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 2001 -- díl třetí

Extrasolární planety a hnědí trpaslíci, prahvězdy, hvězdná astrofyzika, osamělé hvězdy, těsné dvojhvězdy.

Ilustrační foto... 2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

V historii astronomie zůstane už navždy zaznamenán heroický lečmarný pokus holandsko-amerického astronoma P. van de Kampa, jenžse pokusil na základě dlouhodobé přesné astrometrie odhalitvýskyt průvodců známé Barnardovy hvězdy. Po plných 46 let od roku1916 pořizoval astrometrické snímky hvězdy týmž 0,6metrovýmrefraktorem, z nichž pak roku 1963 odvodil vlnovitý vlastní pohybutéto velmi blízké hvězdy, který považoval za důkaz přítomnostiexoplanety s oběžnou dobou 24 roků. Jeho měření zopakovaliv letech 1969-1998 astronomové na McCormickově observatoři, anižby tu vlnovku vůbec našli. Je proto zřejmé, že van de Kamp bylošálen periodickými změnami geometrických parametrů samotnéhorefraktoru, což znamená, že Barnardova hvězda žádné takovéexoplanety nemá.

Jak známo, úspěch při objevu skutečných exoplanet pocházíz přesných měření radiálních rychlostí mateřských hvězd, alefakticky nejcitlivější metodou zůstává i nadále měření změnimpulsních period radiových pulsarů. Právě tak objevil A.Wolszczan a D. Frail u milisekundového pulsaru PSR 1257+12(souhvězdí Panny) vůbec první exoplanety již roku 1992 a posléze dokoncei "exoměsíc". Ten obíhá kolem mateřské neutronové hvězdy-- pulsaru ve vzdálenosti 0,19 AU a má minimální hmotnost jen0,015 Mz; exoplanety o minimálních hmotnostech 3,4 a 2,8 Mz pakve vzdálenostech 0,36 a 0,47 AU. Podle M. Millera a D. Hamiltonaje však pravděpodobné, že ve vzdálenosti nad 6 AU obíhá kolempulsaru ještě čtvrtá exoplaneta s hmotností minimálně 0,05 Mz,ale maximálně až 81 Mz. Pokud se měření potvrdí, bude to zatímnejbohatší známá soustava exoplanet vůbec.

Další zatím nepříliš rozšířenou metodou je přesné měření malýchpoklesů jasnosti mateřské hvězdy při přechodu (transitu)exoplanety přes hvězdný kotouček, jež může dosáhnout až 0,5 magpo dobu několika hodin. První tranzity exoplanety byly před časemobjeveny u hvězdy 7,7 mag sp. třídy G2 HD 209458 (Peg),vzdálené od nás 46 pc. Povrch exoplanety je vzhledem k blízkostihvězdy ohřát na teplotu 1100 °C. Autoři objevu D. Charbonneau aj.využili nyní HST k porovnání vzhledu spektra hvězdy běhemtranzitu a mimo něj a odhalili tak nepřímo atmosféru exoplanety,jež obsahuje sodík. Jde o mimořádně citlivou analytickou metodu.Pomocí HST STIS měřili změny jasnosti hvězdy T. Brown aj. Dosáhlitak fantastické přesností měření +/-0,0001 mag při celkovém poklesujasnosti až 0,02 mag. Celý přechod exoplanety přes hvězdný kotoučtrval 3 hodiny, když celková oběžná doba exoplanety činí 3,5 dne. Tak sezpřesnily parametry exoplanety, neboť vůbec poprvé známespolehlivě sklon dráhy 87°: hmotnost 0,7 Mj; poloměr 1,35 Mj.

