ŽEŇ OBJEVŮ 2017 (LII.) - DÍL C
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1.10. Sluneční soustava kdysi a dnes

T. Engelhardt, R. Jedicke aj. využili výsledků pozorování tří největších přehlídek (PanSTARRS, Mt. Lemmon a Catalina) drobných objektů ve Sluneční soustavě k odhadu, kolik se ve Sluneční soustavě nachází vetřelců z interstelárního prostoru (komet, planetek). Nejprve modelovali zastoupení vetřelců v kouli o poloměru 750 au od Slunce s ohledem na známou skutečnost, že výskyt těchto těles, doplňovaný z mezihvězdného prostoru ve vzdálenostech <50 au od Slunce, se dlouhodobě nemění. Odtud pak došli k závěru, že přírůstek vetřelců zplozených cizími hvězdnými soustavami je velmi rozmanitý a poměrně nízký. Ve vzdálenostech <12 au od Slunce se proto nacházejí interstelární objekty velmi vzácně. Přesto čas od času se na periférii Sluneční soustavy odehrává dramatická situace vinou přiblížení cizích hvězd na vzdálenost <1 pc. C. Bailer-Jones aj. spočítali díky měřením vlastních pohybů hvězd družicemi HIPPARCOS a Gaia, že během jednoho milionu let projde v takové blízkosti 19 – 24 hvězd. Taková přiblížení rozruší klid v Oortově oblaku komet, z nichž mnohé vybočí ze svého stabilního azylu, zamíří do nitra Sluneční soustavy a výrazně zvýší pravděpodobnost zásahu Země nebo dalších planet kometou.

Poměrně rychle a významně se mění názory na nejranější epochu vznikání Sluneční soustavy. Pozorování nejmladších exoplanet ukazuje, že hvězdné pramlhoviny tvořené prachem a plynem se rozplynou během 1÷10 Mr. K destrukci pramlhoviny dochází vlivem rozzařování centrální hvězdy. H. Wang aj. studovali míru zmagnetování nejstarších meteoritů – angritů. Jde o vůbec nejstarší vyvřelé horniny s typickým stářím 4,564 mld. let. Odtud autoři usoudili, že sluneční pramlhovina se rozplynula během 3÷4 Mr, protože původní indukce magnetického pole v angritech klesla během 2÷3,8 Mr od vzniku soustavy o celý řád na 0,6 µT. S. Maddisonová aj. uvedli, že v pramlhovině vzniká prachová past, která zbrzdí nejenom částice prachu, ale následně i molekuly plynů. Aerodynamický tlak pak urychluje vznik řádově 100mm oblázků, jež pak poměrně rychle vedou ke vzniku planetesimál jako stavebních kamenů pro vytvoření protoplanet i celých planet. Tyto práce ukazují, že stavba kamenných planet Sluneční soustavy proběhla daleko rychleji (řád jednotek milionů let), než se dosud předpokládalo (100 milionů let).

M. Kruss aj. se zabývali Achillovou patou procesu vzniku planetesimál, kterou představuje rozměr a hmotnost pro určitou velikost a hmotnost prachových agregátů, jež na sebe narazí, a tím se znovu rozdělí na menší konglomeráty. Tato odrazová bariéra by měla vlastně zabránit procesu postupné akumulace planetesimál. Jak už v r. 2012 ukázali S. Okuzumi aj., prachovým agregátům do vzdálenosti 10 au od Slunce se daří bariéru překonat, protože jde o silně porézní (načechraný) materiál, jenž se bariéře vyhne slepováním a pak už je vyhráno. Autoři to nyní potvrdili laboratorními pokusy.

T. Demirci aj. zkoumali v laboratoři, co se děje s bazaltickým prachem ohřátým na vysoké teploty 873÷1273 K, jimž byla vystavena prachová zrnka v blízkosti rozzařujícího Slunce. Při teplotách pod 1,0 kK tvoří zrnka prachové agregáty o průměru až 2.0 mm, kdežto při vyšších teplotách se vytvářejí agregáty s průměrem o 50÷75% nižším. To znamená, že terestrické planety vznikaly při teplotách <1 kK a totéž bude platit i pro kamenné exoplanety kolem cizích hvězd.

P. Lykawkaová a T. Ito se snažili pomocí simulací objasnit, jak vlastně vznikly terestrické planety ve Sluneční soustavě. Ve 110 simulacích nechali vyvíjet 100 planetárních embryí a 6 tis. planetesimál v protoplanetárním disku, přičemž měnili polohu sněhové čáry od vzdálenostech 1,5 do 2,25 a 3,0 au od Slunce. Téměř ve všech simulacích vznikly Venuše a Země, ale jen v 9 případech Merkur a Mars. Počítačové modely Merkuru získávaly svou hmotu 0,2 M_Z z planetárních embryí i planetesimál a nabíraly svou hmotu z objektů ve vzdálenostech 0,2÷1,5 au během 10 Mr. Bez ohledu na to, kde se v simulacích nacházela sněhová čára, tak všechny terestrické planety byly vodou od sněhové čáry zásobeny, i když s rozdílným podílem.

H. Rickman aj. se zabývali otázkou, jaké objekty převažovaly v epoše těžkého bombardování vnitřních planet Sluneční soustavy rozměrnými a početnými projektily. Hlavním dodavatelem projektilů byl prvotní planetární disk o nízké hmotnosti a z něj utvořené planetky. Srážky s planetkami vytvořily většinu impaktních kráterů na Měsíci, Merkuru a Marsu. Pouze menší měsíční moře vznikla dopady komet. Země i Mars obdržely svou porci vody velmi brzo po svém vzniku. Vodní záplavy na Marsu v noachiánské periodě předcházely epoše těžkého bombardování, které začalo před 4,1Gr.

R. Hyodo aj. se pokusili vysvětlit existenci prstenů u obřích planet Saturnu, Uranu a Neptunu hypotézou, že prstence vznikly blízkými setkáními s tělesy vyvrženými z Edgeworthova-Kuiperova pásu v epoše těžkého bombardování. V té době se v pásu vyskytovala tělesa s hmotnostmi 10²¹÷10²³ kg (náš Měsíc má hmotnost 7.10²² kg) a obří planety se v té době mohly s poruchami vychýlenými tělesy poměrně často střetávat. Autoři zjistili pomocí simulací, že v případě srážky zůstalo v okolí napadené obří planety 0,1÷10% materiálu. Původně šlo o docela velké úlomky na silně výstředných oběžných drahách, což vedlo k rychlému slapovému drcení na menší úlomky, jež se postupně posouvaly na dráhy poblíž rovníku planety a tam se dále srážely a drtily. Tyto srážky pak dále rozmělňovaly větší částice a snižovaly pronikavě výstřednost jejich drah. Po delší době se těmito procesy vytvořil tenký a prakticky kruhový prstenec. Výpočty potvrdily, že těmito procesy mohly vzniknout zejména vnitřní prográdní měsíce Saturnu i všechny jeho prstence. Na rozdíl od Saturnu proniklo těleso u Uranu hlouběji pod Rocheovu slapovou mez, takže Uran zachytil více kamenného materiálu v porovnání se Saturnem, kde to byla z větší části ledová zrna. Podobně se vyvíjely i prstence Neptunu. Autoři se proto domnívají, že procesy v epoše těžkého bombardování mohou vysvětlit rozdíly ve složení částic prstenů zmíněných tří planet.

Nejnověji se začínají kosmické agentury plánující přistávání pilotovaných i robotických letů k Měsíci, Marsu, kometám a planetkám, zabývat otázkou, jak napodobit co nejlépe regolit na povrchu různých kosmických těles, ale i v mělké hloubce pod povrchem, a to kvůli budoucím stavbám a přístrojům na těchto tělesech instalovaných. Podle P. Metzgera je současná snaha o výrobu kvalitních náhražek na úrovni chaotického dobývání Divokého Západu zlatokopy a dobrodruhy. Málo je známo o fyzikálních vlastnostech povrchů čtyř hlavních tříd planetek, způsobu a rychlosti jejich zvětrávání a dalších parametrech potřebných pro jejich umělou výrobu na Zemi. Kromě toho se počítá s nabíráním lokálních surovin kosmických těles do 3D tiskáren, které si roboty nebo i astronauti přivezou na kosmická tělesa kvůli hloubkovým vrtům nebo ke zhutnění regolitu. Podle S. Coveyho však již firma Deep Space Industries dodala NASA v březnu 2017 půl tuny vzorků a v červnu další půltunu. Tento materiál posloužil k testování postupů, jak nejlépe odebírat vzorky z různých typů planetek. Evropská agentura ESA vyžaduje pro své tréninkové centrum astronautů v Kolíně n. R. 700 t materiálu podobného měsíčním horninám a minerálům. Zatím to ale vyřešila těžením hornin v dole na bazalt v oblasti pohoří Eifel.

L. Burlaga aj. zveřejnili údaje o průchodu sondy Voyager 2 heliopouzdrem (heliosheath) magnetického pole Slunce v letech 2013 a 2014, tj. v době, kdy sluneční činnost dosahovala maxima 24. cyklu. Tehdy uplynulo 36÷37 let od vypuštění sondy, jež se v té době nacházela ve vzdálenosti 100÷103 au od Slunce. Přestup sondy z unipolární zóny do sektorové proběhl v intervalu od poloviny května 2012 do konce září 2013. Sektorem D s velmi nízkou indukcí magnetického pole sonda procházela od poloviny listopadu do poloviny prosince 2013.

N. Schwadron a D. McComas poukázali na vliv sluneční činnosti na změny v lokálním interstelárním magnetickém poli. Potřebné údaje získali jednak pomocí sondy IBEX (Interstellar Boundary Explorer), jež zaznamenávala změny v intenzitě energetických neutrálních atomů přicházejících z lokálního pole, a dále ze změn v heliomagnetickém poli jež v letech 2015 a 2016 odhalila kosmická sonda Voyager 1. V době 24. cyklu sluneční činnosti byly u Slunce pozorovány intenzivní koronální výrony látky, jež dospěly po více než dvou letech roky do vzdáleností, v nichž se tehdy Voyager pohyboval (132,5 ÷136 au).

V. Bobylev a A. Bajková využili údajů o vlastních pohybech a paralaxách 216 tis. hvězd získaných družicí Gaia (ESA) a radiálních rychlostí týchž hvězd v katalogu RAVES k hledání hvězd, jež se přiblížily anebo v budoucnu přiblíží ke Slunci na vzdálenost <2 pc. Našli tak několik hvězd, které proletěly nebo proletí kolem Slunce ve vzdálenosti <1 pc. Suverénním vítězem s nejmenším přiblížením se stane za 1,4 Mr hvězda GJ 710 (Ser; 9,7 mag; K7 V; 4 250 K; 0,04 L_☉; 0,7 R_☉; 0,6 M_☉;19 pc), jež proletí přísluním ve vzdálenosti 0,2 sv. roku (2.10¹² km). V přísluní dosáhne na pozemské obloze 1 mag a současně pocuchá Oortův oblak komet, takže následně po dobu milionů let bude docházet k bombardování planet Sluneční soustavy takto vybočenými kometami. Před 7,3 Mr se ke Slunci přiblížila na vzdálenost 2,8 pc zákrytová trojhvězda Algol (β Per; 28 pc) o úhrnné hmotnosti složek 5,8 M_☉, takže na pozemské obloze dosáhla jasnosti -2,5 mag.

1.11. Slunce

E. Paouris aj. sestavili katalog koronálních výronů hmoty (Coronal Mass Ejection = CME) mířících k Zemi během 23. cyklu sluneční činnosti (1996-2008). Využili k tomu měření koronografu LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph) na družici SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory). Tato pozorování pak korelovali s údaji družice Advanced Composition Explorer (ACE) pro léta 1996-2009. Družice operuje v okolí bodu L₁ a slouží jako varování před slunečními výrony hmoty (ICME) směřujícími k Zemi. Katalog obsahuje údaje o mateřských slunečních erupcích, které jsou příčinou jednotlivých ICME a také údaje o následcích interakcí s geomagnetickým polem a případně i vizuálními pozorováními efektů ICME. Je to zatím nejúplnější katalog údajů pro minulý cyklus sluneční činnosti. A. Compagnino aj. se věnovali statistickému výzkumu CME během 23. a 24. cyklu (2008-2019) sluneční činnosti. V maximu 24. cyklu vzniklo více CME než v maximu 23. cyklu, ale naopak fotometrická aktivita byla ve 24. cyklu nižší než v cyklu předchozím. V obou cyklech se odehrálo úhrnem 19,8 tis. slunečních erupcí.

P. Wyper aj. srovnávali fyzikální charakteristiky CME s méně energetickými slunečními úkazy, tj. s drobnými rentgenovými, resp. EUV koronálními výtrysky, jež se projevují výrony zhustků magnetických polí. Dosud se odborníci domnívali, že tyto typy jevů mají různé fyzikální příčiny. Nyní se však ukazuje, že základní mechanismus je týž, protože k energetickým výronům ve všech případech slouží úzká vlákna, jež odnášejí energii vybuchujících střižných magnetických polí směrem do koróny. Společným jmenovatelem těchto procesů jsou tedy explozivní přestavby lokálních magnetických polí

H. Hayakawa aj. propojili zprávy o silných polárních zářích v 90. letech 10. století s údaji o zastoupení radionuklidu ¹⁴C (poločas rozpadu 5,7 tis. let) v letokruzích stromů z Korejského poloostrova, saských měst v Německu a na Irském ostrově. Všude našli zvýšený podíl zmíněného nuklidu v r. 994.

J. Le Mouel aj. ukázali, že statistická metoda singulární spektrální analýzy (SSA) přesvědčivě potvrdila existenci diskutabilního cyklu studovaného W. Gleissbergem v letech 1944 – 1976 (práce o existenci cyklu publikovali také čeští astronomové M. Kopecký v letech 1960-1980 a F. Link v r. 1963). Autoři použili metodu SSA na data o výskytu slunečních skvrn za období let 1700-2015, které pokrývá období téměř 3,5 násobku periody cyklu. Poslední minimum Gleissbergova cyklu nastalo na rozhraní 23. a 24. jedenáctileté Schwabeovy periody sluneční činnosti v r. 2000. Autoři nepotvrdili spekulace o kolísání délky periody Gleissbergova cyklu v rozmezí 55÷97 let, neboť metoda SSA dává po celou sledovanou dobu periodu 90 let, během níž se výskyt slunečních skvrn podílí 13% na variacích celkového slunečního vyzařování, což nelze zanedbat vůči variacím podvojného Schwabeova cyklu (10, 0 a 11,0 let), jež mají podíl 46%. Chceme-li tedy mít dobrou teorii činnosti slunečního dynama, je třeba zohlednit existenci dlouhodobějšího Gleissbergova cyklu.

Rovněž A. Vecchio aj. se zabývali dlouhodobými slunečními cykly díky lépe kalibrovaným historickým údajům o výskytu slunečních skvrn a skupin založeným na dendrologických měřeních koncentrace radioaktivního nuklidu ¹⁴C. Z těchto údajů se ukázalo, že největší energetický obsah patří Schwabeovu cyklu. V okolí velkých minim Maunderova a Daltonova cyklu se trvání Schwabeova cyklu prodlužuje na ~14 let. V rozporu s předešlou prací Le Mouela aj. však pro Gleissbergův cyklus uvádějí silně kolísající periodu 60÷120 let a přes něj se překládá Suessův cyklus s periodami 200÷300 let. Proto tvrdí, že tento velký rozkmit dlouhých period vede k mnohonásobným oscilacím intenzity cyklů. Suessův cyklus je pak příčinou vzniku nejdelšího Spörerova minima o trvání přes 80 let. Vůbec nejdelší oscilace všech cyklů mají periody ~7 tis. let a existují i doklady o Hallstattském cyklu (~2 tis. let). Fyzikální příčiny dlouhých cyklů a zejména dlouhých minim jsou ovšem dosud nejasné; nepochybně však odrážejí nejistoty v chování hlavního motoru, tj. slunečního dynama. Jak uvedli O. Creevey aj. a T. White aj., díky asteroseismologickým měřením hvězd a dvojhvězd slunečního typu a různého stáří pomocí družice Kepler se časem podaří zlepšit naše vědomosti a hvězdných dynamech slunečních analogů, a tím se přiblížit k přesnějšímu fyzikálnímu popisu mechanismu slunečního dynama.

