Tu si môžete zvoliť potrebné kódovanie diakritiky.

ŽEŇ OBJEVŮ 2002 (XXXVII.) - DÍL C; PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA


Dátum: 02. júna 2004

Autor: Jiří Grygar


Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .


OBSAH (časť C):

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Nejrozsáhlejší rodinu exoplanet má stále milisekundový (per 6,2 ms) pulzar PSR B1257+12 v souhvězdí Panny, jak poprvé ukázali A. Wolszczan aj. již v r. 1992. Souvislá již jedenáctiletá přesné měření kolísání rotační periody tohoto pulzaru pomocí radioteleskopu v Arecibu postupně odhalila exoplanety s rekordně nízkými hmotnostmi 0,015; 3,4; 2,8 a 0,005 M_Země. Exoplaneta s nejmenší hmotností má fakticky téměř třikrát nižší hmotnost než Měsíc a obíhá neutronovou hvězdu po výstředné dráze s periodou 3,5 r. S. Zucker aj. odhalili první exoplanetu v soustavě trojhvězdy (HD 178911). Systém sestává z těsné dvojhvězdy, v jejíž atmosféře se vyskytuje lithium, a z poněkud vzdálenější třetí složky sp. třídy G5 V, kolem níž pak obíhá exoplaneta po dráze s výstředností 0,12 v periodě 72 d o minimální hmotnosti 6 M_j. Podle P. Lowranceho aj. známe již sedm případů exoplanetárních soustav. Nejnovějším přírůstkem je soustava tří exoplanet u hvězdy upsilon And (sp. F8 V), která je navíc sama dvojhvězdou: její trpasličí průvodce sp. M4.5 V je od ní vzdálen 750 AU. Hvězda sama má podle nových měření minimálně tři exoplanety, jež obíhají ve vzdálenostech 0,06 -- 2,5 AU od hvězdy a jejichž úhrnná hmotnost odpovídá pětinásobku hmotnosti všech planet naší sluneční soustavy.

První exoplanetu, popř. hnědého trpaslíka obíhající kolem obří hvězdy (iota Draconis; sp. K2 III; poloměr 13 R_o; hmotnost 1,05 M_o; vzdálenost 30 pc) našli S. Frinková aj. Exoplaneta o minimální hmotnosti 9 M_j, popř. hnědý trpaslík o maximální hmotnosti 45 M_j obíhá po dráze s výstředností 0,7 v periodě 1,5 r. Exoplanety u obřích hvězd HD 142 a HD 23079 nalezli vzápětí při soustavné přehlídce trpasličích hvězd sp. tříd F--M C. Tinney aj.; jejich hmotnosti jsou jen nepatrně vyšší než 1 M_j a oběžné doby činí po řadě 339 a 626 d, tj.obíhají ve vzdálenostech 1,0 resp. 1,5 AU od svých mateřských hvězd.

Prvního hnědého trpaslíka u červeného trpaslíka třídy M (HD 41004B) našli N. Santos aj. díky spektrografu ESO CORALIE. Obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 1,3 d. Hvězda sama je vzdálena pouze 0,5arcsec od dalšího trpaslíka HD 41004A sp. K0 V. A. Hatzes aj. našli obří exoplanetu, jež obíhá kolem kolem jasnější složky dvojhvězdy gama Cephei, vzdálené od nás 14 pc. Zatímco složky dvojhvězdy sp. K1 IV + dM V kolem sebe obíhají v periodě 70 r, exoplaneta kolem hvězdy K1 IV to stihne za 2,5 r a druhá složka dvojhvězdy její dráhu zřejmě nijak neruší, protože je jednak dostatečně daleko na excentrické dráze v rozmezí 2 -- 30 AU, a jednak má malou hmotnost 0,4 M_o.

První dva hnědé trpaslíky u jedné dvojhvězdy (HD 130948; vzdálenost 18 pc; stáří 300 Mr; sp G2 V) odhalili D. Potter aj. použitím adaptivní optiky u 8 m dalekohledu Gemini-N. Oba hnědí trpaslíci jsou o plných 8 mag slabší než dvojhvězda a jsou spektrálně klasifikováni jako dL2. Jak uvedli S. Vogt aj., lze hnědé trpaslíky najít snáze než exoplanety, neboť mají až o řád vyšší hmotnosti. Dosud nebyl objeven žádný hnědý trpaslík, jenž by obíhal kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti pod 0,1 AU, zatímco u exoplanet je to poměrně běžné.

Nejlepší současné spektrografy měří radiální rychlosti mateřských hvězd slunečního typu s přesností ±3 m/s, což postačí na odhalení "exojupiterů" přibližně do vzdálenosti 3 AU od mateřské hvězdy. Nejnovější úsilí D. Queloze u 3,6 m reflektoru na observatoři La Silla však naznačuje, že velmi brzy se podaří přesnost měření radiálních rychlostí díky novému spektrografu HARPS zvýšit o řád.

Jak uvádějí D. Fischerová aj., tempo objevů exoplanet a hnědých trpaslíků roste, zejména proto, že díky delším pozorovacím řadám se daří odhalovat substelární objekty s delšími oběžnými periodami, srovnatelnými už s oběžnou dobou Jupiteru ve sluneční soustavě. Tak například hvězda 55 Cnc (sp G8 V; 0,95 M_o), u níž už dříve byla nalezena exoplaneta o hmotnosti 0,9 M_j, obíhající ve vzdálenosti 0,1 AU od mateřské hvězdy po téměř kruhové dráze za 15 d, a posléze druhá exoplaneta ve vzdálenosti 0,24 AU o hmotnosti 0,25 M_j s oběžnou dobou 44 d, má podle dlouhodobých měření G. Marcyho aj. i třetí exoplanetu o hmotnosti nad 4 M_j, obíhající kolem mateřské hvězdy po dráze s výstředností 0,24 o velké poloose 5,5 AU v oběžné době 13 r. S. Hawleyová aj. nalezli celkem 718 trpasličích hvězd a hnědých trpaslíků tříd M, L a T díky probíhající přehlídce SDSS ; z toho 629 dosud neznámých. Ze statistiky objevů podle G. Knappa vyplývá, že přehlídka SDSS najde většinu trpaslíků raných tříd M do vzdálenosti 1,5 kpc od Sluce, zatímco hnědé trpaslíky třídy L v okruhu do 100 pc a třídy T pouze do 25 pc od Slunce. Rozhraní mezi třídou T a L odpovídá efektivní teplotě 1300 K. Dosud nejchladnější trpaslík T má teplotu jen 800 K. Celkem je již známo přes 200 trpaslíků L a asi tři tucty trpaslíků T. Substelární objekty (hnědí trpaslíci, obří exoplanety) představují v průměru 10% hmotnosti hvězd v naší Galaxii.

Zatímco naprostá většina exoplanet se objevuje díky přesným měřením změn radiálních rychlostí mateřských hvězd, perspektivně dokonce mnohem významnější bude časem technika měření poklesů jasnosti mateřské hvězdy při přechodu exoplanety přes kotouček hvězdy. Zatím lze tak soustavně pozorovat přechody exoplanety B před mateřskou hvězdou HD 209458A každého 3,5 d, byť i tato exoplaneta byla nejprve rozpoznána metodou radiálních rychlostí. Na základě rozborů světelných křivek zmíněných poklesů jasnosti s amplitudou 0,02 mag určili A. Codyová a D. Sasselov přesněji parametry soustavy. Mateřská hvězda sp. dG0 o stáří 5,2 Gr má hmotnost 1,06 M_o a poloměr 1,18 R_o, zatímco hmotnost exoplanety činí 0,7 M_j a její poloměr dosahuje 1,4 R_j.