Jelikož však dráhové parametry u nadějných soustav s vhodnýmúhlem sklonu dráhy exoplanety vůči zornému paprsku dávajípředpovědi transitů s chybou řádu 10 hodin, naskýtá se tak nečekaněvýtečná příležitost pro astronomy-amatéry, neboť pokles jasnostio více než 0,3 mag lze rozpoznat i při pozorování očima. Vhodnýmtipem je trpasličí hvězda Gl 876 (Aqr) sp. třídy M, vzdálená odnás pouhých 4,6 pc. Nejproduktivnější skupině hledačů exoplanet,vedené G. Marcym a P. Butlerem, se totiž právě u ní podařilpočátkem roku 2001 kapitální úlovek dvou obřích planet, ježvykazují základní dráhovou rezonanci 2:1, když jejich poloosyčiní 0,13 a 0,21 AU, výstřednosti 0,28 a 0,10 a oběžné doby činípo řadě 30 a 61 dnů; nepřesnost rezonance navíc prokazuje, že jdeurčitě o plynná tělesa. Podle J. Lissauera aj. jsou jejichminimální hmotnosti 0,5 a 1,8 Mj. Jelikož odstup poloměrů drahje pouze 0,08 AU, považovali astronomové dlouho výsledky měřeníza důkaz existence jediného tělesa na velmi výstředné dráze.Teprve 6 let velmi přesných měření radiálních rychlostí na dvourůzných dalekohledech odhalila tuto kamufláž a naprosto udivujícízákladní rezonanci.

V naší sluneční soustavě vykazuje jedinou planetární dráhovourezonanci 3:2 pouze Pluto vůči Neptunu. Nepřesnost dráhovérezonance v soustavě Gl 876 však znamená, že budoucnost soustavyje omezená: exoplanety nakonec buď na mateřskou hvězdu spadnou,anebo od hvězdy uniknou do mezihvězdného prostoru a stanou sez nich nomádi. B. Reipurth a C. Clarkeová usuzují na základěpočítačových simulací, že planetární nomádi jsou velmi běžní:jsou to třeba i hvězdné zárodky, které však uniknou z mateřskésoustavy dříve, než si naberou dost hmoty na to, aby z nich bylypořádné hvězdy. Výpočty J. Lissauera a E. Rivery prokázaly naopakpoměrně dobrou dlouhodobou stabilitu drah tří exoplanets oběžnými dobami od 4,6 d do 3,6 roků u hvězdyypsilon Andromedae (sp F8 V). Soustava se udrží pohromaděalespoň 100 milionů roků.

Také druhá nejproduktivnější skupina, vedená švýcarskýmastronomem M. Mayorem, zaznamenala při pozorování na jižnípolokouli pomocí spektrografu CORALIE řadu pozoruhodných objevů.U hvězdy HD 82943 (Hya) našli dvě exoplanety v dráhovérezonanci 3:2 s oběžnými dobami 445 a 668 d. U hvězdy HD 74156nalezli exoplanetu na typicky kometární dráze s oběžnou dobou112 d a výstředností 0,93! Tento rekord však vzápětí vyrovnaliD. Naef aj. když objevili exoplanetu s touž výstředností u složkyB vizuální dvojhvězdy HD 80606. Exoplaneta o minimálníhmotností 4 Mj obíhá v periodě 112 dnů, takže v pericentru sedoslova otírá o mateřskou hvězdu! N. Santos aj. objevili dvěexoplanety s hmotností větší než 5 Mj, obíhající kolemmateřských hvězd HD 28185 (Eri) a HD 213240 (Gru) pokruhových drahách v periodách 1,05 a 2,6 roků. G. Istraelian aj.nalezli v atmosféře hvězdy HD 82943 (Hya, sp. G0) nuklid 6Li,pocházející nejspíš z exoplanety o hmotnosti asi 2 Mj, která sena hvězdu kdysi zřítila. Není vyloučeno, že kolem hvězdy obíháv periodě 220 dnů další exoplaneta s hmotností minimálně0,9 Mj. Nepřímo odtud plyne, že asi čtvrtina hmoty hlavníhopásma planetek sluneční soustavy se již zřítilo na Slunce.

Během roku 2001 stoupl počet známých exoplanet na 80, což je velmiprudký nárůst, související s tím, že se začínají zúročovatmnohaleté souvislé řady přesných měření radiálních rychlostí,takže zejména přibývají exoplanety s dráhovými poloosami nad3 AU, jejichž oběžné doby činí více let. To je např. důvod, pročD. Fischerová aj. objevili druhou exoplanetu u hvězdy 47 UMa,takže tato soustava obsahuje nejenom "jupiter" ve vzdálenosti2,1 AU s oběžnou dobou 3,0 roků, ale i "saturn" ve vzdálenosti3,7 AU a oběžné době 7,1 let.