C. Humphreys a W. Graeme Waddington identifikovali prstencové sluneční zatmění, které je zmíněno ve Starém zákoně v 10. kap. knihy Josue. Těsně předtím do r. 1210 př. n. l. panoval v Egyptě faraon Ramses, jenž nastoupil na trůn v r. 1276 př. n. l. Zatmění bylo pozorovatelné v Egyptě 30. října 1207 př. n. l. Předtím nejstarší přesné určení astronomického jevu pocházelo z r. 700 př. n. l., takže přesná křivka změn rychlosti zemské rotace se TÍM protáhla do minulosti o 507 let.

Dne 21. 8. 2017 proběhlo úplné sluneční zatmění s maximálním trváním totality 2,67 minuty, které bylo možné pozorovat ve více než tuctu států Unie při velmi příznivém počasí. Patrně šlo o historický rekord v počtu pozorovatelů tohoto úkazu, protože do úzkého leč dlouhého pásu se vydali jak Američané, tak početné zástupy návštěvníků z celé zeměkoule. Mnozí z nich se podíleli na vědeckém studiu úkazu na základě programů, v nichž spolupracovali s profesionálními astronomy. Tak například se podařilo pomocí 55 teleskopů rozmístěných podél pouze 110 km širokého pásu totality, ale tisíce kilometrů dlouhého, pořídit vývoj sluneční koróny s vysokým rozlišením. Letadlo Gulfstream V pozorovalo zatmění v infračerveném pásmu spektra, které je nejvhodnější pro proměřování struktury magnetického pole v koróně. Dokázalo sledovat korónu z výšky 15 km po dobu 4 minut nad územím států Missouri, Kentucky a Tennessee. Další dvě letadla NASA dokázala sledovat zatmění po souhrnnou dobu 7 minut.

S. Habbalová aj. využili zatmění k rozmístění pěti aparatur na západě USA ke studiu výskytu a intenzity spektrálních čar v koróně. Díky extrémně vysoké teplotě lze tak získat podstatně přesnější údaje o koronálním zastoupení jednotlivých chemických prvků, což je mimo zatmění nemožné. Francouzský astronom S. Koutchmy aj. měřili s vysokou přesností hodnotu poloměru Slunce určením okamžiků, kdy disk Měsíce začal a končil přechod přes sluneční disk. Občanské sdružení CATE (Citizen Continental-America Telescopic Eclipse) připravilo unikátní projekt sledování sluneční koróny identickými dalekohledy rozmístěnými na 68 stanovištích podél pásu totality. Do studia rozličných aspektů úkazu se zapojilo i velké množství astronomů-amatérů s profesionální zkušeností, protože se málokdy stane, aby úplné zatmění Slunce, jež je ze Země viditelné v průměru jednou za 1,5 roku, probíhalo v dlouhém pásu zalidněného území Spojených států od Oregonu do Jižní Karoliny. Celkem 57 týmů univerzitních i středoškolských studentů vypustilo výškové balóny s kamerami, jež snímkovaly průběh totality. R. Lallensacková odhadla, že zmíněné zatmění aktivně pozorovalo na 12 miliónů lidí.

Mnozí z nich se aktivně zapojili například do výzkumu reakce zvířat na zatmění; měření poklesu a vzestupu teploty v průběhu zatmění i dalších doprovodných jevů. Jelikož asi 1% elektrické spotřeby USA připadá na fotovoltaiku, bylo potřebí přepínat velmi rychle energetické zdroje během celého několikahodinového úkazu ve 14 státech Unie.

S. Ishikawa aj. zveřejnili výsledky získané pomocí rentgenové aparatury FOXSI-2 vynesené nad atmosféru vertikální raketou. Kamera Focusing Optics X-ray Solar Imager pořídila snímky v rentgenovém pásmu >7 keV a nalezla tak silné signály z aktivních oblastí Slunce, v nichž v té době neprobíhaly žádné erupce. Z toho vyplynulo, že v aktivních oblastech se vyskytovaly nerozlišitelně malé oblasti silně přehřátého plazmatu o teplotě >10 MK. To znamená, že v aktivních oblastech se běžně vyskytují nanorupce, které pro malé rozměry ze Země nepozorujeme, ale které mohou kolektivně ohřívat korónu na proslulé extrémně vysoké teploty.

J. Martínez-Sykora aj. studovali sluneční spikule, jež vznikají v chromosféře v podobě vlasových výtrysků směřujících rychlostmi 50÷150 km/s do koróny. Jde o relativně krátkožijící úkazy trvající jen několik minut. Pomocí magnetohydrodynamických simulací založených na spektroskopických pozorováních spektrografem na švédském 1m slunečním teleskopu se jim podařilo ukázat, že spikule vznikají následkem zvýšené lokální magnetické indukce, což spikule ohřeje a urychlí. Spikule přispívají jak k ohřevu koróny, tak ke generování magnetických Alfvénových vln, jež urychlují sluneční vítr.

Nejmohutnější sluneční erupce 24. cyklu se odehrála 6. září 2017 v aktivní oblasti NOAA 12673. Už od 3. 9. se plocha oblasti počala zvětšovat na 1‰ plochy slunečního disku a další dva dny se v oblasti odehrálo 16 erupcí. Konečně 6. 9. v pravé poledne UT vzplála rekordní erupce klasifikována stupněm X9.3. Vyšší stupeň měla jen erupce z 6. 11. 1997 (X9.4).

Y. Li aj. pozorovali vývoj sluneční erupce pomocí kamery AIA (Atmospheric Imaging Assembly) družice SDO; erupce vzplanula 23. března 2016. Ještě před jejím začátkem pozorovali v pásmu EUV slabou magnetickou rekonexi v chromosféře. Pozorování jasně ukázala, že erupce byla spuštěna výronem zkrouceného lana magnetického toku, jež vystupovalo z chromosféry a spustilo silnou magnetickou rekonexi, jež se projevila jako erupce v koróně. Začátek úkazu byl trojrozměrný, ale v koróně se změnil na dvojrozměrné arkády erupčních smyček.

V. Kotov použil data o indukci magnetického pole Slunce, pořizovaná v letech 1968 – 2016 na sedmi slunečních observatořích. Celkem šlo o více než 26 tis. denních pozorování přivrácené polokoule Slunce. Odtud vyšla synodická rovníková rotace Slunce 26,93 d. Polovina této hodnoty odpovídá periodě čtyřsektorové magnetické struktury Slunce 13,458 d, v koincidenci s periodou siderického pohybu hlavních těles sluneční soustavy (13,48 d). Fyzikální příčina této divné rezonance není známa.

S. Solanki shrnul výsledky pozorování balónové observatoře Sunrise při jejím druhém letu v červnu 2013 ze základny ve švédské Kiruně. Během měření se balón pohyboval napříč Atlantikem a přes Grónsko do severní Kanady, kde stejně jako při prvním letu přistál s nepoškozenými přístroji. Na palubě observatoře se nacházel 1m teleskop typu Gregory, který napájel jak UV kameru s rozsahem vlnových délek 200÷400 nm, tak magnetograf naladěný na vlnovou délku spektrální čáry 525,0 nm. Hlavním cílem balónového letu bylo prozkoumat s lepším časovým i úhlovým rozlišením interakce mezi slunečním magnetickým polem, konvekcí, hustotními vlnami ve sluneční atmosféře a dalšími aspekty projevů sluneční činnosti. Balónová observatoř pracovala ve výšce 36 km, v níž měla pod sebou 99% zemské atmosféry, takže mohla naplno využít rozlišovací schopnosti teleskopu – zatím největšího přístroje pro výzkum Slunce, který se dostal nad hranici zemské atmosféry. Zatímco první let Sunrise proběhl v průběhu minima sluneční činnosti mezi 23. a 24. cyklem, tak při letu Sunrise II bylo možné získat údaje o aktivní oblasti, která byla viditelná v době pozorování. Tyto údaje se pak daly porovnat s pozorováním klidného Slunce při letu Sunrise I. Ve speciálním čísle časopisu Astrophysical Journal Supplement 229; č. 1 v březnu 2017 bylo publikováno různými autory celkem 13 prací týkajících se letu Sunrise II a dále 4 práce letu Sunrise I, které porovnávaly údaje klidného a aktivního Slunce. Autory prací byli odborníci z Německa, Spojených států a Španělska, kteří se na projektu Sunrise podílejí.

Výsledky projektu Sunrise jsou opravdu jedinečné, protože se podařilo určit jasnost i indukci magnetických polí ve slunečních pórech. V aktivních oblastech byla sledována čára Ca II (H) ve vysokém rozlišení, takže se ukázalo, že vápník se tam vyskytuje v tenkých vláknech, jejichž délku a šířku se zdařilo změřit stejně jako jejich zakřivení a zvlnění během životní doby. Vlákna přenášejí velmi mnoho tepelné energie a mohou tak ohřívat chromosféru v aktivních oblastech. Kamera také zaznamenala vodorovné pohyby magnetických jasných bodů a výtrysky propojující paty koronálních smyček s opačnou magnetickou polaritou, jež patrně rovněž přispívají k ohřevu smyček. Projekt Sunrise bude mít pokračování a autoři připravují další výškový let aparatury.

M. Shimojo aj. v široké mezinárodní spolupráci zahájili v prosinci 2015 zkušební pozorování Slunce mikrovlnnou aparaturou ALMA, jež se nachází v Chile v nadmořské výšce 5 tis. m. Pro začátek pořizovali rádiové snímky Slunce v pásmech 3 mm a 1,25 mm a využívali jen 30 parabolických antén, což ale stačilo k objevu nových podrobností v mikrovlnném spektru s rekordní rozlišovací schopností. Pozorování vyžaduje pečlivou přípravu, protože denní pozorování aparaturou ALMA s velmi přesnými parabolami vyžaduje úpravy proti režimu pozorování v noci. Kromě toho je Slunce pro radiointerferometr ALMA úhlově příliš velký terč, takže jeho disk nelze zobrazit vcelku. S. White aj. pak zahájili vědecká pozorování Slunce ve skenovacím módu pomocí 12m antén. Autoři tak dokázali určit v centru disku teplotu 7,3 kK na vlnové délce 3 mm, a 5,9 kK na vlnové délce 1,3 mm. Obě hodnoty mají chybu ±100 K. Paraboly pracovaly s úhlovým rozlišením 25˝ a současně ukázaly, že jasové teploty různých částí disku mají rozptyl 2,0 kK. Aktivní oblasti a fakulová pole jsou nejteplejší, zatímco umbry slunečních skvrn a filamenty jsou relativně nejchladnější. Nad okrajem slunečního disku se běžně pozorují protuberance.

R. Howe aj. zkoumali frekvenční posuvy nízkých složek módů p slunečních oscilací získávaných plynule šesti dálkově ovládanými slunečními teleskopy projektu BiSON (Birmingham Solar Oscillations Network) od r. 1985 do r. 2016. Údaje o kolísání oscilací nejlépe korelují se změnami sluneční aktivity v rádiovém pásmu 107 mm (2,8 GHz). Autoři zjistili, že během 23. cyklu sluneční činnosti se tato korelace porušila, nejvýrazněji pro nejnižší módy. Oscilace módů p se vytvářejí díky akustickým vlnám, jež procházejí jádrem Slunce, ale jsou pak citlivé na poruchy ve vnějších vrstvách Slunce, takže představují výborné diagnostické sondy do sluneční dynamiky a těsně podpovrchové struktury. Autoři se proto domnívají, že uvnitř Slunce probíhá od 23. cyklu významná přestavba slunečního dynama a dokonce nalézají souvislost se stejně starými hvězdami slunečního typu, které takové přestavby už prodělaly v době, kdy jejich periody rotace se prodloužily nad 20 d. Autoři též předpověděli, že minimum 24. cyklu připadne na léto roku 2019.

K podobnému závěru dospěli F. Rahmanifard aj., kteří zjistili, že v letech 2005-2009 probíhalo protáhlé minimum sluneční činnosti, jež se stalo předzvěstí dlouhého minima sluneční aktivity. Indukce heliosférického magnetického pole ve vzdálenosti 1 au od Slunce v době Maunderova minima mohla podle modelových výpočtů klesnout na (3,1 ±0,4) nT a v současné době činí jen 1,5 nT.

Není proto divu, že si komentátor týdeníku Science K. T. Smith položil provokativní otázku, zda je Slunce vzorem hvězd slunečního typu? A. Strugarek aj. však svými simulacemi vzniku a chování magnetického dynama, jež vzniká v turbulentní konvektivní vrstvě hvězd slunečního typu, prokázali, že magnetická dynama v nitrech hvězd slunečního typu se chovají v průběhu času nelineárně, takže Slunce je opravdu hvězdou slunečního typu.

L. Kitchatinov a A. Nepomnyashchikh propočítali model slunečního dynama zahrnující diferenciální rotaci slunečních vrstev. Model dovede vysvětlit jak typické přepólování během následujících cyklů sluneční aktivity. Toroidální magnetické pole s indukcí řádu ~0,5 T se nachází poblíž základny konvektivní zóny a celková energie velkorozměrového heliomagnetického pole dosahuje hodnoty 10³⁰ J.

Souhrnnou studii o historii i současných poznatcích při měření magnetických polí zveřejnili A. Balogh a R. von Steiger. Během posledních dekád teoretických i pozorovacích výzkumů struktury a proměn slunečních magnetických polí a jejich prodloužení do meziplanetárního prostoru došlo k významnému pokroku v popisu vzniku i udržování polí jak v nitru Slunce, tak i na jeho povrchu a ve sluneční atmosféře i heliosféře. Zejména se podařilo shromáždit obrovské množství pozorovacích údajů pozemními dalekohledy, ale zejména kosmickými observatořemi, což umožnilo podstatně zlepšit fenomenologický popis, jenž potvrdil, že magnetická pole hrají klíčovou roli v chování všech složek slunečních struktur. Základem pro hlubší fyzikální pochopení slunečního magnetismu je bezpochyby existence jedenáctileté periody sluneční činnosti. V r. 1908 objevil G. Hale pomocí magnetografu Zeemanův rozštěp spektrálních čar ve slunečních skvrnách a podal tím první důkaz o existenci silných magnetických polí na Slunci. Na jeho objev pak navázal až v r. 1953 H. Babcock, když zjistil dokonalejším fotoelektrickým magnetografem, že indukce celkového magnetického pole Slunce dosahuje 0,1 mT a i toto pole střídá polaritu v jedenáctileté periodě. Babcock následně zahájil na Wilsonově hoře v Kalifornii soustavné pozorování magnetických polí na Slunci.

V r. 1969 využil R. Leighton těchto měření k sestrojení prvního fyzikálního modelu slunečních magnetických polí a jejich periodických časových proměn. Stále dokonalejší magnetometry a spektropolarimetry pak přinášely nové objevy. Zejména se ukázalo, že lokální povrchová magnetická pole jsou silně proměnná a magnetické toky probíhají v tenkých strukturách, jež se vynořují z podfotosférických slunečních vrstev. Podrobná měření magnetických polí ve sluneční fotosféře, chromosféře i koróně však jsou velmi obtížná. Nástup kosmonautiky umožnil měřit heliosférická magnetická pole o indukci ~5 nT s přesností na <1 nT. Měření potvrdila, že zdrojem tohoto interplanetárního pole je magnetické pole Slunce, jak teoreticky předpověděl E. Parker svým hydrodynamickým modelem koronální aktivity už v r. 1955. V poslední době přispívají k revizi našich poznatků o strukturách a proměnách slunečních magnetických polí již výše zmíněné balónové výstupy observatoře Sunrise a sluneční kosmické observatoře nové generace.

B. Kakad aj. odhadli maximum budoucího 25. cyklu sluneční činnosti pomocí odhadu Shannonovy entropie během sestupné fáze předešlého 24. cyklu. Odtud odhadli, že vyhlazené maximum 25. cyklu dosáhne relativního čísla (63 ±11), jež by svědčilo o nástupu dalšího minima Daltonova cyklu. Také J. Javaraiah dospěl k závěru, že jak 25. cyklus, tak i následující 26. cyklus sluneční činnosti budou slabší než cykly předchozí. Autor se domnívá, že se mezi 25. a 26. cyklem ocitneme v minimu Gleissbergova cyklu. Teprve 27. cyklus začne novou fázi zesilování, která bude pokračovat i ve 28. a 29. cyklu, kdy Gleissbergův cyklus dospěje do maxima. Naproti tomu A. Singh a A. Bhargawa na základě analýzy průběhu sluneční činnosti v letech 1976-2016 pomocí Hurstova exponentu odhadli, že maximální vyhlazené relativní číslo slunečních skvrn dosáhne v 25. cyklu hodnoty (103 ±25), přičemž cyklus začne v lednu 2021, maximum nastane v červnu 2024 a cyklus skončí v září 2031.