Jak uvádí A. Udalski, v programu OGLE III, jenž je primárně zaměřen na hledání gravitačních mikročoček, se fotometricky sleduje 100 tisíc hvězd podobných Slunci v okolí centra naší Galaxie s přesností lepší než 0,015 mag. Během pozorovací kampaně v r. 2001 se tak podařilo objevit krátkodobý pokles jasnosti u 62 hvězd, což odpovídá přechodům menších objektů přes disk mateřské hvězdy s oběžnými periodami 1 -- 6 d; z toho u 43 hvězd již zpozorovali více takových poklesů. Nejzajímavějším případem je objekt OGLE-TR-1756-2932, kde hloubka minim v pásmu I dosahuje 0,013 mag a odtud vychází existence exoplanety o poloměru 0,7 R_j s oběžnou periodou 1,21 d - tedy horká obdoba našeho Saturnu. Jak uvádějí F. Pepe aj. postupně se také snižuje spodní hranice pro hmotnosti objevených exoplanet. Momentálně nejnižší hmotnost 53% hmotnosti Saturnu má exoplaneta, objevená u hvězdy HD 83443 Eulerovým 1,2 m dalekohledem na observatoři ESO v La Silla.

G. Benedict aj. užili jako první k detekci exoplanety astrometrii pomocí pointačního teleskopu FGS3 u HST. Dostali tak dobrá data pro exoplanetu u hvězdy Gliese 876 (sp dM) o hmotnosti 0,32 M_o, vzdálené od nás 4,7 pc. Exoplaneta obíhá v periodě 60 d po dráze se sklonem 84° k zornému paprsku a odtud vychází její hmotnost (1,9 ± 0,3) M_j.

Podle H. Jonese aj. lze dosud objevené exoplanety rozčlenit do několika typických skupin. Do první skupiny patří exoplanety typu 51 Peg B s oběžnými dobami pod 88 d a výstřednostmi pod 0,25 - takových exoplanet známe již 25. Největší skupiny představují exoplanety typu 70 Vir B s oběžnou dobou nad 88 d a výstřednostmi nad 0,25 - k ním patří 41 objektů. Relativně vzácné (5 exoplanet) jsou případ s oběžnou dobou do 88 d, ale výstředností nad 0,25. Konečně exoplanety "slunečního" typu mají oběžné doby nad 88 d a výstřednosti pod 0,25 - těch je zatím známo 16.

M. Shara a J. Hurley hledali pomocí HST obří exoplanety v kulové hvězdokupě 47 Tuc. Protože žádné nenašli, pokusili se tuto absenci objasnit počítačovými simulacemi, v nichž prokázali, že v dostatečně husté hvězdokupě dochází k častým těsným setkáním hvězd a přitom se drasticky mění dráhy exoplanet obíhajících kolem mateřské hvězdy. Část z nich vinou gravitačních poruch na mateřskou hvězdu prostě spadne a je pozřena. Jiné jsou naopak katapultovány do mezihvězdného prostoru a stanou se planetárními nomády. Pokud se obří exoplanety u hvězdy udrží, tak jedině za cenu výrazného růstu výstřednosti dráhy. To naopak znamená, že kruhové dráhy našeho Jupiteru a Saturnu se dodnes udržely právě proto, že Slunce vzniklo v oblasti s nízkou prostorovou hustotou hvězd, takže nebylo v dosavadní historii sluneční soustavy vystaveno těsným přiblížením s jinými hvězdami.

J. Debes a S. Sigurdsson zkoumali stabilitu planetárních soustav v době, kdy se z mateřské hvězdy slunečního typu stane bílý trpaslík. Výpočty ukazují, že slapové síly a gravitační poruchy při blízkých setkáních s cizími hvězdami naprostou většinu exoplanet zničí, takže přežijí jedině hmotnější hnědí trpaslíci. R. Rafikov se věnoval problému migrace exoplanet do blízkosti mateřských hvězd. Ukázal, že plynné obří exoplanety nemohou vznikat v malých vzdálenostech od mateřské hvězdy, kde je dnes zhusta nacházíme. Musely proto vzniknou až za tzv. sněžnou hranicí, tj. tam, kde se udrží tuhý vodní led, a odtamtud pak migrují směrem k mateřské hvězdě následkem slapové interakce se zárodečnou protoplanetární plynnou mlhovinou, obklopující mateřskou hvězdu po dobu až desítek milionů roků. Migrace proběhne na časové stupnici řádu tisíců let. J. Barnes a D. OarcminBrien zjistili, že během migrace ztrácejí obří planety své přirozené družice (měsíce); nejrychleji přijdou právě o ty nejhmotnější. Migraci přežijí pouze kamenné družice o průměrné hustotě trojnásobku hustoty vody a poloměru menším než 70 km. M. Noble aj. ukázali že případné terestrické exoplanety kolem hvězd 51 Peg a 47 UMa se udrží po dostatečně dlouhou dobu v tamějších ekosférách a mohou tedy být kolébkami pro mimozemský život. To potvrdili také G. Laughlin aj. pro soustavu 47 UMa.

2.2. Prahvězdy

T. Abel aj. uskutečnili podrobné hydrodynamické výpočty gravitačního hroucení I. generace hvězd ve vesmíru (hvězdy III. populace, tvořené pouze vodíkem a héliem). Ukázali, že při hmotnosti zárodku nad 100 M_o dochází ke spontánnímu gravitačnímu hroucení a akreci hmoty na vznikající prahvězdu tempem až 0,01 M_o/r. K podobnému závěru dospěli rovněž C. McKee a J. Tan, kteří spočítali, že tyto velmi hmotné hvězdy vznikají v turbulentním prostředí molekulových mračen během necelých 100 tis. roků. Hvězdy III. populace jsou zkrátka tak hmotné, že jejích termonukleární fáze proběhne během několika málo milionů roků a ihned pak vybuchují jako supernovy II. typu - proto je podle C. Pilachowské tak obtížné takové hvězdy pozorovat. Nepřímo se důkazy o jejich existenci dají nalézt v halu Galaxie díky přebytku prvků kyslíku, hořčíku a křemíku u málo hmotných hvězd jinak velmi chudých na kovy. N. Christlieb aj. pozorovali pomocí VLT ESO spektrum hvězdy 16 mag v souhvězdí Fénixe HE 0107-5240 o hmotnosti 0,8 M_o, jež se nalézá v halu Galaxie a má jen 5 miliontin sluneční metalicity, ale navzdory tomu přebytek uhlíku a dusíku. Patrně jde o méně hmotnou složku někdejší dvojhvězdy, v níž vysoce hmotná složka předala před výbuchem své nepatrné družce zmíněné lehké prvky.

R. Jayawardhana aj. objevili pomocí obřích dalekohledů Keck II a Gemini North vybavených adaptivní optikou protoplanetární disk u červené složky čtyřhvězdy ve hvězdné asociaci MBM 12 v souhvězdí Berana ve vzdálenosti 275 pc, staré asi 2 miliony roků. Poloměr disku, natočeného k nám téměř hranou pod úhlem 87°, činí asi 150 AU. L. Loinard aj. změřili díky anténní soustavě VLA na vlnové délce 7 mm přesné polohy dvou radiových zdrojů binární prahvězdy IRAS 0436+25, které jsou od sebe vzdáleny 25 AU. Ukázali, že jedna složka prahvězdy je obklopena kompaktním akrečním diskem o poloměru 20 AU, a že úhrnná hmotnost podvojné prahvězdy se pohybuje v rozmezí 0,5 - 2,0 M_o.