S. Zucker a T. Mazeh vybrali 47 mateřských hvězd známýchexoplanet a hnědých trpaslíků, jejichž přesné polohy změřiladružice HIPPARCOS, takže se jim podařilo určit sklony oběžnýchdrah průvodců k zornému paprsku. Jakmile je sklon znám, lzestanovit spolehlivé horní meze pro jejich hmotnosti, zatímcospektroskopická pozorování dávají meze spodní. Nejnižší horní mezpřísluší zmíněnému "jupiteru" u hvězdy 47 UMa -- 0,014 Mo, což jena rozhraní mezi obří exoplanetou a hnědým trpaslíkem. V dalších13 případech je jako průvodce vyloučena "lehká" hvězda, ale nenívyloučen hnědý trpaslík. Naproti tomu mnoho údajných hnědýchtrpaslíků jsou ve skutečnosti právě ony velmi lehké hvězdy.

A. Boss se domnívá, že bychom měli relativně nejsnáze nacházetvelmi hmotné exoplanety s hmotnostmi kolem 10 Mj, ale jejichpočet je ve skutečnosti překvapivě malý. To zřejmě souvisí sezpůsobem, jak vznikají dvojhvězdy, kde je zřetelná tendence, abyméně hmotný zárodek nabral z prahvězdného mračna relativně vícehmoty, než zárodek hmotnější. Velmi hmotné exoplanety protovznikají jedině z fluktuací hustoty v zárodečném protoplanetárnímdisku, a proto jsou tak vzácné. Jestliže hmotnost takto vzniklýchtěles přesáhne hranici 13 Mj, nejde však již o exoplanetu, nýbržo hnědého trpaslíka.

Podle J. Gizise byl první hnědý trpaslík prokázán až v roce1995. Ačkoliv jejich počet je patrně větší, než počet hvězd,nepřispívají příliš k zastoupení tzv. skryté hmoty Galaxie.Zhruba pětina hnědých trpaslíků tvoří páry ve vzájemnévzdálenosti od 1 do 10 AU. Přestože nemají rentgenovou korónu,vyskytují se na jejich povrchu rentgenová vzplanutí. Hranice meziméně hmotnými hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami není ostráa takové objekty pak prakticky nelze jednoznačně zatřídit.

C. Ladovi aj. se podařilo v mlhovině v Orionu odhalit dalších100 hnědých trpaslíků o stáří pouze 1 milionu roků jež jsouobklopeny asi ve třech pětinách případů horkými cirkumstelárnímidisky, což prakticky znamená, že i hnědí trpaslíci mohou mítkolem sebe posléze exoplanety. M. Kenworthy aj. našlivícenásobnou soustavu 300 milionů roků starých a 10 pc vzdálenýchhnědých trpaslíků Gl 569B (sp. tř. dM8.5) s úhrnnou hmotnostínanejvýš 0,2 Mo. Tři trpaslíci o hmotnosti kolem 50 Mj jsou odsebe navzájem vzdáleni po řadě 50 a 1 AU. Totéž nezávislepotvrdili i B. Lane aj.

A. Burrows aj. konstatovali, že modely exoplanet a hnědýchtrpaslíků jsou už fakticky samostatným oborem astrofyziky napomezí mezi hvězdami a planetami sluneční soustavy. Z téhoždůvodů bylo potřebí doplnit spektrální třídění o nové spektrálnítypy pro hnědé trpaslíky a obří exoplanety, tj. L a T Dosud známeněco přes 150 hnědých trpaslíků a bezmála stovku exoplanet.Exoplanety se zatím objevují v sousedství hvězd spektrálníchtříd F7 -- M4 a jejich minimální hmotnosti vesměs přesahují0,25 Mj. Méně hmotné exoplanety určitě existují, ale leží dosudpod prahem možností detekce metodou přesných radiálníchrychlostí.

