavně měnila hloubkaprimárních minim; stoupala v mezidobí 1890--1902 a pak zaseklesala v letech 1920--1940. Podrobnější rozbor pak ukázal, žezákryty začaly v roce 1885,3 a skončily r. 1937,8. Astronomové tovšak zjistili s velkým zpožděním až r. 1990. Příčinu těchtoproměn odhalila teprve spektroskopie soustavy z r. 1998. Oběžnádráha má stále stejnou velkou poloosu a výstřednost 0,14, jenžesklon dráhy k zornému paprsku se mění tempem 0,13°/r, cožzpůsobuje neviditelná třetí složka soustavy, obíhající kolemtěžiště soustavy po mírně excentrické dráze s periodou 679 d.Třetí těleso je rovněž příčinou stáčení přímky apsid hlavnídvojice rychlostí 0,014°/r.

V nikdy nekončícím výzkumu záhadné zákrytové dvojhvězdybeta Lyrae pokračovali loni D. Bisikalo aj. Ve skutečnosti jdeo šestihvězdu, vzdálenou od nás 270 pc, jejichž hlavní složkyA a B kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 12,9 d, kteráse sekulárně prodlužuje o 19 s/r. Opticky nejjasnější složkaA sp. B6-8II je ve skutečnosti méně hmotná než složka B, ukrytáv tlustém akrečním disku. Prvním modelováním tohoto tlustéhodisku se loni zabýval A. Linnel.

A. Daminelli aj. věnují podobně dlouhodobou pozornost podivuhodnésvítivé modré proměnné hvězdě éta Car, o jejíž dvojhvězdnépovaze se už téměř nepochybuje. Oběžná doba činí dle zpřesněnýchvýpočtů 5,53 r. Autoři soudí, že každá složka má úctyhodnouhmotnost kolem 70 Mo, takže z nich vyvěrá mocný hvězdný vítr,a obě vichřice se navzájem srážejí, což vede k dalšímpozorovatelným efektům. Autoři předpokládají, že k nejbližšímuvzplanutí soustavy dojde v létě r. 2003. N. Shaviv se zabývalmocnou erupcí hvězdy, která se odehrála v polovině 19. stol., přiníž se uvolnila energie 3.1042 J a hvězda ztratila patrně až2 Mo tempem 0,1 Mo/r s rychlostí rozpínání plynných obálek650 km/s. Energetický výdaj v té době přesahoval asi pětkrátEddingtonovu mez, takže hrozilo naprosté rozplynutí hvězdy.K tomu však nakonec nedošlo a současná tempo ztráty hmoty zesoustavy nepřevyšuje 0,001 Mo. Podle K. Davidsona a N. Smitheobklopuje hvězdu chladný (110 K) prachový torus a také teplotaprachu v proslulé mlhovině Homunculus je nízká (200K). Z měřenídružice ISO však vychází hmotnost mlhoviny až na 5 Mo.

Další originální soustavou je spektroskopická dvojhvězdaSS 433 s oběžnou dobou 13,1 d, vyznačující se protilehlýmivýtrysky plynu, jež dosahují rychlosti 0,26 c. A. King aj.zjistili, že soustava ročně ztrácí 10-5 Mo, a že kompaktnísekundární složka má minimální hmotnost 5 Mo, ale možnái dvojnásobnou. Právě z ní proudí zmíněné rychlé výtrysky a tozvyšuje astrofyzikální zajímavost této beztak už jedinečnésoustavy. R. Fender objevil radiointerferometrem v Narrabri, žez výtrysků vychází též kruhově polarizované rádiové záření nafrekvencích 1--9 GHz.

P. Ostrov aj. pořídili v letech 1995-98 přesnou světelnou křivkuvelmi hmotné polodotykové zákrytové dvojhvězdy HV 2543v hvězdné asociaci OB ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Odtudodvodili základní parametry obou složek : hmotnosti 26 a 16 Mo;poloměry 15,5 a 14,0 Ro; efektivní teploty 35 a 28 kKa svítivosti 3,3.105 a 1,2.105 Lo. Další zákrytovou dvojhvězduHV 2274 ve VMM zkoumali pomocí HST GHRS I. Ribas aj. Pořídilikvalitní spektra obou složek, jejichž spektra lze shodněklasifikovat jako B1-2IV-III (Tef = 23 kK) a které kolem sebeobíhají v periodě 5,7 d po dráze s výstředností e = 0,14.Hlavní parametry složek jsou velmi podobné: hmotnosti po řadě12,2 a 11,4 Mo a poloměry 9,9 a 9,0 Ro; poměrné zastoupeníhélia činí 26 %, což dává stáří soustavy 17 Mr. Systém je oddělenýa vykazuje stáčení přímky apsid s periodou 123 let.Tyto údaje mají mj. velký význam pro zpřesnění vzdálenosti VMM odnás, na čemž stojí celá stupnice vzdáleností galaxií ve vesmíru.Ve VMM již bylo zásluhou přehlídek MACHO a OGLE objeveno na2500 zákrytových dvojhvězd, k jejichž spektroskopickémusledování jsou ovšem zapotřebí dalekohledy s průměrem zrcadlaalespoň 5 m, takže obdobně soustavný výzkum reprezentativníhovzorku zabere ještě hodně času.