2.3. Hvězdná astrofyzika

M. Salaris aj. se zabývali fyzikálními vlastnostmi větve červených obrů. Tyto hvězdy, jež vyčerpaly zásoby vodíku ve svém jádře a mají zdroj termonukleární energie ve slupce obklopující jádro, vysílají maximum zářivé energie v blízkém pásmu 900--1000 nm a jejich minimální stáří činí 1,5 miliardy roků. Během postupu ke špičce obří větve ztrácejí v průměru 0,2 M_o a ve špičce mají shodnou efektivní teplotu 4350 K i svítivost 2,0 kL_o, což je předurčuje k fotometrickému měření vzdálenosti sousedních galaxií až do vzdálenosti 10 Mpc, neboť poloha zmíněné špičky v barevném diagramu je ve skutečnosti dobrou "standardní svíčkou".

S. Heapová a T. Lanz ukázali na základě porovnání parametrů horkých hvězd třídy O v Malém Magellanově Mračnu, získaných ultrafialovými spektrografy HST a družice FUSE, s novými modely atmosfér těchto hvězd spočítanými I. Hubeným, že tyto hvězdy jsou asi o pětinu chladnější, než se dosud soudilo. To znamená, že i hmotnosti těchto hvězd jsou zřetelně nižší, než jsme si dosud mysleli. H. Lamers a T. Nugis odvodili typické hodnoty ztráty hmoty horkých hvězd díky silnému hvězdnému větru, vyvolanému zářivým přenosem energie v horké atmosféře. Nejvyšší hodnoty ztráty hmoty tempem téměř 10^-4 M_o/r a rychlosti větru téměř 10^4 km/s dosahují hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Po nich následují svítivé modré proměnné hvězdy (LBV) se ztrátou rovněž téměř 10^4 km/s a rychlostí větru téměř 10^3 km/s. Běžné hvězdy třídy O ztrácejí téměř 10^-5 M_o při rychlostech kolem 1000 km/s.

2.4. Osamělé hvězdy

D. Koerner aj. a D. Wilner zkoumali cirkumstelární prachový disk kolem Vegy pomocí mikrovlnného radioteleskopu OVRO v Kalifornii a interferometru IRAM na Plateau de Bure ve Francii. Objevili tak hustší uzlíky ve vzdálenostech 60 a 75 AU od hvězdy, o nichž soudí, že vznikly resonancemi, vyvolanými oběhem exoplanety o hmotnosti pod 30 M_j ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy. H. Kjeldsen aj. uveřejnili výsledky asteroseismologických měření hvězd alpha CMi, beta Hyi, alpha Cen A a delta Eri, vykonaných v letech 1999-2000. První hvězdné oscilace s periodou 20 min byly rozpoznány r. 1994 pro hvězdu éta Boo, vzdálenou od nás 12 pc. S. Frandsen aj. měřili oscilace ksí Hya (sp G7 III; 3 M_o; 61 L_o) pomocí velmi přesného spektrografu CORALIE u 1,2 m Eulerova teleskopu ESO. Objevili tak periody v rozmezí 2,0 -- 5,5 h s amplitudami kmitů pod 2 m/s, což dle G. Houdka a D. Gougha potvrdilo modelové výpočty struktury žlutých obrů. Tím se počet hvězd s rozpoznanými oscilacemi natolik rozrostl, že lze hovořit o průlomu v určování struktury niter hvězd.

A. Gregoriová aj. využili měření ze spektrografu UVSTAR pro pásmo 57,5 -- 125 nm na palubě raketoplánu ke studiu atmosféry rané hvězdy Epsilon CMa (sp B2 II), což je nejjasnější EUV objekt na obloze. Je od nás vzdálena 132 pc a opticky se jeví jako hvězda V = 1,5 mag. Její efektivní teplota dosahuje 21 kK, poloměr 11 R_o a projekce rotační rychlosti 35 km/s. J. Timothy aj. pozorovali stejně vzdáleného červeného veleobra Betelgeuse v pásmu FUV pomocí spektrografu HST. Zjistili, že hvězda o poloměru 6,7 AU je obklopena nafouklou atmosférou o poloměru 20 AU, která má v pásmu FUV mnohem nepravidelnější strukturu než v pásmu UV. Poblíž povrchu veleobra se v ní dají pozorovat dvě izolované horké skvrny.

N. Christlieb aj. objevili málo hmotnou hvězdu HE 0107-5240 v souhvězdí Fénixe s dosud nejnižším zastoupením železa (1,4.10^-10 vůči vodíku; o 5 řádů nižší než sluneční metalicita) a stářím přes 13 miliard let, vzdálenou od nás 11 kpc. Jde zřejmě o příslušnici dosud hypotetické třídy hvězd I. generace (III. populace). W. Aoki aj. pořídili vysokodisperzní spektra osmi hvězd velmi chudých na kovy, jejichž metalicita je tudíž téměř o dva řády nižší než sluneční. V sedmi případech objevili v jejich atmosférách čáry olova, což je společně s vizmutem nejtěžší stabilní izotop v přírodě.

2.5. Těsné dvojhvězdy

A. Richichiová aj. pokračovali v objevování interferometrických dvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem, a to jak na severní, tak i na jižní polokouli. Během r. 2001 tak objevili dalších 17 vícenásobných soustav, převážně dvojhvězd a trojhvězd s úhlovou vzdáleností složek v rozmezí 0,007 -- 0,162arcsec. P. Massey aj. získali díky STIS HST kvalitní spektra čtyř zákrytových dvojhvězd v kompaktní kupě svítivých hvězd R136 v souhvězdí Mečouna ve Velkém Magellanově Mračnu. Podařilo se jim tak určit hmotnosti primárních složek dvojhvězd třídy O3 resp. WR, v rozmezí 55 -- 57 M_o, což jsou v této chvíli nejvyšší spolehlivě změřené hmotnosti hvězd vůbec. J. Monnier aj. využili metody aperturního maskování u Keckova teleskopu k rozlišení podrobností (až 0,02arcsec) v soustavě těsné dvojhvězdy WR140 (Cyg), jež se skládá z velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy a horké hvězdy třídy O, obíhajících kolem sebe po velmi výstředné dráze (e = 0,88!) v periodě 8 roků. Obě složky procházely periastrem v únoru 2001, kdy byly jen 2,5 AU od sebe, takže jejich intenzívní hvězdné větry se nadzvukově srážely a na srážkové frontě docházelo k vytváření rázové vlny, v níž vznikala prachová zrnka. Soustava ztrácela tímto způsobem i množství plynu, který byl vyvrhován v podobě otáčející se Archimedovy spirály o poloměru 80 AU.

Základním kritériem pro zařazení dvojhvězdy mezi těsné je však většinou oběžná doba kratší než 1000 dnů. Tak těsné dvojhvězdy se totiž v některých fázích své existence navzájem zřetelně ovlivňují, i kdyby jejich dráha byla zcela kruhová. Klasickým prototypem těsných interagujících dvojhvězd beta Lyrae se zabýval P. Harmanec, jenž připomněl, že soustava patří také k prvním objeveným hvězdám sp. třídy Be. Ztrátou hmoty tempem 2.10^-5 M_o/r je postižena sekundární složka sp. třídy B6-8 II o hmotnosti 3 M_o, jež vyplňuje svůj Rocheův lalok, čímž roste oběžná doba soustavy o 19 s za rok. Primární složka rané sp. třídy B o hmotnosti 13 M_o je skryta v neprůhledném chladnějším akrečním disku a tryskových strukturách kolmých k oběžné rovině. Nad hvězdnými póly pak svítí halo rozptylující světlo hvězdy.

