ŽEŇ OBJEVŮ 2006 (XLI.) - DÍL C
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Podle S. Seagerové bylo na počátku r. 2006 známo již 160 exoplanet, z toho 30 patří do skupiny tzv. horkých jupiterů, tj. exoplanet s krátkou oběžnou dobou několika málo dnů, které jsou následkem nepatrné vzdálenosti od mateřské hvězdy silně ohřívány. Až do r. 1999 se téměř všechny exoplanety dařilo odhalit díky periodické proměnnosti radiální rychlosti mateřské hvězdy; teprve koncem toho roku byla objevena první exoplaneta metodou přechodu (transitu) exoplanety přes kotouček hvězdy, což působí pokles jasnosti hvězdy obvykle kolem 1 – 2%. Tato metoda umožňuje dosti dobré určení střední hustoty příslušné exoplanety a tak je jistě pozoruhodné, že téměř všechny takto objevené exoplanety mají nízkou hustotu (nižší než je hustota vody v pozemských podmínkách).

Jelikož oběžné periody takto objevovaných exoplanet jsou krátké (1,5 – 4 dny), nacházejí se exoplanety v těsné blízkosti mateřské hvězdy a jejich atmosféry jsou proto ohřáty na přivrácené straně ke hvězdě na teploty minimálně 1 kK. To umožňuje pozorovat pomocí HST během transitu absorpční čáry ve spektru hvězdy, které dávají chemické složení exoplanetární atmosféry, což je mj. vodní pára, oxid uhličitý a alkalické kovy jako např. sodík. Horké exoplanety rotují pravděpodobně synchronně, takže odvrácené polokoule jsou chladnější než přivrácené. Rozdíly však zmírňuje atmosférická cirkulace.

V říjnu 2005 objevili F. Bouchy aj. exoplanetu u jasnější složky dvojhvězdy HD 189733A (Vul; K1-2;5 kK; 0,8 M_☉; 19 pc) s oběžnou dobou 2,2 d ve vzdálenosti 0,03 AU od mateřské hvězdy. Následně G. Hébrard a A. Lecavelier des Etangs odhalili záznamy přechodů této exoplanety v archivu astrometrické družice HIPPARCOS z února a října 1991 a února 1993. Tak se podařilo neobyčejně zpřesnit oběžnou dobu exoplanety na 2,21857 d, což v budoucnu umožní objevit z kolísání této periody případné družice příslušné exoplanety. Exoplaneta má podle G. Bakose aj. poloměr 1,15 R_j a střední hustotu rovnou hustotě vody. Obíhá po kruhové dráze a stala se již devátou exoplanetou, u níž pozorujeme transity, což - jak známo - neobyčejně usnadňuje přesná určení parametrů exoplanet. Jak ukázali D. Deming aj. z infračervených měření v pásmu 16 μm kosmickým teleskopem SST, atmosféra exoplanety je díky blízkosti ke hvězdě ohřáta na teplotu 1,1 kK. V současné době jde tedy o dosud nejlepší údaje o exoplanetě vůbec. G. Szabó aj. se dokonce domnívají, že metoda transitů na družicích COROT a Kepler umožní odhalit i družice (exoměsíce) exoplanet s hmotnostmi >0,004 M_z.

F. Donovan aj. našli pomocí transitů první exoplanetu TrES-2 v zorném poli družice Kepler. Kolem hvězdy GSC 03549-02811 (G0 V; 6 kK; 1,1 M_☉) obíhá v periodě 2,5 d a její hmotnost činí 1,3 M_j a poloměr 1,2 R_j. D. Charbonneau aj. pozorovali v létě 2005 opakovaně přechody exoplanety přes kotouček hvězdy HD 149026 (sp. G0 IV; 1,45 R_☉; 1,3 M_☉) a zpřesnili tak parametry exoplanety, tj. per. 2,88 d; 0,73 R_j; 0,36 M_j. Odtud vyplývá střední hustota exoplanety 1,1násobku hustoty vody. Autoři usuzují, že exoplaneta má tedy kamenné jádro a podobá se tak spíše našemu Uranu než Saturnu. K témuž závěru dospěli nezávisle B. Sato aj., jimž však vyšla hustota 1,7násobku hustoty vody a pro kamenné jádro exoplanety odvodili hmotnost 70 M_z. Na toto jádro se pak nabalil rozsáhlý plynný obal. Vzápětí P. McCullough aj našli u hvězdy GSC 0241-01657 (CrB; V = 11 mag; G1 V; 1,0 M_☉; 0,9 R_☉; d = 200 pc) metodou transitů jubilejní 10. exoplanetu XO-1b s maximálním poklesem jasnosti při přechodu 0,02 mag. Exoplaneta o hmotnosti 1 M_j a poloměru 1,2 R_j obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 7,5 mil. km. Podle M. Holmana aj. má exoplaneta průměrnou hustotu jen 70% hustoty vody.

K. Sahu aj. uskutečnili projekt SWEEPS pomocí kamery ACS HST, když po celý týden v únoru 2004 sledovali v zorném poli ve výduti Galaxie jasnosti 180 tis. hvězd do V = 26 mag s cílem objevit přechody exoplanet přes kotoučky zejména trpasličích hvězd s hmotnostmi 0,44 – 1,24 M_☉. Odhalili tak celkem 16 potenciálních kandidátek s exoplanetami s oběžnými periodami 0,4 – 2,5 d; z toho 5 případů má periody kratší než 1 d, takže exoplanety jsou na povrchu rozpálené až na 3 kK. Přirozeně je pravděpodobné, že transity nastávají i u exoplanet s oběžnou dobou v rozmezí 10 – 200 dnů, kde souvislé pozorovací řady zatím chybějí. Protože poklesy jasností hvězd řádu 1% mohou měřit i astronomové-amatéři pomocí menších dalekohledů s kamerami typu CCD, rýsuje se zde vynikající příležitost pro objevování a sledování právě takových exoplanet ve větších vzdálenostech od mateřské hvězdy. Tato pozorování pochopitelně vyžadují mezinárodní koordinaci amatérských pozorování - viz adresa Transitsearch.org.

I. Song aj. využili spektrografu NICMOS HST k přímému zobrazení exoplanety, která je průvodcem mladého bílého trpaslíka 2MASSW 2073-39 (d = 59 pc) ve hvězdné asociaci TW Hya. Pozorování v blízké infračervené oblasti 0,9 – 1,6 μm proběhla v srpnu 2004 a dubnu 2005, takže srovnáním obou snímků se podařilo potvrdit společný vlastní pohyb obou dobře rozlišených složek s minimální vzájemnou vzdáleností 46 AU. Soustava je stará alespoň 8 mld. roků a průvodce má hmotnost několika M_j.

Mezi exoplanetami nalezenými již klasickou metodou radiálních rychlostí vynikl objev A. Sozzetiho aj. exoplanety s oběžnou dobou 1 002 dnů (2,7 r) u hvězdy HD 81040 (Leo; V = 7,7; sp G2/3; T = 5,7 kK; 1,0 M_☉; 0,9 R_☉; minimální stáří 0,8 Gr; d= 33 pc). Exoplaneta o hmotnosti 7 M_j obíhá po výstředné (e= 0,5) dráze s velkou poloosou 1,9 AU. Autoři měřili kolísání radiálních rychlostí hvězdy s poloviční amplitudou 170 m/s po dobu pěti let. Podobně H. Jones aj. využili 3,9m dalekohledu AAT k objevu dalších dvou exoplanet s velmi dlouhou periodou. Jde o exoplanety o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem, které obíhají kolem hvězd HD 187085 (Sgr; 7,2 mag; G0 V; 45 pc), resp. HD 20782 (For; 7,4 mag; sp G2 V; d = 36 pc; T = 5,6 kK; 1 M_☉; stáří 7 Gr). První z nich má dosti výstřednou dráhu (e = 0,5) s velkou poloosou 2 AU, oběžnou periodu 2,7 r a hmotnost 0,75 M_j. Druhá z nich o hmotnosti 1,8 M_j obíhá v periodě 1,6 r po silně výstředné dráze (e = 0,92!) s velkou poloosou 1,4 AU. M. Endl aj. sledovali hvězdu HD 45350 pomocí dalekohledů McDonaldovy observatoře v Texasu a objevili tak exoplanetu o hmotnosti 1,8 M_j, obíhající kolem mateřské hvězdy opět po velmi výstředné dráze (e = 0,76) s velkou poloosou 1,9 AU v periodě 2,6 r. Konečně R. Butler aj. oznámili objev dlouperiodické exoplanety u blízkého (9 pc) červeného trpaslíka GJ 849 (M3.5 V). Exoplaneta o hmotnosti >0,8 M_j totiž obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 5,2 r ve vzdálenosti 2,35 AU.

Zatím asi nejdelší souvislá měření cyklických změn radiálních rychlostí trvající plných 25 roků zveřejnili A. Hatzes aj. a S. Reffertová aj. pro jasnou hvězdu β Gem (Pollux), klasifikovanou jako oranžového obra (1 mag; K0 III; d = 10 pc) o hmotnosti 1,8 M_☉. Odtud vyplývá, že kolem hvězdy obíhá po téměř kruhové dráze (e = 0,02) v periodě 1,6 r a ve vzdálenosti 1,6 AU exoplaneta s minimální hmotností 3 M_j. Také G. Benedict aj. využili patnáctileté astrometrie známé hvězdy ε Eri (K2 V; 0,8 M_☉; 3,2 pc; stáří 800 Mr) v kombinaci s pozemní spektroskopií i sledováním HST k určení parametrů průvodce, jenž obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě delší než 50 roků a s úhlem sklonu 30° ke kolmici k zornému paprsku. Jeho hmotnost je jen 1,55 M_j, takže jde o exoplanetu mimořádně vzdálenou od hvězdy. Rozhodně lze tedy očekávat, že podobných objevů exoplanet více vzdálených od mateřské hvězdy bude během času přibývat souběžně s tím, jak se budou prodlužovat pozorovací řady měření periodických změn radiálních rychlostí.

Naproti tomu G. LoCurto aj. nalezli velmi horkou exoplanetu typu Jupiter u hvězdy HD 212301 (8 mag; F8 V; d = 53 pc; 1,3 M_☉; 1,8 L_☉; rot. per 12 d; stáří <1 Gr). Má hmotnost 0,45 M_j a obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti jen 5 mil. km (!) v periodě 2,2 d. Velkým překvapením se stal objev J. Johnsona aj., když u podobra HD 185269 (V = 6,7 mag; G0 IV; 6 kK; 1,3 M_☉; 1,9 R_☉; 48 pc; stáří 4,2 mld. r) našli exoplanetu o hmotnosti >0,9 M_j, která obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 6,8 d ve střední vzdálenosti 12 mil. km, ale po dráze s výstředností 0,3. Při těsné blízkosti k mateřské hvězdě a tudíž silným slapům se tak velká výstřednost nedá kloudně vysvětlit.

M. Mayor aj. odhalili už čtvrtou exoplanetu v soustavě hvězdy μ Ara (G3 IV-V; 5,8 kK; 1,1 M_☉; 1,4 R_☉; 15 pc). Exoplanety o hmotnostech 0,03; 0,5; 1,7 a 1,8 M_j obíhají kolem hvězdy po lehce výstředných drahách (e = 0,07 – 0,17) v periodách od 9,6 d do 11,5 r ve vzdálenostech po řadě 0,09; 0,9; 1,5 a 5,2 AU, přičemž obydlitelná zóna kolem hvězdy má vnitřní hranici 0,7 a vnější 1,2 AU. Čtyři exoplanety mají také hvězdy 55 Cnc a neutronová hvězda (pulsar) B1257+12. C. Lovis aj. ohlásili objev exoplanetární soustavy u hvězdy HD 69830 (Pup; 6 mag; sp. K0 V; d = 13 pc; T = 5,4 kK; 0,9 M_☉; 0,6 L_☉), jež se skládá ze tří pravděpodobně kamenných exoplanet s hmotnostmi po řadě 10, 12 a 18 M_z, které obíhají kolem mateřské hvězdy po mírně výstředných (e = 0,07 – 0,13) drahách s periodami po řadě 9, 32 a 197 dnů ve vzdálenostech po řadě 0,08; 0,19 a 0,63 AU. Stáří soustavy odhadli na 4 – 10 mld. roků. Podle Y. Aliberta aj. se vnitřní exoplaneta nachází uvnitř tzv. ledové čáry, takže na sebe nabrala hodně vodního ledu. Obecně jde o exoplanety s kamennými jádry, rozsáhlým vodním oceánem na povrchu a plynnou atmosférou. Podle pozorování kosmickým teleskopem SST se navíc zdá, že jejich mateřská hvězda je obklopena i pásem exoplanetek ve vzdálenostech 0,3 – 0,5 AU.