A. Tokovinin hledal tzv. dvojčata mezi dvojhvězdami, definovanápoměrem hmotností q <= 0,95. Ukázal, že představují plných 15 %všech těsných dvojhvězd, takže jejich vznik je předem nějakzvýhodněn. Dvojčata mají nejčastěji oběžné periody delší než 2 da kratší než 30 d, bývají obklopena společnými obálkamia vyskytují se hlavně mezi trpaslíky slunečního typu.S. Söderhjelm se zabýval statistikou výskytu dvojhvězdv astrometrickém katalogu HIPPARCOS. Do 8 mag a pro úhlovévzdálenosti 0,1--10arcsec našel celkem 12 tisíc rozlišených dvojhvězda vícenásobných hvězd, tj. dvakrát více než se čekalo. Z toho je235 astrometrických dvojhvězd s dobře určenými drahami.V lineární míře jsou vzdálenosti mezi složkami hvězd hlavníposloupnosti v rozmezí 30--500 AU při poměrech hmotností složekq = cca. 0,6--1,0. I. Semeniuková porovnávala paralaxy, odvozenéz parametrů zákrytových dvojhvězd s trigonometrickými paralaxamidružice HIPPARCOS pro 19 těsných dvojhvězd a zjistila, že chybymodulů vzdálenosti pro zákrytové dvojhvězdy nepřevyšují+/-0,08 mag.

A. Boss shrnul výsledky postupimského sympozia o vznikudvojhvězd, jež proběhlo loni v dubnu. Dnes už je jisté, žealespoň polovina hvězd žije v párech či dokonce vícenásobnýchsoustavách, což odpovídá procesům vznikání hvězd -- ukazuje setotiž, že osamělé prahvězdy jsou velmi vzácné. Častěji se spíšestane, že vznikne vícenásobná soustava, z níž posléze některáhvězda unikne a jeví se jako osamělá. Platí to jak pro hvězdys hmotnosti v rozmezí 1,0--0,1 Mo tak pro hnědé trpaslíky a staréhvězdy v galaktickém halu. Mezi hmotnými hvězdami tříd OB dokoncedvojhvězdy převažují nad osamělými hvězdami v poměru 2:1. Je takézřejmé, že čím dál dokonalejší pozorovací technika přispívák odhalení podvojnosti mnoha objektů, jež se starším přístrojůmjevily jako osamělé.

Nejvíce dvojhvězd a vícenásobných soustav se vyskytuje mezimladými hvězdami, kde se však špatně vyhledávají, mj. kvůli svévýrazné spektrální proměnnosti. Zvláště hvězdy typu T Tau majíhodně průvodců -- sám prototyp je dokonce trojhvězda. Mladédvojhvězdy se relativně nejsnáze prozradí molekulovým výtokem-- to bývá dobrá postačující podmínka vícenásobnosti. Pokud mávícenásobná soustava rovné vzdálenosti mezi složkami, jdeo nestabilní systém, který snadno ztrácí jednotlivé hvězdy. Zbudepak stabilní těsná dvojhvězda, popřípadě hierarchický systém:těsná dvojhvězda plus vzdálená třetí složka. Obecně platí, žeintenzívní ztráta hmoty vede rovněž k rozpadu dvojhvězdy. Taktovyvržená prahvězda však přitom díky slapům přijde o svůjcirkumstelární disk, takže jí nezbude stavební materiál pro vznikvlastní planetární soustavy.