D. Schmidt aj. shrnuli přednosti nové kamery založené na multikonjugované adaptivní optice (MCAO) nového slunečního teleskopu (ø 1,6 m) na severním okraji jezera Big Bear Lake v Kalifornii (2,1 km n. m.). Systém obsahuje tři „plovoucí“ zrcadla, jež korigují atmosférickou turbulenci v poli o průměru 53˝. To umožňuje sledovat jak sluneční erupce i koronální výrony hmoty, ale i celé sluneční skvrny o průměru až 30 tis. km s rekordním úhlovým a lineárním rozlišením. Kamera přitom dokáže pozorovat s kadencí až 2 tis. snímků za sekundu! Současně díky multikonjugované optice může snímat naráz snímky ve třech výškách s roztečemi 5 km. Aparatura vznikla ve spolupráci amerických a německých astronomů.

M. Meftah aj. zveřejnili zlepšené parametry slunečního spektra v pásmu 656÷3 088 nm pořízeného spektrometrem SOLSPEC na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS). Tvar spektra dobře souhlasí s výsledky měření aparatury ATLAS 3 v pásmu 656÷1 600 nm, ale liší se pro delší vlnové délky.

T. Gombosi připomněl, že tzv. kosmické počasí vyvolávané změnami sluneční aktivity v celé heliosféře bylo od konce 19. stol. ovlivňováno antropogenickým efekty, které nabyly na významu v 60. letech 20. stol., kdy USA a SSSR prováděly testy jaderných zbraní. Exploze v atmosféře vyvolávaly silné elektromagnetické pulsy v rozloze celých kontinentů. Současně vytvářely v kosmickém prostoru umělé radiační pásy, jež poškodily řadu umělých družic Země. Další příspěvky do kosmického počasí vnášelo rozprašování chemických sloučenin, vysílání vysokofrekvenčních rádiových signálů do ionosféry a jejich interakce s přírodními radiačními pásy.

D. Knippová aj. zveřejnili obsáhlou zprávu o největší rádiové a geomagnetické sluneční bouři, jež se odehrála ve XX. století koncem května 1967; půldruhého roku před maximem 20. cyklu sluneční činnosti v listopadu 1968. Jak autoři uvádějí, tato událost přiblížila svět k jaderné válce, protože tři vojenské radary (Aljaška, Grónsko a Velká Británie) včasné výstrahy sítě NORAD (North American Air Defense Command) byly dne 27. května oslepeny rádiovým rušením. Velení NORAD se zprvu domnívalo, že jde o sovětské rádiové rušení a proto odstartovaly bombardéry s jadernými pumami a posádky letadel čekaly ve vzduchu na rozkaz k zahájení odvetného útoku. Naštěstí v té době už měli američtí astronomové v provozu aparatury, jež dlouhodobě sledovaly všechny projevy sluneční aktivity. Odborníci věděli o důsledcích, které v případě velké sluneční aktivity mohou oslepení radarů způsobit. V reálném čase proto upozornili velení NORAD, že příčinou rušení je Slunce, takže poplach byl odvolán a bombardéry se vrátily na své letecké základny.

Jak autoří studie uvádějí, příčinou rádiové bouře byla silná sluneční erupce, která se odehrála 23. května 1967 v aktivní oblasti McMath 8818, jež se vynořila na východním okraji slunečního disku 17. 5., prošla centrálním poledníkem 25. 5. a zapadla 31.5. Během pozorování vzplálo v této aktivní oblasti celkem 76 silných erupcí! Autoři citují i čs. astronomy L. Křivského a S. Pintéra, kteří našli v měřeních neutronového monitoru družice Vela silné zvýšení toku energetických částic vyvolané nejsilnější erupcí. Dále zdůrazňují významnou úlohu amerického astronoma D. Menzela, který začal organizovat americkou a posléze mezinárodní synoptickou síť slunečních observatoří nejenom v optickém, ale i rádiovém oboru spektra již v r. 1948, která se pak postupně rozšiřovala o patrolní službu i v rentgenové oblasti slunečního spektra. Právě díky dlouholetému nepřetržitému monitorování Slunce zachránili američtí sluneční astronomové svět před hrozící jadernou válkou.

Astronomický časopis Solar Physics založený v r. 1967 holandským astrofyzikem Cornelisem de Jagerem (*1921) a jeho českým kolegou Zdeňkem Švestkou (1925-2013) ukončil v listopadu 2017 vydávání tištěné verze, která vycházela měsíčně po dobu 51 let (292 svazků, 640 čísel, přes 10 tis. vědeckých článků, 130 tis. stran a 8,5 metrů v knižní polici). Od ledna 2018 přešel i tento časopis na výhradně elektronickou verzi. Články budou umisťovány na webový portál časopisu ihned po korekturách a identifikovány jmény autorů, názvem časopisu a čísly svazku a článku, resp. indexem DOI (Digital Object Identifier).

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

M. Laychakova upozornila na velmi mladou (stáří jen 2,2 mil. let) proměnnou hvězdu V830 Tau (12 mag; M0; 4,2 kK; 2,0 R_ʘ; 1,0 M_ʘ; rotační perioda 2,7 d; 150 pc), u níž J. Donati aj. odhalili na základě tříleté pozorovací kampaně měření kolísání radiální rychlosti hvězdy v periodě 4,9 d exoplanetu o hmotnosti 0,7 M_J, která obíhá ve vzdálenosti 8,6 mil. km od hvězdy. Protože jde o velmi mladou hvězdu, museli se autoři vyrovnat s velkou magnetickou aktivitou tak mladé hvězdy, takže měření a izolace oběžné periody planet zabrala v letech 2013-2016 celkem 510 h u 3,6m teleskopu CFHT, 450 h. u Lyotova 2m teleskopu na Pic du Midi a 135 h u 3,6m teleskopu ESO na La Silla. Nakonec se tak podařilo určit amplitudu kolísání radiální rychlosti hvězdy (68 ±11) m/s. Jde zatím o nejmladší planetu třídy horkých Jupiterů, která vznikla velmi rychle u ještě ne zcela dotvořené hvězdy, jak o tom svědčí její velký poloměr v porovnání s hmotností.

M. Gillon aj. ukázali na základě pozorovací kampaně v r. 2016 u dalekohledu VLT ESO, Spitzerova kosmického dalekohledu (SST), robotických teleskopů TRAPPIST v Chile a v Maroku, 3,8m UKIRT na Havaji, 4m Herschelova a 2m liverpoolského teleskopu na La Palmě a ještě jihoafrického 1,0m teleskopu, že miniaturní planetární soustavu u hvězdy TRAPPIST-1 tvoří celkem 7 exoplanet. Prvních šest má oběžné periody v rezonancích (1,51; 2,42; 4,04; 6,06; 9,1; 12,35 d). Sedmá nejvzdálenější exoplaneta h má zatím nepřesně známou periodu (20 +15/-6) d. Všech sedm planet obíhá ve stejné rovině po téměř kruhových dráhách ve vzdálenostech 1,7÷9,45 mil. km od hvězdy. Jejich poloměry se pohybují v rozmezí 0,8÷1,1 R_Z; hmotnosti prvních šesti 0,4÷1,4 M_Z; povrchové teploty 400÷168 K a hustoty 0,6÷1,2 hustoty Země. Tyto údaje si vyžádaly celkem 1 333 h pozorovacího času, z toho nejvíce na SST (518h) a robotickém 0,6 m teleskopu TRAPPIST-South v Chile (469 h). R. Luger aj. studovali systém pomocí družice Kepler v program K2 a doplnili tak údaje o exoplanetě h. Oběžná doba činí 18,8 d a její poloměr 0,75 R_Z. M. Gillon aj. tvrdí, že zmíněné resonance svědčí o dlouhodobé stabilitě jejich drach. Z toho vyvodili, že planety vznikly ve větší vzdálenosti od hvězdy, a do současné konfigurace se dostaly migrací. Mateřský červený trpaslík má nyní rotační periodu 3,3 d. A. Burgasser a E. Mamajek odvodili z metalicity trpaslíka, že jeho stáří se pohybuje kolem 7,6 Gr s chybou ±30 %. A. Boss aj. revidovali vzdálenost soustavy na (12,6 ±0,1) pc a pomocí přesné astrometrie vyloučili, že by soustava obsahovala obří plynné planety s hmotností >4,6 M_J v oběžné periodě 1 rok, anebo s hmotností 1,6 M_J s periodou 5 let.

K. Kislyakova aj. vyšli z údajů o indukci magnetického pole velmi chladného červeného trpaslíka TRAPPIST-1, která dosahuje hodnoty 0,06 T. Odtud vyvodili, že na exoplanetách obíhajících kolem této hvězdy dochází k silnému ohřevu elektromagnetickou indukcí. Pokud je osa magnetického dipólu mateřské hvězdy skloněna k ose její rotace, musí docházet k silnému ohřevu plášťů nejbližších čtyř exoplanet a k mocné vulkanické činnosti na jejich povrchu, případně i ke vzniku oceánů žhavého magmatu. Pouze tři nejvzdálenější exoplanety nebudou magnetismem mateřské hvězdy významně ovlivněny. K podobnému závěru dospěli rovněž C. Garraffova aj., kteří upozornili, že v blízkém okolí červených trpaslíků jsou atmosféry planet silně ohroženy hvězdným větrem, elektromagnetismem a urychlenými částicemi. Planety v okolí hvězdy TRAPPIST-1 jsou vystaveny tlaku hvězdného větru, jehož tlak je pro jednotlivé planety o tři až pět řádů vyšší než je tomu v okolí Země vinou Slunce. Magnetosféry planet jsou díky tomu silně stlačeny a proto jsou propojeny s interplanetární magnetosférou hvězdy, jež pak rychle obnažuje a vypařuje jejich atmosféry. Tato okolnost prakticky znemožňuje, aby se v tomto systému mohl rozvinout život. P. Wheatley aj. pozorovali mateřskou hvězdu této bohaté planetární soustavy pomocí rentgenové družice Newton. Ukázali, že hvězda je silným zdrojem XUV záření vznikajícím v koróně. Ačkoliv bolometrický zářivý výkon hvězdy je podstatně nižší než u Slunce, její výkon v pásmu XUV je se Sluncem srovnatelný. Jelikož je planetární soustava rozměrově miniaturní, jsou atmosféry exoplanet vystaveny velkému zářivému stresu, což významně komplikuje podmínky pro případný vznik a vývoj života. Zároveň se ukazuje, že výskyt ekosfér kolem mateřských hvězd ovlivňují významně mnohé další faktory, než jen pouhý výskyt kapalné vody.

K. Garcia-Sage aj. poukázali na podobný efekt pro planetu b u hvězdy Proxima Centauri, která je typickým červeným trpaslíkem se silnou magnetickou a radiační aktivitou. Zejména kolem magnetických pólů planety dochází proto k erozi atmosféry, což je efekt, který pozorujeme kolem magnetických pólů Země navzdory zcela nepatrné sluneční agresi. Kdyby naše Země byla od Proximy tak málo vzdálena jako je její exoplaneta b, tak by o svou atmosféru rychle přišla. G. Anglada aj. objevili aparaturou ALMA v pásmu 1,3 mm prachový pás ve vzdálenostech 1÷4 au od Proximy s charakteristickou teplotou 40 K. Podle autorů by mohlo jít o analogii Edgeworthova-Kuiperova pásu u Slunce. Jeho souhrnná hmotnost dosahuje asi 1% M_Z. Dokonce je možné, že v tomto pásu se nachází další exoplaneta. Rovněž není vyloučeno, že další šikmo skloněný pás o teplotě 10 K se nachází ve vzdálenosti 30 au od hvězdy. Až budou v provozu plánované obří teleskopy, tak se nejspíš ukáže, že planetární soustava kolem Proximy je určitě složitější, než si dosud představujeme. A. Bixel a D. Apai odhadli pravděpodobné hlavní parametry exoplanety b. Na základě modelových výpočtů usoudili, že s pravděpodobností 90% půjde o kamennou planetu o poloměru 1,1 R_Z a hmotnosti 1,6 M_Z.

X. Bonfils aj. využili extrémně přesného spektrografu HARPS instalovaného u 3,6m reflektoru ESO na La Silla k identifikaci exoplanety u hvězdy Ross 128 (Vir; 11 mag; M4 V; 3,2 kK; 0,2 R_ʘ; 0,17 M_ʘ; 0,004 L_ʘ; rotační per. 121 d; stáří >5 Gr; 3,4 pc). Planeta b obíhá kolem hvězdy v periodě 9,9 d po kruhové dráze o poloměru 7,5 mil. km. Má minimální hmotnost 1,35 M_Z a je po Proximě Centauri b druhou nejbližší exoplanetou, přičemž mateřská hvězda je dostatečně stará, takže je mnohem klidnější než eruptivní trpaslík Proxima. V porovnání se Zemí dostává Ross 128b o 38% více zářivého výkonu, než kolik dodává Slunce Zemi a na rozdíl od Proximy nejeví silné erupce, neboť vzhledem ke svému stáří má pomalou rotaci a výrazně slabší indukci magnetického pole, takže exoplaneta si určitě zachovala rozsáhlou atmosféru. Autoři odhadli, že průměrná teplota povrchu exoplanety se pohybuje v rozmezí -60÷20 °C.

Na observatoři ESO na Cerro Paranal byl u VLT teleskopu UT3 instalován spektropolarimetr SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) opatřený pokročilým systémem adaptivní optiky, který je primárně určen pro zobrazování a další charakteristiky jasnějších exoplanet. O. Wertz aj. se zaměřili na již rozlišený planetární systém u hvězdy HR 8799 (Peg; 6,0 mag; A5; 7,4 kK; 1,3 R_ʘ; 1,5 M_ʘ; 4,9 L_ʘ; 39 pc; stáří 30 mil. r), který je tvořen čtyřmi obřími planetami. Nejblíže ke hvězdě obíhá planeta e (15 au, oběžná doba 48 let), druhá v pořadí je d (22 au, 87 let), třetí c (36 au, 174 let) a nejvzdálenější b (68 au, 396 let). Všechny planety s výjimkou d obíhají po dráhách téměř kruhových, zatímco výstřednost dráhy d dosahuje 0,35. Nejvzdálenější planeta b má hmotnost ~5 M_J; ostatní tři mají zhruba stejnou hmotnost 7 M_J.

J. de Wit aj. pozorovali pomocí SST hvězdu HAT-P-2 v infračerveném pásmu 4,5 µm po dobu 350 h. Zjistili, že kolem hvězdy obíhá po vysoce eliptické dráze s výstředností 0,5 velmi hmotná exoplaneta (8 M_J) v krátké oběžné době 5,6 d. Vždy 5,4 h po průchodu planety periastrem se hvězda nápadně zjasní, což je nejspíš vyvoláno slapy na hvězdě, zatímco povrchová teplota polokoule planety přivrácené ke hvězdě stoupne na 2,4 kK. Takové interakce byly až dosud pozorovány pouze o hvězdných párů s excentrickými dráhami. Nyní se ukazuje, že i hmotná planeta dokáže jasnost hvězdy měřitelně ovlivnit.

S. Gaudi s početným mezinárodním týmem pocházejícím ze 47 observatoří zjistili, že kolem hvězdy HD 195689 (= Kelt-9; 7,6 mag; sp. B9.5-A1: 10,1 kK; 190 pc) obíhá v periodě 1,5 d planeta Kelt-9b (1,9 R_J; 2,9 M_J; hustota 0,53× Jupiteru), jejíž polokoule přivrácená ke hvězdě je rozpálena až na 4.6 kK, což odpovídá teplotě povrchu raných hvězd třídy K! Planeta má slapově vázanou rotaci (jako náš Měsíc vůči Zemi). Při této teplotě disociují molekuly i všech žáruvzdorných prvků na neutrální a ionizované atomy včetně Fe a Ti. Samotný výskyt těchto prvků na exoplanetě je velkým překvapením. Silné UV záření mateřské hvězdy vyvolává ztrátu hmoty vnějšího obalu obří planety, takže během relativně krátkého života mateřské hvězdy na hlavní posloupnosti zbude z planety jen její jádro.