D. Pourbaix aj. určili parametry dráhy vizuální dvojhvězdy alpha Centauri, jejíž velká poloosa má úhlovou velikost 17,6arcsec (24 AU), sklon dráhy 79°, výstřednost 0,5 a oběžnou dobu 80 r. Odtud též odvodili hmotnosti obou složek 1,10 a 0,93 M_o. F. Thévenin aj. využili asteroseismologických měření soustavy k určení jejího stáří na (4,8 ± 0,5) mld. roků, přičemž metalicita soustavy je 2,5krát vyšší než sluneční. P. Youngovi a A. Dupree se poprvé podařilo zobrazit obě složky těsné dvojhvězdy Capelly (HD 34029; sp G1 III + G8 III; 5,9 + 4,7 kK; 9 + 12 R_o; 2,6 + 2,7 M_o) díky kameře FOC HST v ultrafialových pásmech 130 -- 150 nm a 250 -- 300 nm. Hvězdy měly na hlavní posloupnosti spektrální třídu A, avšak nyní se nacházejí nad hlavní posloupností v tzv. Hertzsprungově mezeře. O. Johnson aj. využili spektrografu STIS HST k odhalení koronální čáry Fe XXI (135 nm) ve spektru Capelly. Odtud vyplývá teplota koróny 10 MK. C. F. a A. I. Chaliullinovi rozpoznali na základě 70 let měření časů primárních a sekundárních minim třetí těleso o hmotnosti 0,1 M_o v zákrytové dvojhvězdě RR Lyncis, vzdálené od nás 74 pc. Obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,97!) s velkou poloosou dráhy 17 AU. F. Fekel aj. se zabývali čtyřhvězdou µ- Orionis, v níž každá složka vizuální dvojhvězdy je spektroskopickou dvojhvězdou, což umožnilo sestrojit prostorový model celé soustavy. Dráha vizuální dvojhvězdy je skloněna k zornému paprsku pod úhlem 96°, má výstřednost 0,74 a oběžnou dobu 18,6 r. Primární složka se skládá z dvojice hvězd sp. tříd Am a dG-K, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze v per 4,4 d. Hvězda Am právě opouští hlavní posloupnost. Sekundární složka je tvořena dvojicí identických hvězd o stejné hmotnosti sp. třídy F5 V s oběžnou dobou 4,8 d. Ani jedna z těsných dvojhvězd nemá koplanární dráhu s vizuální dvojhvězdou. Soustava se nalézá ve vzdálenosti 48 pc od nás.

G. Torres a I. Ribas pořídili kvalitní spektra těsné dvojhvězdy YY Geminorum neboli Castor C (9 mag) s oběžnou periodou složek 19,4 h, jež je součástí šestinásobné soustavy jasné hvězdy Castor, v úhlové vzdálenosti 72arcsec od Castora AB. Obě složky YY Gem kolem sebe obíhají v projekční vzdálenosti 1,3 milionů km po zcela kruhové dráze. Autoři ze spekter odvodili, že obě složky jsou trpaslíci M1 s identickými efektivními teplotami 3,8 kK, poloměry 0,62 R_o a hmotnosti 0,6 M_o. Podle vývojových modelů tomu pak odpovídá maximální stáří soustavy 85 Mr, což je nápadně méně než ověřené stáří Castora AB - 370 Mr. Velmi pravděpodobně to znamená, že stáří červených trpaslíků se soustavně podceňuje stejně jako poloměry těchto hvězd. Složky A (2,3 M_o) a B (1,8 M_o) kolem sebe obíhají v periodě 467 r po výstředné dráze (e= 0,34) se sklonem 114°. Orbitální perioda soustavy (AB + C) přesahuje 14 kr. Celá soustava je od nás vzdálena 15 pc.

Podobně podle B. Königa aj. nesouhlasí stáří dvojhvězdy CHÍ-1 Orionis, určené přímým zobrazením složek pomocí adaptivní optiky u Keckova dalekohledu kolem 100 milionu let s kanonickým stářím příslušné hvězdné kupy 300 milionů let. Složky zmíněné dvojhvězdy mají hmotnosti 1,0 a 0,15 M_o a obíhají kolem sebe v periodě 14 r po dráze o výstřednosti 0,45. Soustava je od nás vzdálena 9 pc. B. Chaboyer a L. Krauss našli dvojčarovou zákrytovou dvojhvězdu s velmi nízkou metalicitou v obří kulové hvězdokupě omega Centauri. Primární složka má hmotnost 0,8 M_o a celá soustava je stará 11,1 Gr s chybou menší než 10%. Dvojčarové zákrytové dvojhvězdy jsou pochopitelně ideální pro testování vývojových modelů hvězd. Jak zjistili E. Lastennet a D. Valls-Gabaud rozborem parametrů 60 takových dvojic, potvrzuje to stávající vývojové modely, pokud jde o hmotnosti a poloměry, s přesností na 2% a efektivní teploty hvězd s přesností na 5%. G. Ramsay aj. objevili těsnou dvojhvězdu V = 21 mag s nejkratší známou oběžnou periodou 5,4 min, takže oběžná rychlost složek dosahuje 1000 km/s a jejich vzájemná vzdálenost činí jen 100 tis. km. Jde o rentgenový pulzar RX J0806+15, tvořený dvěma bílými trpaslíky, z nichž jeden přebírá hmotu od druhého a díky tomu je silně magnetický. G. Israel aj. zjistili, že roční tempo přenosu hmoty dosahuje 3.10^-7 M_o, a že dárce má poloměr 0,02 R_o, takže se nalézá na Rocheově mezi, a hmotnost 0,12 M_o. Autoři se domnívají, že objekt je velmi nadějným kandidátem pro zachycení gravitačních vln aparaturami příští generace detektorů. K. Apparao odvodil rotační periodu 1,5 d pro průvodce hvězdy Be gamma Cas. Odtud usoudil, že průvodce je ve skutečnosti bílý trpaslík, jenž obíhá kolem hlavní složky v periodě 204 d. N. Webb aj. odhalili chladné skvrny na povrchu sekundární složky těsné dvojhvězdy SS Cygni, které vznikají ochlazováním silným magnetickým polem o indukci až 0,3 T na povrchu hvězdy sp. třídy K. Vznik tak silného magnetického pole souvisí se ztrátou hmoty silně ionizovaného větru sekundární složky, čímž dochází k dynamovému efektu.

A. Tutukov a A. Fedorovová studovali vývoj těsných dvojhvězd, v nichž má primární složka původní hmotnost vyšší než 25 M_o. Ukázali, že takové soustavy skončí jako polodotykové s černou dírou o hmotnosti v rozmezí 4 -- 25 M_o. Dárcem hmoty může být hvězda hlavní posloupnosti nebo podobr, případně nedegenerovaná héliová hvězda či bílý trpaslík. Tempo výměny hmoty je dáno vývojovou etapou dárce, hvězdným větrem i vyzařováním gravitačních vln, jež vede ke spirálovému přibližování složek a tím i k růstu tempa výměny hmoty mezi složkami. Soustavy se navenek prozradí jako rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností průvodce (HMXB).