Všichni zmínění autoři přitom využili měření radiálních rychlostí hvězdy spektrografem HARPS ESO na La Silla v Chile, jenž dosahuje přesnosti ±1 m/s. Kdybychom však chtěli nalézt exoplanetu o hmotnosti Země, obíhající v 1 AU kolem hvězdy o hmotnosti Slunce, musel by příslušný spektrograf měřit radiální rychlosti s přesností 90 mm/s, což je z fyzikálního hlediska patrně nedosažitelné. Jak uvedla J. Birrielová, známe v současné době dvě hvězdy, které jsou fyzikálně nejbližší Slunci, tj. 18 Scorpii (14 pc) a HD 98618 (39 pc). Obě hvězdy jsou o něco málo hmotnější, svítivější a teplejší a současně o 0,5 mld. let mladší než Slunce. Šířka jejich ekosfér (oblastí obydlitelnosti s tekutou vodou na povrchu případných kamenných exoplanet) dosahuje shodně 1 AU. U žádné z nich podle dnešních měření se nevyskytují exoplanety typu horkých jupiterů, což je fakticky dobrá zpráva pro možnost případného výskytu obydlitelných a ovšem dosud nezjistitelných exoplanet.

Zcela nečekaným objevem se stala pozorování R. Jayawardhany a V. Ivanova, jakož i A. Brandekera aj. páru 1622-2405, skládajícího se ze dvou exoplanet, bez jakékoliv mateřské hvězdy. Takovým exoplanetám se říká planemy. Autoři využili dalekohledů VLT a NTT ESO ke sledování obou planem o minimálních hmotnostech 13 a 10 M_j a povrchových teplotách 2,4 a 2,1 kK, které se nalézají v prachoplynovém mračnu v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti zhruba 120 pc od nás. Mračno je známé jako hvězdná kolébka objektů starých nanejvýš 10 mil. roků. Vzájemná vzdálenost obou velmi mladých planem činí 240 AU a je prakticky jisté, že vznikly zároveň drobením (fragmentací) původního mračna. To ovšem není obvyklá cesta vzniku planetárních soustav podobných naší sluneční soustavě. "Sluneční soustavy" vznikají mnohem pravděpodobněji ze zárodečného disku, obklopujícího prahvězdu.

Další kuriozitou ve výzkumu exoplanet se stal objev exoplanety u dvojhvězdy, který je výsledkem šestiletých měření změn radiálních rychlostí hvězdy HD 142022 pomocí přesného spektrografu CORALIE u švýcarského 1,2m dalekohledu Euler na La Silla a ešeletu HARPS u 3,6m teleskopu ESO. Podle A. Eggenbergera aj. jde o dvojhvězdu s velkou vzájemnou vzdáleností složek 1 033 AU a hmotnostmi 1,0 a 0,6 M_☉, vzdálenou od nás 36 pc. Exoplaneta obíhá kolem primární složky v periodě 5,3 roku po výstředné dráze (e = 0,5) ve vzdálenosti 3 AU a má minimální hmotnost 5 M_j. Za vysokou výstřednost dráhy takto hmotné exoplanety pravděpodobně mohou gravitační poruchy vzdálené složky zmíněné dvojhvězdy. Ešelet HARPS dosahující přesnosti v určení radiální rychlosti 1,3 m/s stojí i za objevem S. Udryho aj. extrémně lehké exoplanety o hmotnosti jen 14 M_z u hvězdy HD 4308 (sp G5 V; 5,7 kK; 1,0 L_☉; 0,8 M_☉; stáří 10 Gr; 217 pc). Exoplaneta kolem ní obíhá ve vzdálenosti 0,12 AU v periodě 15,6 d.

Rekord však neměl dlouhého trvání, jelikož již koncem ledna 2006 ohlásily mezinárodní týmy PLANET/RoboNet, MOA a OGLE pod vedením J.-P. Beaulieua, že při sledování gravitačních mikročoček zaznamenaly zjasňování objektu OGLE-2005-BLG-390L (1754-30; Sco) počínaje 11. 7. 2005. Hvězda (G4 III; 10 R_☉) nacházející se ve výduti Galaxie ve vzdálenosti asi 8,5 kpc se do 31. 7. 2005 zjasnila o 1,4 mag, načež její jasnost začala souměrně a achromaticky s časem opět klesat, což je pro gravitační mikročočky typické. Na sestupné části světelné křivky se však podařilo zaznamenat (díky rozsáhlé mezinárodní spolupráci mnoha observatoří zejména na jižní polokouli) malý "zoubek" - zjasnění v trvání asi 12 h v noci 9/10. 8. 2005. Autoři odtud odvodili, že kolem gravitační mikročočky - trpasličí hvězdy třídy M o hmotnosti 0,2 M_☉ - obíhá exoplaneta o hmotnosti jen 5,5 M_z ve vzdálenosti 2,6 AU. Tato soustava je od nás vzdálena asi 6,6 kpc. Jelikož mateřská hvězda svítí málo, má exoplaneta podle D. Ehrenreicha aj. povrchovou teplotu jen 40 K, takže rozhodně není příliš vhodná pro život, když stáří mateřské hvězdy odhadli na více než 9 mld. let. Na povrchu exoplanety se proto už nenachází voda, takže je zmrzlá na kost. Autoři však připouštějí, že před 4,5 mld. let tam ještě díky radioaktivitě hornin mohla tekutá voda být.

Velkým úspěchem pozorovací astronomie se stala také gravitační mikročočka OGLE-2003-BLG-53, kdy D. Bennett aj. využili HST jak k zobrazení samotné mikročočky, tak i čočkované hvězdy úhlově vzdálené od mikročočky o pouhých 0,006″. Mikročočka má hmotnost 0,6 M_☉ a příslušná exoplaneta o hmotnosti 2,6 M_j se nachází ve vzdálenosti 4,3 AU od hvězdy, což poněkud připomíná vzhled naší planetární soustavy. Tato mimořádně zdařilá pozorování poukazují na velký potenciál hledání exoplanet pomocí efektu gravitačních mikročoček, protože citlivost metody jen mírně klesá se vzdáleností objektů od Slunce a dává překvapivě dobré údaje o všech objektech, které se na příslušném jevu podílejí.

Skutečně již o několik měsíců později oznámili N. Santos aj., že v databázi OGLE existující objekty TR-10, -56 a -111 mají na základě spekter mateřských hvězd, pořízených spektrografem UVES VLT, hmotnosti 0,8 – 1,2 M_☉ a poloměry 1,1 – 0,8 R_☉. Kolem nich obíhají exoplanety s hmotnostmi 0,5 – 1,2 M_j a poloměry 1,0 – 1,4 R_j. Podobně A. Gould aj. objevili na světelné křivce gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-169, kdy jasnost čočkované hvězdy stoupla 800krát (!), "zoubek" odpovídající exoplanetě o hmotnosti 13 M_z ve vzdálenosti 2,7 AU od mateřské hvězdy o hmotnosti 0,5 M_☉. Z toho se dá usoudit, že exoplanet o hmotnostech podobných Neptunu se vyskytuje velmi mnoho.

J. Bond aj. se věnovali určování zastoupení těžších chemických prvků ("kovů") u hvězd sp. třídy G, které by případně mohly mít kolem sebe exoplanety. Do poloviny roku 2005 prozkoumali celkem 136 hvězd, z nichž u 20 už exoplanety známe. Jejich mateřské hvězdy mají prokazatelně vyšší zastoupení kovů (Fe, C, Na, Al, Si, Ca, Ti, Ni) než hvězdy, které jsou téměř jistě bez exoplanet. Autoři se domnívají, že přebytek kovů je způsoben jejich přebytkem již v zárodečném mračnu, z něhož hvězda vznikala - jinými slovy, pravděpodobnost vzniku exoplanet se zvyšuje souběžně se stárnutím vesmíru. Později vznikající hvězdy jsou totiž tvořeny materiálem, který byl již vícekrát recyklován při termonukleárních reakcích v předešlých pokoleních hvězd.

R. Butler aj. sestavili katalog všech známých exoplanet do vzdálenosti 200 pc od Slunce. Jejich hmotnosti jsou vesměs nižší než 24 M_j, takže zahrnují i lehčí hnědé trpaslíky. Pokud jsou exoplanety k mateřským hvězdám blíže než 0,1 AU, mají vesměs kruhové dráhy, což je důsledek dynamického slapového tření. Orbitální periody krátkoperiodických exoplanet se kupí kolem hodnoty 3 d. Četnost exoplanet prudce stoupá s jejich klesajících hmotností a s rostoucí vzdáleností od mateřských hvězd. To znamená, že dosavadní technické možnosti umožňují zachytit jen pověstnou špičku ledovce - naprostá většina exoplanet našim přístrojům dosud uniká.

Zajímavé je rovněž zjištění, že řada exoplanet, resp. hnědých trpaslíků přežije i fázi červeného obra mateřské hvězdy a zůstane naživu ještě ve fázi bílého trpaslíka. Názorně to ukázal objev P. Maxteda aj., když našli bílého trpaslíka WD 0137-349 o hmotnosti 0,4 M_☉, kolem něhož obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti 55 M_j ve vzdálenosti 700 tis. km a v periodě 2 h. Před 250 mil. let byl ještě bílý trpaslík červeným obrem a jeho povrch sahal až za dnešní dráhu hnědého trpaslíka, takže ten poněkud "odtál". Hnědý trpaslík však dle výpočtů ještě ani teď zdaleka nemá vyhráno, Jelikož takto těsná soustava ztrácí energii vyzařováním gravitačních vln, blíží se hnědý trpaslík po spirále k trpaslíku bílému a podle prvních odhadů jím bude nakonec pohlcen asi za 1,4 mld. let...

M. Ikoma aj. shrnuli přesné údaje o devíti exoplanetách pozorovaných během transitů. Téměř všechny mají poloměry přibližně stejné jako Jupiter, s výjimkou exoplanety HD 149026b, která má při hmotnosti 0,36 M_j poloměr jen 0,73 R_j a hmotnost 110 M_z. Odtud plyne, že v jádře exoplanety jsou těžší prvky, takže hmotnost jejího kamenné jádra autoři odhadují na 70 M_z. To znamená, že tento typ exoplanet vzniká přibíráním látky na zárodečné kamenné jádro, nikoliv z nestabilit v protoplanetárním disku.

J. Caballero aj. si položili otázku, zda máme opravdu přesvědčivý důkaz o existenci osamělých exoplanet - nomádů. Studovali exoplanety v kompaktní kupě kolem hvězdy σ Ori o stáří jen 3 mil. roků, kde se mj. vyskytuje hnědý trpaslík SE 70 v úhlové vzdálenosti 5″ od obří exoplanety S Ori 68. Při vzdálenosti kupy 360 pc představuje tato rozteč lineární hodnotu minimálně 1 700 AU. Autoři odhadli hmotnost hnědého trpaslíka sp. třídy M5-6 na 45 M_j a exoplanety sp. třídy L5 na 5 M_j. Podle jejich názoru vše nasvědčuje tomu, že jde spíše o velmi vzdálené složky jediné soustavy s rekordně nízkou hmotností primární složky - hnědého trpaslíka. Podobný případ objevili S. Metchev a L. Hillenbrand u hvězdy HD 203030 (G8 V; stáří 130 – 400 mil. let). V úhlové vzdálenosti 12″ (separace 490 AU) se nachází substelární objekt o hmotnosti 0,023 M_☉ (sp. L7.5) a teplotě 1,2 kK, jenž vykazuje shodný vlastní pohyb se zmíněnou hvězdou.

S. Raymond aj. simulovali vývoj obřích i terestrických planet pro různé počáteční podmínky vzniku planetárních soustav. Obecně platí, že obří plynné planety vznikají mnohem rychleji než kamenné planety terestrického typu, což v mnoha případech zabraňuje obecně mnohem pomalejšímu vzniku terestrických planet. Speciálně vznik obřích planet ve vzdálenosti blíže než 2,5 AU od mateřské hvězdy slunečního typu spolehlivě zabrání vzniku kamenných planet s hmotnostmi většími než 30% hmotnosti Země. Podobně záporný vliv na vznik terestrických planet mají též obří planety s pozorovanými velkými výstřednostmi. Autoři z toho odvozují, že většina dosud objevených exoplanet současně snižuje vyhlídky na to, že by v těchto soustavách existovaly terestrické planety v ekosféře mateřské hvězdy.