Také T. Evans aj. zjistili vysokou teplotu obří plynové exoplanety WASP-121b, jejíž stratosféra je rozpálena na 2,5 kK. Infračervená pozorování ukázala, že ve stratosféře se nachází vodní pára a ozónová vrstva, která způsobuje, že podobně jako u Země se nad spodní troposférou, v níž teplota s výškou klesá, nachází horní vrstva v podobě stratosféry, kde naopak teplota s výškou roste. Za tuto inverzi může právě ozón, který vydatně pohlcuje ultrafialové záření hvězdy. Rozhraní mezi těmito vrstvami (tropopauza a stratopauza) má však stabilní teplotu. Autoři se zaměřili na spektrální pásmo 1,1÷1,6 µm pomocí kamer WFC3 HST, avšak zatím nepotvrdili odhad, že u velmi horkých jupiterů sehrají roli ozónu molekuly TiO a VO (oxidy titanu a vanadu). Vzápětí však E. Sedaghati aj identifikovali molekuly TiO v atmosféře horkého jupiteru WASP-19b. Autoři též uvedli, že v atmosférách horkých jupiterů byly již nalezeny molekuly obsahující H, O, C, Na a K

J. Gagne aj. studovali object SIMP J0136+0933 (vzdálenost 6 pc), jenž byl původně klasifikován jako proměnný hnědý trpaslík sp. třídy T2.5, který patří do mladé (200 mil. let) pohybové skupiny hvězd v souhvězdí Lodního kýlu (Car). Autoři však dokázali, že poloměr objektu činí jen 1,0 R_J, protože se jim podařilo změřit rotační rychlost i délku periody rotace. Odtud pak odvodili, že stáří objektu je určitě <950 mil. let a jeho hmotnost je 13 M_J, takže nejde o hnědého trpaslíka, ale o osamělý objekt na rozhraní mezi těmito trpaslíky a nejhmotnějšími exoplanetami, který je navíc velmi blízko. Proto bude možné určit parametry jeho atmosféry neovlivněné nějakou mateřskou hvězdou. Objevit osamělou exoplanetu je technicky obtížné, ale nový objev tak naznačuje, že takových těles je v galaxiích překvapivě mnoho.

Dokazuje to pozorování objektu OTS 44 (vzdálenosti 160 pc), jenž podle A. Bayové aj. patří mezi pouhé čtyři známé osamělé exoplanety, jež jsou obklopené prachovými disky. Měření na observatoři ALMA v pásmu 233 GHz (vlnová délka 1,3 mm) ukázala, že hmotnost disku se pohybuje v rozmezí 0,07÷0,63 M_Z. Tento výsledek naznačuje, že podíl hmotnosti prachového disku a hmotnosti objektu je týž jak pro planety, tak pro hnědé trpaslíky i mladé hvězdy.

Hvězda τ Ceti je populární díky projektu OZMA, v jehož průběhu se v r. 1960 pokoušeli F. Drake aj. najít rádiové signály potenciálních mimozemšťanů, protože jde o hvězdu slunečního typu a nedaleko od nás (G8 V; 3,65 pc). F. Feng aj. ji v posledních letech zkoumali pomocí spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla a rostoucí počet měření pomohl jednak zpřesnit údaje o již dříve objevených exoplanetách, ale objevit další exoplanety g (mezi b a c) a h (mezi c a d). Soustava tedy obsahuje 7 exoplanet ve vzdálenostech 0,10÷1,33 au, v periodách 14÷636 d a hmotnostech 0,8÷4,0 M_Z. Jde o měření na hranici technických možností, protože nepřesnost v určení radiálních rychlosti klesla na 0,2 m/s! Je pravděpodobné, že exoplanety e a f se nacházejí v ekosféře, ale mají příliš vysoké hmotnosti pro výskyt života.

C. Shallue a A. Vanderburg si napsali program umělé inteligence k hledání exoplanet v datech projektu družice Kepler. Program usnadňuje hledání vice exoplanet u zkoumané hvězdy na základě komplikovaného průběhu světelných křivek, jež mají nízký poměr signálu k šumu. Tak se jim podařilo potvrdit celkem šest exoplanet u hvězdy Kepler-80 (Cyg; 15 mag; M0 V; 0,7 R_ʘ; 0,8 M_ʘ; 4,5 kK; 0,17 L_ʘ; rotační per 26 d; 370 pc) a dokonce rekordní počet osmi planet u hvězdy Kepler-90 (1,3 R_ʘ; 1,1 M_ʘ; 6,0 kK; 780 pc) . Je to zatím nejvyšší počet objevených exoplanet u jediné hvězdy, dokonce rovnocenný s počtem planet Sluneční soustavy. V tomto případě je dokonce nápadné, že architektury Sluneční soustavy a soustavy Kepler-90 se navzájem podobají. Blíže k mateřské hvězdě se nacházejí menší kompaktní planety, kdežto plynní ledoví obři se vyskytují až za sněžnou čarou obklopující mateřskou hvězdu. Autoři dokonce spekulují, že soustava Kepler-90 byla původně rozsáhlejší, ale vinou migrace protoplanetárního disku směrem k mateřské hvězdě je teď zcela natěsnána v poloměru 1 au od hvězdy. V každém případě je zřejmé, že v obsáhlé databázi družice Kepler se podaří možné pokročilými metodami zpracování nalézt ještě mnoho dalších exoplanet.

Y. Hu aj. se zabývali odhady fyzikálních a chemických podmínek na planet K-452b, jenž je považována za první exoplanetu podobnou Zemi, která se nachází v ekosféře hvězdy podobné Slunci (Cyg, 1944+4417; 13,4 mag; G2 V; 5,8 kK; 1,1 R_ʘ; 1,2 M_ʘ; 1,2 L_ʘ; 560 pc; 6 Gr). Autoři vypracovali trojrozměrný model atmosféry i oceánů na povrchu exoplanety b ( a = 1,0 au; oběžná perioda 385 d; 1,5 R_Z; 5 M_Z). Simulace ukázaly, že pokud je koncentrace CO₂ v atmosféře stejná nebo nižší než na Zemi, tak je planeta v ekosféře mateřské hvězdy. Problémem však může být deficit zvětrávání silikátů, jenž by mohl zvýšit koncentraci CO₂ a přehřát planetu, takže vůči Zemi příliš hmotnou planetu postihl nejpozději po 500 mil. letech překotný skleníkový efekt.

S. Rappaport aj. se zaměřili na podrobnou analýzu světelné křivky hvězdy KIC 3542116 (Cyg; 1922+3841; 9,7 mag; F2 V; 6,9 kK; 1,6 R_ʘ; 1,5M _ʘ; 260 pc;), která vznikla v průběhu základní činnosti družice Kepler od dubna 2009 do května 2013. Autoři tak objevili šest krátkodobých asymetrických poklesů jasnosti hvězdy s relativně rychlým poklesem jasnosti a pak pomalejším návratem k normální jasnosti hvězdy. Tři hlubší poklesy jasnosti měly amplitudy poklesu 0,1% a trvaly celý den; další tři byly podstatně mělčí a kratší. Autoři zkoumali světelné křivky vizuálně a vyloučili, že by šlo o poruchy v měření. Z pozorování tak vyplynulo, že poklesy jasnosti byly způsobeny přechody komet přes disk hvězdy, přičemž oběžná rychlost přechodů se pohybovala u hlubších poklesů jasnosti v rozmezí 35÷50 km/s a pro mělčí v rozmezí 75÷90 km/s a hmotnost prachových chvostů přesahovala 10¹³ kg. To znamená, že úhrnná hmotnost tranzitujících komet musela být větší než 3.10¹⁴ kg, takže byla srovnatelná s hmotností Halleyovy komety. Nezávisle autoři objevili jeden podobný pokles jasnosti také u hvězdy KIC 11084727 (1929+4841; 9,9 mag; F2 V; 6,8 kK; 1,6 R_ʘ; 1,4M_ʘ; 250 pc), jejíž základní vlastnosti i tvar poklesu jasnosti byly velmi podobné.

S. Mills a D. Fabrycky určili parametry jedné z nejstarších planetárních soustav kolem hvězdy K-444 (Lyr; 8,9 mag; K0 V; 5,0 kK; 0,75 R_ʘ; 0,76 M_ʘ; 36 pc; rotační per. 49 d; 11 Gr!). Jde o velmi kompaktní soustavu s pěti tranzitujícími exoplanetami vesměs menšími než Země. Všechny planety jsou doslova nalepeny na mateřskou hvězdu, protože obíhají kolem ní v periodách 3,6÷9,8 d !! Autorům se podařilo určit oběžné doby planet s udivující relativní přesností řádu 10^-5 a dále jejich poloměry v rozmezí 0,4÷0,8 R_Z a hmotnosti v rozmezí (1,3÷4,5).10^-7 M*. Pro planety d a e se podařilo velmi přesně určit jejich hmotnosti po řadě 0,036 M_Z a 0,034 M_Z. Aby těch překvapení nebylo málo, tak ve vzdálenosti 60 au od miniaturní planetární soustavy se nalézá těsná dvojhvězda dvou červených trpaslíků, jež obíhá kolem hvězdy K-444 v periodě 460 let. Není jasné, jak se tak podivuhodná konfigurace vytvořila po tak dlouhém vývoji v čase.

E. Sinukoff aj. dokázali změřit přesně hmotnosti a hustoty dvou exoplanet o velikostech srovnatelných s Neptunem a objevených družicí Kepler v programu K2. První z nich K2-66b je o něco menší než Neptun (2,5 R_Z), obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 5,1 d a má hmotnost 21 M_Z. Jelikož mateřská hvězda (12 mag; 5,9 kK; 1,7 R_ʘ; 1,1 M_ʘ) směřuje k větvi podobrů, je planeta vystavena dvojnásobnému ozáření proti minulosti, kdy se hvězda nacházela ještě na hlavní posloupnosti. Takové hvězdy obecně vytvářejí kolem sebe fotovypařující poušť, takže samotný výskyt exoplanety je překvapující. Střední hustota exoplanety je ostatně enormní (7,8× voda). Druhá exoplaneta K2-106b má poloměr 1,8 R_Z a obíhá kolem mateřské hvězdy ve velmi krátké periodě 13,7 h. Je 9× hmotnější než Země, takže její střední hustota je rovněž enormní (8,6× voda). Obě exoplanety jsou tedy určitě kamenné a na povrchu tak rozžhavené, že pravděpodobně nemají žádnou atmosféru.

E. Starovoit a A. Rodin zveřejnili výsledky dlouhodobého sledování kolísání periody pulsaru PSR B0329+54 (Cam; vzdálenost 1,1 kpc; per. 0,71 s) na radioastronomické observatoři Puščino v letech 1968 – 2012 (frekvence 102 a 111 MHz) a rovněž pomocí radioteleskopů DSS 13 a DSS 14 JPL v Kalifornii (2 388 MHz) i 64m radioteleskopu na Kaljazinské observatoři (610 MHz). Periodické variace vůči barycentru potvrdily existenci exoplanety o hmotnosti 2 M_Z obíhající v periodě 27,8 let s velkou poloosou výstředné (e = 0,24) dráhy 10,3 au. Naproti tomu měření nepotvrdila údajnou existence druhé exoplanety s oběžnou dobou 3 r. J. Greavesová a W. Holland se pokusili vysvětlit existence planet u pulsarů tím, že pulsary mají díky utržení z gravitačního řetězu vysoké prostorové rychlosti, takže před nimi se ve směru letu vytváří oblouková rázová vlna, kolem nich se vyskytuje prachová obálka a za pulsarem se prostírá brázda. Pulsar si proto sebou veze dostatek materiálu pro vznik exoplanet.

N. Koshimoto a dva velké týmy na jižní polokouli zveřejnili výsledky pozorování exoplanety OGLE-2012-BLG-0950Lb pomocí gravitačního mikročočkování. Na studii se podílely polský tým OGLE s 1,3m teleskopem na observatoři Las Campanas v Chile a japonsko-novozélandský tým MOA s 1,8m teleskopem na observatoři Mt. John na Novém Zélandu. Mikročočkování úkazu v Chile započalo 21. června 2012 v poloze 1808-2944, zatímco na Novém Zélandu až 9. srpna 2012. Dlouhé trvání úkazu (téměř rok) umožnilo pořídit kalibrační snímky na 10m Keckově teleskopu na Mauna Kea. Díky tomu se podařilo objevit malý “zoubek” na sestupné části čočkované světelné křivky, který ukázal, že kolem čočkované hvězdy o hmotnosti 0,6 M_ʘ obíhá v projekční vzdálenosti 2,6 au exoplaneta s hmotností 35 M_Z. Zatímco čočkovanou hvězdou byl trpaslík na rozhraní spektrálních tříd M/K, exoplaneta se svou hmotností nachází na rozhraní mezi Neptunem a subSaturnem. Celý systém se nalézá ve vzdálenosti 3,0 kpc od Slunce. Pro objevy planetárních soustav ve velkých vzdálenostech od nás je zatím metoda gravitačních mikročoček nejcitlivější.

J. Dittmann a další velký tým ukázali, že 75% hvězd v Galaxii má hmotnost <0,6 M_ʘ. Exoplaneta byla již objevena i u nejbližšího červeného trpaslíka Proximy Centauri (M5.5 Ve; 0,12 M_ʘ), ale její hmotnost zatím neznáme. Také hmotnosti a zejména hustoty exoplanet v bohaté exoplanetární soustavě TRAPPIST-1 nejsou dostatečně přesné. Autoři však objevili exoplanetu u trpasličí chladné hvězdy LHS 1140, jež je od Slunce vzdálena jen 12,5 pc. Její hmotnost činí jen 0,15 M_ʘ a poloměr 0,19 R_ʘ. Nízká metalicita a dlouhá rotační perioda hvězdy (131 d) poukazuje na velké stáří tohoto trpaslíka. Pomocí fotometrie a spektroskopie hvězdy se autorům podařilo zjistit, že kolem této hvězdy obíhá exoplaneta v periodě 24,7 d s výstředností dráhy <0,3 a velké poloose oběžné elipsy 13 mil. km. Hodnoty její hmotnosti 6,65 M_Z a poloměru 1,43 R_Z poukazují na složení pláště exoplanety zejména z hořčíku a křemíku a železné jádro o relativně vyšší hmotnosti, než má Země. Střední hustota planety je extrémně vysoká (12×voda). Planeta pravděpodobně není obklopena měřitelnou plynovou atmosférou. U exoplanet červených trpaslíků lze očekávat, že k udržování tekuté vody na povrchu stačí 20% ozáření, které přichází ze Slunce na Zemi. Exoplaneta LHS 1140b dostává v současné době 46% ozáření. Stáří exoplanety i hvězdy určitě přesahuje 5 mld. let. Protože raná hvězda produkovala více záření - a zejména jeho UV složku - lze odhadnout, že počátek ekosféry na planet byl odložen minimálně o 40 mil. let. Pak však nastal překotný skleník, voda ve vysoké atmosféře disociovala a vodík unikl do okolního prostoru. Atmosféra pak obsahovala jen abiotické plyny O₂, N₂ a CO₂. V poslední době se však ukazuje, že superzemě mohou být pokryty rozsáhlými oceány tekutého magmatu. V takovém případě zůstává voda v plášti planet a následně se může vytvořit sekundární atmosféra s příznivým složením pro rozvoj života na planetách.

S. Hall zdůraznil, že dosavadní výzkumy charakteru exoplanet ukázaly, že kolem hvězd se nejčastěji vyskytují exoplanety silně odlišné od těch, které známe ve Sluneční soustavě. Vesmír zřejmě oplývá planetami typu superzemí (hmotnosti 5÷10 M_Z; poloměry 1,2÷2,5 R_Z). To se nečekalo, protože astronomové měli za to, že zárodky planet o vyšší hmotnosti automaticky posbírají tolik vodíku a hélia, že dorostou na urany a neptuny. Tak například exoplaneta 55 Cnc-e klasifikovaná jako superzemě je pokryta tekoucí lávou, takže se Zemi ani trochu nepodobá, takže termín superzemě je zavádějící. Měření SST podle B. Demoryho navíc ukázala, že navzdory tekoucí lávě se teplo z přivrácené strany exoplanety nepřenáší na noční polokouli a není tam žádný velký vítr. Na některých exoplanetách prší sklo nebo dokonce kapky Fe. Hall zdůraznil, že z dosavadních statistik jednoznačně vyplývá, že v pozorovatelném vesmíru je více exoplanet než písečných zrnek na všech pozemských plážích. Ironií osudu největší podíl připadá na “superzemě”, jak vyplývá z dosavadní statistiky projektu Kepler-1: Rozsah 1,0÷1,4 R_Z (27%); 1,4÷2,0 R_Z (29%); 2,0÷2,8 R_Z (-13%); 4,0÷5,7 R_Z (4%); 5,7÷11,0 R_Z (3%). V absolutních počtech objevili astronomové na 700 superzemí a 900 minineptunů. S. Thomsonová aj. zveřejnili v červnu 2017 výsledný katalog exoplanet objevených družicí Kepler-1: Potvrzených planet je 2 335, ale zbývá ještě 4 034 kandidátů.