J. Dewi aj. modelovali vývoj dvojhvězdy, v níž jednu složku tvoří neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_o, a druhou složkou je obnažená heliová hvězda s hmotností 1,5 -- 6,7 M_o. Ukázali, že heliová hvězda je pozůstatkem po žhavé hvězdě třídy Be s hmotností 8 -- 20 M_o, která se začala rozpínat až poté, kdy původně hmotnější a relativně vzdálená hvězda v soustavě již vybuchla jako supernova. Jakmile hvězda B dosáhla Rocheovy meze, začal vodíkový obal přetékat přes Rocheův lalok a vytvořil společnou plynnou obálku soustavy, což mělo za následek, že již existující neutronová hvězda se v odporujícím prostředí obálky silně přiblížila ke své hmotnější partnerce. Pokud přenos hmoty začal již během fáze hoření hélia v jádře hvězdy a hmotnost heliové hvězdy je menší než 2,9 M_o (tj. původní hmotnost hvězdy byla menší než 12 M_o), tak se hvězda nakonec změní na bílého trpaslíka typu CO. Totéž platí i pro heliové hvězdy s hmotností menší než 1,8 M_o pro případ, že přenos hmoty začal až po skončení fáze hoření hélia v jádře, ale ještě před počátkem hoření uhlíku. Heliové hvězdy s hmotností do 2,5 M_o skončí v tomto případě jako bílí trpaslíci třídy ONe. Nad touto mezí však heliová hvězda nakonec vybuchne jako supernova, takže vznikne těsná soustava dvou neutronových hvězd. Mimochodem, hvězdy se společnou obálkou (kontaktní těsné dvojhvězdy typu W UMa) jsou vůbec nejběžnějším typem proměnných hvězd - je jich více než všech ostatních klasifikovaných proměnných hvězd dohromady.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Hned na počátku r. 2002 ohlásil W. Liller nový výbuch novy IM Normae, jež poprvé vzplanula r. 1920, kdy dosáhla 9 mag, zatímco její klidová jasnost se pohybuje kolem 18 -- 19 mag. Nyní dosáhla 8 mag na snímcích z 10. ledna, setrvala na maximální jasnosti přes dva měsíce a teprve pak opět zeslábla na 11,8 mag v polovině dubna 2002. Koncem téhož měsíce přešla do nebulárního stadia. Novým vzplanutím se ovšem zařadila mezi nevelkou skupinu devíti rekurentních nov v naší Galaxii; jde o první případ "železné" novy v této třídě. Archivní pátrání však neodhalilo žádné další vzplanutí v rozmezí 1894-1954. Jak zjistili T. Kato aj., nova je totožná s rentgenovým zdrojem 2U 1536-52 a vzplanutí jsou doprovázena velkou ztrátou hmoty ze soustavy.

Podle H. Baby aj. jsou rekurentní novy tvořeny párem bílého a červeného trpaslíka, který vyplňuje Rocheovu mez, takže přetok na bílého trpaslíka probíhá přes akreční disk. Vzplanutí jsou pak důsledkem zesílené akrece. Tyto údaje se podařilo odvodit díky rekurentní trpasličí nově WZ Sge, jež shodou okolností patří mezi zákrytové dvojhvězdy s oběžnou dobou 82 min a sklonem dráhy 75°. Dopplerova tomografie ukázala na nesouměrnou spirální strukturu v akrečním disku. K velkým vzplanutím WZ Sge docházelo v intervalu kolem 33 roků (1913, 1946, 1978); nicméně poslední zjasnění z 23. července 2001 přišlo o plných 10 roků dříve, než se čekalo a nova při něm dosáhla 9,7 mag, zatímco v "klidu" mívá kolem 15,5 mag. Jak uvedl J. Patterson, jde vůbec o nejlépe sledované vzplanutí trpasličí novy, jelikož se podařilo zorganizovat celosvětovou pozorovací kampaň, která pokračovala plných 325 nocí po samotném vzplanutí, když k zákrytům v červenci a srpnu 2001 docházelo uprostřed noci. Tak bylo možné sledovat podrobně změny po maximu, kdy jasnost novy nejprve plynule klesala, aby posléze přešla v sekundární výbuchy a závěrečný návrat do klidu. C. Knigge aj. využili HST k objevu 15 s oscilací jasnosti WZ Sge, k nimž docházelo asi měsíc po posledním vzplanutí. Upozornili na velký nepoměr hmotností složek, kdy červený trpaslík má jen 5% hmotnosti bílého trpaslíka, ale příčinu těchto rychlých oscilací nenašli.

E. Sion a J. Urban zjistili díky spektrům z družice IUE, že bílý trpaslík v kataklyzmické dvojhvězdě RU Peg je v kategorii trpasličích nov nejteplejší, neboť jeho efektivní teplota činí plných 52 kK. Jeho hmotnost činí 1,3 M_o a obíhá kolem společného těžiště s trpaslíkem třídy K2-5 v periodě 9,0 h. Jasnost soustavy podléhá jednak oscilacím s periodou 12 s, dále pak kvaziperiodickým oscilacím s periodou 51 s a konečně vzplanutím s periodou 80 d a amplitudou 3 mag. Akrece hmoty na bílého trpaslíka probíhá rychlostí 10^-9 -- 10^-10 M_o/r. S. Howell aj. studovali teplotní poměry v akrečním disku trpasličí novy WX Ceti, jejíž oběžná perioda činí 86 min a jež naposledy vybuchla 10. listopadu 1998. Ukázali, že vnitřní okraj akrečního disku se nachází ve vzdálenosti pouhých 2,5 poloměru bílého trpaslíka a dosahuje na vnější hraně teploty 70 kK. Podobně J. Sepinsky aj. ukázali na základě spekter z HST, že teplota vnější hrany akrečního disku trpasličí novy RX And se zvýšila o 11 kK během jejího vzplanutí. Efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka o hmotnosti 0,8 M_o dosahovala 40 kK a během výbuchu přiteklo na jeho povrch 2.10^-10 M_o hmoty. Autoři odtud uzavírají, že kataklyzmické proměnné se skládají z horkého bílého trpaslíka obklopeného tlustým akrečním diskem, do něhož přetéká proměnným tempem látka z pozdní hvězdy hlavní posloupnosti, jež vyplňuje svůj Rocheův lalok. Akrece se přitom odehrává při velmi vysoké teplotě kolem 50 kK.

První klasickou galaktickou novu roku V2540 Oph objevili nezávisle K. Haseda a Y. Nakamura 24. ledna jako objekt 9 mag v poloze 1737-1623. Šlo o běžnou "železnou" novu těsně po maximu, které podle archivních snímků proběhlo již 21. ledna. Druhé podružné maximum 8,8 mag nastalo počátkem března, takže nova se vyvíjela velmi pomalu. Další nova V4741 Sgr byla objevena W. Lillerem 15. dubna v poloze 1800-3054 jako objekt 9,2 mag. I v tomto případě šlo o železnou novu s rychlostí rozpínání vodíkových obalů až 1800 km/s a silně zčervenalou, což svědčí o její velké vzdálenosti od nás. Týž astronom objevil 15. září novu V4742 Sgr v poloze 1802-2520, která dosáhla 8 mag a jejíž obálka se rozpínala rychlostí 1100 km/s. O pět dnů později zabodoval znovu K. Haseda, když ohlásil objev novy V4743 Sgr v poloze 1901-2200. Nova byla v té době dokonce viditelná očima s maximem 4,9 mag. Čtvrtou novu ve Střelci nalezl V. Tabur 25. října v poloze 1747-2328 jako objekt 9,7 mag. Dostala označení V4744 Sgr.

M. Della Valle aj. zkoumali spektrální vývoj jasné novy V382 Velorum od 5. dne po objevu do 1,4 r po maximu. Nova dosáhla maxima 23. května 1999, kdy byla V = 2,3 mag a zařadila se mezi rychlé železné novy. Při vzdálenosti 1,7 kpc odtud vyšla absolutní hvězdná velikost -8,9 mag, což svědčí o tom, že bílý trpaslík v soustavě těsné dvojhvězdy má vysokou hmotnost 1,15 M_o. Při výbuchu se rozptýlilo méně než 10^-5 M_o. V září 1990 odhalila družice ROSAT rentgenový výbuch zdroje 1RXS J1732-1934 a v téže poloze pak v červnu 1998 vybuchla klasická optická nova V2487 Oph, která dosáhla v maxima 9,5 mag, ale pak její jasnost rychle klesala, takže za 2,7 r po výbuchu dosáhla opět klidového stavu. M. Hernanzová a G. Salaová využili měření z rentgenové družice Newton z r. 2001 k důkazu, že mezi složkami dvojhvězdy se obnovil přenos hmoty, takže tím se podařilo podat přímý důkaz o správnosti základní představy, že výbuch novy se připravuje dlouhou dobu pomalým přetokem vodíku z průvodce na bílého trpaslíka, jehož povrch tvoří uhlík a kyslík, popř. neon.