2.2. Hnědí trpaslíci

J. Lloyd aj. úspěšně zobrazili hnědého trpaslíka u hvězdy GJ 802 (13 mag; 0,175 M_☉; 15 pc) pomocí metody aperturního maskování a adaptivní optiky u palomarského pětimetru. Hnědý trpaslík o hmotnosti 0,064 M_☉ obíhá kolem hvězdy v periodě 3,1 roku ve střední vzdálenosti 1,3 AU po dráze s výstředností 0,6. V přísluní se ohřívá až na 1,8 kK. E. Artigau aj. objevili nejjasnějšího hnědého trpaslíka na severní polokouli u hvězdy J0136-0933 (6 pc) díky měřením společných vlastních pohybů. Jeho infračervená hvězdná velikost v pásmu H dosahuje 12,8 mag a jeho spektrum klasifikovali jako T2.5

B. Biller aj. využili dalekohledu VLT ESO ke studiu blízkého páru hvězdy SCR 1845-6357 (Pav; H = 9 mag; sp M8.5; d) = 3,8 pc) a hnědého trpaslíka (H = 13 mag; sp. T5.5; T <1,2 kK), který kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 4,5 AU. Trpaslík má v atmosféře silně zastoupen metan a je v současné době třetím nejbližším hnědým trpaslíkem ke Slunci hned po páru hnědých trpaslíků ε Indi Ba+b ve vzdálenosti 3,6 pc. K. Stassun aj. našli pár zákrytových hnědých trpaslíků 2M J0535-0546 (Ori; 420 pc) o hmotnostech složek 56 a 36 M_j a poloměrech 6,5 a 5 R_j. Velikost poloměrů nasvědčuje tomu, že oba objekty ještě prodělávají fází gravitačního smršťování, takže jsou velmi mladé. Obě složky sp. třídy M6.5 kolem sebe obíhají po silně protáhlé (e = 0,3) eliptické (a = 6 mil. km) dráze v periodě 9,8 d. Paradoxně je lehčí složka o 140 K teplejší než složka hmotnější. Podobně C. Celino aj. pozorovali pomocí Keckova teleskopu s laserovou adaptivní optikou pár hnědých trpaslíků Kelu-1AB (d = 19 pc) a určili jejich sp. třídy na L2 a L3,5. Zatímco při objevu dvojice pomocí HST v r. 1998 byla úhlová vzdálenost složek jen 0,045″, při měřeních v r. 2005 činila už 0,29″, což dává sklon dráhy vůči pozorovateli >81° a oběžnou dobu >40 r.

P. Maxted aj. studovali hnědého trpaslíka, jenž obíhá kolem magnetického bílého trpaslíka SDSS J1212+0136 (Vir; V = 15 mag; 16,5 kK; log g =7,5; 0,4 M_☉; 0,02 R_☉; 0,02 L_☉; 102 pc). Hnědý trpaslík kolem něho obíhá v periodě 115 min a jeho hmotnost činí 0,053 M_☉. To znamená, že hnědý trpaslík pohodlně přežil epizodu obra před zhroucením hvězdy na bílého trpaslíka asi před 250 mil. let.

D. Grether a C. Lineweaver si povšimli, že na křivce četnosti kosmických objektů od hvězd k planetám (tzv. funkce hmotnosti) dochází k výraznému poklesu v pásmu hnědých trpaslíků, kterých je o dva řády méně než hvězd slunečního typu, zatímco obřích planet typu Jupiter a exoplanet typu Neptun zase souměrně přibývá. Toto "zhoupnutí" funkce hmotnosti dosahuje minima pro hmotnost 31 M_j a autoři ho označují za "hnědou poušť", jejíž existence zřejmě souvisí se způsobem, jak objekty různých hmotností vznikají a jak se dále vyvíjejí.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

K. Nakazatto aj. se věnovali aspektům vývoje hvězd I. generace (populace III), jež zpočátku obsahují pouze vodík a helium. Následkem toho jsou jejich počáteční hmotnosti z dnešního pohledu závratné: dosahovaly totiž hodnot v rozmezí 100 – 100 000 M_☉! Výpočty na superpočítačích pro hmotnosti hvězd 300 – 10 000 M_☉ ukázaly, že takové hvězdy bez příměsi těžších prvků (tzv. kovů) jsou zpočátku neprůhledné dokonce i pro neutrina. Teprve pozvolná difuze neutrin umožní jejich gravitační zhroucení a explozi v podobě hypernov, čímž se mezihvězdný prostor poprvé začne obohacovat o kovy, které pak umožňují vznik hvězd II. generace s podstatně nižšími hmotnostmi. T. Okhubo aj. ukázali, že pro hvězdy I. generace v rozmezí hmotností 500 – 1 000 M_☉ dochází při závěrečné explozi k obohacení chemie mezihvězdného prostoru při současném zhroucení jejich jader na černé díry o hmotnostech 230 – 500 M_☉, což by mohly být často uvažované intermediální černé díry. J. Silk a M. Langer však tvrdí, že simulace jsou jen akademické, protože magnetické nestability omezí hmotnosti hvězd I. generace na pouhých 50 M_☉. K podobnému závěru dospěl také J. Tumlinson, jenž odhadl hmotnost hvězd I. generace jen na 10 – 40 M_☉.

I. Pascucci aj. vybrali z přehlídky kosmickým teleskopem SST 15 mladých hvězd podobných Slunci, u nichž byl v infračerveném pásmu pozorován prachový akreční disk. Teplota prachu ve vnitřních částech disků se pohybuje mezi 300 – 100 K, zatímco vnější okraje dosahují teploty sotva 20 K. Žádný z disků neobsahuje větší množství plynu. Ve vzdálenostech 1 – 40 AU jsou v podobě plynu nanejvýš 4% M_j a v mezikoulí o poloměrech 10 – 40 AU méně než 2 M_z. Jelikož stáří soustav se odhaduje na pouhých 30 mil. roků, znamená to, že buď již v tomto mládí jsou sbaleny exoplanety typu Neptun, anebo tam nevzniknou ani během dalších 70 mil. let, protože stavební materiál zkrátka chybí. Pokud se blíže k mateřské hvězdě běžně tvoří exoplanety, pak se jejich dráhy přibližují kružnici pouze tehdy, jestliže zrod těchto exoplanet trvá méně než 30 mil. let - jinak už nebude v soustavě dost brzdného odporujícího plynného prostředí na srovnání drah z protáhlých elips na kružnice.

M. Beltránová aj. upozornili na to, že akrecí plynu a prachu na hvězdný zárodek se zvyšuje tlak záření, který zabrzdí další akreci při hmotnosti zárodku nad 10 M_☉. Hmotnější hvězdy proto mohou vznikat jedině nesférickou akrecí, protože tlak záření je nejsilnější kolem pólů hvězdného zárodku. Je tedy možné, že akrece podél rovníku může dále pokračovat, ale je zřejmé, že tento proces je fyzikálně velmi vzácný. Autoři uvádějí jako příklad hyperkompaktní mračno ionizovaného vodíku G24.78+0.08 o průměru pod 1,5 kAU, vzdálené od nás 7,7 kpc. Mračno má hmotnost 20 M_☉ a zářivý výkon 33 kL_☉ (!) a je tedy příkladem vzniku vysoce hmotné hvězdy.

E. Huff a S. Stahler zkoumali tvorbu hvězd v proslulé mlhovině v Orionu a zjistili, že tempo vzniku nových hvězd se během posledních 10 mil. roků neustále zvyšuje nezávisle na hmotnosti. Na vině je známá soustava Trapez (lichoběžník), která postupně likviduje obří molekulové mračno jeho přeměnou na hvězdy. Podle výpočtu obou autorů mělo mračno před začátkem destrukce Trapezem hmotnost asi 6 700 M_☉, která postupně vede ke vzniku hvězdné asociace OB, jež nebude vzájemně vázána gravitací, a tak se nakonec rozplyne.

2.4. Osamělé hvězdy

C. Lada zvrátil všeobecný názor, že nejběžnějšími hvězdnými soustavami ve vesmíru jsou dvojhvězdy. Ukázal, že v homogenním vzorku poblíž Slunce vysoko převažují trpasličí hvězdy sp. třídy M, které tvoří 85% všech hvězd. Ve slunečním okolí do 10 pc je jen čtvrtina těchto hvězd členy vícenásobných soustav, do nichž navíc započítal i hnědé trpaslíky. Následkem toho je v disku Galaxie 2/3 hvězd osamělých! Hvězdy převážně třídy M mohou tedy mít docela snadno planetární soustavy podobné té naší u Slunce. Také podle T. Younga aj. vychází, že v Galaxii alespoň 70% hvězd hmotnost menší 1 M_☉.

J. Meléndez aj. našli díky pozorováním Keckovým spektrografem HIRES dosud nejlepší protějšek našeho Slunce v podobě hvězdy HD 98618 (UMa; 7,7 mag; G5 V; 39 pc). Hvězda je asi o 300 mil. roků mladší než Slunce, má o 2% větší hmotnost, nepatrně vyšší zastoupení kovů, je o 66 K teplejší, o 6% vyšší zářivý výkon a o 90 m/s vyšší rotační rychlost na rovníku. Hvězda nemá ve svém okolí žádného horkého jupitera, který by bránil dlouhodobé existenci terestrických planet a šířka její ekosféry činí 1 AU, takže právě tam by případně taková terestrická exoplaneta mohla být. C. Liefke a J. Schmitt porovnávali pomocí družice Newton chemické složení koróny dvojhvězdy α Cen AB (-0,3 mag; G2 V + K2 IV; 1,34 pc) se sluneční korónou. Zjistili, že v porovnání se Sluncem má koróna složky B více než dvojnásobek neonu, což velmi významně ovlivňuje výpočty opacity (neprůhlednosti) nitra hvězdy a tím i hloubku její konvektivní zóny. Jelikož hloubka konvektivní zóny u Slunce je nezávisle dobře známa díky helioseismologii, dostáváme se tak do rozporu jak pro Slunce, tak pro zmíněnou dvojhvězdu, protože i ta má v porovnání s běžnými hvězdami stále ještě deficit neonu. Zatím není vůbec jasné, čím jsou tyto nesrovnalosti způsobeny.

D. Pease aj. pozorovali jasnou hvězdu Vegu (0,0 mag; A0 V; 7,8 pc) rentgenovou družicí Chandra a byli překvapeni tím, že Vega nedává žádný měřitelný rentgenový signál, tj. teplota její případné koróny je nízká a rentgenový zářivý výkon je menší než 2 EW. Podobný výsledek přineslo také sledování dalších hvězd na přechodu spektrálních tříd B/A, což zřejmě znamená, že hvězdy hlavní posloupnosti s povrchovými teplotami v rozmezí 8,5 – 12 kK nemají aktivní koróny ani ohřev hvězdného větru rázovými vlnami.

Vzápětí J. Aufdenberg aj. využili nového infračerveného interferometru CHARA se základnami 103 a 273 m na Mt. Wilsonu ke změření geometrických parametrů Vegy s úhlovým rozlišením 0,2 milivteřiny. K všeobecnému úžasu se tak ukázalo, že Vega, považovaná až dosud za standardní referenční hvězdu pro stelární výzkumy v Galaxii, je ve skutečnosti silně zploštělá a podle zákona schválnosti míří její rotační osa téměř přímo (odchylka dosahuje jen 4,5°) k nám! Tím se okamžitě podařilo vysvětlit dlouhodobý problém, že Vega je o 0,5 mag jasnější a o 20% větší, než by se na standardní hvězdu spektrální třídy A0 V slušelo. Proto je teplota hvězdy na pólu 10 kK, kdežto na rovníku necelých 8 kK, neboť polární poloměr činí jen 2,3 R_☉, kdežto rovníkový 2,7 R_☉. Podobně kolísá v závislosti na "geografické" šířce i zářivý výkon Vegy. Průměrný zářivý výkon dosahuje 37 L_☉, ale ve směru k pólům stoupá až na 60 L_☉. Vega rotuje v periodě 12,4 h, tj. plnými 92% rychlosti kritické, při níž by ji odstředivá síla na rovníku již trhala. K podobnému závěru dospěli také D. Peterson aj., kteří pro Vegu dostali rychlost rotace na rovníku 270 km/s; hmotnost 2,1 M_☉; stáří 570 mil. let a deficit kovů (jen 0,8% proti sluneční hodnotě 2%).

Podobná schválnost se dle G. van Bella aj. týká rovněž hvězdy Alderamin (α Cep; A7 IV-V; 15 pc). Zploštění hvězdy (poměr hlavní a vedlejší poloosy) činí téměř 1,3:1, tj. délka poloos 2,8 a 2,2 R_☉, přičemž rotační pól hvězdy míří rovněž téměř přesně k nám, takže na pólu má hvězda vyšší teplotu 8,4 kK. Hvězda rotuje 83% kritické rychlosti. Dále pak M. Vinicius aj. určili interferometrem VLTI ESO tvar Achernaru (α Eri; 0,5 mag; B5 III) - nejjasnější hvězdy třídy Be na nebi. Hvězda je výrazně zploštělá, takže rotuje 80% kritické rychlosti.