Tato mez se ovšem neustále posouvá. U obřího dalekohledu VLTv Chile byl nedávno uveden do chodu spektrograf HARPS, dosahujípřesnosti měření radiálních rychlostí +/-1 m/s, takže brzy lzeočekávat objevy exoplanet s hmotností kolem 0,1 Mj. Všechnyexoplanety s poloměry většími než 0,75 Mj se skládají výlučněz vodíku. Menší exoplanety mohou být ledové, anebo obsahujíkamenná olivínová jádra. Podle R. Butlera aj. má 7 procent hvězdblízkých ke Slunci exoplanety typu Jupiteru s oběžnou doboukratší než 5 roků. Nejhmotnější exoplanety mají zhruba 5 Mja s klesající hmotností až do pozorovací meze funkce hmotnostiplynule roste, takže je prakticky jisté, že daleko nejvíceexoplanet se vyskytuje pod rozlišovací mezí současné pozorovacítechniky. Podle V. Béjara aj. je výskyt exoplanet-nomádůs hmotností 5 Mj srovnatelný s výskytem červených trpaslíkůtřídy M, tj. méně hmotných exoplanet je pak nesmírně mnoho,i když jejich příspěvek ke skryté hmotě vesmíru není nijakvýznamný. D. Barrado y Navascués aj. odhalili na snímcíchdalekohledem ESO VLT1 v kupě kolem hvězdy sigma Ori již 15 nomádůs hmotnosti 8 až 18 Mj.

Exoplanety podobné prototypu 51 Peg těsně u mateřských hvězd nakruhových drahách s oběžnou periodou řádu dní jsou asi o řádvzácnější, ačkoliv se dají poměrně nejsnáze objevit. Podle J.Donnisona a I. Williamse je průměrná hodnota hmotnosti obříchexoplanet 2,4 Mj a pro hlavní poloosy drah nad 0,2 AU je typickáznačná výstřednost jejich drah. Mateřské hvězdy mají většinouvyšší metalicitu než je sluneční; jinými slovy, čím bude vesmírstarší, tím bude více exoplanet. I pro exoplanety lze jižsestrojit docela jednoznačnou závislost mezi efektivní teplotoua zářivým výkonem, tedy formální obdobuHertzsprungova-Russellova diagramu pro hvězdy. Podle W. Hubbardaaj. posloupnosti hvězd, hnědých trpaslíků a obřích exoplanet nasebe zcela plynule navazují. V současné době se soustavně sledujízměny radiálních rychlostí pro 1200 nejbližších hvězd na osmiobservatořích po celém světě, takže lze očekávat podstatnézlepšení statistických údajů již v blízké budoucnosti.

Velkým překvapením bylo první pozorování rentgenové erupce nahnědém trpaslíku LP944-20, odhalené družicí Chandra v prosinci1999. Nyní E. Berger aj. zjistili, že trpaslík prodělalněkolikaminutové radiové vzplanutí koncem srpna roku 2000, jehožmaximální zářivý výkon bezmála 1020 J překonal o tři řády i tynejoptimističtější odhady; skoro určitě jde o synchrotronovézáření na gigahertzových frekvencích.

 

2.2. Prahvězdy

U nejmladších prahvězd se pozorují jednak masivní akrečnídisky a jednak výtrysky hmoty kolmo k rovině disku. Pro hvězdyslunečního typu trvá tato klíčová epizoda vývoje pouhé statisícelet. Pak akrece materiálu na prahvězdu skončí, výtrysky zmizía z akrečního disku zůstává jen tenký prachový disk, z něhožpak vznikají planety. Naproti tomu velmi hmotné prahvězdyprodělávají tak bouřlivý raný vývoj, že kolem nich žádné planetynevznikají. Typickým příkladem je podle D. Sheperda aj.prahvězda G192.16-3.82 v Orionu o hmotnosti kolem 10 Moa stáří 200 tisíc let, vzdálená od nás 1,8 kpc. Podle měřenírozšířenou anténní soustavou VLA (nová přídavná anténa je odpůvodní konfigurace obřího Y vzdálené plných 50 km) bylo ve dvouprotilehlých výtryscích z této prahvězdy již vyvrženo na 100 Mo(!) do vzdálenosti až 5 pc. Akreční disk o průměru 130 AUkolem prahvězdy má však ještě stále dvakrát větší hmotnost, nežsamotná prahvězda.