Z modelování vyplývá, že hvězdy vznikají zejména štěpením(fragmentací) zárodečného oblaku na více složek. Naproti tomurychle rotující prahvězda pouze ztrácí hmotu odstředivou silouv okolí rovníku, ale to nikdy nevede k vytvoření průvodce.Fragmentace též snadno vysvětlí častou existenci společnéokolohvězdné obálky ve dvojhvězdě i stejné stáří složekvícenásobných soustav, neboť případné zachycení druhé prahvězdyje mimořádně málo pravděpodobné. Fragmentaci též podporujeturbulence a magnetické pole, což dále posiluje možnost vznikuvícenásobných soustav. Pro kulové hvězdokupy jsou nejtypičtějšímitěsnými dvojhvězdami kontaktní soustavy typu W UMa.Autor přehledu též sestavil přehlednou tabulku hmotností hvězdhlavní posloupnosti i některých speciálních typů:

Sp. typ Rozmezí hmotností (Mo)
O 60--16
B 16-- 3
A 3--1,5
F 1,5--1,0
G 1,0--0,8
K 0,8--0,5
M 0,5--0,08
Herbig Ae-Be 6--2
T Tau 2--0,2

 

2.6. Proměnné hvězdy
2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné
Nova V382 Vel, která vzplanula koncem května 1999, zesláblav únoru 2000 na 9,7 mag a v březnu na 10,1 mag. I. Platais aj.zjistili, že před výbuchem byla 16,6 mag a změřili i její vlastnípohyb 0,012'/r. M. Oriová aj. uvedli, že šlo fakticky o druhounejjasnější novu druhé poloviny XX. stol, když v maximu dosáhlaV = 2,6. (Ostatně jen pět nov v minulém století dosáhlo v maximujasnosti vyšší než 5 mag, takže očima viditelná nova je vzácnějšínež očima viditelná kometa!) Patřila k třídě ONeMg s velmirychlým rozpínáním plynné obálky tempem 3500 km/s. Zesláblao 3 mag za pouhých 10 d. Její vzdálenost od nás vychází na3 kpc. Od 12. dne po výbuchu ji sledovala družice BeppoSAXv pásmu velmi měkkého rentgenového záření, což je docelavzácnost, neboť předtím bylo takové záření pozorováno jediněu nov GQ Mus (1983), V1974 Cyg (1992), LMC 1995 a U Sco (1999).R. Casalegno aj. studovali chování emisní čáry H_alfa pro novu V1974 Cyg a zjistili, že cirkumstelární mlhovina se zpočátkurozpínala rychlostí blízkou rychlostí světla; později všakrozpínání kleslo na 0,35c. Jde tudíž určitě o projev tzv.světelné ozvěny. A. Moro-Martín aj. sledovali spektrální vývojnovy v ultrafialovém i optickém pásmu od 4. dne po explozi podobu plných 4 let. Určili tak průměrnou rychlost rozpínáníplynných obalů na 1100 km/s a potvrdili, že jde o novu třídyONeMg.

P. Bonifacio aj. zjistili, že nova V1493 Aql, jež dosáhlamaxima 8,8 mag v polovině července 1999, je od nás vzdálena téměř19 kpc, takže leží za hranicí spirální struktury Galaxie. NovaV1494 Aql, objevená počátkem prosince 1999 a viditelná v tédobě i očima, začala vzápětí slábnout a na počátku ledna 2000byla už 8 mag a počátkem dubna 9 mag. V polovině listopaduzeslábla na 11,5 mag. Podle L. Kisse a J. Thomsona se jejíjasnost snížila po maximu o 2 mag za 6,6 d a o 3 mag za 16 d;patří tudíž k rychlým novám, čemuž též nasvědčuje vysoká rychlostrozpínání plynného obalu 2000 km/s. Při vzdálenosti 3,6 kpcdosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -8,8 mag. V červnuse na světelné křivce novy objevily sinusové variace s periodou0,06 d a amplitudou 0,03 mag. V té době přešla do koronální fázespektrálního vývoje. Současně se začala prodlužovat orbitálníperioda 0,135 d

Y. Sakurai objevil 4. února 2000 Novu Sgr (V4642 Sgr) v poloze1755-1946, jež v té době měla 10,5 mag. Archivní snímkyukázaly, že ještě 20. ledna nebyla nova v dosahu přehlídkovýchpřístrojů, ale 25. ledna už byla 11,5 mag. První spektrumz 11. února prokázalo pomalé rozpínání obálky rychlostí765 km/s, takže jde o standardní klasickou novu. Do polovinyúnora zeslábla na 12,8 mag a počátkem června na 15 mag.V červenci přešla do koronální fáze spektrálního vývoje.Její spektrální vývoj se podobá Nově Sgr 1998 (V4633 Sgr),která se však dostala do koronální fáze až 850 dnů po explozi. Vespektru novy V4633 Sgr se podařilo objevit dvě blízké periody0,129 a 0,126 d, jejichž amplitudy s časem rostou a loni dosáhlyaž 0,10 d. 5. března objevil K. Haseda Novu Sct (V463 Sct)v poloze 1834-1445 jako objekt 10,6 mag. Její obálka se rozpínalarychlostí 940 km/s. Do poloviny března zeslábla na 11,5 maga v květnu dokonce na 14,5 mag. Koncem listopadu se objevilaNova Puppis v poloze 0738-2557 s maximem 8,6 mag.