V. Šimon zjišťoval chování postnovy Persei 1901 (= GK Per) na základě archivních snímků a fotoelektrických měření v druhé polovině 20. stol. Nova je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou 1,99 d a rotační periodou bílého trpaslíka 351 s. V soustavě dochází k opakovaným optickým výbuchům s amplitudou 2 -- 3 mag, ale rekurence výbuchů se postupně prodlužuje, kdežto jejich amplituda roste. Zatímco mezi lety 1948-1967 se výbuchy opakovaly v intervalu 385 dnů, v průběhu sedmdesátých let se interval prodloužil až na 2,4 r a stále roste až na současných 3,7 r. Postnova patří k tzv. přechodným polarům, jichž je v současné době známo asi 25. Jde vesměs o postnovy, v nichž silné magnetické pole bílého trpaslíka rozrušuje vnitřní části akrečního disku kolem něho tak, že plyn klouže podél magnetických siločar a dopadá na povrch kompaktní hvězdy v okolí jejich magnetických pólů. Před dopadem prochází plyn rázovou vlnou, v níž se intenzívně ohřívá, což vede ke zmíněným výbuchům jak v optickém, tak i ultrafialovém a rentgenovém pásmu.

Poněkud atypickým polarem je i zákrytová dvojhvězda EX Hya (=4U1228-29), tvořená bílým a červeným trpaslíkem třídy M4. Při vzdálenosti 65 pc jde o jednu z nejbližších kataklyzmických proměnných s oběžnou dobou 98 min a rotační periodou bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M_o plných 67 min. S. Eisenhardt aj. zjistili, že tempo akrece na bílého trpaslíka dosahuje 3 Pg/s a vyzářený výkon činí 30 YW. A. Olech fotometroval známou postnovu V1974 Cygni (1992) v průběhu r. 1997. Zjistil, že rotační perioda bílého trpaslíka činí plných 122 min, zatímco obě složky kolem sebe oběhnou už za 117,0 min. Akreční disk kolem bílého trpaslíka vykazuje precesi, což vyvolává variace rotační periody.

J. Krautter aj. využili infračerveného spektrometru NICMOS na HST ke studiu vývoje plynných obalů nov V723 Cas (1995), V1974 Cyg (1992), QU Vul (1984 č. 2) a QV Vul (1987) v pásmech 1,9 -- 2,4 µ. Rychlost vývoje nov souvisí zřetelně s tvarem plynného obalu a jejich úhlové rozpínání v návaznosti na známou lineární rychlost rozpínání může dát i vzdálenost novy od nás. Slabinou metody je však právě okolnost, že z různých spektrálních čar vychází zřetelně různá lineární rychlost rozpínání, což vede obvykle k významnému přecenění skutečné vzdálenosti novy od nás (pozn. jg).

M. Della Valle a R. Gilmozzi ukázali, že díky nové generaci 8 m teleskopů lze využívat nov jako indikátorů vzdáleností sousedních galaxií. Zatímco novy v Magellanových mračnech dosahují v maximu 10 -- 12 mag a v galaxii v Andromedě až 16,5 mag (první "českou" novu v M31 objevil v noci 3./4. srpna 2002 astronom-amatér K. Hornoch pomocí 0,35 m reflektoru), u vzdálenějších hvězdných soustav jsou novy tak slabé, že k jejich objevování nestačí ani 4 m teleskopy. Pomocí 8 m však lze objevovat novy (a sledovat jejich pokles jasnosti po maximu s dostatečnou přesností) až do vzdáleností kolem 20 Mpc. Pro danou galaxii by šlo při systematickém sledování objevit ročně stovku nov, a to by velmi pomohlo při zpřesnění vzdálenosti mateřské galaxie, čili i při kalibraci zářivých výkonů supernov v těchže galaxiích kvůli zpřesnění kosmologického "žebříku vzdáleností".

R. Rosner aj. studovali vlastnosti povrchu bílých trpaslíků, kteří nabírají vodík od svého průvodce v době před výbuchem supernovy. Ukázali, že dopadající vodík vytváří na povrchu bílého trpaslíka vlny o výšce až 1 km, které se ženou po hladině uhlíku a kyslíku, popř. uhlíku a neonu, rychlostí až 2000 km/s, ačkoliv jejich hustota je tisíckrát vyšší než hustota olova v pozemských podmínkách. Přitom se prvky promíchávají a tím postupně připravují podmínky pro překotnou termonukleární reakci ve slupce, což je bezprostřední příčinou výbuchu novy. Vodíková slupka těsně před výbuchem dosahuje tloušťky až 10 km.

2.6.2. Fyzické proměnné

Stálicí mezi proměnnými je už od počátku léta 2000 jasná hvězda třídy Be delta Scorpii, která se tehdy rychle zjasnila z obvyklých 2,25 mag na 1,9 mag a zřetelně tak pozměnila vzhled souhvězdí Štíra. Koncem r. 2001 se dále zjasnila na 1,6 mag (nejjasnější hvězda souhvězdí Antares má 1,1 mag) a na této jasnosti setrvávala i celý rok 2002.

Proměnnou hvězdou roku se však bezkonkurenčně stala hvězda V838 Monocerotis, kterou 6. ledna 2002 objevil Australan N. Brown v poloze 0704-0350, když si povšiml jejího zjasnění na 10 mag, zatímco ještě dva týdny předtím musela být slabší než 14 mag. Hvězda nebyla zaznamenána ani na archivních snímcích z let 1930-1952 s mezní hvězdnou velikostí 11,5 mag. Po r. 1999 byla určitě slabší než 12 mag a její klidová jasnost ve vizuálním oboru se pohybovala kolem 15,5 mag. Od samého počátku se ukazovalo, že tuto proměnnou nelze zařadit do žádné známé kategorie. Podobala se sice novám nebo hvězdám prodělávajícím pozdní héliový záblesk jako známý objekt Sakurai, ale spektrum s početnými absorpcemi i emisemi bylo neobvyklé a barevné indexy jakbysmet. Hvězda též vynikala neobvykle vysokou jasností v blízké infračervené oblasti spektra, kde byly objeveny čáry H, Mg, Si a Fe, což nasvědčovalo existenci rozsáhlé poměrně chladné plynné obálky, rozpínající se však pomalu rychlostmi do 500 km/s.

Zatímco teoretici si marně lámali hlavu, oč jde, připravila V838 Mon pozorovatelům naprosto neuvěřitelné divadlo v noci z 2. na 3. února 2002, když se jim začala doslova před očima výrazně zjasňovat (u nás toto stádium pohotově zachytil L. Šmelcer na hvězdárně ve Valašském Meziříčí a zburcoval i další české pozorovatele, kteří tak prožili něco, co člověk patrně zažije nanejvýš jednou za život) a současně se drasticky měnilo její spektrum. Podle T. Iijimy a M. Della Valleho přibyly emisní čáry ionizovaných kovů a hvězda se zjasnila během tří dnů na 6,7 mag a tuto vysokou jasnost si s nevelkým kolísáním udržela až do března 2002. Celková amplituda zjasnění tak dosáhla plných 9 mag. Díky tomuto nečekanému vývoji se pak na hvězdu zaměřily spektrografy obřích teleskopů, jež shodně potvrdily velmi malou rychlost rozpínání plynných obalů a současně velkou bohatost a rychlé změny emisního i absorpčního spektra ve viditelném i infračerveném pásmu. Do poloviny února nepřetržitě rostla infračervená jasnost objektu, zatímco efektivní teplota klesala až na 4,5 kK a v jeho obálce se začala v té době tvořit první prachová (silikátová) zrnka.