Podle G. Basriho se v okolí Slunce vyskytují extrémně mladéhvězdy nejvíce v obřím molekulovém mračnu ve vzdálenosti pouhých120 pc od nás. Prozradily se intenzívním rentgenovým zářením asitisíckrát větším než u Slunce a pohybují se souběžně v malýchskupinách. Nejbližší asociace TW Hya, tvořená 20 prahvězdami,se nalézá ve vzdálenosti pouze 50 pc od Slunce a prozradila sespolečným vlastním pohybem. B. Zuckerman aj. objevili společnývlastní pohyb 17 mladých hvězd o průměrném stáří 12 milionů letv čele se známou hvězdou beta Pic, kolem nichž se častonacházejí prachové disky nebo jež jsou doprovázeny hnědýmitrpaslíky. Právě zde lze hledat budoucí planetární soustavy.Nejaktivnější hvězdnou kolébkou v našem okolí je pak oblastVelké mlhoviny v Orionu, vzdálená od nás 450 pc, jak ukázali Y.Tsuboi aj. pomocí snímků rentgenové družice Chandra. Příslušnéobří molekulové mračno OMC-3 se díky překotné tvorbě hvězdprakticky rozplyne během pouhých 10 milionů let. Podle A. Bossekončí proces vzniku hvězd ve skupinách tím, že gravitačnímhroucením zbytků zárodečného chuchvalce vznikají osamělé planetyo hmotnostech až 13 Mj.

Prototypem rané planetární soustavy se stala hvězda zéta Lep(sp. A3) o hmotnosti 2 Mo, zářivém výkonu 15 Lo a minimálnímstáří 50 milionů let, vzdálená od nás 22 pc. Podle C. Chena a M.Jury je obklopena prachovým pásem ve vzdálenosti 6 AU od hvězdy,jenž obsahuje asi 200krát více materiálu, než hlavní pás planeteku Slunce. Jelikož stávající prach by měl být v krátké době zesoustavy vymeten, je zřejmé, že se neustále doplňuje drcenímvětších planetek o úhrnné hmotnosti 4.1023 kg. Autoři sedomnívají, že právě takto mohla vypadat naše sluneční soustavaasi 100 milionů let po svém vzniku. Současný pás planetek vesluneční soustavě je ovšem pouhým nepatrným zbytkem původního,neboť jeho nynější hmotnost dosahuje řádu 1021 kg.

 

2.3. Hvězdná astrofyzika

Když před 40 lety započal výzkum oscilací slunečního poloměru,jenž vedl k rozvoji helioseismologie jako mimořádně účinnémetody pro průzkum pozorovatelsky nepřístupného slunečního nitra,málokdo tušil, že v tak krátkém mezidobí se podaří něco obdobnéhopro hvězdy podobné Slunci. První stelární seismologická měření sezdařila v roce 1999 u jasného Prokyonu (sp. F5 IV-V) a vloniještě ve vyšší kvalitě (přesnosti měření dosáhla neuvěřitelných2,7 m/s) F. Carrierovi aj. pro hvězdu beta Hyi sp. třídy G2 IVa F. Bouchymu a F. Carrierovi pro alpha Cen A (sp. G0). Tím seotevírá jedinečná příležitost zkoumat fyzikální poměry v nitrechhvězd, podobně jako geofyzici dokáží pomocí seismickýchměření studovat nitro Země. I. Baraffe aj. ukázali, že radiálnípulsace vyvolávají nestabilitu velmi masivních hvězd III.populace (tj. historicky první generace; bez příměsi kovů) prohmotnosti vyšší než 120 Mo. Tím je dána praktická mez hmotnostihvězd kolem 100 Mo. Naproti tomu P. Madau a M. Rees sedomnívají, že i hvězdy III. populace nad 150 Mo mohou vznikat,ale vzápětí se hroutí na černé díry. Je velmi těžké to ověřit,jelikož takové hvězdy v naší Galaxii už dávno neexistují, a vevzdálených částech vesmíru jsou příliš slabé na to, aby je bylomožné odhalit.