D. Chochol aj. uveřejnili výsledky tříbarevné fotometrie Novy Cas1995 (V723 Cas) v letech 1996--1999 a určili odtud oběžnouperiodu 0,693 d. Amplituda primárního minima v barvě R vzrostlaběhem měření z 0,13 na 0,35 mag. Spektrum novy se od r. 1999prakticky nezměnilo a 4,6 r po explozi jeví stále silné koronálníčáry vysoce ionizovaného Si, Ca a S, odpovídají pozdní fázivývoje klasické novy. S. Eyres aj. zjistili, že Nova Cas 1993(V705 Cas) začala od 221. dne po výbuchu zářit v rádiovém oboruspektra. Z optických spekter vyplývá osová souměrnost rozpínajícíse obálky.

J. Robertson aj. hledali v letech 1994-95 staré novy pomocí3,5 m reflektoru a našli tak viditelné pozůstatky po novách 1678(V529 Ori), 1905 (SV Ari), 1912 (VW Per), 1916 (GR Ori), 1948(V465 Cyg), 1976 (V2104 Oph), 1980 (SS LMi) a 1983 (UW Tri). C.Gill a T. O'Brien hledali rozpínající se obaly starých nov jakpomocí pozemních přístrojů tak také HST pro FH Ser, V533 Her,BT Mon, DK Lac a V476 Cyg. Pro novu FH Ser ve vzdálenosti950 pc od Slunce změřili rychlost rozpínání slupky na pouhých490 km/s a její zploštění, dosahující 30 %. Pro novu V533 Her,vzdálenou 1,25 kpc, činí rychlost rozpínání 850 km/s a zploštění20%. Hmotnost slupek odhadli na 10-4--10-5 Mo. V ostatníchpřípadech se slupky nepodařilo nalézt.

J. Arenas aj. se věnovali výzkumu novy 603 Aql jež vzplanula r.1918 a dosáhla tehdy rekordní -1,1 mag, takže se stalanejjasnější novou 20. stol. Za půl století klesla její jasnost na11,4 mag a světelná křivka vykazuje tzv. superhrby (angl.superhumps). což ji řadí k typu SU UMa. Oběžná doba činí 0,14 d;sklon dráhy 13° a hmotnosti složek 1,2 a 0,3 Mo. Jak uvádějí R.Prinja aj. jde o první novu, kde se podařilo určittrigonometrickou paralaxu a tomu odpovídající vzdálenost 360 pc.Z pozorování HST GHRS vyplynulo tempo akrece hmoty na bíléhotrpaslíka rychlostí 5.10-9 Mo/r.

A. Scott studoval průběh výbuchu novy při akreci vodíku nabílého trpaslíka, jehož tvar je zploštěn díky rychlé rotaci, jako tom ostatně svědčí vzhled plynných obalů nov. Příčinoudeformací je výrazná závislost intenzity termonukleární reakce veslupce bílého trpaslíka na tíhovém zrychlení. Podařilo se murekonstruovat vzhled plynných obalů pro více než 20 nov, a vždyse tam pozorují polární zhustky a rovníkové prstence, ačkoliv jdeo tak rozdílné soustavy jako třeba DQ Her, V1500 Cyg, GK Per neboHM Sge. Při jednotlivých výbuších ztrácejí novy10-7 -- 10-3 Mo.

Pozoruhodný vývoj prodělala proměnná hvězda CI Aql, jež bylav r. 1917 podezřelá jako nova, když dosáhla 11 mag. Od té dobybyla stále slabší než asi 15 mag a klasifikována jako zákrytovádvojhvězda v poloze 1852-0128. Koncem dubna 2000 se však zjasnilana 9 mag, ale o dva týdny později opět zeslábla na 10,5 maga současně nápadně zčervenala. V jejím spektru byla zjištěnasilně rozšířená emisní čára H_alfa, odpovídající rozpínánívodíkového obalu rychlostí 2300 km/s, což nasvědčuje tomu, že jdeasi o rekurentní novu, která do poloviny července zeslábla na13 mag a na této hodnotě setrvala až do listopadu, kdy na jejísvětelné křivce začaly být opět vidět zákryty.