V téže době byla poprvé pozorována proslulá "světelná ozvěna", typická pro novy a případně supernovy. Jde v podstatě o postupné ozařování již dříve vyvrženého materiálu světlem náhlého vzplanutí. Rozměry světelné ozvěny rostou rychlostí světla, což mj. umožňuje odhadnout za určitých předpokladů vzdálenost objektu od nás. V našem případě rostl úhlový průměr světelné ozvěny rychlostí 0,54arcsec/d, takže koncem března dosáhl hodnoty 27arcsec. Odtud vyšla podle U. Munariho aj. vzdálenost objektu 790 pc. V březnu 2002 se mnohé absorpční čáry a pásy změnily v emisní, což nasvědčovalo zředění plynných i prachových obalů a teplota dále klesala na 4 kK. K další nápadné změně spektra došlo v polovině dubna 2002, kdy hvězda zčervenala na spektrální typ gM5 s pásy TiO a dalších molekul, tj. teplota fotosféry odpovídala už jen 3 kK. Koncem dubna zobrazil světelnou ozvěnu HST kamerou ACS a série těchto snímků v časovém sledu se pak stala nejenom astronomickým snímkem roku, ale jedním z nejkrásnějších záběrů HST vůbec, jak se mohou snadno přesvědčit návštěvníci internetu nebo majitelé české Hvězdářské ročenky na r. 2004. Ozářená slupka kolem V838 Mon má totiž velmi zajímavou strukturu s mnoha koncentrickými prstenci, oblouky a vlákny, jež výbuch hvězdy postupně zviditelňuje. Snímky z HST však vedly k podstatně větší vzdálenosti objektu. H. Bond aj. ji odhadují přibližně na 5 kpc s chybou kolem 40%, čemuž by odpovídala maximální absolutní hvězdná velikost objektu -8.

Další změny chování objektu se však nepodařilo zaznamenat přímo, jelikož V838 Mon se skrývala až do konce srpna 2002 za Sluncem. Když se vynořila, byl centrální objekt na minimu jasnosti 16,0 mag ve vizuální části spektra a světelná ozvěna se dále rozprostřela a slábla; uprostřed byla tmavá dutina o průměru 15arcsec. Světlo ozvěny jevilo 45% polarizaci. Počátkem října 2002 bylo spektrum V838 Mon klasifikováno jako M10 III, takže maximum jasnosti se posunulo hluboko do infračervené oblasti spektra. Koncem října už spektrum odpovídalo spíše teplejším hnědým trpaslíkům než hvězdám, neboť se v něm mj. objevily pásy vody! Současně se opět změnily odhady vzdálenosti objektů až na neuvěřitelných 10,5 kpc, což má přirozeně závažné důsledky pro odhad energie vyzářené během výbuchu. Hvězda byla patrně počátkem r. 2002 nejsvítivější hvězdou Galaxie vůbec! Podle D. Banerjeeho a N. Ashoka však už po čtyřech měsících od konce vzplanutí klesla efektivní teplota jejího povrchu na pouhé 2,5 kK a hmotnost vyvrženého materiálu dosáhla až 10^-5 M_o. Koncem roku dosáhla rozpínající se obálka úhlového průměru 60arcsec.

G. Fritz Benedict aj. využili pointeru FGS3 HST ke změření trigonometrické paralaxy proměnné hvězdy delta Cephei o hmotnosti 4 M_o, jež je prototypem cefeid a s výjimkou Polárky též nejbližší známou cefeidou. Dostali tak vzdálenost 273 pc, která je určena téměř čtyřikrát přesněji než hodnota zjištěná před časem družicí HIPPARCOS. Změřili též vlastní pohyb hvězdy 0,017arcsec/r, v naprosté shodě s výsledkem měření družice HIPPARCOS. Stejným způsobem změřili též paralaxu prototypu proměnných třídy RR Lyrae a obdrželi tak vzdálenost 262 pc. To zajisté přispěje k lepší kalibraci vzdáleností ve vesmíru pomocí tohoto typu proměnných hvězd. Jak uvedli G. Bono aj., je totiž zmíněná vzdálenost ve výborné shodě s tzv. pulsační paralaxou 259 pc. N. Evansová aj. se zabývali změnami pozorovaných hodnot pro Polárku, jež je - jak známo - pulsující cefeidou sp. třídy F7 Ib. Za poslední půlstoletí se amplituda optických pulsací výrazně snížila, kdežto její pulsační perioda 4,0 d se prodlužuje tempem 3,2 s/r. Její vzdálenost od nás činí 132 pc, takže její absolutní hvězdná velikost dosahuje -3,6 mag a hmotnost 6 M_o. Polárka má přinejmenším tři vizuální průvodce v úhlových vzdálenostech 19arcsec, 43arcsec a 83arcsec. J. Davis aj. ukázali, že během posledních 90 let klesla amplituda světelných změn z 0,12 na 0,02 mag, avšak v poslední době se opět mírně zvýšila na 0,03 mag. D. Turner a J. Burke využili měření poloměrů 13 jasných cefeid ke zlepšení empirického vztahu mezi poloměrem cefeid a trváním jejich periody světelných změn. Odtud se pak odvíjí i zlepšení kalibrace stupnice vzdálenosti galaxií, založené převážně na pozorování cefeid v nich.

M. Reid a J. Goldston odhalili příčinu výrazných periodických poklesů jasnosti až o 8 mag u hvězdy o Ceti, jež je prototypem pulsujících proměnných hvězd - mirid. Jakmile se totiž atmosféra hvězdy lehce ochladí, kondenzuje v ní tolik TiO, že zcela pohltí viditelné záření zvnitřku hvězdy, což má za následek prudké rozepnutí fotosféry až na dvojnásobek klidové hodnoty. Tím se však teplota fotosféry sníží až na 1400 K, energie se vyzařuje převážně v infračerveném oboru spektra a hvězda ztmavne ve viditelném světle. G. van Belle aj. určili pomocí interferometrů IOTA a PTI úhlové průměry 22 mirid v rozmezí 0,004 -- 0,022arcsec. Měřené miridy jsou od nás vzdáleny 115 -- 1140 pc; mají efektivní teploty 1,99 -- 3,25 kK; lineární poloměry 236 -- 801 R_o a pulsují většinou v základním módu, resp. na 1. harmonické frekvenci. Speciálně pro Miru Ceti dostali při vzdálenosti 121 pc absolutní hvězdnou velikost -7,8 a poloměr 470 R_o. Tak se zvýšil počet mirid s dobrými parametry na 37. K miridám patří též proměnná R Hya, kterou objevil již r. 1662 gdaňský hvězdář Hevelius. Jak zjistili A. Zjilstra aj., do r. 1950 se její perioda pulsací lineárně zkracovala z 495 d na 385 d a od té doby je stálá. Amplituda pulsací dosahuje pouze něco přes 2,5 mag, zatímco u ostatních mirid nejméně 4 mag a maximálně 10 mag. Autoři soudí, že výrazné změny periody souvisejí s epizodou větší ztráty hmoty hvězdy někdy před r. 1750, což by mohlo vysvětlit, proč řada červených obrů na asymptotické větvi diagramu H-R je obklopena soustřednými prstenci materiálu.

T. Mizerski a M. Bejger využili obsáhlého pozorovacího materiálu o jasnostech hvězd, získaných v projektu OGLE II (hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie) k rozpoznání 3969 nových proměnných hvězd a jejich klasifikaci. U 762 hvězd se podařilo určit periodu světelných změn; z toho je 110 těsných kontaktních dvojhvězd a 71 proměnných typu RR Lyr. Ukazuje se též, že všichni červení trpaslíci třídy M patří mezi proměnné hvězdy.