D. Gray a K. Brown shrnuli výsledky 20 roků měření vysokodispersních spekter nejjasnější hvězdy severní oblohy - Arktura (-0,04 mag; sp. K2 III; 11 pc). Z kolísání poloh čáry Fe I jim vyšla neuvěřitelně dlouhá rotační perioda 2 r, tj. při poloměru hvězdy 25 R_☉ činí rotační rychlost na rovníku jen 1,8 km/s. B. Croll aj. sledovali známou hvězd ε Eri (3,7 mag; K2 V; 3,3 pc), kolem níž obíhá nejbližší známá exoplaneta s hmotností 1,5 M_j v oběžné době 7 r. Hvězda rotující kolem své osy v periodě něco přes 11 d při rychlosti na rovníku pod 3,4 km/s je obklopena prachovým prstenem o poloměru 65 AU. Vykazuje poměrně silné magnetické pole o indukci 0,1 T a je určitě mladší než 1 mld. let. K. Strassmeier a J. Rice uskutečnili první dopplerovské zobrazení povrchu osamělé mladé hvězdy PW And (HD1405; K2 V) pomocí studia profilů 58 spektrálních čar. Objevili tak podél rovníku až do "geografických" šířek ±40° až o 1,2 kK chladnější skvrny a zpřesnili rotační periodu hvězdy 1,8 d ( >24 km/s na rovníku) na 5 platných cifer. Určili teplotu její fotosféry na 5 kK, poloměr hvězdy 1,2 R_☉, zářivý výkon na 0,6 L_☉ a hmotnost na 1,1 M_☉. Mladá hvězda před hlavní posloupností rotuje rychle, ale zřetelně se brzdí. Její stáří odhadli na 20 mil. roků.

C. Fuentes aj. zkoumali prchající hvězdu SDSS J090745+0245 (Hya; B9 V; 10,5 kK; 71 kpc), která se vzdaluje od jádra Galaxie rychlostí 709 km/s a jeví proměnnost s amplitudami do 10% a periodami do 2 d. Musí být nutně mladší než 350 mil. r. a vše podle J. Hillse nasvědčuje tomu, že byla vyvržena z okolí černé veledíry v jádře Galaxie. Původně šlo totiž o dvojhvězdu, kterou blízký průlet v okolí černé veledíry slapově rozdělil, takže jedna složka zapadla do černé veledíry a druhá naopak získala rychlost vyšší než únikovou, a tak byla z Galaxie doslova katapultována. W. Brown aj. našli v halu Galaxie ve vzdálenosti 10 kpc od nás další dvě prchající hvězdy (J091301 a J091759) v souhvězdích Lva a Velké medvědice sp. třídy B8 V, které jsou vzdáleny od centra Galaxie 75, resp. 55 kpc, jež od jádra soustavy prchají rychlostmi 560 a 640 km/s. A. Burgasser a J. Kirpatrick objevili rovněž v halu Galaxie dosud nejchladnějšího podtrpaslíka LEHPM 2-59 (R = 19 mag; sp. sdM8; 66 pc) o teplotě 2,9 kK a hmotnosti 0,09 M_☉. Objekt vykazuje silný deficit kovů, jak se sluší na tak starou hvězdu.

W. Aoki uveřejnil rozbor spektra hvězdy HE 1327-2326 (Hya), pořízeného japonským obřím dalekohledem Subaru. Hvězda se nachází buď na hlavní posloupnosti anebo již ve stadiu podobra po hlavní posloupnosti a obsahuje v atmosféře 250tisíckrát méně železa než atmosféra Slunce, což je rekordní deficit. Naproti tomu jeví přebytek stroncia a téměř normální zastoupení uhlíku. Zřejmě jde o vzácnou hvězdu populace III, tedy představitelku nejstaršího pokolení hvězd v Galaxii.

2.5. Těsné dvojhvězdy

N. Linder aj. pozorovali rentgenovou družicí Newton proslulou Plaskettovu hvězdu (HD 47129; 1,5 kpc), která patří mezi nejhmotnější hvězdné objekty v Galaxii. Díky tomu, že jde fakticky o interagující dvojhvězdu s oběžnou dobou 14,4 d a kruhovou drahou, lze totiž hmotnosti obou složek i další parametry určit s vysokou spolehlivostí. Obě veleobří složky vykazují velmi raná spektra O6 I a O7.5 I a hmotnosti 51 a 42 M_☉, takže celá soustava má rekordní dobře ověřenou hmotnost 93 M_☉. Družice Newton ukázala, že soustava vydává silné a neproměnné rentgenové záření, vznikající při srážkách intenzivních hvězdných větrů obou složek při teplotách až 16 MK.

J. Provost aj. využili asteroseismologie Prokyonu A (0,4 mag; F5 IV-V; 3,5 pc) ke zpřesnění jeho hmotnosti na 1,45 M_☉, když existence průvodce Prokyonu B (bílého trpaslíka 11 mag) dává spodní mez stáří soustavy 2 mld. roků. To je současně horní hranice pro stáří Prokyonu A odvozená z asteroseismologie, takže zatím není jasné, zda Prokyon A už opustil hlavní posloupnost. K prakticky stejné hmotnosti Prokyonu A (1,43 M_☉) dospěli z astrometrie za léta 1986-2004 G. Gatewood a I. Han. Ti navíc odvodili i hmotnost Prokyonu B na 0,58 M_☉.

R. Ipingová aj. pozorovali obří dvojhvězdu éta Carinae (2,3 kpc) pomocí družice FUSE v dalekém ultrafialovém pásmu (95 – 100 nm) a našli tam čáry sekundární složky, která je teplejší než hlavní složka. To se potvrdilo v červnu 2003, kdy čáry teplejšího sekundáru zmizely právě tehdy, když podle výpočtu dráhy se sekundár skryl za primární složku. Jejich objev potvrdili také T. Gull aj., kteří dvojhvězdu snímkovali spektrografem STIS HST. Sekundární složka obíhá primár po vysoce protáhlé dráze v periodě 5,5 r. Její spektrum připomíná spektrum Wolfových-Rayetových hvězd anebo veleobrů třídy O s teplotou >25 kK. Hmotnost objektu dosahuje minimálně 30 M_☉, zatímco hmotnost primární složky činí možná až 70 M_☉, takže je téměř jisté že tato složka vybuchne jako supernova II. třídy nejpozději za 100 tis. let.

B. Wood a M. Karovska se zabývali proslulou dvojhvězdou a současně prototypem dlouhoperiodických proměnných hvězd omikron (Mira) Ceti. Při vzdálenosti soustavy 130 pc jde též o nejbližší známou symbiotickou hvězdu, takže svůj název "podivuhodná" si opravdu zaslouží. Ultrafialová pozorování družice FUSE a kosmického teleskopu HST ukazují, že intenzita tohoto záření se po propadu v letech 1999-2001 opět vrátila na úroveň, kterou naměřila družice IUE v letech 1979-80 a 1990-95. Příčina ultrafialového záření soustavy spočívá v akreci hvězdného větru červeného obra o poloměru 250 R_☉ (1,2 AU!) na povrch průvodce, který kolem Miry obíhá ve vzdálenosti 70 AU v oběžné periodě 500 roků. Mira ztrácí větrem 10^-7 M_☉/r a sekundární složka na to reaguje vlastním větrem se ztrátou 2,5.10^-12 M_☉/r. Jeho intenzita je modulována intenzitou větru primárního, která kolísá v periodě asi 14 let. Příčina kolísání však není známa.

E. Lajus a V. Niemela odvodili elementy zákrytové dvojhvězdy LS 1135 (0843-4607). Soustava je rovněž spektroskopickou dvojhvězdou o oběžné periodě 2,7 d a sklonu 68,5°, skládající se ze složek o hmotnostech 30 a 9 M_☉ a poloměrech 11 a 5 R_☉. Ani jedna složka nevyplňuje svůj Rocheův lalok, takže jde o klasickou oddělenou dvojhvězdu. Primární složka je sp. třídy O a sekundární B1 V. Poměr hmotností q = 0,3 je pro primár třídy O zcela extrémní.

Ch. a A. Chaliullinovi odvodili z tříbarevné světelné křivky parametry zákrytové dvojhvězdy HS Herculis (V = 8,5 mag; B5 V + A7; 480 pc), jejíž složky kolem sebe obíhají v periodě 1,6 d po výstředné (e = 0,2) dráze s velkou poloosou 7,7 mil. km a sklonem 89°. Primární složka má teplotu 15,5 kK; poloměr 2,8 R_☉ a hmotnost 5,0 M_☉. Teplota sekundáru činí 7,8 kK; poloměr 1,6 R_☉ a hmotnost 1,6 M_☉. Jejich bolometrické hvězdné velikosti dosahují -1,8 a +2,4 mag. Odtud vyplývá, že jde o velmi mladé hvězdy o stáří zhruba 17 mil. roků. C. Lacy aj. určili ze světelné křivky elementy zákrytové dvojhvězdy EY Cephei, která se skládá za dvou stejně hmotných mladých hvězd, jež se ocitly na hlavní posloupnosti teprve před 40 mil. let. Tím lze vysvětlit velmi vysokou výstřednost jejich oběžné dráhy e = 0,44 při periodě 8,0 d. Obě složky mají spektrální třídu F0, teploty 7,1 a 7,0 kK, poloměr 1,46 a 1,47 R_☉ a hmotnosti 1,5 M_☉. W. Bagnuolo aj. využili interferometru CHARA ke změření hmotností dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy 12 Persei. Dostali tak hodnoty 1,38 a 1,24 M_☉ s přesností lepší než 1%.

G. Herbig a R. Griffin uveřejnili multispektrální rozbor parametrů dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy θ¹ Orionis E, která je 5. nejjasnějším členem známého lichoběžníka (Trapez) v mlhovině v Orionu (450 pc). Od r. 1982 víme, že hvězda je silným zdrojem rentgenového záření, přestože na rozdíl od ostatních hvězd Trapezu patří k pozdní spektrální třídě G5 III a jeví silné emise vápníku (čáry H a K). Obě složky mají stejnou hmotnost kolem 3 M_☉ i poloměr asi 7 R_☉. Jejich stáří se odhaduje na necelý milion let, což je s ohledem na vzhled spektra téměř nepochopitelné. Obě složky dvojhvězdy E obíhají kolem společného těžiště v periodě 9,9 d po kruhové dráze s poloměrem >11 mil. km.

D. Terrell aj. uspěli při odvození elementů kompaktní dotykové dvojhvězdy FI Bootis díky rozboru pětibarevné světelné křivky (UBVRI). Dvojhvězda je tak kompaktní, že je i silným rentgenovým zdrojem RX 1522+51. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě jen 0,4 dne ve vzájemné vzdálenosti jen 1,6 mil. km. Mají teploty 5,5 a 5,1 kK; poloměry 1,1 a 0,7 R_☉; svítivosti 1,0 a 0,3 L_☉ a poměr hmotností q = 0,4. Odtud se podařilo určit také vzdálenost soustavy od nás na 95 pc, což se dost liší od údaje družice HIPPARCOS (105 pc).

S. Howell aj. studovali dvojhvězdu EF Eridani, v níž primární složku představuje magnetický bílý trpaslík s indukcí 1,4 kT na povrchu hvězdy. Jeho hmotnost odhadli na 0,6 M_☉, odkud pak vyplývá velmi nízká hmotnost sekundární složky 0,055 M_☉, tj. nejde o hvězdu, ale o hnědého trpaslíka, který obíhá kolem primární složky v periodě pouhých 81 min. Silné magnetické pole však vyvolává měřitelnou chromosférickou aktivitu na substelárním bodě sekundární složky, jejíž intenzita s časem kolísá. Zatímco předešlých 9 let byla aktivita nepatrná, od r. 2005 začala opět výrazně růst. Podobně P. Maxted aj. objevili oddělenou dvojhvězdu 0137-349 (Scl) s oběžnou dobou 2 h, která se skládá z bílého (16 kK; 0,02 R_☉; 0,02 L_☉; 0,4 M_☉; hustota 30mil.-násobek vody; 100 pc; stáří 250 mil. r.) a hnědého trpaslíka, který má hmotnost 0,05 M_☉. Autoři soudí, že když byl bílý trpaslík ve stádiu červeného obra, tak doslova zalil hnědého trpaslíka, který však tuto epizodu přežil a ještě si trochu nakradl hmotu, takže ho to zahlcení nijak nepoškodilo. Dnes ztrácí tato bizarní soustava energii vyzařováním gravitačních vln tak rychle, že za 1,4 mld. roků se její oběžná perioda zkrátí na pouhých 70 min. a díky přetoku hmoty na bílého trpaslíka se změní na kataklyzmickou proměnnou.