Nejčastěji vybuchující rekurentní novou se dle G. Anupamy a G.Dewangana stala nova U Sco, jejíž první výbuch byl zaznamenánjiž r. 1863. Od té doby vzplanula ještě pětkrát, tj. v letech1906, 1936, 1979, 1987 a nejnověji koncem února 1999, kdyždosáhla 7,6 mag. Po maximu pak rychle slábla tempem bezmála0,7 mag/d. Oběžná doba těsné dvojhvězdy činí 1,2 d a amplitudavýbuchů přesahuje 10 mag. Při každém výbuchu se odvrhuje pouze10-7 Mo, což znamená, že 70 % akreovaného vodíku zůstává trčetna povrchu bílého trpaslíka, jehož hmotnost se tak zvolna blížíChandrasekharově mezi. Akrece ze sekundární složky sp. sgK2 totižprobíhá tempem 10-6 Mo, což ovšem znamená, že po dlouhé řaděrekurentních explozí se nakonec tento trpaslík zničí při výbuchusupernovy třídy Ia. Naštěstí pro nás se soustava nalézá vevzdálenosti plných 14 kpc od Slunce. K obdobným výsledkům dospělitaké I. Hachisu aj., kteří vypočetli hmotnost bílého trpaslíka na1,37 Mo a chladného průvodce na 1,5 Mo. Obě složky obíhajíkolem společného těžiště v periodě 1,23 d. Bílý trpaslík jeobklopen akrečním diskem ve vzdálenosti 1,4násobku příslušnéhoRocheova poloměru. Z bílého trpaslíka vane silný hvězdný vítr.K explozi supernovy Ia by mělo dojít asi za 100 tisíc let.

I. Hachisu a M. Kato studovali rovněž vlastnosti rekurentní novyRS Oph, vzdálené od nás 600 pc, jež naposledy vybuchla v r.1985 a od r. 1898 celkem již pětkrát. Příslušný bílý trpaslík mápoloměr 0,004 Ro a hmotnost 1,35 Mo. Je obklopen akrečnímdiskem a jeho průvodcem je červený obr, který nevyplňuje zcelasvůj Rocheův lalok; obě složky obíhají kolem sebe v periodě400 d. Mezi výbuchy v letech 1967 a 1985 činil akreční přírůstek2.10-6 Mo tempem 1,2.10-7 M_o/r, z čehož 90 % vodíku se přivýbuchu opět odnese hvězdným větrem a 10 % se přidá ke hmotěbílého trpaslíka, jenž tak nakonec dosáhne kritickéChandrasekharovy hmotnosti 1,38 Mo a vybuchne pak jako supernovatřídy Ia zhruba za 3 miliony let.

V polovině července objevil W. Liller v poloze 0525-7014 novu11 mag ve VMM. Z archivních snímků vyplynulo, že nova se počalazjasňovat již koncem června a maxima dosáhla už 2. 7. V jejímspektru byly nalezeny typické emise i absorpce, nasvědčujícírychlosti rozpínání plynné obálky 1900 km/s. Ze spekter,pořízených koncem července HST STIS, vyplynulo, že se velmipodobá nově V382 Vel resp. V1974 Cyg. Prakticky současně sepodařilo najít novu v poloze 0039+4820 v galaxii NGC 185 (Cas),jež dosáhla 18,7 mag a dvě novy v galaxii M31, jež v maximudosáhly 17 mag. V téže galaxii byla objevena další nova 17,6 magv počátkem listopadu.

A. Shafter aj. našli v blízkých spirálních galaxiích M51 (CVn)a M101 (UMa) po řadě 9 a 12 nov a v obří eliptické galaxiiM87 (Vir) 9 nov. Odtud odvodili skutečné četnosti nov v těchtosoustavách po řadě na 18, 12 a 91 za rok. Amplitudy výbuchůdosahují 10--20 mag a absolutní hvězdná velikost nov v maximu činív průměru -9 mag. První extragalaktické novy objevil r. 1929 E.Hubble, jenž na snímcích galaxie M31 z let 1909--1927 našel celkem88 nov, z čehož dostal četnost 30/r. V téže galaxii našli L.Rosino aj. v letech 1964--1989 celkem 90 nov. Američtístředoškolští studenti využili nyní snímků okolí jádra galaxieM31, pořizovaných 0,9 m reflektorem KPNO s meznou hvězdnouvelikostí 19 mag, k objevu celkem 73 nov, když snímky prohlíželive virtuálním blinkmikroskopu na počítači. Pomocí HST se podařilo10. března 2000 objevit novu ve složce A páru galaxiíNGC 3314, která patří k nejvzdálenějším kdy objeveným, neboťjejí jasnost byla jen R = 20,9.