P. Young aj. se zabývali problematikou velikosti apsidálníhopohybu v zákrytových těsných dvojhvězdách, jehož hodnoty jsoučasto v rozporu jak s představami o stavbě hvězd tak s obecnouteorií relativity. K měření se hodí nejlépe zákrytové soustavy,kde jsme schopni vidět spektrální čáry obou složek, což je v tutochvíli pouze 18 dvojhvězd s hmotnostmi složek v rozsahu1,1 a6 2,6 Mo; z toho tři případy obsahují hvězdy ještě před hlavníposloupností. Odtud vyplývá, že skutečné hvězdy mají vyššíkoncentraci hmoty směrem do centra, než dosavadní modelypředpokládaly a dále, že v nitru jsou více než se čekalozastoupeny těžší prvky. Když k tomu připočteme vliv rotace hvězdna stáčení přímky apsid, je odstraněn i zmíněný rozpor s obecnourelativitou.

P. Wesson shrnul nevyřešené problémy astrofyziky, které seponejvíce vyskytují na rozhraní mezi astronomií, teoriírelativity a kvantovou fyzikou. Výslovně uvedl problematikuvakuového pole a supersymetrie, jednotné teorie interakcí GUT,kvantové gravitace, topologie prostoru, povahy a velikostikosmologické konstanty, skryté hmoty, Machova principu, horizontůa dimenzionality vesmíru, fundamentálních fyzikálních konstant,vlastností neutrin a dalších zejména pak supersymetrickýchčástic. Z čistě astrofyzikálních otázek pak připomněl původgalaxií a dalších struktur, příčinu jejich rotace, vztah mezihmotností a momentem hybnosti kosmických těles, zda skutečnědošlo k velkému třesku, a konečně otázky výskytu života vevesmíru resp. Fermiho paradoxu.

 

2.4. Osamělé hvězdy

M. Wittkowski aj. využili Námořního interferometru Lowellovyobservatoře k proměření úhlových průměrů tří pozdních obrů nazákladnách až 37,5 metrů dlouhých. Odtud vyplynuly jejich lineárnípoloměry od 56 do 114 Ro a potvrdily se teoretické modelyrozložení jasnosti na kotoučcích obřích hvězd. G. van Bellovi aj.se podařilo poprvé zobrazit kotouček hvězdy hlavní posloupnostidíky optickému interferometru na Mt. Palomaru o velmi dlouhézákladně 100 metrů. Šlo o jasného Altaira (sp A7 IV-V) v Orluo poloměru 1,8 Ro a efektivní teplotě 7,7 kK. Kotouček jezploštělý s poměrem poloos 1,14 a úhlovým průměrem 0,003". Hvězdatotiž rychle rotuje s minimální obvodovou rychlostí 210 km/s. N.Smith aj. ukázali pomocí pozorování HST, že proměnná VY CMa,M5e Ia, vzdálená 1,5 kpc, patří k nejsvítivějším červenýmveleobrům vůbec, neboť dosahuje 500 000 Lo. Je obklopena rozsáhloumlhovinou rozptýlené hmoty, protože ročně ztrácí 3.10-4 Mo. Přiabsolutní bolometrické hvězdné velikosti -9,5 mag ji řadímek tzv. hyperobrům třídy OH/IR. M. Jura aj. studovaliv milimetrovém pásmu hvězdu HD 179821 (sp G5 Ia), která ještěpřed 1600 lety byla červeným hyperobrem a která ročně ztrácí3.10-4 Mo. Autoři zjistili, že je obklopena rozsáhlým plynnýmobalem a směřuje k výbuchu supernovy (typu Keplerovy supernovyz roku 1604) za pouhých 100 tisíc let. Podle T. Tsujiho vyplýváz měření infračervené družice ISO, že obří hvězdy K a M mají vesvé atmosféře vodní páru.

P. Tenjes aj. ukázali, že hvězda HIP 60350 (sp B4-5 V)o hmotnosti 5 Mo unikla před 20 miliony lety z otevřenéhvězdokupy NGC 3603, vzdálené od nás 3,5 kpc, rychlostí plných417 km/s. F. Walter aj. zase uvedli, že z oblasti Trapezuv mlhovině v Orionu unikly před 2,5 miliony lety hvězdymí Col a AE Aur, podobně jako 60 pc vzdálené rentgenovádvojhvězda RX J1856-37 (CrA), která prchá od skupiny ve Štírutempem 0,3"/rok.