P. Mroz aj. se zabývali otázkou, jak rozsáhlá je populace planetárních nomádů o hmotnostech <5 M_J. K tomu cíli se nejlépe hodí hledat gravitační mikročočky s krátkou dobou zjasnění (1÷2 dny). Autoři vyhledali v obsáhlých databázích potřebné údaje o takových úkazech za léta 2010-2015. Nenašli žádný exces ve zmíněném intervalu, ale nalezli několik případů zjasnění v trvání <0,5 d. Pokud se to rozsáhlejší statistikou potvrdí, tak by to znamenalo, že existují početní nomádi typu superzemí i analogů Země.

T. Barclay aj. simulovali vznik planet akrecí materiálu ze zárodečného plynoprachového disku, jenž obklopuje vzniklé hvězdy. Zbylý materiál disku zůstane vázán ve vzniklých planetách nebo drobných tělesech planetární soustavy, ale může se také stát součástí interplanetárního prostředí, případně spadne na mateřskou hvězdu, případně může být ze vzniklé soustavy vymeten. Pokud autoři v simulacích zahrnuli obří planety typu Jupiteru a Saturnu, tak asi třetina zbylého disku o celkové hmotnosti 5 M_Zje z planetární soustavy vyvržena do interstelárního prostoru, zatímco polovina jeho hmotnosti připadne na kamenné planety hmotnější než Merkur, ale méně hmotné než 1/3 M_Z. Vymetení materiálu ze soustavy proběhne během 25 mil. let. Pokud však v soustavě nevzniknou obří planety, tak v průběhu prvních 200 mil. let po vzniku hvězdy ze soustavy neunikne žádný materiál a během prvních 2 mld. let po zrodu se do interstelárního prostoru dostane pouhé 1% materiálu zárodečného disku. Vznikající hvězdy vymetou do interstelárního prostoru průměrně 2,5násobek M_Z. Autoři odtud odhadli, že planet-nomádů nebude v Galaxii příliš mnoho. Budoucí infračervené dalekohledy na oběžné dráze Země mohou proto objevit nanejvýš 15 nomádů o hmotnosti Marsu a jen pár nomádů o hmotnosti Země.

F. Martinek zveřejnil šest extrémů mezi dosud objevenými planetami:

• Nejžhavější: Kelt-9b: 4,6 kK na straně přivrácené ke hvězdě HD 195689 (Sp B9-A1).
• Nejchladnější: OGLE-2005-BLG-390Lb: -220 °C; obíhá ve vzdálenostech 2÷4 au od hvězdy sp. třídy M4.5 V.
• Nejmenší: Kepler-37b: poloměr 2 250 km (0.35 R_Z); mateřská hvězda G8 V; 0,8 M_ʘ.
• Nejstarší: PSR B1320-26b: stáří 12,2 Gr; cirkumbinární kolem těsné dvojhvězdy složené z neutronové hvězdy (1,35 M_ʘ) a bílého trpaslíka (0,34 M_ʘ).
• Nejmladší: V830 Tau b: stáří 2 mil. let. Mateřská hvězda sp. M0 V (1 M_ʘ).
• Nejhorší počasí: Venuše: 462 °C; 95% CO₂ v atmosféře; uragán 360 km/h; déšť H₂SO₄.

2.2. Hnědí trpaslíci

J. Chilcote a rozsáhlý mezinárodní tým využili výkonného zobrazovače GPI u 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Tololo; 2,7 km n. m.) k zobrazení objektu b u hvězdy β Pictoris, jenž byl zatím považován za exoplanetu, protože měl hmotnost kolem 10 M_J. Nová přesnější měření ukázala, že hmotnost objektu 12,9 M_J svědčí o tom, že jde o hnědého trpaslíka, což podpořila také spektroskopie, jež dává pro efektivní teplotu objektu 1,7 kK a poloměr 1,46 R_J. Tomu též odpovídá tíhové zrychlení na povrchu log g = 3,5÷4,0. Autoři proto zařadili objekt mezi hnědé trpaslíky s nízkou gravitací na povrchu a sp. třídou L2.

Nejbližšími hnědými trpaslíky stále zůstává binární soustava Luhman 16 AB, objevená v r. 2014 a vzdálená od Slunce 2 pc. E. Garcia aj. shromáždili archivní údaje o této dvojici z kamer ESO Schmidt, DENIS, FORS2 VLT ESO a Gemini-S pokrývající interval 31 let. Tak se podařil zpřesnit hmotnosti obou složek A (sp. T; 28 M_J) i B (sp. L; 34 M_J).

G. Benedict a T. Harrison se věnovali pozoruhodné architektuře hvězdy HD 202206 (Cap; 8,1 mag; G6 V; 5760 K; 1,0 R_ʘ; 1,1 M_ʘ; 1,07 L_ʘ; 45 pc; stáří 2,9 Gr), která vypadá na první pohled jako mladší sestra Slunce. Jenže v r. 2000 se ukázalo, že kolem této hvězdy obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti 18 M_J po výstředné dráze (e = 0,44) v periodě 256 d a délce velké poloosy 0,8 au. V r. 2004 se přišlo na to, že v oběhové rezonanci 5:1 s hnědým trpaslíkem obíhá hvězdu exoplaneta o hmotnosti 2,4 M_J, rovněž po výstředné dráze (e = 0,27) v periodě 3,8 let při délce velké poloosy 2,6 au. Autoři proto využili pointačních sensorů HST k revizi těchto měření. Tak se ukázalo, že HD 202206 má za průvodce hvězdu sp. M6 V o hmotnosti 0,09 M_ʘ; a hnědý trpaslík s hmotností 18 M_J obíhá tuto dvojhvězdu po cirkumbinární dráze. Exoplaneta údajně nalezená v roce 2004 ve skutečnosti neexistuje.

K. Muzicová aj. odhadli na základě přehlídky substelárních objektů v blízkých mladých hvězdokupách, že v Galaxii bude nejspíš až 100 mil. hnědých trpaslíků. T. Dupuy a M. Liu pozorovali pomocí HST, Keckova 10m teleskopu a 3,6m teleskopu CFHT celkem 31 binárních soustav tvořeným vždy málo hmotnou hvězdou a hnědým trpaslíkem. Podvojnost umožnila změřit hmotnosti hnědých trpaslíků a autoři tak ukázali, že minimální hmotnost pro hvězdy přesahuje 70 M_J. To je zároveň horní mez hmotnosti pro hnědé trpaslíky.

M. Kuchner je iniciátorem projektu hledání planet a hnědých trpaslíků za pomocí dobrovolníků (program Zoouniverse). Díky datům z družice WISE, která pracuje v blízkém infračerveném pásmu vlnových délek a navazujících přehlídek NEOWISE a WISEA se tak podařilo za pomocí tisíců dobrovolníků objevit ve vzdálenosti 34 pc od Slunce hnědého trpaslíka J1101+5400 o infračervené jasnosti 15,4 mag a spektrální třídy T5.5, jenž jeví celkový vlastní pohyb tempem 0,7˝/r. Podle S. Leggetta aj je družice WISE neobyčejně vhodným nástrojem pro hledání hnědých trpaslíků sp. tříd T a Y. Ideální je kombinace údajů z pozemních teleskopů VLT ESO a Gemini s kosmickými aparáty také na HST a SST. Autorům se tak podařilo nalézt 11 hnědých trpaslíků pozdních tříd T a 9 trpaslíků třídy Y. Hnědí trpaslíci raných tříd Y mají efektivní teploty až 450 K, kdežto nejnižší teploty pro pozdní třídy Y klesají ke 250 K. V blízkém (<20 pc) okolí Slunce se podařilo najít hnědé trpaslíky třídy Y o hmotnostech 1,5÷8 M_J a stáří 0,3÷6 Gr. Jejich metalicita se shoduje s metalicitou Slunce. Autoři odhadují, že hnědí trpaslíci třídy Y budou mít hmotnosti v rozsahu 3÷20M_J a jejich stáří zůstane v mezích 0,8÷8,5 Gr.

2.3. Hvězdy

2.3.1. Teorie

Zastoupení jednotlivých izotopů uhlíku, dusíku a kyslíku na povrchu hvězd je závislé na vlastnostech cyklu CNO v jejich nitrech. Po turbulentním promíchání jaderné látky s materiálem pláště hvězdy jsou spektroskopická měření jednou z mála informací, která nám může něco říci o historii konkrétní hvězdy. V případě asymptotické větve obrů v diagramu H-R však panuje dlouhodobá neshoda mezi teoretickými předpověďmi složení atmosfér a spektroskopickými daty tzv. uhlíkových hvězd. C. Abia aj. se pokusili najít odpověď alespoň pro izotopy kyslíku. Pořídili spektra vzorku galaktických hvězd v pásmu K, přičemž hvězdy vybrali tak, aby měly všechny přibližně stejnou metalicitu (tedy zastoupení prvků těžších než He). Pro tyto hvězdy vypočítali syntetická spektra v lokální termodynamické rovnováze se započtením vlivu promíchání hvězdné látky. Pro hvězdy v rozmezí hmotností 1,5÷3 M_⊙ je poměr ¹⁶O/¹⁷O/¹⁸O v dobré shodě s pozorovanými spektry. Tak se však ve vzorku nacházejí hvězdy, pro něž je možné získat dobré syntetické spektrum kyslíku pomocí přidání jednoho nebo několika dalších promíchání materiálu z nitra, ovšem za cenu nesouhlasících spekter uhlíku a dusíku. Navíc hvězdy uhlíkové hvězdy typu J mající ve spektru velmi silné pásy nuklidů C₂ a CN mají naproti tomu nižší zastoupení ¹⁶O a ¹⁷O než odpovídá normálním uhlíkovým hvězdám – proč, to nevíme.

Chemicky podivné hvězdy typu Am, tzv. metalické, se vyznačují výraznými spektrálními čarami železa, stroncia a dalších kovů, zatímco čáry hélia, vápníku a dalších typických prvků hvězdných atmosfér jsou slabé či zcela chybí. Již v 70. letech 20. stol. byl navržen mechanismus, který takové spektrum může způsobovat – pokud je zářivá zóna atmosféry v dostatečné hloubce od povrchu hvězdy, tlak záření v určitých vlnových délkách může vynášet konkrétní prvky nahoru, zatímco ostatní naopak klesají dolů. H. Abt publikoval práci, v níž analyzoval vývoj hvězd Am a také závislost jejich spektra na rotační rychlosti hvězdy – zmíněný mechanismus totiž může fungovat jen u hvězd, které rotují dostatečně pomalu, přičemž pomalá rotace je obvyklá u hvězd s akrečním diskem nebo u vázaných složek dvojhvězd. Autor vyvrátil hypotézu, že hvězdy typu ρ Pup (pravidelně pulsující, podskupina typu δ Sct) jsou vývojovými následníky Am hvězd, neboť je jich příliš málo. Naopak z jeho analýzy vyplývá, že hvězdy Am (a s nimi také hvězdy spektrálních typů A4÷F2 V) se postupně vyvinou v normální hvězdy typu A7÷F9 IV a později v pozdní typy F2÷F9 III s normálním zastoupením prvků v atmosféře.

Určování parametrů zákrytových dvojhvězd, exoplanet obíhajících mateřské hvězdy a fyzické parametry osamocených hvězd – to vše je závislé mj. na znalosti okrajového ztemnění hvězdného kotoučku. V současnosti se nejvíce používá jednoduchý lineární nebo dvouparametrický popis okrajového ztemnění, obvykle vypočtený na základě prostého geometrického modelu. Pro nadcházející vesmírné mise jako je TESS (Transiting Exoplanet SurveySatellite) či JWST (James WebbSpaceTelescope) však bude nutné připravit propočty okrajového ztemnění s vyšší přesností. H. Neilson aj. použili sférické zobecnění rovinného modelu hvězdné atmosféry ATLAS k výpočtům okrajových ztemnění pro hvězdy, u nichž je skutečné okrajové ztemnění známé empiricky v různých vlnových délkách, a porovnali tyto výpočty s jednoduchými současnými modely. Ukázalo se, že stávající jednoduché modely vytvářejí systematické chyby v řádu 50÷100 ppm (počet částic v milionu, parts per million), na začátku či konci zákrytu dokonce až 300 ppm. G. Morello aj. zveřejnili nový čtyřparametrický model okrajového ztemnění, který by měl pro budoucí data z JWST umožnit přesnost měření jasnosti až do řádu ~10 ppm. Model je podle autorů vhodný zejména pro chladné hvězdy. Konečně A. Claret publikoval nové tabulky okrajových ztemnění na základě modifikovaných modelů ATLAS a PHOENIX pro 19 hvězdných metalicit v rozmezí 10^–5÷10¹ metalicity Slunce, log g v rozsahu 0÷6,0 a povrchové teploty mezi 1 500÷50 000 K.

2.3.2. Prahvězdy, kolébky hvězd

Ch. Brinch aj. pomocí kombinace dat z mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeterArray; Chajnantor, Chile) a archivních měření VLA (Very Large Array, Nové Mexiko, USA) objevili bizarní protoplanetární disky u dvojhvězdného prahvězdného systému IRS 43. Každá složka dvojhvězdy má svůj disk a třetí, největší se nachází kolem společného těžiště. Neuvěřitelné je prostorové uspořádání disků – rovina každého z nich je skloněna vůči zbývajícím dvěma, a to o více než o 60°. Jednotlivé složky dvojhvězdy se od sebe nacházejí (74 ± 4) au, jsou staré zhruba 100 000 let a stále ještě rostou a v jejich nitrech nedošlo k zažehnuté termonukleárních reakcí. Divoké prostorové uspořádání je možná důsledkem existence třetího tělesa, které ze systému uniklo a zanechalo za sebou chaos; nebo je možné, že jde o důsledek původního chaotického uspořádání této části hvězdné porodnice kolem ρ Oph. Další vývoj záleží na rychlosti akumulace látky prahvězdami – pokud nerozfouknou plyn ze svých disků během následujícího asi milionu let, roviny disků se pravděpodobně srovnají.

T. Stolker aj. pomocí spektrografu SPHERE na VLT (Very LargeTelescope, Cerro Paranal, Chile) objevili kolem prahvězdy HD 135344B spirální ramena v prachovém disku, která jsou způsobena buď jednou hmotnou nebo dvěma méně hmotnými vznikajícími exoplanetami. Přístroj SPHERE v podstatě pozoruje odrazy světla na prachových zrnech a nevidí nejvnitřnější část disku – vidí však mj. tmavé pruhy na spirální struktuře disku, které mohou být ve skutečnosti stíny, způsobené vnitřním diskem, který je nakloněn pod úhlem asi 18° vůči rovině disku vnějšího.

K. Luhman aj. pomocí kamery WFC3 (WideFieldCamera 3) na palubě HST pořídili astrometrii hvězd v hvězdokupě v Orionu. Při porovnání poloh objektů proti archivním datům kamery NICMOS (NearInfraredCamera and Multi-ObjectSpectrometer, také HST) z r. 1998 objevili velmi rychle se pohybující prahvězdu x, jejíž vlastní pohyb činí 29 mas/r (mas je tisícina obloukové vteřiny), tedy 55 km/s! Dřívější pozorování hvězdokupy v rádiovém oboru odhalila jiné dva rychle se pohybující objekty – tzv. zdroj I a Becklinův-Neugebauerův objekt. Autoři navrhují, že zdroj I, objekt B-N a prahvězda x byly složkami vícenásobného systému, který se dynamicky rozpadl před asi 540 roky v místě zvaném Kleinmannova-Lowova mlhovina. Hmotnost prahvězdy x činí asi 2÷3 M_⊙, objektu B-N přibližně 20 M_⊙ – patrně jde o prahvězdu vzniklou splynutím dvou složek – a zdroj I má odhadovanou hmotnost asi 7 M_⊙. Radioastronomická měření před časem také odhalila další rychlý objekt n, u něhož však autoři změřili výrazně nižší vlastní pohyb, a podle nich nejde o čtvrtou složku původního systému.