G. Torres aj. odvodili parametry zákrytové dvojhvězdy V1061 Cygni, která se skládá ze složek o hmotnostech 1,3 a 0,9 M_☉ s teplotami 6,2 a 5,3 kK a poloměry 1,6 a 1,0 R_☉. Sekundár je tedy o 10% větší a o 200 K chladnější, než by měl být podle vývojových modelů hvězd. Dvojice kolem sebe obíhá v periodě 2,4 d, ale současně obíhá též kolem těžiště s třetí složkou, která má oběžnou dobu 16 let, hmotnost 0,9 M_☉ a teplotu 5,7 kK. Také polodotyková zákrytová dvojhvězda V505 Sgr (110 pc) je dle C. Lázara aj. ve skutečnosti trojhvězdou. Samotná dvojhvězda se skládá z primáru sp. třídy A2 V o teplotě 8,8 kK, svítivosti 23 L_☉, poloměru 2,1 R_☉ a hmotnosti 2,65 M_☉, jakož i sekundáru sp. třídy G5 IV o teplotě 5,3 kK, svítivosti 4 L_☉, poloměru 2,3 R_☉ a hmotnosti 1,25 M_☉. Tyto složky kolem sebe obíhají v periodě 1,2 d po mírně protáhlé dráze (e = 0,04) s velkou poloosou 3,8 mil. km. Třetí složka obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodě zhruba 38 let.

Další trojhvězdu našli F. Fekel aj. při pozorování dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy HD 131861 (Boo, 8 mag; sp. F5 V + G8 V; 90 pc) s oběžnou dobou 3,55 d a sklonem 52°. Zatímco primární složka o poloměru 1,5 R_☉, svítivosti 3,9 L_☉ a hmotnosti 1,5 M_☉ rotuje pomalu (subsynchronně), sekundár o poloměru 0,8 R_☉, svítivosti 0,5 L_☉ a hmotnosti 0,9 M_☉ vykazuje synchronní rotaci. Třetí složka se nachází ve vzdálenosti 4 AU od zmíněné dvojhvězdy a obíhá kolem ní v periodě 4,5 roku po mírně výstředné dráze (e = 0,1). Rovina její oběžné dráhy však není koplanární; je k oběžné rovině spektroskopické dvojhvězdy skloněna pod úhlem 29°. Ačkoliv není přímo pozorovatelná, podařilo se nepřímo určit její spektrální třídu dK a hmotnost 0,7 M_☉. N. Phan Bao aj. zkoumali chladný trpasličí pár LP 714-37, jehož složky jsou od sebe vzdáleny 33 AU. Zjistili přitom, že sekundární složka je ve skutečnosti těsnou dvojhvězdou se vzájemnou vzdáleností >7 AU. Primární složka sp. třídy M5.5 má hmotnost 0,11 M_☉ a absolutní hvězdnou velikost 9,1 mag. Sekundární pár má hmotnosti 0,09 a 0,08 M_☉ a absolutní hvězdné velikosti 10,0 a 10,4 mag.

V. Tamazian zkoumal pomocí 6m teleskopu SAO ve spojení s adaptivní optikou trojnásobnou soustavu DG Leonis (6 mag), která se skládá ze spektroskopické dvojhvězdy shodných spektrálních tříd A8 IV a třetí vzdálené a tudíž vizuálně rozlišitelné složky, jež je současně proměnnou hvězdou typu δ Sct. Jelikož astrometrie vizuální dvojhvězdy za posledních 70 let je k dispozici, podařilo se určit oběžnou dobu 3. složky na 101 let při výstřednosti dráhy e = 0,7. Měření na SAO tak umožnilo stanovit úhrnnou hmotnost celé trojice na 6,2 M_☉, z toho na 3. složku připadá 2,0 M_☉ a na každou složku spektroskopické dvojhvězdy po 2,1 M_☉. Vzdálenost soustavy od nás činí 200 pc.

J. Wertheimer a G. Laughlin se zabývali otázkou, zda k nejbližší dvojhvězdě α Centauri AB patří jako třetí do mariáše známá Proxima Centauri. Proxima je totiž od zmíněného páru vzdálena plných 15 kAU, tj. právě na hranici tzv. Hillova poloměru a její relativní rychlost vůči páru AB činí 0,5 km/s. Přitom zmíněný pár má souhrnnou hmotnost 2,0 M_☉, kdežto Proxima jen 0,1 M_☉, takže vazebná energie Proximy vztažená k těžišti soustavy AB se v mezích chyb nachází právě na rozhraní mezi vazbou a trvalou gravitační svobodou. Autoři se domnívají, že ve skutečnosti Proxima se zmíněným párem trojhvězdu tvoří, ale přesvědčivý důkaz poskytnou až budoucí přesnější měření radiálních rychlostí všech členů soustavy.

N. Evansové aj. se podařilo rozlišit těsnou dvojhvězdu α UMi A (Polárka; sp. F7 I; d = 130 pc) díky snímkům z HST. Hmotnější složka Aa je nejjasnější cefeidou na obloze o hmotnosti 4,3 M_☉. Její průvodce Ab (sp. F7) se nachází v úhlové vzdálenosti 0,2″, tj. lineární vzdálenosti kolem 17 AU, jež obíhá kolem Aa po výstředné dráze (e = 0,6) v periodě téměř 30 r. Polárka je ve skutečnosti trojhvězda; třetí složka B (sp. F3) je od A vzdálena 18″ (≈2,4 tis. AU) a byla objevena W. Herschelem již r. 1780.

J. Gonzáles aj. zkoumali pomocí 2,2m dalekohledu ESO zajímavou čtyřnásobnou soustavu AO Velorum AB+CD (0,7 kpc), která se skládá ze dvou spektroskopických dvojhvězd, přičemž spektra všech čtyř složek lze pozorovat. Odvodili tak nejprve parametry soustavy AB s oběžnou dobou 1,6 d, sklonem 88,5°, a délkou velké poloosy 7,7 mil. km. Hmotnosti složek činí po řadě 3,6 a 3,4 M_☉ a jejich poloměry 2,3 a 2,1 R_☉. Druhá soustava CD má oběžnou dobu 4,2 d; výstřednost dráhy e = 0,05 a velkou poloosu >12 mil. km. Minimální hmotnosti složek činí 1,9 a 1,8 M_☉. Konečně těžiště soustav AB a CD kolem sebe obíhají v periodě 41 r a s výstředností dráhy 0,3 ve střední vzdálenosti větší než 11 AU. Je pravděpodobné, že v apastru by tak tento pár mohl rozlišit interferometr VLTI ESO, což by byl dobrý test vývoje velmi mladých hvězd středních hmotností.

Snad ještě bizarnější případ vícenásobné soustavy představuje dle P. Verriera a N. Evanse jasná hvězda γ Cephei (3,2 mag; sp K1 IV + M1 V; 14 pc), která se skládá z primární složky o hmotnosti 1,6 M_☉, sekundární složky o hmotnosti 0,4 M_☉ a exoplanety o hmotnosti 1,7 M_j. Obě složky dvojhvězdy jsou od sebe nyní vzdáleny přes 18 AU, ale obíhají kolem společného těžiště po silně výstředné dráze (e = 0,4) v periodě skoro 60 roků. Existenci exoplanety ohlásili již v r. 1988 B. Campbell aj., ale o 4 roky později svůj objev odvolali, protože jejich data nebyla dostatečně přesná. Novější přesnější pozorování však původní objev nakonec jednoznačně potvrdila! Exoplaneta obíhá kolem primární složky dvojhvězdy ve střední vzdálenosti 2,1 AU po mírně protáhlé dráze (e = 0,1) v periodě 2,5 r. Verrier a Evans ukázali, že dráha dvojhvězdy je dlouhodobě stálá, takže kolem primární složky se mohou na stabilních drahách vyskytovat terestrické exoplanety ve vzdálenostech 0,5 – 0,75 AU; 1,05 – 1,15 AU a 1,2 – 1,3 AU a ve vzdálenostech >65 AU dokonce planetky Edgeworthova-Kuiperova typu. Také sekundární složka může mít stabilní terestrické exoplanety ve vzdálenostech 0,5 – 1,5 AU.

B. Mason aj. využili skvrnkové interferometrie (angl. speckle interferometry) u 0,66m refraktoru Námořní observatoře USA k pozorování téměř více než 1 600 vizuálních dvojhvězd v průběhu roku 2005, když zkombinovali v počítači na 2 tis. velmi krátkých expozic pro každé astrometrické pozorování. Našli tak dvojhvězdy s úhlovými roztečemi složek 0,16 – 17″, přičemž medián rozdělení činí 1,65″.

A. Tokovinin aj. zkoumali relativní zastoupení vícenásobných soustav hvězd na homogenním vzorku 165 spektroskopických dvojhvězd slunečního typu s oběžnými periodami v rozmezí 1 – 30 dnů. Zobrazili celkem 62 soustav pomocí kamery NACO VLT ESO a tak našli celkem 13 třetích složek. Přehlídka 2MASS jim přinesla dalších 12 vzdálených složek. Z těchto pozorování vyplynulo, že mezi 161 soustavami se nachází minimálně 64 trojic, 11 čtveřic a 7 pětic, čili že asi 63% dvojhvězd má ve skutečnosti alespoň jednu další složku. Mnohočetnost je ovšem závislá na oběžné době dvojhvězdy. Pokud je jejich oběžná doba kratší než 3 dny, s pravděpodobností 96% se tam vyskytuje ještě třetí či další složka. Naproti tomu u oběžných period nad 12 d pravděpodobnost klesá na 34%. Oběžné doby třetích složek se během doby zřetelně zkracují vinou výměny momentu hybnosti mezi těsnou spektroskopickou dvojhvězdou a třetí složkou. Mnohočetnost však nezávisí na poměru hmotností spektroskopické dvojhvězdy.

Rozsáhlé automatické přehlídky zákrytových dvojhvězd přirozeně vyžadují podobně automatizované způsoby výpočtů jejich elementů. Takové algoritmy (EBOP - EBAS) sestavili O. Tamuz aj. a T. Mazeh aj. pro výpočty elementů zákrytových dvojhvězd ze světelných křivek pořízených během projektů hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie nebo ve Velkém Magellanově mračnu, ale jejich použití je přirozeně daleko širší. Podobně J. Devor a D. Charbonneau vyvinuli metodu MECI pro automatickou klasifikaci a určení elementů zákrytových dvojhvězd.

B. Paczynski aj. využili automatické přehlídky ASAS na Las Campanas, která pomocí baterie širokoúhlých kamer monitoruje jasnosti hvězd jasnějších než V = 14 mag jižně od deklinace +28°, k objevu zhruba 50 tis. proměnných hvězd. Statistika pětiletého provozu ASAS pokrývá téměř 3/4 plochy celé oblohy a je víceméně úplná pro hvězdy v rozmezí 8 – 12 mag. Pro každou hvězdu mají několik stovek (!) fotometrických měření, takže ve veřejně přístupné databázi systému jsou už TB údajů. Přes 11 tis. objevů představují zákrytové dvojhvězdy, mezi nimiž převažují dotykové (5,4 tis.) a následují polodotykové (3 tis.) a oddělené (2,7 tis.) soustavy. Přitom se zdá, že všechny dotykové soustavy obsahují ještě třetí těleso a naopak prakticky neexistují oddělené soustavy s oběžnou periodou kratší než 1 d. Podobně T. Pribulla a S. Rucinski ukázali na vzorku 151 dotykových dvojhvězd, že 3/5 z nich mají určitě třetí složku.

Podle S. Rucinského má většina objevených dotykových soustav oběžnou periodu <0,56 d. To znamená, že ke vzniku dotykových soustav slouží tzv. Kozaiův cyklus, kde v soustavě těsného páru a vzdálené třetí složky, jejichž oběžné roviny spolu svírají dostatečně velký úhel, se výrazně cyklicky mění výstřednost dráhy těsné dvojhvězdy, zatímco její oběžná perioda zůstává stálá. Když je výstřednost dráhy největší, dochází v periastru k silnému slapovému tření, které se projeví sekulárním zmenšováním rozměrů dráhy a tím i oběžné periody tak dlouho, až se oběžná perioda zkrátí na zlomky dne a dráha přejde na dokonale kruhovou.

H. Abt se věnoval proměnám výstředností drah dvojhvězd, jejichž primární složky mají spektrální třídy v rozmezí B - M5 (IV nebo V). Průměrné výstřednosti jejich drah závisí na délce oběžné periody. Pro složky dvojhvězd s primárem třídy B jsou kruhové ty dráhy, jejichž periody jsou kratší než 1,4 d. S postupující spektrální třídou se hodnota minimální periody pro kruhovou dráhu zvyšuje až na 4,3 d. Kruhové dráhy však mají pozdní obři i při oběžných periodách kratších než 70 d. Pro trpasličí hvězdy s oběžnými periodami v rozmezí 4,3 – 18 d je však průměrná výstřednost drah e = 0,5 a tudíž v podstatě náhodná.

Jak ukázali C. Ibanoglu aj. na souboru 61 polodotykových a 74 oddělených soustav s dobrou spektroskopií, má na vývoj těchto těsných dvojhvězd značný vliv přítomnost plynných disků, které obklopují celou soustavu - jsou cirkumbinární. Podle W. Chena aj. je totiž překvapující, že ač u soustav typu Algol pozorujeme obvykle konzervativní přenos hmoty (žádná hmota ze systému se neztrácí), jejich oběžné periody s časem nerostou, ale naopak se zkracují, což svědčí o ztrátě momentu hybnosti soustavy během jejich vývoje. To lze právě dobře vysvětlit vznikem cirkumbinárních disků, které převezmou část momentu hybnosti soustavy. D. Hoffman aj. ukázali na souboru 143 zákrytových dvojhvězd typu Algol, že v řadě případů lze ovšem změny period vysvětlit přítomností třetího tělesa v soustavě.