R. Scholz aj. našli díky vlastnímu pohybu 0,8arcsec/r blízkéhočerveného trpaslíka LHS 2090 (sp dM6.5) ve vzdálenosti 6 pc odSlunce. Pořídili totiž spektra pro všechny červené hvězdys vlastním pohybem nad 0,18arcsec/r a odtud usoudili, že vevzdálenosti do 10 pc od Slunce nebyla dosud třetina zdepobývajících hvězd objevena. Do této vzdálenosti je zatím známo280 hvězd, přičemž hlavním důvodem neúplnosti přehlídky jenedostatek dostatečně starých měření na jižní polokouli.

 

2.5. Těsné dvojhvězdy

P. Tuthill aj. zkoumali originálním způsobem dvojhvězduLkHalpha 101 pomocí Keckova teleskopu. Na sekundární zrcadlototiž umístili speciální masku, která sice pohltila 90 procentdopadajícího světla, ale zato fantasticky zvýšila rozlišovacíschopnost dalekohledu, jenž pak umožnil čtyřikrát lepší rozlišenínež má HST! Díky tomu prokázali, že složky dvojhvězdy jsou odsebe vzdáleny 27 AU, a že kolem primární složky se nachází horkáprachová obálky ve tvaru koblihy.

Naprostou kuriozitou se stal objev nejjasnější zákrytovédvojhvězdy na nebi pomocí kosmické sondy Galileo. Sonda totižpoužívala podle palubního programu pro svou orientaci jasnéhvězdy 2 mag na jižním nebi delta Vel a v červnu 2000 přitomdošlo k výpadku orientace, který se zprvu přičítal nějaké porušesamotné navigační aparatury, což se dodatečně zjistilo též propozorování z listopadu 1989, kdy sonda teprve k Jupiterusměřovala. Posléze se však ukázalo, že k selhání navigace došlov krátkém intervalu, kdy jasnost hvězdy poklesla o 0,3 mag vlivemzákrytu složek dosud neznámé dvojhvězdy! Dohledání v archivuamerické asociace AAVSO odhalila příležitostná pozorování zákrytuargentinským astronomem-amatérem S. Oterem již od roku 1997, cožpak umožnilo snadno stanovit neobvykle dlouhou oběžnou dobusoustavy 45 dnů, zatímco zákryty složek trvají jenom pár hodin.Tím lze vysvětlit, že zákryty tak dlouho unikaly pozornosti, alesvou roli zřejmě sehrál i fakt, že na jižní polokouli působídaleko méně astronomů profesionálů i amatérů než na polokouliseverní.

C. Laws a G. Gonzales zjistili, že spektroskopická dvojhvězda16 Cyg AB je prvním párem slunečních "dvojčat", který známe.Obě složky mají totiž se Sluncem téměř shodné spektrum; liší seod něho pouze o něco vyšším zastoupením kovů. Složku B navícobíhá obří exoplaneta. M. Barstow aj. využili širokoúhlé kameryHST k rozlišení 8 dvojhvězd typu Sírius AB, tj. kombinaceranější hvězdy hlavní posloupnosti a bílého trpaslíka. Oběžnédoby bílých trpaslíků se přitom pohybují od stovek po tisíce let;nejkratší periodu 18 let má dvojhvězda zéta Cyg. Z těchtoměření je možné odvodit jak hmotnost jednotlivých bílýchtrpaslíků tak gravitační (Einsteinovy) červené posuvy. J.Bochanski a E. Sion odhalili pomocí družice IUE povahu průvodceproměnné omikron Cet, vzdálené od nás 128 pc. Jde o bíléhotrpaslíka o hmotnosti 0,6 Mo a efektivní teplotě 9 kK, jehožstáří činí asi 850 milionů roků. Trpaslík je zahalen ještěteplejším akrečním diskem, který vzniká prouděním hvězdného větruze samotné Miry Ceti. M. Perryman aj. použili poprvé ve hvězdnéfotometrii supravodivý Josephsonův můstek, jenž je jednakmimořádně citlivý a jednak může měřit v intervalech řádumikrosekund. Dokázali tak pokrýt světelnou křivku zákrytovédvojhvězdy UZ For (18 mag) během oběžné periody 126,5 minuti během vlastního zákrytu v trvání pouhých 8 minut. Zjistili, žejde o tzv. polar s indukcí magnetického pole bílého trpaslíkařádu 1 kT.