 

2.6.2. Fyzické proměnné
E. Kazarovec aj. vydali loni 75. doplněk katalogu proměnnýchhvězd, obsahující všechny objevy do konce r. 1999. V tom rocepřibylo 916 proměnných hvězd všech typů, takže úhrnný početproměnných v katalogu dosáhl bezmála 36 tisíc. Tyto počty všakpravděpodobně nyní prudce vzrostou zásluhou rozličných přehlídekoblohy zejména v souvislosti s hledáním gravitačních mikročočeka optických protějšků zábleskových zdrojů záření gama. Přitom sejako vedlejší výsledek získávají velmi přesné údaje o jasnostechmilionů hvězd opakovaně třeba i několikrát za noc. C. Akerlof aj.tak sledují od března 1998 aparaturou ROTSE dvakrát za noc celouoblohu až do 15,5 mag a našli tak mezi 917 tisíci měřenýmihvězdami 1781 nových proměnných hvězd. Po zpracování celéhomateriálu v rozsahu asi 2,6 TB údajů očekávají objev přibližně30 tisíc nových proměnných na sever od -30° deklinace.

D. Luttermoser sledoval jasné miridy R Leo a R. Hya pomocíHST GHRS a našel v některých fázích pulsací čáry Mg II, Fe Ii dalších prvků. P. Whitelocková a M. Feast se zabývali určenímparalax mirid z měření družice HIPPARCOS. Odtud odvodili hodnotuabsolutní hvězdné velikosti pro nulový bod závislosti svítivostina periodě mirid, tj. K = (0,84+/-0,14) mag. To pak dává modulvzdálenosti VMM (18,64+/-0,14) mag, v dobré shodě se vzdálenostíVMM pomocí cefeid.

N. Evansová aj. určili ze spekter družice IUE hmotnost sekundárnísložky dvojhvězdy AW Per, která je klasickou cefeidous hmotností nad 6,5 Mo. Soustava má oběžnou dobu 40 r. Samotnácefeida je však rovněž dvojitá s oběžnou dobou 6,5 d. RovněžPolárka (alpha UMi Aa) je klasickou cefeidou ve dvojhvězdě,vzdálené od nás 132 pc. Vykazuje periodu pulsací 3,97 d, jejížamplituda pulsací se však v posledním desetiletí výraznězmenšila. Podle R. Wielena aj. obíhá Polárka kolem společnéhotěžiště s průvodní složkou o hmotnosti 1,5 Mo v periodě 29,6 rpo značně výstředné dráze. Systém však obsahuje ještě další dvěvzdálenější hvězdy. Polárka má dle nejnovějších měření optickýminterferometrem Námořní observatoře USA (T. Nordgren aj.) poloměr46 Ro, takže k pulsacím dochází na I. harmonické frekvenci. Odr. 1997 je však zřejmé, že hvězda nepulsuje vcelku, ale celý úkazje mnohem složitější. Týmž přístrojem byly změřeny poloměrydalších cefeid: zéta Gem (vzdálenost 358 pc) na 60 Ro;delta Cep (278 pc) na 45 Ro a éta Aql (382 pc) na 69 Ro.Koncem června 2000 započal výbuch proměnné hvězdy delta Sco, sp.B0eIV, vzdálené od nás 150 pc, která se z obvyklé 2,25 mag počalaviditelně zjasňovat a koncem července již byla 1,9 mag. Do konceroku její jasnost vzrostla až na 1,7 mag, takže tím se zřetelněpozměnil vzhled celého souhvězdí Štíra. Úkaz patrně souvisís výraznou ztrátou hmoty podél rovníku rotující hvězdy Bea nápadně připomíná chování prototypu gamma Cas z let 1937-1940.Další prototyp proměnných hvězd R CrB byl ještě v polovinělistopadu na hranici viditelnosti očima (6,1 mag), ale o měsícpozději rychle zeslábl na 10,3 mag, což je první zaznamenanýpokles jeho jasnosti od srpna 1999. Tyto poklesy souvisejí zřejměse vznikem prachových zrníček při ochlazení hvězdné atmosféry.

 

2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy
Prototyp symbiotických proměnných Z And vykázal na přelomusrpna a září 2000 výbuch až na 9,6 mag po delší přestávce odčervna 1997, kdy dosáhl 9,7 mag. Touto dvojhvězdou se podrobnězabývali A. Skopal aj., kteří ukázali na základě archivníchpozorování z let 1895-2000, že soustava, skládající se z obraM4.5 a horké složky o povrchové teplotě 100 kK, má oběžnouperiodu 759 d při sklonu dráhy 47°.