L. Lucy ověřoval domněnku o preferovaném vzniku hvězdných dvojčat s podobnou nebo přímo totožnou hmotností složek. Na homogenním souboru spektroskopických dvojhvězd s dobře známými hmotnosti složek potvrdil, že platí silná verze domněnky, tj. existuje nápadná převaha dvojhvězd, kde poměr hmotností složek (q) je větší než 0,95.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

První galaktická nova r. 2006 V2575 Oph (1733-24) byla objevena 9. února a 12. února dosáhla maxima 11 mag. Vzápětí následovala nova V5117 Sgr (1759-36) objevená 17. února jako objekt 9 mag. Počátkem dubna vzplanula nova V2362 Cyg (2111+45), která v maximu 5. dubna dosáhla 8 mag. Nova pak normálně slábla, ale znovu se vzchopila v polovině listopadu a koncem měsíce dosáhla opět 10 mag, což se projevilo výskytem čar C I, N I, O I a Fe II v jejím infračerveném spektru i emisemi He II. Její předchůdce měl v r. 1993 jasnost R = 18 mag. Hned 8. dubna 2006 vybuchla nova V2579 Oph (1715-29), jež dosáhla 10,5 mag.

A. Dobrotka aj. měřili po maximu 9 mag jasnost novy V1493 Aql, která vzplanula v červenci 1999. Objevili variace v periodě 3,7 h, což je patrně oběžná doba dvojhvězdy. Nova se vyznačovala mimořádně velkou vzdáleností od nás - plných 25 kpc! Podobně S. Balmanová aj. určili oběžnou periodu 3,5 h novy V382 Vel, která rovněž vybuchla v r. 1999.

Družice Swift našla koncem ledna 2006 rentgenové záření novy V723 Cas (d =2,8 kpc), tj. 11 roků po jejím vzplanutí, což je svérázný rekord v intervalu odstupu od maxima optické jasnosti. Zdroj vykazuje teplotu 340 kK. Podle T. Iijimy aj. jde o vůbec nejpomalejší klasickou novu, jejíž vzestup k maximu jasnosti trval plné 4 měsíce a návrat do klidového stavu 6 roků. Nova během výbuchu odvrhla obálku o hmotnosti 5.10^-6 M_☉.

Událostí desetiletí se však stalo další vzplanutí proslulé rekurentní novy RS Ophiuchi, která ještě 9. února 2006 byla 10,5 mag, ale 12. února již byla vidět očima jako objekt 4,5 mag. Po maximu však opět zeslábla a již 16. února její jasnost přesáhla 6 mag. Týž den však družice Swift zaznamenala její rentgenové vzplanutí, odpovídající teplotě zdroje přes 80 MK - při předešlém vzplanutí novy v r. 1958 se objevilo rentgenové záření až 55 dnů po výbuchu. Z optických spekter vyšla rychlost rozpínající se obálky novy na 1,8 tis. km/s. O den později zaznamenala anténa VLA i její rádiové záření na vlnové délce 211 mm, které rychle sílilo a jehož intenzita byla vyšší než při předešlém výbuchu v r. 1985. Dva týdny po výbuchu sledovala novu družice Chandra, která našla v rentgenovém spektru emisní čáry Fe, S, Si, Mg a Ne. Potvrdila jak vysoké teploty rozpínajícího se plazmatu až 60 MK, ale současně i jejich velký rozsah od 3 MK výše. Tytéž údaje získala nezávisle také rentgenová družice Newton, která navíc zaznamenala i emise kyslíku a silnou proměnnost intenzity čar s periodou 35,7 s, pozorovanou už předtím družicí Swift.

Šlo již o 6. vzplanutí rekurentní novy od prvního takového pozorování v r. 1898. Další vzplanutí astronomové zaznamenali v letech 1933, 1958, 1967 a 1985. Infračervená měření ukázala, že maximum zářivého výkonu se přesunulo do blízkého a středního infračerveného pásma, zatímco opticky zeslábla nova do 20. března 2006 na 9,3 mag. Počátkem května se v infračerveném spektru objevily zakázané čáry vysoce ionizovaných prvků Fe, Si, S a Mg, jakož i čáry Paschenovy, Brackettovy, Pfundovy a Humphreysovy série vodíku. Měření radiointerferometrem MERLIN v centimetrovém pásmu poukázala na rádiový zdroj, jenž se rozpínal rychlostmi až 4 tis. km/s. Odtud bylo možné určit i vzdálenost novy na 1,6 kpc. Obří indická anténní soustava GMRT odhalila koncem února 2006 záření novy v decimetrovém pásmu až 0,5 m, což je první případ v historii sledování nov. Radiointerferometrická soustava VLBA potvrdila pozorováním na vlnové délce 60 mm rychlost rozpínání zdroje 1,8 tis. km/s a koncem února 2006 jeho lineární rozměr 29 AU. Příčinou rádiového záření byla zřejmě rázová vlna, procházející hvězdným větrem červeného obra, který dodává vodík na povrch bílého trpaslíka, jenž kvaziperiodicky vybuchuje. Celá epizoda výbuchu RS Oph skončila v září 2006 po 210 dnech od vzplanutí, když se podařilo zpozorovat obnovu přenosu hmoty z červeného obra na bílého trpaslíka. Družice Newton současně zjistila pokles intenzity rentgenového záření novy o tři řády a tempa rozpínání pod 500 km/s.

Jak uvedli J. Sokoloskiová aj., bylo to poprvé, co se podařilo prokázat existenci rázové vlny směřující z novy do okolního prostředí, kde se vlna rychle zabrzdila a nakonec zanikla. Během pouhých tří týdnů po výbuchu tak klesla rentgenová svítivost novy o řád. Ačkoliv hmotnost vyvržené slupky není u rekurentních nov veliká a pohybuje se v tomto případě kolem 1.10^-7 M_☉, zarážející je vysoká hmotnost bílého trpaslíka, na jehož povrchu dochází k překotné termonukleární reakci vodíku na hélium. Podle I. Hachisa aj. hořel vodík ve slupce na povrchu bílého trpaslíka asi 80 dnů, podobně jako tomu bývá i u dalších rekurentních nov U Sco a CI Aql. Hmotnost bílého trpaslíka v soustavě RS Oph vyšla na (1,35 ±0,01) M_☉, což je už velmi blízko Chandrasekharově mezi. To znamená, že v astronomicky dohledné budoucnosti za méně než 100 tis. let vybuchne bílý trpaslík jako supernova Ia!

T. O°prime;Brien aj. ukázali rozborem interferometrických rádiových měření, že rázová vlna byla spíše bipolární než kulová, tj. usměrněná centrální dvojhvězdou. M. Bode aj. určili oběžnou periodu dvojhvězdy na 456 d. J. Monnier aj. zjistili pomocí interferometrie na Havajských ostrovech, v Arizoně a v Kalifornii, že úhlové rozměry infračerveného zdroje 0,003″ se během prvních dvou měsíců od výbuchu nezvětšily, takže zdroj souvisí spíše s centrální dvojhvězdou než s rozpínajícími se rázovými vlnami. Zpochybnili také údaj o vzdálenosti novy od nás a tvrdí, že by mohla být podstatně blíže - jen 540 pc. To by mělo zajímavé důsledky, až jednou tato rekurentní nova vybuchne jako supernova - naši potomci by spatřili na obloze úžasné divadlo.

P. Robinson aj. se pokoušeli z archivních snímků, pořízených v letech 1913-1995 na observatoři M. Mitchellové, nalézt další minulá vzplanutí rekurentních nov BS Sgr, V1016 Sgr, V1017 Sgr, V1172 Sgr, V3890 Sgr, V4444 Sgr a CI Aql. Není totiž jasné, zda bílí trpaslíci v rekurentních novách během času získávají či naopak ztrácejí hmotu. (Pouze v případě zisku hmoty mohou jednou vybuchnout jako supernovy Ia.) Ačkoliv prohlédli celkem 8,5 tis. snímků, žádný nový výbuch některé rekurentní novy nenašli.

P. Godon aj. využili pozorování spektrografem STIS HST k rozboru mechanismu obřích výbuchů nejbližší a nejjasnější trpasličí novy WZ Sge (oběžná doba 82 min; d = 43 pc). Ty se odehrály v letech 1913, 1946, 1978 a naposledy v červenci 2001. Hmotnost bílého trpaslíka dosahuje 1,0 M_☉ a jeho průvodce (dodavatel vodíku na povrchu bílého trpaslíka) jen 0,11 M_☉. Průměrné tempo akrece vodíku činí 10^-8 M_☉/r. Příčinou obřích výbuchů je vždy tepelná nestabilita v akrečním disku kolem bílého trpaslíka. Ještě tři roky po posledním výbuchu byl podle pozorování v daleké ultrafialové části spektra bílý trpaslík přehřátý o 1,5 kK proti klidovému stavu. Koncem léta 2006 se po čtyřleté přestávce odehrál obří výbuch další trpasličí novy SW UMa, která mívá v klidu 17 mag a 13. září 2006 se náhle zjasnila na 10,8 mag. Interval mezi obřími výbuchy v tomto případě kolísá mezi 15 měsíci a 5 lety.

B. Warner si položil otázku, proč bylo ve starověku a středověku objeveno tak málo nov? Vůbec nejstarší záznam o nově totiž pochází až z r. 712 n.l., další pak z let 837 a 1163. Do konce XVII. stol. lidé zaznamenali očima jen 10 nov, přičemž přesnost polohy dosahovala jen 1°. Nejstarší "evropskou" novou se stala hvězda CK Vul, jejíž zjasnění r. 1670 popsal kartuziánský mnich Don Anthelme. O tři roky později byla pozorována Nova Puppis a v r. 1678 nova V529 Orionis.

M. Darnley aj. využili přehlídky POINT-AGAPE gravitačních mikročoček v galaxii M31 k hledání nov. Našli jich celkem 20 a z toho odvodili, že tempo výskytu nov v této galaxii činí 65 nov/r, tj. o 50% více, než se dosud soudilo. Pro naši Galaxii vychází četnost 34 nov/r, což souhlasí s jinými odhady.

M. Shara se domnívá, že bychom měli nalézat novy i v intergalaktickém prostoru, protože se už podařilo pozorovat novy, červené obry a planetární mlhoviny mezi galaxiemi v kupách v souhvězdí Panny a Chemické pece. Jasné novy umožňují pak v principu pozorovat populaci intergalaktických "trampů" až do vzdálenosti 30 Mpc od nás. Nové přehlídky PanSTARRS a zejména LSST by mohly objevit až stovky trampujících nov a tím nepřímo určit rozložení hvězd v intergalaktickém prostoru.

2.6.2. Fyzické proměnné

Stále záhadná proměnná hvězda V838 Monocerotis se v posledních letech vyvíjí pomalu; během r. 2005 se její spektrum nezměnilo vůbec. Je nyní klasifikována jako dvojhvězda se spektry složek sgL a B3 V. Koncem r. 2005 měla jasnosti V = 15,4 mag a K = 5,7 mag. K. Banerjee aj. našli pomocí kosmického teleskopu Spitzer kolem hvězdy rozsáhlá infračervená mračna v pásmech 24 – 160 μm, jejichž vzhled souhlasí s rozložením jasnosti optické světelné ozvěny po výbuchu. Jelikož hmotnost zářícího prachu dosahuje 1 M_☉, nemůže jít o materiál, vyvržený samotnou hvězdou, ale o interstelární mračno, z něhož hvězda kdysi vznikla.

Podle R. Tylendy a N. Sokera patří do téže podivné skupiny proměnných hvězd objekty M31 RV (vzplanutí v r. 1988) a V4332 Sgr (1994). Celkovou energii výbuchu V838 Mon odhadli na 10⁴¹ J. Autoři se přiklánějí k názoru, že výbuchy těchto hvězd jsou důsledkem dopadu méně hmotné hvězdy (<0,5 M_☉), hnědého trpaslíka nebo obří exoplanety na mladou mateřskou hvězdu o vyšší hmotnosti zhruba 8 M_☉ a poloměru kolem 5 R_☉. Podobný scénář navrhují také A. Retter aj., tj. splynutí dvojhvězdy, anebo pohlcení jedné čí více exoplanet. Také jim vyšla hmotnost mateřské hvězdy na 8 M_☉ a svítivost před výbuchem na 130 L_☉, což odpovídá spektrální třídě B. Autoři též určili vzdálenost objektu na (8 ±2) kpc. J. Pavlenko aj. odhadli vzdálenost V838 Mon na 6 kpc, takže v maximu počátkem r. 2002 šlo o nejsvítivější hvězdu v Galaxii.