2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy

C. Quiroga aj. určovali vlastnosti symbiotické dvojhvězdy AR Pavonis, skládající se z horké složky o hmotnosti 1,0 M_o a obří hvězdy o hmotnosti 2,5 M_o. Složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 605 d a horká složka je obklopena akrečním diskem, napájeným plynem přetékajícím z obra třídy M3 III, jenž vyplňuje Rocheův lalok. Horká složka je patrně bílý trpaslík, protože je obklopen planetární mlhovinou. Jak ukázali C. Brocksopp aj., skládá se známá symbiotická dvojhvězda V1016 Cygni, vzdálená od nás 2 kpc, z bílého trpaslíka a miridy, jež kolem sebe obíhají v periodě 15 r při vzájemné vzdálenosti 84 AU. Interakce mezi složkami je však přesto výrazná, protože z bílého trpaslíka vyvěrá bipolární výtrysk, pozorovatelný ve spektru čáry [O III]. Ostatně též T. Iijima zjistil, že i když v symbiotických dvojhvězdách nevyplňují složky soustavy Rocheovy laloky zcela, dochází tam přesto k přenosu hmoty mezi složkami tempem až 10^-7 M_o/rok.

A. Evansovi aj. se podařilo pozorovat pomocí submilimetrového radioteleskopu JCMT na vlnových délkách 450 a 850 µm objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž se zjasnil jako nova v r. 1996 a od té doby vykazuje charakteristiky jádra vznikající planetární mlhoviny. Bílý trpaslík je obklopen horkým prachem, jenž uniká z jeho okolí tempem několikanásobků 10^-7 M_o/r. Úhlový průměr prachové slupky dosáhl v srpnu 2001 hodnoty 0,055arcsec. Vše nasvědčuje tomu, že vzplanutí v r. 1996 způsobil závěrečný héliový záblesk hvězdy na špičce asymptotické obří větve diagramu H-R, takže hvězda nyní doslova před našima očima směřuje k fázi bílého trpaslíka za současného vzniku planetární mlhoviny. Dokazují to též spektra zakázaných emisních čar N a O, nalezená v polovině r. 2001 pomocí spektrografu VLT ESO na Cerro Paranal. Zatímco ještě r. 1997 činila efektivní teplota hvězdy pouze 5,5 kK, dosáhla v r. 2001 hodnoty 20 kK. Pomocí teleskopu IRTF se podařilo v srpnu 2002 odhalit ve středním infračerveném pásmu absorpce Si, jež svědčí o vzniku vlažného prachu o teplotě pouhých 430 kK kolem hvězdy, jejíž infračervený zářivý výkon tak stoupl o 40%. Podle J. Castory aj. kondenzuje kolem hvězdy červený cirkumstelární disk, podobající se diskům u hvězd FG Sge nebo V605 Aql.

C. Deliyannis aj. zjistili, že hvězda J37 ve hvězdokupě Hyády má o řád vyšší zastoupení lithia, než jaké se vyskytuje v meteoritech. Považují to za důkaz difuze prvků v atmosférách hvězd s efektivní teplotou 6900 -- 7100 K, což pak vede k chemicky pekuliárním hvězdným spektrům.

2.6.4. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

H. Imai aj. zjistili pomocí interferometru VLBI, že hvězda W43A (Aql) ve vzdálenosti 2,6 kpc je v mikrovlnném pásmu radiových vln ozdobena dvěma úzkými protilehlými výtrysky vodního maseru, v nichž plyn z červeného obra proudí pryč od hvězdy rychlostí 150 km/s v podobě tryskajícího vodotrysku. Výtrysky se vlivem precese stáčejí do šroubovice patrné až do vzdálenosti 0,3 pc od hvězdy. Autoři se domnívají, že výtrysky podléhající precesi jsou staré pouze 30 roků a hvězda sama právě vstupuje do fáze vzniku planetární mlhoviny, takže během nejbližšího tisíce let se zde utvoří protáhlá mlhovina. M. Claussen odtud vyvozuje, že právě takto vzniká typický nesférický tvar většiny planetárních mlhovin, ovlivněný navíc silným magnetickým polem červeného obra. Protáhlé jsou též všechny planetární mlhoviny v těsných dvojhvězdách. Nejprotáhlejší planetární mlhovinu zobrazil loni HST. Jde o objekt He 3-401, vzdálený od nás 3 kpc. Mlhovina sama je stará pouze několik málo tisíc let. N. Sterling aj. objevili díky družici FUSE poprvé čáru Ge III (109 nm) v daleké ultrafialové oblasti spektra planetární mlhoviny NGC 3132. Jelikož čára je nejméně o řád intenzívnější, než se očekávalo, jde o přímý důkaz, že v červených obrech vznikají prvky těžší než železo zachycováním pomalých neutronů v atomových jádrech.

Zatímco v průběhu minulého století se podařilo identifikovat zhruba 1500 planetárních mlhovin, jejichž generální katalog publikoval v r. 2001 náš krajan L. Kohoutek, nové přehlídky zřejmě tento počet podstatně zvýší. Pomocí Schmidtovy komory UKST s průměrem zrcadla 1,2 m, instalované na observatoři Siding Spring v Austrálii, se podařilo během přehlídky v čáře Halpha podél 70% výseče galaktické roviny najít zhruba 1000 dosud neznámých planetárních mlhovin a další stovky v oblasti galaktické výduti.

H. Richer aj. využili 17 Mpix kamery ACS HST k objevu 600 bílých trpaslíků na 8 dnů trvající expozici kulové hvězdokupy M4 (Sco) s mezní hvězdnou velikostí 30 mag. Snažili se nalézt nejvíce vychladlé bílé trpaslíky, jelikož křivka poklesu teploty s časem je pro tyto hvězdy dobře kalibrována. Odtud jim vyšlo stáří kulové hvězdokupy (12,7 ± 0,7) Gr, což je v souladu s nyní přijímaným stářím vesmíru 13,5 Gr. Hvězdokupa je od nás vzdálena 2 kpc.

J. Provencal aj. zkoumali bílého trpaslíka Prokyon B v širokém pásmu 180 -- 1000 nm pomocí spektrografu HST STIS. Ve spektru našli čáry C, Mg II a Fe a z průběhu spojitého spektra odvodili efektivní teplotu povrchu hvězdy 7700 K a její poloměr 0,012 Ro. R. Scholzovi aj. se podařilo objevit velmi volný pár chladných bílých trpaslíků v polohách 2231-7514 a 2231-7515 ve vzdálenosti 15 pc od Slunce. Objekty 16,6 a 16,9 mag jsou od sebe úhlově vzdáleny 93arcsec a vykazují shodný vlastní pohyb úhlovou rychlostí 1,9arcsec/r. Oba trpaslíci patří k velmi staré diskové populaci hvězd, čemuž odpovídá neuvěřitelně nízká efektivní teplota 3,8 a 3,6 kK. G. Ramsay aj. našli naopak velmi těsný pár bílých trpaslíků RX J1914+24 s velmi krátkou oběžnou dobou 9,5 min. Zatímco menší a hmotnější trpaslík v páru je silně magnetický, jeho větší a lehčí průvodce má jen velmi slabé magnetické pole. Pokud přitom nerotuje synchronně, vytváří se mezi ním a magnetickým trpaslíkem extrémně silné elektrické pole a to je důvod, proč objekt výrazně září v rentgenovém oboru. Do jisté míry to připomíná situaci Jupiteru se silným magnetickým polem a Galileových družic, mezi nimiž a planetou probíhají velmi silné elektrické proudy. Pozorování pomocí HST ukázala že staří bílí trpaslíci náležejí ke dvěma různým populacím. První populaci představují bílí trpaslíci v tlustém disku Galaxie, kdežto příslušníci druhé populace tvoří halo naší Galaxie. V okolí Slunce se pak vyskytují zástupci obou populací a tvoří pro svou nepatrnou svítivost větší část skryté hmoty v této části Galaxie.


(pokračování)


Platné HTML 4.01! Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 20. júna 2004