R. White a A. Ghezová se zabývali výzkumem vlastností 44mladých dvojhvězd v oblasti Tau-Aur pomocí HST a IRTF. Ukázali,že tyto dvojhvězdy vesměs vznikly drobením původníhomezihvězdného mračna, nikoliv nestabilitami v zárodečném hvězdnémdisku nebo dokonce pozdějším zachycením osamělých zárodků hvězd.A. Čerepaščuk shrnul údaje o Wolfových-Rayetových hvězdách (WR)a relativistických hvězdných objektech ve dvojhvězdách. Nejvícesložek dvojhvězd WR má hmotnosti v rozmezí jednak 1 až 2 Moa dále 20 až 44 Mo. Relativistické objekty, doprovázející WRhvězdy, mají bimodální rozložení hmotností, s maximy kolem1,35 Mo (neutronové hvězdy) a dále 9 Mo (hvězdné černé díry).Složky s hmotnostmi v pásmu 2 až 4 Mo jsou vzácné. Autorupozorňuje, že C-O jádra hvězd WR mají podobné hmotnosti jakohvězdné černé díry, takže není vyloučeno, že hvězdy WR právě takskončí.

V. Niemela připomněl historické mezníky ve zkoumání dvojhvězd.Podvojnost Mizara odhalil J. Riccioli kolem roku 1650; C. Huygensrozlišil první tři složky Trapezu v Orionu a C. Mayer roku 1781pořídil první katalog 80 hvězdných párů. O rok později objevil J.Goodricke první zákrytovou dvojhvězdu -- Algol, a vyslovildomněnku, že je o soustavu dvou objektů kolem sebe navzájemobíhajících, které se periodicky zakrývají. V témže roce vydal W.Herschel obsáhlejší katalog 269 dvojic, ale sám zprvu nevěřil, žemůže jít o skutečné kosmické páry -- domníval se, že jde o náhodnépromítání nestejně vzdálených hvězd přibližně do téhož směru.Svůj názor však změnil, když mohl roku 1797 potvrdit, že některévizuální dvojhvězdy vykazují relativní oběžný pohyb. Vyhledávánídvojhvězd na jižním nebi pak uskutečnil jeho syn John v letech1833-1838. V roce 1824 získal W. Struwe na observatoři v Tartu(Estonsko) první přístroj na paralaktické montáži od samotného J.Fraunhofera. Dokázal pak přímo u dalekohledu proměřit až 400poloh hvězd za hodinu! Ve 129 nocích tak získal údaje o polohách120 tisíc hvězd. V roce 1889 odhalil E. Pickering Mizara A jakospektroskopickou dvojhvězdu. Dvojhvězdy, které jsou zároveňzákrytové a spektroskopické (obzvláště s čarami obou složek vespektru soustavy), jsou základem pro určování spolehlivýchgeometrických i fyzikálních vlastností hvězd. Díky jim je ověřenmj. vztah hmotnost-zářivý výkon pro hvězdy s hmotnostmiv intervalu 1 - 25 Mo; pro vyšší hmotnosti jde o pouhouextrapolaci.

(pokračování)

Jiří Grygar

| Zdroj: Věnováno památce českého astronoma a čestného člena České astronomické společnosti Ing. Vladimíra Ptáčka, CSc. (1920-2001) z Prahy a dlouholetého předsedy západočeské pobočky ČAS v Rokycanech prof. Milana Vonáska (1933-2001).  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
Binární hromada šutrů
Ilustrační foto...
Stručně z kosmonautiky X
Ilustrační foto...
Vzniká elektronický časopis o exoplanetách
Ilustrační foto...
Letenky na Mars
Ilustrační foto...
Instantní galerie 5 – speciál
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