S. Watson aj. studovali v letech 1992-97 radiointerferometremMERLIN na vlnových délkách 60 a 180 mm známou symbiotickou novuV1016 Cyg. Objevili tak tři jasně zářící složky, z níž jednasouvisí s překotnou termonukleární reakcí na povrchu bíléhotrpaslíka, druhá s pozdním obrem ve dvojhvězdě a třetí s horkouskvrnou v akrečním disku kolem bílého trpaslíka. Týž objektsledovali v infračerveném pásmu O. Taranovová a V. Šenavrinv letech 1978-1999. Určili odtud oběžnou periodu 470 da vzdálenost 2,8 kpc. Při poloměru hvězdy 500 Ro z toho vycházísvítivost 8,6 kLo, poloměr prachového obalu 1400 Ro a jehohmotnost 3.10-5 Mo. Titíž autoři studovali také symbiotickouproměnnou HM Sge, vzdálenou od nás 1,8 kpc se svítivostí10 kLo. Perioda světelných změn činí 535 d, poloměr hvězdy540 Ro, poloměr prachového obalu 1500 Ro a jeho hmotnost6.10-5 Mo. Prachový obal V1016 Cyg se rozpíná 25x pomaleji nežu HM Sge.

A. Skopal aj. zpracovali pozorování vzdálené (5,8 kpc)symbiotické dvojhvězdy AP Pav za stoleté údobí od r. 1898.Primární složka je hmotnou horkou hvězdou s efektivní teplotou30 kK, zatímco sekundární složka je obrem sp. M3-4 III při poměruhmotností 0,4. Horká složka je obklopená rovníkovým prstenem,neboť celá soustava je polodotyková s oběžnou dobou 605 d, jež sesekulárně výrazně zkracuje relativním tempem 3,5.10-5. T. Yoona R. Honneycut objevili na světelné křivce symbiotické proměnnéPU Vul oscilace s periodou 211 d a amplitudou 0,2 mag.Nejnovější katalog symbiotických hvězd, vydaný K. Belczynskimaj., obsahuje již 180 symbiotických hvězd a dalších 30podezřelých případů.

J. Landstreet a G. Mathys shrnuli údaje o změřenýchmagnetických polích pro hvězdy Ap. Magnetické a rotační osy propomalé rotátory (< 25 d) většinou téměř splývají, zatímco prorychlejší rotátory zůstávají zkřížené. Za poslední desetiletí sepočet změřených polí u hvězd Ap zvýšil pětkrát díky rozvojipříslušné pozorovací techniky. S. Hubrigová sestrojila na základěparalax z družice HIPPARCOS nový diagram HR pro magnetickéhvězdy Ap. Zjistila, že se tyto hvězdy kupí uprostřed pásmahvězd hlavní posloupnosti těchže spektrálních tříd, takžemagnetické hvězdy musely urazit alespoň třetinu časovéhointervalu z délky života na hlavní posloupnosti. Ukazuje se, žeindukce magnetického pole je nepřímo úměrná délce rotační periodyhvězdy, zatímco závisí přímo na teplotě a hmotnosti hvězdy a jetudíž projevem hvězdného dynama. G. Wade aj. studovali vizuálnídvojhvězdu KU Hya, s oběma složkami sp. ApV, jež mají přebytekprvků Sr, Cr a Eu. Soustava je od nás vzdálena 140 pc a oběžnádráha je vůči pozorovateli skloněna pod úhlem 139° (retrográdnípohyb). Hmotnosti složek jsou 2,6 a 1,6 Mo a rotační osy obouhvězd jsou víceméně srovnány s osami magnetického dipólu.

 

2.6.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci
B. Balick a D. Reed zkoumali známou planetární mlhovinu NGC 6543(Kočičí oko) v souhvězdí Draka pomocí snímků z HST v r. 1999.V jejím okolí napočítali celkem 9 prstýnků, vyvržených z hvězdyza posledních 20 tis. roků v intervalech vždy po 1500 letech.Hmotnost každého prstýnků odhadli na tisícinásobky hmotnostiZemě. Každé odfouknutí prstýnky je zřejmě spojeno s nafouknutímhvězdy na poloměr kolem 1 AU. HST pořídil rovněž po posledníúdržbě hned v polovině ledna 2000 báječné snímky planetárnímlhoviny NGC 2392 (Eskymák) v souhvězdí Blíženců, vzdálené odnás 1,5 kpc a s průměrem 0,3 pc. Na snímku jsou patrná jemnávlákna prachu a plynu, připomínající chvosty komet, odvrácené odzdroje.