J. Groh aj. popsali průběh horké fáze jiné velmi svítivé hvězdy AG Car, která se řadí do vzácné skupiny hvězd LBV (angl. Luminous Blue Variable Stars - svítivé modré proměnné) na základě změn vzhledu jejího spektra. Během horké fáze mezi dubnem 2001 a lednem 2003 vzrostla teplota hvězdy z 9 na 28 kK, ale také její rotační rychlost až na 190 km/s, což představovalo 86% kritické rychlosti, při níž by se hvězda roztrhla odstředivou silou. Zářivý výkon (svítivost) hvězdy stoupnul na 1 ML_☉. Současně se se během této epizody zvýšilo téměř trojnásobně tempo ztráty hmoty na 6.10^-5 M_☉. Následkem toho se hvězda opět ochladila a rychlost její rotace na rovníku klesla na 85 km/s. Další velmi svítivou proměnnou našli R. Humphreysová aj. v galaxii M33 (Tri). Veleobr na hranici stability kvůli svému zářivému výkonu je podobně jako zmíněné hvězdy LBV v naší Galaxii silně proměnný díky velkému kolísání tempa ztráty hmoty hvězdnou vichřicí. Podle archivních snímků erupce této začala již v 50. letech XX. stol. a stále pokračuje.

S. Kulkarni a A. Rau využili obsáhlých databází z přehlídek gravitačních mikročoček k odhalení dočasných optických zdrojů neznámé povahy, které bývají pozorovatelné jen několik minut. Speciální pozorování v letech 1999-2005 pak ukázala, že jde nejspíš o mocné erupce na trpasličích hvězdách třídy M, až stokrát mohutnější než běžné erupce. Podle M. Kacovové a M. Livšice stoupá erupční aktivita od hvězd slunečního typu směrem k trpasličím hvězdám třídy K, kde se pozorují výrazné změny jasnosti v jejich korónách teplých více než 10 MK. Tato tendence je dobře patrná na rostoucí intenzitě hvězdných korón v rentgenovém pásmu spektra, jak zjistily družice ROSAT, Chandra a Newton. A. Hempelmann aj. zkoumali pomocí družice Newton chromosférickou aktivitu dvojhvězdy 61 Cygni (sp. K5 a K7 V) v rentgenovém oboru spektra. Pozorovali tak podobně, jako je tomu u Slunce, krátkodobá i dlouhoperiodická kolísání intenzity spektrálních čar, přičemž koróna hvězdy je teplejší než sluneční koróna a perioda hvězdného cyklu činí jen 7,4 roku.

V této souvislosti zní téměř hrozivě zpráva R. Ostenové aj., že pomocí rentgenové družice Swift pozorovali 16. prosince 2005 gigantickou erupci na hmotnější složce těsné dvojhvězdy II Pegasi (sp. K2 IV + dM; 0,8 + 0,4 M_☉; per 6,7 d; stáří 6,5 mld. r; 40 pc). Erupce trvala asi 2 h a docílila maximálního zářivého výkonu v pásmu 10 – 200 keV řádu 10²⁵ W (!), což je 5% zářivého výkonu celého Slunce. Autoři odhadli, že celková energie vyzářená erupcí dosáhla strašidelné hodnoty 10³¹ J, což je zhruba stomilionkrát více, než kolik se uvolní při obří erupci na Slunci! Z toho je zřejmé, že kdyby se někdy něco takového stalo na Slunci, rázem je zničen veškerý život na Zemi. (Naštěstí pro nás je Slunce ranějšího typu G2 V a osamělé, takže velmi pravděpodobně se chová mnohem odpovědněji.) B. Stelzer aj. popsali ovšem další gigantickou erupci u velmi chladného a lehkého trpaslíka LP 421-31 (dM8; 2,6 kK; <0,1 M_☉; stáří 300 mil. r.; 15 pc), která během několika minut zvýšila jasnost objektu o 6 mag a dosáhla maximálního zářivého výkonu 3.10²⁵ W.

L. Shamir a R. Nemiroff pozorovali podivný optický záblesk OT 060420 (v maximu 5 mag) v poloze 1340-1140 (Vir) dvěma kamerami na Cerro Pachón v Chile, jenž však nebyl spatřen na observatoři Cerro Paranal. Autoři se proto domnívají, že mohlo jít o meteor nebo odraz od družice či o průlet energetické spršky kosmického záření zemskou atmosférou.

G. Clayton aj. pořídili spektrum podivuhodného objektu V605 Aql, který je centrální hvězdou planetární mlhoviny A58 a byl klasifikován jako nova, jež vzplanula v r. 1919. Současná teplota hvězdy dosahuje plných 95 kK, zatímco v r. 1921 měla jen 5 kK. Autoři proto soudí, že jde o projev tepelného impulsu při závěrečném héliovém záblesku ve slupce vývojově již velmi staré hvězdy, kterou z 55% tvoří hélium a ze 40% uhlík. Do stejné skupiny objektů autoři řadí také nedávný výbuch objektu Sakurai (V4334 Sgr).

Koncem února 2006 skončila dvouletá epizoda zjasnění mladé proměnné hvězdy V1647 Ori, která od r. 2004 osvětlovala tzv. McNeilovu mlhovinu. Podle infračervených pozorování P. Ábraháma aj. má zdroj záření průměr asi 7 AU a nejspíše jde o akreční disk kolem vznikající hvězdy, který se občas zjasní výbuchem, jenž pak zvolna odezní.

S. Ragland aj. využili interferometru IOTA v Arizoně se základnou o délce 38 k měření tvaru 56 blízkých hvězd na asymptotické větvi obrů. Ukázali, že téměř třetina z nich nemá kruhové kotoučky v infračerveném spektrálním pásmu H; zejména všechny miridy jsou nesouměrné a silně ztrácejí hmotu tempem 10^-7 – 10^-5 M_☉/r.

T. Rjabčikovová aj. shrnuli údaje o chemicky pekuliárních hvězdách se silným magnetickým polem. Od r. 1960 se podařilo objevit celkem 47 hvězd se Zeemanovým rozštěpem spektrálních čar a určit tak indukci příslušných magnetických polí v rozmezí od 0,3 – 3,4 T. Tyto hvězdy vesměs rotují velmi pomalu s periodami několik měsíců až let. O. Kochukhov a S. Bagnuolo zkoumali 150 chemicky pekuliárních hvězd, jejichž trigonometrické vzdálenosti jsou známy díky družici HIPPARCOS. Objevili tak kruhovou polarizaci pro 100 z nich, čímž rozšířili počet magnetických hvězd tohoto typu na dvojnásobek a určili jejich polohu v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Ukázali, že indukce magnetického pole hvězd roste s jejich hmotností a stářím, zatímco rotační periody chemicky pekuliárních hvězd se během doby zkracují. C. Cowley aj. našli zatím největší přebytek rtuti pro chemicky pekuliární hvězdu HD 65949, která je členkou otevřené hvězdokupy NGC 2516. Při teplotě 14 kK hvězda obsahuje v atmosféře početné čáry těžších prvků od síry po železo a dále vzácné zeminy a drahé kovy. Stáří hvězdy odhadli na 160 mil. let.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

N. Soker aj. polemizovali s domněnkou, že podivuhodné tvary planetárních mlhovin jsou způsobeny magnetickým polem. Autoři totiž soudí, že indukce magnetických polí mateřských hvězd na to prostě nestačí a za komplikované tvary mlhovin vděčíme neviditelným průvodcům mateřské hvězdy. Původní domněnku však vzápětí obhajovali W. Vlemmings aj., kteří poukázali, že jedině magnetickým polem lze vysvětlit až 1 tis. AU dlouhé usměrněné rádiové výtrysky, pozorované u červených obrů, kteří se právě proměňují na planetární mlhoviny.

T. Ueata aj. porovnali dva snímky známé planetární mlhoviny "Vajíčko" (V1610 Cyg) pořízené HST v intervalu 5,5 roku. Určili tak rychlost rozpínání mlhoviny 45 km/s a odtud i vzdálenost 420 pc. Centrální hvězda má hmotnost 0,6 M_☉ a svítivost 3,3 kL_☉, takže větší část původní hmotnosti hvězdy (1,8 M_☉) se nachází v plynné obálce. Pozorované "laloky" vajíčka jsou skloněny k rovině oblohy o 8° a jejich špičky jsou urychlovány rázovou vlnou, takže zdánlivě bipolární laloky jsou výsledkem kombinace mnoha výtrysků s různými sklony. Hvězda ztrácí hmotu fantasticky rychle tempem 4.10^-3 M_☉/r.

C. Hsia aj. vysvětlili bipolární strukturu mladé planetární mlhoviny Hubble 12 ("Přesýpací hodiny") tím, že centrálním objektem mlhoviny je dvojhvězda. Primární složka má hmotnost 0,6 M_☉, kdežto sekundární <0,44 M_☉. Obíhají kolem sebe v periodě 3,4 h ve vzájemné vzdálenosti 8 mil. km. Jelikož podvojnost hvězd v rozmezí původních hmotností 0,8 – 8 M_☉ je častá, lze podle názoru autorů vysvětlit podobně existenci i ostatních bipolárních planetárních mlhovin. N. Soker porovnal četnost planetárních mlhovin a bílých trpaslíků a jelikož planetárních mlhovin je patrně třikrát méně než bílých trpaslíků, usoudil, že osamělé hvězdy planetární mlhoviny ve skutečnosti netvoří, takže dvojhvězdnost je nutnou podmínkou pro vznik planetární mlhoviny.

L. Guzmán aj. určili metodou rozpínání rádiové mlhoviny vzdálenost planetární mlhoviny M2-43 v souhvězdí Hada, a to pomocí interferometrických měření anténní soustavou VLA během 4 let. Z tempa rozpínání 0,0006″/r vyšla vzdálenost mlhoviny (6,9 ±1,5) kpc, což je současně rekord vzdálenosti pomocí této metody, jíž lze využít pro kalibraci jiných metod určování vzdáleností planetárních mlhovin.

P. Dobbie aj. snesli přesvědčivé astrometrické a spektroskopické důkazy, že mimořádně hmotný bílý trpaslík GD50 (>1,1 M_☉) s vodíkovou slupkou vznikl zároveň s otevřenou hvězdokupou Plejády před cca 125 mil. lety. Při stáří bílého trpaslíka odvozeném z jeho vychládání (60 mil. roků) mohl mít jeho osamělý předchůdce hmotnost kolem 6 M_☉. Autoři se proto domnívají, že většina hmotných (>0,8M_☉) bílých trpaslíků vzniká rovnou z osamělých hvězd, nikoliv splynutím dvou bílých trpaslíků o hmotnostech kolem 0,6 M_☉ v těsné dvojhvězdě, jak se myslelo dosud.

A. Kawka aj. spočítali parametry bílého trpaslíka LP 400-22 (430 pc) z ultrafialové a optické fotometrie pomocí družice GALEX. Trpaslík o efektivní teplotě jen 11 kK a průměrné hustotě 2milionkrát vyšší než je hustota vody v pozemských podmínkách vyniká mimořádně nízkou hmotností 0,17 M_☉ a jednou z největších tangenciálních rychlostí přes 400 km/s. M. Barstow aj. využili snímků HST k přesnějšímu určení teploty a hmotnosti bílého trpaslíka Siria B. Jeho efektivní teplota dosahuje 25 kK a hmotnost 0,98 M_☉.

Se zajímavou historickou poznámkou o tzv. Chandrasekharově mezi pro hmotnost bílých trpaslíků přišel E. Blackman. Jak známo, americký astrofyzik indického původu S. Chandrasekhar obdržel zejména za objev této horní meze pro hmotnosti elektronově degenerovaných bílých trpaslíků v r. 1983 Nobelovu cenu za fyziku, když svou práci na toto téma publikoval jako jednadvacetiletý (!) v r. 1931, takže mezi publikací a oceněním uplynulo rekordních 52 roků! Tuto mez hmotnosti však už před ním odvodili fyzikálně správně a nezávisle Wilhelm Anderson z Tartu v r. 1929 a Edmund Stoner z Leedsu v r. 1930, jenže číselné hodnoty pro mez v jejich studiích byly o pětinu chybné, protože používali starších nepřesných údajů pro hustoty standardních hvězd.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

Rychlá spektroskopická přehlídka supernov, objevených během fotometrické přehlídky SDSS, vykonaná pomocí obřích 4 – 10m dalekohledů, dala zajímavou statistiku o četnosti supernov různých tříd pro červené posuvy z v rozmezí 0,04 – 0,4. S převahou nejvíce bylo supernov třídy Ia - 130. S velkým odstupem se na druhém místě ocitlo 11 supernov třídy SN II, následovaných 6 supernovami třídy Ib/c. L. Strolger a A. Riess využili kamer NICMOS a ACS HST k dosud nejhlubší přehlídce supernov s červeným posuvem z<2,0 v oblasti souhvězdí Chemické pece (Fornax). Přehlídka trvala 5 měsíců a jejím hlavním výsledkem je zjištění, že mezi 4 nalezenými supernovami se z>1,4 chybějí supernovy třídy Ia, čili že v prvních 4 mld. let vesmíru nestačili žádní bílí trpaslíci ještě vybuchnout. F. Mannucci aj. soudí, že ve skutečnosti existují dvě populace předchůdců supernov třídy Ia. První populace vybuchuje velmi rychle již asi 100 mil. roků po vzniku I. generace hvězd, zatímco druhá populace, založená na dodávání vodíku na povrch žhavých bílých trpaslíků, začíná vybuchovat teprve 3 mld. let po velkém třesku.