G. Beccari aj. zaměřili kameru OmegaCAM na 2,6m přehlídkovém dalekohledu VST, jenž je součástí observatoře VLT na Cerro Paranal, na mlhovinu a hvězdokupu v Orionu. Přesná fotometrie mnoha hvězd najednou odhalila, že v diagramu H-R existují tři jasně rozlišené skupiny prahvězd. Všechny tři jsou koncentrované kolem středu hvězdokupy. Autoři nabízejí dvě vysvětlení: buď jde o nerozlišené dvojhvězdy s exotickým rozložením hmotností, nebo jde o tři hvězdné populace různého stáří. Spektroskopie provedená na vybraném vzorku podporuje druhou možnost – to znamená, že v krátkém čase necelých 3 milionů let po sobě vznikly tři generace hvězd. Vznik nových hvězd v hvězdokupách tedy možná neprobíhá postupně, ale nárazově v mnohem kratší době, než jsme si dosud mysleli.

R. Maiolino aj. spektroskopicky potvrdili tvorbu nových hvězd ve výronu galaktického molekulárního oblaku u galaxie s červeným posuvem z = 0,0448, tedy přibližně 200 Mpc od nás. Že galaktické výrony plynu mohou být vhodným prostředím pro vznik hvězd, se už nějakou dobu spekulovalo, ale důkaz zatím chyběl – častou námitkou bylo, že výrony se obvykle pohybují vysokou rychlostí a rozepnou se v prázdném prostoru rychleji, než se v nich stihnou zformovat hvězdy. Autoři odvozují rychlost tvorby hvězd na ≥ 15 M_⊙/r, což představuje významný příspěvek ke kulové složce galaxie. Navíc je tímto způsobem možné dobře vysvětlit velkýpočet hvězd s vysokou rychlostí (HVS, high-velocitystars), z nichž některé postupem času získají rychlost vyšší než únikovou.

Orion B je obří molekulární oblak mezihvězdného plynu, který mj. obsahuje známou mlhovinu Koňská hlava. Tři týmy na něj zaměřily svou pozornost v rámci projektu OutstandingRadio-Imagingof Orion B. J. Pety aj. využili širokopásmový 30m radioteleskop IRAM (Sierra Nevada, Španělsko) a pořídili podrobné mapy oblasti Orion B. Následně přiřadili jednotlivé emisní čáry konkrétním molekulám vodíku, oxidu uhelnatého, kyanovodíku či sulfidu uhelnatého. Rozložení molekul není pravidelné, oblast tedy vypadá v čarách každé molekuly jinak – toho autoři využili, aby sestrojili trojrozměrný model celé oblasti. Mimo jíné zjistili, že excitované molekuly CO se nacházejí prakticky v celém oblaku, ne jen v blízkosti mladých hvězd, které své okolí ozařují silným UV zářením – přítomnost excitovaného CO tak nemusí korelovat s přítomností vodíku, jak se často předpokládá. J. Orkisz aj. využili pořízenou mapu ¹³CO ke statistickému zpracování pohybů jednotlivých částí oblaku. Ukázalo se, že ve většině objemu oblaku jsou pohyby turbulentní a víceméně tečné ke směru od středu; jen v okolí známých oblastí tvorby hvězd se plyn stlačuje – stlačování či rozpínání plynu tedy zcela koreluje se vznikem nových hvězd nebo jeho absencí. P. Gratier aj. zpracovali dostupná data a vytvořili umělou mapu oblasti s vypočtenou hustotou, sloupcovou hustotou a mírou osvětlení UV zářením. Tato technika umožňuje odhalit oblasti tvorby nových hvězd i v případě, že samotná hvězdná porodnice je skrytá za zcela neprůhlednou látkou.

C.–F. Lee aj. s využitím mikrovlnné observatoře ALMA pozorovali protostelární disk v těsném okolí Herbigova–Harova objektu HH 212, který se nachází ve vzdálenosti asi 400 pc také v souhvězdí Orionu a jeho stáří se odhaduje na pouhých 40 000 let. Prachový disk je zčásti ponořen v rozsáhlé kolabující obálce cirkumstelární látky, která je rotačně zploštělá. Vnější poloměr disku je asi 60 au; ALMA je schopna dosledovat jeho vnitřek až do vzdálenosti zhruba 16 au. Kromě prachu a plynu z obálky se v okolí nachází celá řada složitých organických molekul (např. methanol, deuterovaný methanol, methylmerkaptan a formamid) v oblaku, sahajícím až do vzdálenosti zhruba 40 au od centrálního objektu. Podle autorů pocházejí organické molekuly pravděpodobněji z prachového disku než z prahvězdné obálky.

L. Pagani aj. zamířili observatoř ALMA na centrální oblast již zmiňované Kleinmannovy-Lowovy mlhoviny (v literatuře často zkracované jako Orion-KL). Potvrdili zde celou řadu složitých organických molekul (propylkyanid, glykolaldehyd, kyselinu octovou, ethylenglykol atd.), ale především se jim podařilo změřit radiální rychlosti v různých částech mlhoviny. Nejhustší a nejteplejší centrální oblast obsahuje látku, která se pohybuje rychlostmi až –7 a +19 km/s vůči nám. Autoři odhadují, že se jedná o materiál, který se od sebe rozletěl po výbuchu, k němuž došlo zhruba před 500 roky. Zajímavé je, že oblast tzv. kompaktního hřbetu má radiální rychlost jen asi 1 km/s – patrně je tato část mlhoviny o nějakých 10 000 au blíž k nám nebo naopak dál od nás než centrální oblast a výbuch a rozpínání látky je zatím neovlivnily.

J.  Rizzo aj. nastavili 34m radioteleskop observatoře Madrid DeepSpace Communications Complex (Robledo de Chavela, Španělsko) na Orion-KL. V pásmu 41,5÷50 GHz autoři pořídili rádiová spektra oblasti – ve spektrech se podařilo identifikovat rekombinační čáry vodíku, hélia a uhlíku i molekulární čáry, odpovídající 39 izotopologům 20 molekul; 18 čar zůstalo neidentifikovaných. Ve spektru převládá maserová emise SiO. Převážná většina detekovaných molekul pochází z chladných částí mlhoviny; pouze některé čáry patří molekulám (CH₃CH₂CN a CH₂CHCN) z horké centrální oblasti.

G. Ortiz-Leónová aj. zveřejnili tři práce, zabývající se projektem GOBELINS (GOuld's BELt dIstances Survey), jehož cílem je změřit vlastní pohyby a trigonometrické paralaxy co největšího počtu hvězd, nacházejících se v tzv. Gouldově pásu – prstenci mladých hvězd s průměrem zhruba 920 pc, který se nachází v naší Galaxii, ale vůči rovině disku je skloněn o 16°–20°. Gouldův pás zahrnuje jasné hvězdy z mnoha souhvězdí, zejména na jižní obloze. V první práci autoři publikovali trigonometrické paralaxy 16 hvězdných systémů v souhvězdí Hadonoše získané pomocí měření radioobservatoře VLBA (Very Long Baseline Array) s přesností ~0,3 %. 12 z pozorovaných hvězdných systémů se nachází uvnitř temné mlhovině Lynds 1688, jejíž vzdálenost autoři odvozují na (147,3 ± 3,4) pc. Ve druhé práci autoři publikovali detekci 36 mladých hvězdných objektů, z nichž nejméně polovina je vícenásobných. Z měření také určili střední vzdálenosti některých hvězdokup a mlhovin: (388 ± 5) pc pro hvězdokupu v Orionu, (388 ± 10) pc pro NGC 2068, (428 ± 10) pc pro severní část mlhoviny L1641. Ve třetí práci autoři zveřejnili vzdálenosti 7 hvězd, nacházejících se v asociaci Had–Orel; jde o několik oblastí tvorby hvězd v souhvězdích Ocasu hada a Orla. Autoři zjistili, že vzdálenosti jednotlivých hvězd jsou navzájem podobné a střední vzdálenost odpovídá hodnotě (436 ± 9,2) pc – podle všeho tedy jednotlivé části komplexu včetně oblasti tvorby hvězd Westerhout 40 spolu skutečně fyzicky souvisejí.

2.3.3. Osamělé hvězdy

L. Gizon aj. v datech, pořízených sondou Kepler, zkoumali pulsující hvězdy astroseismologickými metodami. Objevili mj. hvězdu KIC 11145123, která patří mezi tzv. hybridní oscilátory – to znamená, že pulsuje jak ve „vysokých“ frekvencích 15÷25× za den, tak i v „nízkých“ frekvencích ≤ 5× za den. Hvězda je spektrálního typu A a končí svůj pobyt na hlavní posloupnosti. Data z Kepleru pokrývala období téměř 4 roků, což umožnilo studovat nepravidelnosti v oscilacích s velkou přesností. Autoři tak k vlastnímu překvapení zjistili, že KIC 11145123 je velmi kulatá – maximální odchylka rotačního zploštění činí jen (1,8 ± 0,6)×10^–6, což v absolutních číslech (poloměr hvězdy je přibližně 2,24 R_⊙) znamená (3 ±1) km. Hvězda se kolem své osy otočí jednou za zhruba 100 d, rovníkové vydutí by tedy mělo být přibližně trojnásobné. Autoři předpokládají, že s kulatostí hvězdy nějak souvisí její překvapivě slabé magnetické pole.

O Tabbyině hvězdě, KIC 8462852, jsme v tomto přehledu psali již vloni – Tabetha Boyajianová oznámila objev velmi podivných poklesů jasností, následovaný nejrůznějšími spekulacemi, co by takovou světelnou křivku mohlo způsobit. B. Schaefer na základě porovnání dlouhé řady archivních dat oznámil, že Tabbyina hvězda dlouhodobě ztrácí jasnost tempem zhruba 0,16 mag za století. M. Hippke aj. toto tvrzení napadli analýzou odchylek jasností pro velký počet stálých hvězd – Schaeferem udávaná hodnota poklesu má stejnou velikost jako střední chyba jasnosti v rozmezí let 1889–1990; proklamované pohasnutí tedy nemůže být bráno za prokázaný fakt. B. Montet a J. Simon si uvědomili, že data Kepleru jsou dostatečně přesná, aby pokles jasnosti hvězdy byl patrný i v průběhu 4 let primární mise sondy. Provedli tedy patřičnou analýzu a zjistili, že jasnost KIC 8462852 skutečně celé čtyři roky klesala – prvních 1 000 d zvolna, pak asi 200 d rychle a posledních 200 d opět jen velmi málo. Celkově ovšem Tabbyina hvězda ve sledovaném pohasla o asi 3,5 %, tedy mnohem více, než kdokoli předpokládal. Ať pohasnutí způsobilo cokoli, o hejno komet se jistě nejedná. V květnu 2017 došlo k dalšímu poklesu jasnosti o 2 %, po několika dnech se jasnost vrátila na předchozí hodnoty, aby zhruba o měsíc později znovu na několik dní poklesla o zhruba 1 %. Tyto poklesy již o rok dříve předpověděla sama T. Boyajianová aj.

L. Neslušan a J. Budaj nabídli alternativní hypotézu pozorovaných poklesů jasnosti KIC 8462852. Zkoumali, zda by bylo možné vysvětlit světelnou křivku pomocí prachových mračen, nacházejících se v okolí pevných těles na stejné dráze. Pomocí numerických simulací zjistili, že k vytvoření světelné křivky velice podobné té, kterou vykazuje Tabbyina hvězda, stačí pouhá čtyři tělesa, obklopená prachovými oblaky, a to dokonce i na podobných drahách, takže by mohlo jít o tělesa vzniklá rozpadem jednoho společného předchůdce. Autoři zdůrazňují, že i tento jednoduchý model, který nebere v potaz fyzikální vlastnosti prachových částic, interakce mračen mezi sebou a dynamické procesy v mračnech a na povrchu pevných těles, dokáže velmi dobře replikovat pozorovanou světelnou křivku. P. Foukal publikoval hypotézu, podle níž již zmiňovaná Tabbyina hvězda může být přímým původcem minimálně části poklesů jasnosti. Autor na základě numerických simulací přenosu záření v konvektivních hvězdách a skutečnosti, že konvektivní hvězdy vykazují silná magnetická pole, ukázal, že i malá porucha v přenosu tepla těsně pod fotosférou hvězdy může způsobit významný (~25 %) pokles jasnosti celé hvězdy. Taková porucha může vzniknout zcela přirozeným způsobem při fragmentaci silného magnetického pole. Samozřejmě zůstává ještě otázka, čím je Tabbyina hvězda výjimečná, že se takový mechanismus uplatňuje pouze u ní.

K. Ohnaka aj. využili dalekohledů VLT ESO v režimu interferometru (VLTI), tedy ve spojení čtyř hlavních zrcadel s pomocnými menšími zrcadly do virtuálního primárního zrcadla s průměrem 82 m. Detektorem AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) pořídili detailní obrázek povrchu červeného veleobra Antares (ɑ Sco). Kromě snímku povrchu autoři získali také mapu radiálních rychlostí, na níž jsou patrné dvě obrovské turbulence v rozepnuté atmosféře hvězdy a také proudy chladnějšího plynu v okolí, ovšem v mnohem větších vzdálenostech, než je možné vysvětlit jako důsledek konvektivních pohybů, a s rychlostmi až 20 km/s.

M. Montargès aj. použili VLTI v poněkud jiné konfiguraci a přístrojem PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) proměřili Antares ve filtru H. Konvekce v rozepnuté atmosféře červeného veleobra se předpokládá jako příčina velké ztráty hvězdné látky v této závěrečné fázi. Konvektivní buňky, které známe ze Slunce, mají velikost v jednotkách procent úhlového průměru. Pomocí interferometrických dat však autoři na Antaru v jednotlivých měřeních identifikovali konvektivní buňky s velikostí 5÷45 % úhlového průměru hvězdy. Možná tedy takto rozsáhlá konvekce přeci jen stojí za pozorovanými turbulencemi mimo atmosféru červeného veleobra.

P. Petit aj. pět nocí po sobě sledovali na observatoři v Haute Provence Vegu (ɑ Lyr), aby odhalili, jak se mění povrch této rychle rotující hvězdy spektrálního typu A0. Celkem pořídili 2 588 spekter, jimiž se podařilo pokrýt téměř celou fázi. Dopplerovským zobrazováním pak ze spekter zrekonstruovali tři „mapy“ povrchu pro tři natočení hvězdy vůči nám. Téměř celý povrch hvězd je pokryt světlými a tmavými skvrnami, z nichž většina se příliš nemění, ale ve větších vzdálenostech od rovníku se vzhled povrchu mění velmi rychle. Autoři odhadují, že to souvisí s magnetickým polem Vegy a také výraznou diferenciální rotací – pásy v nízkých a vysokých zeměpisných šířkách rotují rychle, zatímco ve středních šířkách relativně pomalu.

G. DallaVedova aj. využili již zmíněnou kombinaci VLTI/PIONIER a její historická pozorování okolí Achernaru (ɑ Eri) – velmi rychle rotující hvězdy Be s rovníkovým poloměrem o 55 % větším než polárním. Ve skutečnosti se jedná o dvojhvězdu; hlavní složka má kolem sebe disk a nejspíš i polární výtrysky. Přítomnost disku je poněkud záhadná – kromě toho, že neznáme dobře mechanismus jeho vzniku, se zdá, že je velmi nedávného data: v letech 2011–2012 totiž po něm nebylo ani památky. V datech z r. 2014 již však prokazatelně existoval. Autoři analyzovali dostupná data a nabízejí vysvětlení v podobě přechodu hvězdy ze spektrálního typu B (bez disku) do spektrálního typu Be (s diskem). Tuto hypotézu podporuje fakt, že na začátku r. 2013 se objevila emise v čarách Hɑ v okolí hvězdy. Poslední interferometrická data z konce r. 2014 zachycují disk, rozkládající se ve vzdálenostech 1,7–2,3 rovníkového poloměru Achernaru.

E. O'Gorman aj. využili mikrovlnnou observatoř ALMA k pozorování dalšího červeného veleobra, Betelgeuse (ɑ Ori). V pásmu 338 GHz se jim podařilo kotouček hvězdy zobrazit s úhlovou přesností 14 mas a jasně odlišit jednotlivé části atmosféry. Ukázalo se, že ve vzdálenosti 1,3 R_* je teplota jen 2 760 K, zatímco „povrchová“ teplota fotosféry je 3 690 K. Jde o první přímý důkaz, že v atmosférách červených veleobrů dochází k teplotní inverzi. Emise záření není rovnoměrná, autoři na kotoučku hvězdy nalezli dvě místa s výrazným zjasněním o 5, resp. 3 %, a odhadují, že teplota je v těchto místech asi o 1 kK vyšší než v okolí. Jejich existenci přisuzují magnetické aktivitě, vyvolané konvekcí ve velkých rozměrech.