HST STIS pořídil také 27 snímků planetárních mlhovin ve VMM.Ukázalo se, že v bipolárních výtryscích se nachází více těžšíchprvků než v kulově souměrných slupkách, což znamená, že bipolárníplanetární mlhoviny jsou mladší. HST pořídil i jedinečnýsnímek mlhoviny KjPu 8 (katalog Kazarjan-Parsamjan), vzdálenéod nás 1 kpc při průměru 4 pc. Díky dobrém rozlišení se ukázalo,že jde o dvě planetární mlhoviny v těsné dvojhvězdě, jež skončilysoučasně svou pouť ve větvi obrů zhruba před 15 tisíci lety. Toovšem znamená, že hmotnosti obou složek dvojhvězdy byly totožnés relativní přesností na 0,1 promile! Rentgenová družice Chandrasledovala planetární mlhovinu kolem hvězdy BD+30°3639a zjistila tak rentgenové záření, které se dá dobře vysvětlitjako následek srážky rychlého hvězdného větru bílého trpaslíkas pomalejším větrem červeného obra. Spektrální čáry neonu jsoudůkazem, že jde o materiál, který se sem dostal z útrob hvězdy.Podivuhodný proměnný objekt Sakurai (V4334 Sgr) je podle měřeníve střední infračervené oblasti teplý jen 670 K, neboť s rostoucívlnovou délkou jeho jasnost výrazně roste. Tento trend pokračovali v r. 2000. Zatímco na vlnové délce 1,1 microm byl 13,8 mag,v pásmu 4,6 microm dosahoval již 2,2 mag. V centru objektu se dle J.Pavlenka a L. Jakovinové nachází obří hvězda, jež byla v r. 199611 mag a v dubnu 1997 měla efektivní teplotu 5,3 kK. A.

Tatarnikov aj. uvádějí, že v posledních čtyřech letech prodělalobjekt čtyři vývojové etapy. V r. 1996 jsme mohli vidět centrálníhvězdu nerušeně, jelikož kolem se vůbec nevyskytoval prach, aleo rok později už byla hvězda zastíněna opticky tlustou prachovouobálkou. V r. 1998 přešla hvězda do stádia proměnných typu R CrBa od března 1999 pozorujeme atypicky dlouhé minimum optickéjasnosti. Vnitřní poloměr prachové obálky dosahuje 50 AUa hmotnost prachu činí asi 1,6.10-7 Mo.

K témuž závěru dospěli na základě mnohobarevné fotometrie H.Duerbeck aj. Prachová obálka vzhledem poněkud připomíná plynnéslupky kolem nov, ale jejich vývoj je o řád pomalejší.Infračervená měření dalekohledem UKIRT ukázala dle V. Tyneho aj.,že hmotnost prachové obálky dosahuje asi 2.10-7 Mo zapředpokladu, že objekt je od nás 3,8 kpc daleko, v dobré shoděs předešlým údajem. Všeobecně se soudí, že jsme svědkyzávěrečného héliového záblesku ve slupce obra, podobně jako tomubylo v případě proměnné V605 Aql v r. 1919 a další proměnnéFG Sge. Objekt Sakurai se však ze všech tří vyvíjí nejrychleji.Souvztažnost V4334 Sgr s proměnnou V605 Aql ostatně potvrdiliS. Kimeswenger aj., když na infračerveném snímku jejíhopozůstatku aparaturou DENIS u 1 m teleskopu ESO zjistili, že novězrozená planetární mlhovina A58 se zcela podobná objektu Sakurai.G. Fritz Benedict aj. pozorovali pomocí hledáčku FGS3 HSTdvojhvězdu Feige 24, skládající se z interagujícího bíléhoa červeného trpaslíka (sp. M1-2eV), kteří jsou od nás vzdáleni68 pc. Efektivní teplota bílého trpaslíka s uhlíkovým jádremdosahuje 56 kK a při poloměru 0,02 Ro má hmotnost 0,5 Mo,zatímco červený trpaslík dosahuje jen 0,4 Mo. S. Vennes aj.využili spektrografu STIS k určení poměrného zastoupení prvků C,N, O, Si, Fe a Ni pro bílého trpaslíka v této soustavě.

R. Ibata aj. hledali bílé trpaslíky s velkým vlastním pohybem.Našli přitom v galaktickém halu dva takové objekty, což znamená,že v halu je stokrát více bílých trpaslíků, než se dosud soudilo.Zejména staří chladní bílí trpaslíci tak přispívají asi 10 % keskryté hmotě galaktického hala.

 

(pokračování)

Věnováno památce astronoma-amatéra Ing. Václava Hübnera (1922-2000) z Vysokého Mýta, čestného člena České astronomické společnosti Josefa Kodýtka (1910-2000) z Chocně a českého astronoma Mgr. Jindřicha Šilhána (1944-2000) z Brna.

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Atlantis na hřbetu s Osudem
Ilustrační foto...
Diamantový prach 10
Ilustrační foto...
Černá díra v kulové hvězdokupě
Ilustrační foto...
Zlatý Bludný balvan za rok 2007 - Tomáš Pfeiff
Ilustrační foto...
Atlantis u Miru - úspěch záchranné expedice
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