G. Harper využili data získaná observatoří ALMA pro zpřesnění paralaxy a vzdálenosti Betelgeuse od nás. Kombinace revidovaných dat z katalogu HIAD (Hipparcos Intermediate Astrometric Data), dat z VLA a nově získaných dat projektu e-MERLIN (enhanced Multi Element Remotely Linked Interferometer Network) a ALMA poskytuje hodnotu paralaxy (4,51 ± 0,80) mas, což odpovídá vzdálenosti 222⁺⁴⁸_–34 pc. Určit přesnou paralaxu Betelgeuse je však nesnadné, neboť její hodnota je malá v porovnání s průměrem hvězdného kotoučku, jenž činí 44 mas.

Objev terestrické exoplanety v okolí Proximy Centauri vzbudil velký zájem o studium potenciálně obyvatelného světa v optimálních podmínkách. I. Ribas aj. zpracovali maximum dostupných informací o mateřské hvězdě zejména s ohledem na radiační podmínky v jejím okolí. Autoři shromáždili dostupná data a zpracovali celkové spektrální rozložení vyzařované energie v rozsahu vlnových délek 0,7÷30 000 nm. Celková zářivá energie, dopadající na atmosféru planety, představuje (877 ± 44) W/m² při celkovém výrazném posunu do červené oblasti, ovšem v UV záření jde o 0,293 W/m², tedy 60× vyšší hodnotu než u Země. Autoři také zpřesnili fyzické parametry hvězdy: hmotnost je (0,120 ± 0,003) M_⊙, poloměr (0,146 ± 0,007) R_⊙, povrchová teplota (2980 ± 80) K a zářivý výkon (0,00151 ± 0,00008) L_⊙. Dále se ukázalo, že v oblasti vlnových délek 3÷30 μm nastává 20% zvýšení toku záření, které autoři přičítají přítomnosti teplého prachu v okolí Proximy.

Y. Pavlenko aj. se zaměřili na strukturu atmosféry Proximy Cen a na základě optických spekter v různých fázích aktivity vypočetli syntetická spektra pomocí modelu PHOENIX pro povrchovou teplotu 2 900 K. Optická a blízká IR část spektra dobře odpovídá skutečnosti, pro UV oblast spektra je nutné k jednoduchému modelu připočítat další složky. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě silné chromosféry, v níž vznikají emisní čáry některých kovů, dále existenci aktivních oblastí sahajících nad chromosféru a konečně horkého hvězdného větru s typickou rychlostí 30 km/s.

M. MacGregorová aj. využili mikrovlnnou observatoř ALMA k dalším pozorováním blízkého okolí Fomalhautu (ɑ PsA). ALMA již několikrát tuto hvězdu zkoumala, ale až nyní se podařilo realizovat kompletní přehlídku v pásmu 223 GHz, z níž vzešla detailní mapa celého vnějšího prachového disku. Vnitřní okraj disku je ostře ohraničen poloměrem (136,3 ± 0,9) au, ovšem jeho těžiště je asi o 15 au posunuto mimo Fomalhaut. Tloušťka disku je menší, než se předpokládalo: pouze (13,5 ± 1,8) au; stáří odhadli na 440 Mr. V použitém vlnovém rozsahu nejsou v disku patrné žádné struktury s rozměrem ≥10 au.

Stejná data využili L. Matrà aj. k pátrání po molekulách oxidu uhelnatého kometárního původu. Přítomnost tohoto plynu v okolí prachového disku naznačuje, že pochází z materiálu v disku. Zajímavé mj. je, že plyn je na rozdíl od prachu kolem hvězdy rozložen symetricky. Autoři odhadují hmotnost CO v okolí hvězdy na (0,65÷42)×10^–7 M_Z a celkový podíl hmotnosti CO a CO₂ v kometárním materiálu na 4,6÷76 %, což je v souladu s hodnotami ve Sluneční soustavě a naznačuje, že se jedná o vlastnost společného mezihvězdného prostředí.

2.3.4. Dvojhvězdy

P. Zasche aj. zkoumali podivnou zákrytovou proměnnou OGLE-SMC-ECL-0277. Jak název napovídá, její objev pochází z přehlídky OGLE (OpticalGravitationalLensing Experiment) a nachází se v Malém Magellanově oblaku (SMC), v němž patří k nejjasnějším zákrytovým proměnným vůbec. Světelná křivka je velmi dobře pokrytá daty z fází II, III a IV přehlídky OGLE, jasnosti hvězdy byly též zachyceny v katalogu MACHO (MAssive Compact Halo Objects) a autoři doplnili vlastní nová data z 1,54m dánského teleskopu na observatoři ESO (La Silla, Chile). Přes základní periodu 60,37 d se překládá variabilita s periodou přibližně 1 500 d. Autoři vyzkoušeli několik možných hypotéz – změnu sklonu dráhy způsobená třetím tělesem, vznik a vývoj skvrn v atmosféře a pulsace jedné nebo obou složek plus kombinaci všech tří mechanismů; žádná varianta však nedokáže uspokojivě reprodukovat pozorovanou světelnou křivku. Autoři upozorňují, že ve skutečnosti nemáme dobrou spektroskopickou znalost systému a je možné, že pulsace hvězd „přepínají“ dvojhvězdu mezi odděleným, polodotykovým a dotykovým režimem – v tom případě by šlo o jedinečný systém, nepodobný jinému známému.

M. Wolf aj. zveřejnili dílčí výsledky dlouhodobého studia vývoje zákrytových proměnných. U tří systémů – V974 Cyg, RU Mon a V456 Oph – objevili periodické změny v časech minima. Kromě relativistické složky, zodpovědné za stáčení přímky apsid, se ve všech třech případech velmi pravděpodobně uplatňuje vliv třetího tělesa v systému. Relativistické stáčení je s hodnotou zhruba 30 % významné u V974 Cyg, u zbylých dvou přispívá jen několika procenty. Stáčení přímky apsid má periody 1 470 r, resp. 361 r, resp. 22,6 r (což je mimochodem 5. nejnižší známá hodnota), předpokládaná třetí tělesa mají oběžné doby 30,6 r, resp. 59,8 r, resp. 7,4 r a jejich minimální hmotnosti jsou 0,40 M_⊙, resp. 1,6 M_⊙, resp. 0,27 M_⊙.

D. Skowron aj. analyzovali světelnou i křivku radiálních rychlostí zákrytové proměnné OGLE-LMC-ECL-09937, která sestává z horké a hmotné hvězdy pozdního spektrálního typu O a vyvinutější, avšak méně hmotného a svítivého sekundáru, což naznačuje, že systém prošel fází přenosu látky mezi složkami. Autoři odvodili hmotnost složek na (21,04 ± 0,34) M_⊙, resp. (7,61 ± 0,09) M_⊙ a poloměry na (9,93 ± 0,06) R_⊙, resp. (9,18 ± 0,04) R_⊙. Systém je tedy nejhmotnější známou dvojhvězdou typu Algol, navíc s hmotností a velikostí složek určenou s přesností ≤ 2 %.

P. Kervella aj. použili optickou interferometrii s využitím přístroje PIONIER na VLTI k určení poloměrů a parametrů okrajových ztemnění pro obě složky ɑ Cen. Obě hvězdy jsou podobné Slunci – ɑ Cen A má spektrální typ G2V, ɑ Cen B typ K1V. Autoři použili měření v blízkém-IR filtru H a získali hodnoty poloměrů (1,2234 ± 0,0053) R_⊙ pro složku A a (0,8632 ± 0,0037) R_⊙ pro složku B. Získané experimentální koeficienty okrajového ztemnění podle autorů zcela nesouhlasí s modelovými výpočty, což teoretikům poskytuje vynikající příležitost ke zlepšení výpočtů (podobná situace ostatně panuje i v případě Slunce).

P. Kervella aj. a ɑ Cen ještě jednou: autoři zpracovali křivky radiálních rychlostí obou složek dvojhvězdy a jejich fyzické parametry, určené optickou interferometrií. Jejich analýza potvrzuje, že Proxima Cen je s vysokým stupněm jistoty gravitačně vázaná k centrální dvojhvězdě. Její doba oběhu kolem centra je asi 550 000 r, excentricita dráhy je 0,5^+0,08_–0,09 a vzdálenost v pericentru je zhruba 4,3 kau. V současnosti se Proxima nachází blízko apocentra, tedy zároveň nejblíže k nám.

Hvězdy s hmotností ≤ ¼ M_⊙ jsou nejpočetnější skupinou hvězd ve vesmíru, ale o jejich vývoji ve dvojhvězdách mnoho nevíme, neboť se kvůli nízké jasnosti špatně hledají. Proto vznikl projekt EBLM (Eclipsing Binaries with Low Mass), který cíleně takové dvojhvězdy vyhledává. A. von Boetticher aj. zveřejnili objev zákrytové proměnné EBLM J0555-57 v katalogu WASP (Wide Angle Search for Planets) a následně pořízené spektroskopii i fotometrii na robotickém 1,2m dalekohledu Leonharda Eulera na observatoři ESO. Systém má mírně excentrickou dráhu s oběžnou dobou zhruba 7,8 d. Primár je hvězda srovnatelná se Sluncem, sekundár má hmotnost (85 ± 4) M_J a poloměr 0,84^+0,14_–0,04 R_J, tedy srovnatelný se Saturnem (!) – jde tedy o objekt s nejvyšší známou hustotou, který zároveň není degenerovaným hvězdným pozůstatkem.

H. Bond aj. analyzovali veškerá dostupná data obou složek Siria (ɑ CMa). Sirius je 7. nejbližší hvězda, primární složka typu A1V je nejjasnější hvězdou na obloze, kolem níž každých 50,13 r oběhne sekundár, který představuje nám nejbližšího bílého trpaslíka. Autoři využili fotometrická data z HST, pokrývající téměř 20 r pozorování, stejně jako dalších asi 2 300 historických měření datovaných až do 19. století. Na základě těchto dat určili hmotnosti obou složek na (2,063 ± 0,023) M_⊙, resp. (1,018 ± 0,011) M_⊙. Přesná astrometrie z HST vylučuje přítomnost dalšího tělesa kolem u kterékoli složky až do s hmotností ≥ 15÷25 M_J. Autoři dále odhadli teplotní stáří bílého trpaslíka na zhruba 126 Mr, jeho celkové stáří na (228 ± 10) Mr a vývojové stáří primáru, odvozené z hmotnosti a odhadu metalicity, na 237÷247 Mr.

J. Lubin aj. oznámili objev trpasličí dvojhvězdy KELT J041621-620046 ve vzdálenosti zhruba 39 pc od nás; proměnná byla poprvé nalezena v přehlídce Kilodegree Extremely Little Telescope. Systém má oběžnou dobu 1,11 d a sestává ze dvou složek spektrálního typu M s hmotnostmi 0,447^+0,052_–0,047 M_⊙, resp. 0,399^+0.046_–0,042 M_⊙ a poloměry 0,540^+0,034_–0,032 R_⊙, resp. (0,453 ± 0,017) R_⊙. Každá složka je o 17÷28 % větší a o 4÷10 % chladnější, než by odpovídalo standardnímu vývojovému modelu – autoři upozorňují, že vzhledem k pozorovanému silnému záření v čáře H-ɑ značícímu silnou chromosférickou aktivitu je rozumné předpokládat, že za nesouhlasem získaných dat s modely stojí silná magnetická pole, která ovlivňují vývoj obou složek.

Dvojhvězdy obecně poměrně často procházejí obdobím přímé interakce, která ústí ve významnou ztrátu látky, energie a momentu hybnosti. V poslední době vzbudily zájem o tuto fázi obíhajících se objektů zejména přímo detekované gravitační vlny, ve skutečnosti o průběhu fáze těsně před srážkou mnoho nevíme. V případě dvojhvězd je situace složitější o to, že jediným dosud pozorovaným jevem tohoto druhu bylo vzplanutí V1309 Sco (Nova Scorpii 2008). O. Pejcha aj. ukázali, že únik hvězdné látky ze systému přes Lagrangeův bod L₂ umožňuje velmi dobře vysvětlit jak pozorovanou světelnou křivku, tak změny světelné křivky v několika posledních tisíci obězích složek kolem sebe. Během „spirály smrti“ dvojhvězda ztratila přibližně stejné množství – zhruba 0,05 M_⊙ – jako při finální srážce obou složek. Autoři upozorňují, že podobný průběh světelné křivky u různých přechodných zjasnění naznačuje, že jimi navržený proces je univerzální pro přímé interakce různých objektů.

Výrazným zkrácením periody V1309 Sco těsně před vzplanutím se inspirovali i P. Pietrukowicz aj., kteří propátrali archiv experimentu OGLE a hledali systémy, jejichž perioda se výrazně mění. V celkovém počtu 22 500 zkoumaných zákrytových proměnných v rozmezí let 1992–2015 (byť ne zcela souvislé pokrytém) objevili 56 systémů s klesající periodou, 52 systémy s rostoucí periodou a 35 systémů, jejichž perioda se cyklicky mění. Nejrychlejší zkracování periody s hodnotou –1,943×10^–4 d/r autoři objevili u odděleného systému OGLE-BLG-ECL-139622 s periodou 2,82 d. Všechny ostatní systémy se zkracující se periodou jsou kontaktní dvojhvězdy a v jejich případě se s největší pravděpodobností jedná o přítomnost třetího tělesa v systému a/nebo o skvrny ve fotosféře jednotlivých hvězd.

Hvězdy s hmotností ≥ 8 M_⊙ se často vyskytují v dvojhvězdách, což zrychluje jejich beztak rychlý vývoj. Takové systémy obohacují okolní vesmír těžkými prvky při explozích v závěrečných fázích života jednotlivých složek a dávají vzniknout černým dvojdírám. H. Sana aj. analyzovali vzorek 11 hmotných hvězd v oblasti tvorby hvězd v mlhovině Omega v M17 (Sgr). Autoři zkoumali rozptyl radiálních rychlostí těchto hvězd a přišli s nezávislou podporou hypotézy, že hmotné hvězdy v násobných systémech se rodí na poměrně vzdálených drahách s většími hodnotami oběžné periody. Populace starších hmotných dvojhvězd nebo vícenásobných systémů však obsahuje značnou část krátkoperiodických systémů. Autoři nabízejí dvě možná vysvětlení: buď se složky dvojhvězdy brzdí třením o plyn, prach a malá tělesa ve svém okolí a tím se k sobě přibližují, nebo je ke zkracování oběžných period nutí poruchy drah způsobené třetím tělesem v systému. Vzorek dat z M17 je příliš malý, autoři proto upozorňují, že závěry zatím nelze přeceňovat.

E. Petigura aj. zveřejnili základní parametry katalogu CKS (California-Kepler Survey), který je založen na datech hvězd, u nichž sonda Kepler nalezla alespoň jednu exoplanetu. Autoři zpracovali spektra s vysokým rozlišením z přístroje HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer) z Keckova teleskopu (Mauna Kea, Havaj) a rozšířili katalog o další, zejména slabší hvězdy, u nichž byly také objeveny exoplanety. Celkem katalog obsahuje přesné hodnoty povrchové teploty, gravitační konstanty, metalicity a radiální rychlosti pro 1 305 hvězd, kolem nichž obíhá ≥ 2 075 exoplanet. J. A. Johnson aj. pro takto definované hvězdy dopočítali modely hvězdných niter, aby mohli odhadnout jejich hmotnosti, poloměry a stáří. Takto určené hodnoty autoři porovnali s dostupnými astroseismologickými pracemi a daty, pořízenými astrometrickou družicí Gaia. Nakonec ještě doplnili katalog o přepočtené poloměry zmíněných exoplanet a úroveň osvitu, které na svých drahách od mateřských dostávají. Konečně B. Fulton aj. doplnili takto naplněný katalog o analýzu zastoupení velikosti blízkých exoplanet ve vzorku CKS – „blízkých“ znamená s oběžnou dobou ≤ 100 d. Z analýzy plyne, že planety se dělí do dvou skupin podle poloměru R < 1,5 R_Z a R ≥ 2 R_Z, přičemž mezera mezi 1,5÷2 R_Z podporuje hypotézu, že planety menší než Neptun mají kamenné jádro o poloměru ≤ 1,5 R_Z a různé množství řídkého plynu, jehož hmotnost není podstatná.

2.3.5. Proměnné hvězdy

Korejští královští astronomové nám dochovali svědectví, že 11. března 1437 vybuchla v souhvězdí Štíra nova, po dva týdny viditelná pouhým okem. Obálka, která zbyla po výbuchu, po staletí skrývala původce vzplanutí. M. Shara aj. využili spolupráce dalekohledů SALT (Southern African Large Telescope) v Jižní Africe a Swope a Dupont v Chile (Las Campanas) k pátrání po pozůstatku po nově. Nebyli úspěšní, dokud nevyužili také historická data – na fotografických deskách z r. 1923 z Peru, digitalizovaných v rámci projektu DASCH (Digitizing and Sky Century at Harvard), se jim podařilo nalézt slabou červenou hvězdu. Rekonstrukcí vlastního pohybu necelých šest století do minulosti konečně nalezli dlouho hledanou novu 1437 přesně uprostřed vytvořené mlhoviny. Při zpracování dalších historických desek z r. 1940 se ukázalo, že hvězda se dlouhodobě projevuje jako trpasličí nova. Autoři tedy předkládají hypotézu, že novy a trpasličí novy jsou ve skutečnosti různé fáze stejného původu – pokud je přísun hvězdného materiálu na bílého trpaslíka pomalý, objekt se projevuje jako trpasličí nova občasnými zjasněními; jakmile je přísun rychlý a látky se na povrchu bílého trpaslíka nasbírá dost, hvězda vzplane jako nova. Tyto fáze se patrně víceméně pravidelně střídají; my je ovšem zatím nepozorujeme dost dlouho, abychom to mohli jednoznačně potvrdit. Totéž nejspíš platí i o kvazinovách a rekurentních novách.

D. Minniti aj. oznámili objev velkého přechodného zjasnění v blízkém IR oboru spektra v přehlídce VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) z observatoře ESO. Objekt VVV-WIT-06 zjasnil v červenci 2013 o ≥ 10,5 mag ve filtru K a až do r. 2017 postupně slábl. Spektroskopická pozorování odhalila pohyb látky rychlostí až 3 000 km/s. Zjasnění se neprojevilo v optickém oboru kvůli velmi silné mezihvězdné absorpci. Autoři nabízejí tři možná vysvětlení: buď šlo o supernovu I typu (pak by byla nejbližší za posledních 400 let), nebo o neobvykle silnou novu, nebo o splynutí dvou hvězdných objektů. V každém případě si VVV-WIT-06 zasluhuje další pozornost.

Dvojhvězda AG Peg byla známa jako symbiotická nova (tedy nepravidelná eruptivní proměnná s pomalým náběhem zjasnění), která naposledy vzplanula kolem r. 1850 a po 165 letech vybuchla znovu. A. Skopal aj. publikovali první analýzu pozorování, z níž plyne, že bílý trpaslík rozfoukl nashromážděnou látku rychlostí několika 10^–6 M_⊙/r. Teplota rázové vlny dosahovala 1,5÷2,3×10⁵ K a zažehla ve vodíkovém disku kolem bílého trpaslíka nukleární reakce.

L.  Molnar aj. publikovali zpřesněnou předpověď výbuchu novy KIC 9832227. Autoři vycházejí z podobnosti vývoje předchůdce novy V1309 Sco – prozkoumali potenciální kandidáty na vzplanutí novy a odhadli, že se takových pozorovatelných dvojhvězd v Galaxii nachází 1÷10. KIC 9832227 je v centru jejich zájmu již delší dobu – již před dvěma roky upozornili na možnost, že jde o předchůdce novy. Zkracování oběžné periody (aktuální hodnota je asi 0,458 d) se zrychluje a nyní autoři zpřesnili odhad vzplanutí novy na březen 2022. Spektroskopický průzkum odhalil třetí těleso v systému s oběžnou dobou zhruba 590 d a hmotností ≥ 0,11 M_⊙. Žádné další těleso se ze spektroskopie najít nepodařilo.

R. Rukeya aj. spočítali numerické simulace výnosů hmotnosti ⁷Li v odhozených obálkách nov. Na základě hmotností, rychlosti akrece hvězdné látky na povrch a chemického složení povrchu bílých trpaslíků vytvořili 79 modelů, pro něž vypočetli množství lithia, které každá nova rozhodí do okolí. Porovnáním s pozorovanými daty pro novu V1369 Cen autoři ověřili, že jejich výpočty odpovídají skutečným hodnotám. Pro předpokládané zastoupení nov v Galaxii pak odhadli, že množství ⁷Li, kterým novy obohatí mezihvězdné prostředí, je zhruba 10^–9 M_⊙/r. Z této hodnoty plyne, že asi 10 % všeho ⁷Li v Galaxii pochází z nov, což je překvapivě hodně zejména ve srovnání s hvězdami asymptotické větve obrů, které byly dosud považovány za největší producenty tohoto lithia.

Rekurentní nova M31N 2008-12a prodělává pravidelná roční vzplanutí. M. Darnley aj. zpracovali data z WFC3 z HST pro vzplanutí z r. 2015 spolu s historickými daty HST pro předcházející klidná období a data z Keckova dalekohledu pro vzplanutí z r. 2014. Pohasnutí novy je v posledních letech velice rychlé, což naznačuje, že akreční disk kolem bílého trpaslíka jednotlivá vzplanutí bez úhony přežije. Navíc podle autorů bílý trpaslík získává látku svého průvodce vysokým tempem 10^–6 M_⊙/r, nárazově dokonce až 10^–5 M_⊙/r, což se neobejde bez odnosu látky z akrečního disku hvězdným větrem a polárními výtrysky. Autoři odhadli parametry průvodce bílého trpaslíka: zářivý výkon 103⁺¹²_–11 L_⊙, poloměr 14,14^+0,46_–0.47 R_⊙ a povrchová teplota (4890 ± 110) K. Autoři předpovídají, že bílý trpaslík dosáhne Chandrasekharova limitu v době ≤ 20 kr.

Magnetické pole ve hvězdách podle našich představ vzniká v důsledku diferenciální rotace jednotlivých pásů na rozhraní zářivé a konvektivní zóny a jednou za čas pohyby plazmatu donutí magnetické pole k překlopení. Málo hmotné hvězdy, které zářivou zónu vůbec nemají, by takový „sluneční“ cyklus neměly projevovat. B. Wargelin aj. však na základě dřívějších náznaků zpracovali optická, UV i rentgenová pozorování Proximy Cen (spektrální typ M3.5) v rozmezí více než 22 let a překvapivě potvrdili, že Proxima vykazuje 7letý sluneční cyklus. Autoři také potvrdili rotační periodu 83 d a jako další překvapení objevili náznaky diferenciální rotace zcela srovnatelné se Sluncem. Výsledky podpořili teoretickým výzkumem R. Yadav aj., kteří modelovali vývoj hvězdného dynama pro pomalu rotující málo hmotnou hvězdu – vysvětlení se skrývá v existenci diferenciální rotace. Mladá konvektivní hvězda se silným magnetickým polem rotuje rychle a plazma nemá důvod rotovat diferenciálně; konvekce ve vrchních vrstvách hvězdy je však chaotická a způsobí „roztrhání“ magnetického pole a postupem času, jak hvězda zpomaluje svoji rotaci v důsledku stárnutí, roztříštěné magnetické pole slábne a plazma začne rotovat diferenciálně. Teoreticky předpovězená hodnota slunečního cyklu Proximy je podle autorů 9 r, což docela souhlasí s experimentálně pozorovanými 7 r.

I. Soszyński aj. oznámili dokončení práce, kterou před více než 100 lety zahájila Henrietta Leavittová. Její objev vztahu mezi svítivostí a periodou cefeid umožnil rozvoj experimentální kosmologie a její úsilí zmapovat cefeidy v Magellanových mračnech čekalo na dokončení až do r. 2017. Autoři oznámili kompletaci katalogu všech cefeid v VMM a MM z přehlídky OGLE – celkem jde o 9 649 klasických a 262 anomálních cefeid (plus 7 anomálních, které se nacházejí v halu naší Galaxie ve směru k Magellanovým mračnům). Dále se pracuje na hvězdách typu RR Lyr – těch je nyní zmapováno 46 443 a pokrytí se blíží 95 %. V druhé práci stejní autoři zveřejnili údaje o 924 cefeidách typu II, rozdělených do kategorií BL Her, W Vir, podivné W Vir a RV Tau plus 20 anomálních cefeid, nalezených ve výduti naší Galaxie.

S.  Engle aj. zveřejnili analýzu dat z družic Chandra a XMM-Newton pro archetyp klasických cefeid, samotnou δ Cep. Potvrdili dřívější podezření, že δ Cep je proměnná v rentgenovém oboru. Již dříve se zjistilo, že v UV a dalekém UV cefeida zhruba 10÷20× zjasní ve fázi 0,9–0,95. Variabilita je závislá na fázi cefeidy, ale ze zatím neznámých důvodů je maximum světelné křivky v rentgenovém oboru posunuté přibližně o půl fáze oproti maximu v UV a dalekém UV oboru. Největší zářivý výkon v rentgenovém oboru δ Cep ve fázi ~0,45 je 1,7×10¹⁶ MW, což představuje zhruba čtyřnásobek běžné hodnoty.

P. Morris aj. zveřejnili výsledky spektroskopického průzkumu mlhoviny Homunculus kolem jasné modré hvězdy η Car. Autoři použili data z družice Herschel pro blízkou IR oblast a dřívější submilimetrová data, aby určili hmotnost a složení prachu, z něhož se mlhovina skládá. Dva modely prachových částic dobře odpovídají pozorovaným datům – první s hojným zastoupením železa, pyroxenu a dalších kovových silikátů, druhý nízkým zastoupením AlN a Si₃N₄. Pro oba modely vychází celková hmotnost Homunkula ≥ 45 M_⊙, hlavně díky vysokému poměru plynu vůči prachu; hmotnost samotné prachové složky se pohybuje v rozmezí 0,25÷0,44 M_⊙. Autoři dále zjistili, že neprůhlednost materiálu mlhoviny klesla proti období 1971–1977 zhruba o 25 %, což je zřejmě kromě rozfoukávání látky dáno také zvýšeným tlakem záření centrálního objektu, jehož jasnost ve vizuálním a UV oboru se naopak zvyšuje.

Vzplanutí symbiotické rekurentní novy V407 Cyg v r. 2010 přitáhlo pozornost k podivné dvojhvězdě, složené z horkého primáru a sekundáru, kterým je proměnná typu Mira. T. Iijima a H. Naito se zaměřili na spektroskopii tohoto systému v jeho klidném období. Použili data z observatoře v Asiagu (Itálie) a zaměřili se na období kolem r. 2012, v němž sekundár dosáhl maxima své jasnosti. Ukázalo se, že ačkoli přenos látky mezi složkami zhruba lineárně závisí na pulsování sekundáru, i mimo maximum jeho rozepnutí dochází k nepravidelným zvýšením přetoku látky, a to pravděpodobně v důsledku normálního přetečení Rocheova laloku. To patrně znamená, že oběžná perioda systému je ≤5 r a primár dokáže od svého souputníka do jisté míry přetahovat látku i v době, kdy se pulsující sekundár smršťuje.

E. Bear a N. Soker zpracovali statistiku morfologie planetárních mlhovin se zaměřením na ty, které mají příliš složitý tvar, aby jej bylo možné vysvětlit klasickou interakcí dvojhvězdy. Rozdělili planetární mlhoviny do čtyř kategorií: klasické, výrazně nesymetrické, které lze vysvětlit přítomností 3. tělesa v systému, nesymetrické s možnou přítomností 3. tělesa a mírně nesymetrické, které je možné vysvětlit excentrickým dvojhvězdným systémem. Ukázalo se, že tvar 13÷21 % planetárních mlhovin lze dobře vysvětlit přítomností 3. tělesa v systému. Autoři podotýkají, že ačkoli podle vývojových simulací 3. těleso většinou nemá šanci přežít vznik planetární mlhoviny, vzhledem k vysokému procentu takových mlhovin by mělo být možné najít několik trojhvězd v centru planetární mlhoviny.

2.3.6. Bílí trpaslíci

Dvojhvězda AR Sco sestává z chladné málo hmotné hvězdy a hmotnějšího bílého trpaslíka. Obě složky kolem sebe obíhají s periodou 3,55 h (!) a amatérští pozorovatelé si před nedávnou dobou všimli, že jasnost dvojhvězdy kolísá s periodou asi 1,97 min prakticky ve všech oborech spektra. D. Buckley aj. systém prozkoumali s ohledem na polarizaci záření a ukázalo se, že jeho světlo vykazuje silnou polarizaci, která se ovšem mění v závislosti na orbitální fázi, ale také v závislosti na rotační fázi bílého trpaslíka. Ten má velmi silné magnetické pole (≤0,05 T) a patrně právě interakce rychle rotujícího magnetického pole primáru s pozicí sekundáru moduluje polarizaci světla dvojhvězdy. Systém je prvním objeveným pulsarem s bílým trpaslíkem namísto neutronové hvězdy. C. Littlefield aj. použili dlouhodobá pozorování AR Sco z mise K2 sondy Kepler a doplnili je daty z přehlídek Catalina a ASAS-SN a zjistili, že kromě orbitálních modulací jsou na dlouhodobé fotometrii patrné náhodné variace s amplitudou kolem 2 % a typickou škálou jednotek dnů. Také je patrný dlouhodobý posun maxima jasnosti do dřívější fáze, což patrně souvisí s magnetickým brzděním rychle rotujícího bílého trpaslíka.

S. Parsons aj. také využili data z mise K2 sondy Kepler k průzkumu dvou systémů, v nichž bílý trpaslík obíhá spolu s málo hmotnou sekundární složkou na mimořádně krátké oběžné dráze. V prvním případě má oběžná perioda jen 71,2 min a sekundárem je hnědý trpaslík, ve druhém případě je oběžná perioda 72,5 min a sekundárem je buď hnědý trpaslík nebo málo hmotná hvězda. Systémy jsou překvapivě nekontaktní a zákrytové, takže bylo možné přesně určit hmotnosti složek – v prvním případě (0,39 ± 0,02) M_⊙ a (0,049 ± 0,006) M_⊙, v druhém (0,56 ± 0,07) M_⊙ a ≤0,095 M_⊙. Přinejmenším v prvním případě jde o systém, který se vyvinul z jednoho společného hvězdného zárodku.

U málo jasných supernov typu Ia se jako jedno z možných vysvětlení předpokládá, že jde o „nepovedené“ výbuchy uhlíkovo-kyslíkových bílých trpaslíků, na něž se v krátkém čase nabalilo velké množství látky získané z okolí. Numerické simulace ukazují, že v některých případech pozůstatek po takové explozi může přežít díky vymrštění ze systému. S. Vennes aj. objevili bílého trpaslíka LP 40-365 s nízkou hmotností (0,14 M_⊙) a velikým vlastním pohybem – jeho rychlost je dokonce větší než úniková z Galaxie. Přítomnost středně těžkých prvků v atmosféře, mezi nimiž chybí uhlík, a vysokou rychlost autoři vysvětlují právě tím, že jde o přeživší pozůstatek po vzplanutí nepovedené supernovy.

J. Subasavage aj. zveřejnili přesné paralaxy 107 dalších blízkých bílých trpaslíků, získaných v projektech Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation a Naval Observatory Flagstaff Station. Z tohoto počtu se 50 bílých trpaslíků nachází do vzdálenosti 25 pc od nás, čímž se celkový počet těchto nejbližších zvedl o 42 %. Cílem autorů je objevit všechny bílé trpaslíky do vzdálenosti 25 pc, aby bylo možné extrapolovat jejich počet, vlastnosti a pravděpodobnou historii pro celou Galaxii. Sbírka už obsahuje krátkoperiodické systémy s oběma složkami degenerovanými, členy galaktického hala i trojhvězdu.

S. Xu aj. použili data z HST a Keckova dalekohledu k pozorování bílého trpaslíka WD 1425+540, kolem něhož se nachází obdoba Edgeworthova-Kuiperova pásu, jak ho známe ze Sluneční soustavy. Podařilo se jim získat data pádu velkého množství kometárního materiálu na povrch bílého trpaslíka – ve spektrech totiž objevili otisk velice podobný našim kometám, byť zastoupení jednotlivých těžkých prvků se od nich poněkud liší. Těleso, které dopadlo na bílého trpaslíka, mělo hmotnost o pět řádů vyšší než komety ve Sluneční soustavě a patrně ho z disku zbytkového materiálu vytáhly dráhové poruchy, způsobené sekundární složkou dvojhvězdy. Jde o první případ potvrzeného pásu kometární látky u jiného tělesa než Slunce – navíc v okolí bílého trpaslíka, což ukazuje, že tento pás přežil i závěrečný kolaps hvězdy.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LII. (2017).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 06. novembra 2019