C. Badenes aj. využili rentgenových pozorování družicemi Chandra a Newton ke zpřesnění parametrů Tychonovy supernovy (Cas; třída Ia; 2,6 kpc) z r. 1572. Kinetickou energii výbuchu odhadli na 1,2.10⁴⁴ J a podíl hmotností prvků, které byly při výbuchu rozmetány do okolí, určili v jednotkách M_☉ takto: Fe - 0,80; Si - 0,17; S - 0,13; C - 0,12; O - 0,12; Ca - 0,04; Ar - 0,03.

F. Velásques aj. odvodili z pozorování i teorie, že předchůdce Keplerovy supernovy (Oph; třída Ia, 6 kpc) z r. 1604 ztrácel před explozí hmotu tempem 5.10^-5 M_☉/r. Počáteční energie exploze dosáhla bezmála 10⁴⁴ J a vyvržená hmota úhrnem 1,4 – 2,5 M_☉. Rentgenové záření SNR klesá o 0,3%/rok. Z toho plyne, že šlo nejspíš o supernovu třídy Ia. D. Howell aj. uveřejnili výsledky pozorování mimořádně svítivé supernovy třídy Ia 2003fg, která vzplanula koncem dubna 2003 a v maximu dosáhla 20,5 mag. Při červeném posuvu z = 0,24 (d = 1,2 Gpc) to odpovídá absolutní hvězdné velikosti -19,94 mag, což z ní činí jednu z nejsvítivější supernov v dějinách astronomie. Za to přímo vděčí rekordnímu množství izotopu ⁵⁶Ni, dosahujícímu 1,3 M_☉. Nepřímým důkazem je také naprosto neuvěřitelná hmotnost bílého trpaslíka: 2,1 M_☉. Podle D. Branche lze tuto vysokou hmotnost objasnit předpokladem velmi rychlé rotace bílého trpaslíka v době před výbuchem, takže odstředivá síla na povrchu bránila zahájení překotné termonukleární reakce při dosažení Chandrasekharovy meze jeho hmotnosti. Podle výpočtů M. Kuhlena aj. začíná výbuch supernov Ia překotným hořením uhlíku v nitru bílého trpaslíka již celé století před dosažením Chandrasekharovy meze. X. Wang aj. odvodili na základě vzorku 109 supernov třídy Ia pro z<0,1 , že průměrná absolutní bolometrická hvězdná velikost této třídy činí -19,33 mag.

K. Takács a J. Vinkó odhadli hmotnost předchůdce supernovy 2005cs, která vzplanula ve známé spirální galaxii M51 (CVn). Zásluhou archivních snímků galaxie pomocí ACS HST se totiž podařilo odhadnout spektrum předchůdce K3-M4 I a odtud vyplývá jednak vzdálenost galaxie (7 ±2) Mpc a jednak hmotnost předchůdce 9 M_☉. Výbuch se odehrál rychlostí jen 2 tis. km/s a vyvrženo bylo 8 M_☉, z toho jen 0,01 M_☉ izotopu ⁵⁶Ni. Není divu, že také absolutní hvězdná velikost v maximu supernovy dosáhla jen -15 mag a celková uvolněná energie jen 2.10⁴³ J. Identifikací červeného veleobra na snímcích HST se zabývali W. Li aj. Nejlepší pozemní pozici supernovy s přesností 0,04″ dostali z pozorování CFHT a snímky z HST dosáhly přesnosti v poloze 0,005″. Hmotnost veleobra odhadli na (10 ±3) M_☉. Ačkoliv od r. 1885 bylo pozorováno přes 3 tis. supernov, jenom v šesti případech (1987A, 1993J, 1999ev, 2003gd, 2004et a 2005cs - vesměs supernov třídy II) víme, jak vypadali předchůdci. Zdá se, že typičtí předchůdci mají hmotnosti v rozmezí 8 – 20 M_☉.

S. Park aj. konstatovali dramatické zjasňování SNR 1987A v 17. roce po explozi, jež je způsobeno setkáním rázové vlny z vlastního výbuchu s hustým cirkumstelárním plynem. Podle P. Gröningssona aj. se v rozpínajícím se prstenu o rychlosti 350 km/s nyní pozorují typické zakázané koronální čáry až 13krát ionizovaného železa, jejichž intenzity vzrostly během r. 2005 dvacetkrát (!). Teplota horkých skvrn v plazmatu dosáhla 2 MK. Podle infračervených pozorování P. Boucheta aj. dalekohledy SST a Gemini se na konci 17. roku po výbuchu objevil v rovníkovém prstenu SNR 1987 A silikátový prach o teplotě 166 K a celkové hmotnosti 3.10^-6 M_☉. Prostorová hustota prachu je však třicetkrát nižší než tomu běžně bývá v interstelárním prostředí, takže byl výbuchem supernovy pravděpodobně vymeten. Doprovázející plyn je však ohříván rentgenovým plazmatem na teploty až 10 MK. Podle F. Haberla aj. rostlo rentgenové záření SNR lineárně až do času 11 roků po explozi; od té doby je jeho růst exponenciální. Hmotnost ozářené hmoty odhadli na 0,45 M_☉.

S. van Dyk aj. pozorovali kamerou ACS světelnou ozvěnu po výbuchu supernovy 2003gd v galaxii NGC 628. Vzdálenost takto odvozená je o 2 Mpc menší, než dosud udávaná hodnota 9 Mpc. Z toho pak vyplývá, že předchůdce supernovy měl hmotnost na spodní hranici pro supernovy třídy II-P, tj. 8 M_☉. P. Young aj. odhadli hmotnost SNR Cas A na 15 – 25 M_☉. Velmi hmotná hvězda měla podle jejich názoru průvodce, jenž ji připravil o vodíkovou obálku ještě před výbuchem supernovy. E. Vinjajkin potvrdil předpověď I. Šklovského z r. 1960, že radiový tok od SNR Cas A musí měřitelně klesat s časem. Souvislá měření radioteleskopy na frekvencích 38 – 152 MHz v letech 1956-2004 ukázala na roční pokles toků v rozmezí 0,8 – 0,9%. R. Fesen aj. využili podrobností na snímcích ACS HST, pořízených během 9 měsíců v r. 2004, k určení tvaru a stáří SNR Cas A za předpokladu její vzdálenosti 3,4 kpc. Vlastní pohyby více než 1 800 uzlíků v mlhovině dosahují 5,5 – 14,5 tis. km/s. To svědčí o výrazné nesouměrnosti rozpínající se mlhoviny, která má zřetelně bipolární tvar dvou dominantních protilehlých hlavních výtrysků o rychlostech 14 tis km/s. Odtud vyplývá pravděpodobné datum výbuchu supernovy (1681 ±19) roků.

Podle K. Meady aj. proběhl nesouměrně také výbuch hypernovy 1998bw, jenž souvisel se vzplanutím GRB 980425, při němž byla do prostoru vyvržena hmota 10 M_☉, z toho 0,4 M_☉ v podobě ⁵⁶Ni, a kdy celková energie uvolněná výbuchem dosáhla 2.10⁴⁵ J. Dalším takovým případem je hypernova třídy Ic 2003lw (z = 0,1), která souvisela se vzplanutím GRB 031203. Podle P. Mazzaliho aj. proběhl výbuch mimoosově, když předchůdce měl hmotnost 45 M_☉ a při výbuchu se rozmetalo do prostoru 13 M_☉; z toho 0,55 M_☉ v podobě ⁵⁶Ni. Jelikož tato hypernova byla o 0,3 mag jasnější než předešlá, není divu, že také celková uvolněná energie byla ještě vyšší (6.10⁴⁵ J).

Jak uvedli D. Leonard aj., důkazů o nesouměrných výbuších supernov stále přibývá. Svědčí o tom nepřímo především pozorované vysoké prostorové rychlosti rádiových pulsarů, ale nyní i přímé důkazy díky měření profilů a polarizace emisních spektrálních čar těsně po výbuchu. Náhlé zvýšení polarizace brzy po začátku exploze supernovy autoři zpozorovali např. u supernovy 2004dj, která vzplanula v galaxii NGC 2403 ve vzdálenosti 3 Mpc od Slunce. Předchůdce supernovy měl hmotnost asi 12 M_☉ a výbuch odpovídá třídě II-P, o níž se předtím soudilo, že by měla mít sféricky souměrný výbuch. V tomto konkrétním případě polarizace v čarách vzrostla až 90 dnů po vlastním výbuchu.

Podle A. Burrowse aj. příčinou nesouměrnosti jsou procesy, které vedou k samotnému výbuchu supernovy. Počáteční rázovou vlnu, které je příčinou výbuchu hvězdy, totiž tvoří převážně neutrina, která předávají vnitřním vrstvám hvězdy příliš málo energie, než aby hvězda vybuchla. Když je však centrální hustá neutronová pecka budoucí supernovy stále intenzivněji bombardována částicemi volně padajících vnějších vrstev hvězdy, rozkmitá se a to vede ke zvukovým rázovým vlnám, jež jsou v prvních 50 milisekundách po svém vzniku kulově souměrné a začínají regulovat další akreci hmoty na neutronovou pecku. Souměrnost se však v následující 0,5 s silně poruší a rostoucí oscilace neutronové pecky nakonec vyvolají zcela nesouměrný výbuch supernovy, což mimo jiné vede k velký prostorovým rychlostem pulsarů >400 km/s, jak ukázali C. Fryer a A. Kusenko. Podle J. Craiga Wheelera mohou tyto zvukové vlny vznikat také pomocí silných magnetických polí na povrchu neutronové pecky.

J. Albert aj. objevili pomocí aparatury MAGIC záření gama o energiích 0,4 – 10 TeV, přicházející od zdroje HESS J1813-178, jenž souvisí se SNR G 12.82-0.02 (Sgr), a od zdroje HESS J1834-087, kterému odpovídá SNR G23.3-0.3 (W41). F. Aharonian aj. zkoumali morfologii SNR RX J1713-39 v pásmu energií 0,19 – 40 TeV pomocí aparatury HESS. Zjistili, že emise záření gama je rozprostřena po celém optickém obrazu SNR a jeho intenzita věrně kopíruje intenzitu rentgenového snímku mlhoviny. A. De Luca aj. objevili pomocí družice Newton výraznou periodickou proměnnost rentgenového záření SNR RCW 103 (3,3 kpc; stáří 2 tis. r.) s periodou 6,7 h. Jde-li skutečně o orbitální periodu, tak to znamená, že výbuch supernovy přežil průvodce - trpaslík třídy M, jenž nyní obíhá neutronovou hvězdu po silně protáhlé dráze. Naopak, pokud jde o izolovanou neutronovou hvězdu, šlo by o rotační periodu hvězdy s extrémně silným magnetickým polem (magnetar), jejíž rotace se zbrzdila interakcí s mohutným akrečním diskem. Obě vysvětlení jsou však značně přitažená za vlasy, protože vyžadují speciální podmínky vzniku a vývoje objektu.

R. Yamazaki aj. ukázali, že emise tvrdého rentgenového a gama záření v SNR starých řádově stovky tis. roků se dá dobře vysvětlit urychlenými protony a jejich interakcí v mlhovině kolem supernovy, popř. v obřích molekulových mračnech v jejím okolí. Jde tedy o hadronové procesy, doprovázené rozpady na piony a synchrotronovým zářením sekundárně vznikajících elektronů. Pro stáří SNR kolem 1 mil. roků však tyto procesy už výrazně slábnou a zejména paprsků gama s energiemi řádu TeV rychle ubývá.

C. Heiles konstatoval, že dosavadní generální katalog 265 SNR, jenž se většinou opírá o rádiové identifikace zdrojů, je jednostranný a tudíž neúplný. Rádiové záření různých supernov se totiž liší svým výkonem až o dva řády, a nikdo neví, proč tomu tak je. Bubliny horkého plynu v okolí SNR se mohou překrývat - tak např. ve velebublině Ori-Eri ve vzdálenosti 4 kpc od jádra Galaxie zřejmě vybuchlo na 100 supernov. Ve skutečnosti je na obloze alespoň o řád více SNR, než kolik jich máme v katalogu, což znamená, že během existence Země a sluneční soustavy vybuchlo ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce několik desítek supernov. Každý tak blízký výbuch ovlivnil přinejmenším atmosféru Země po dobu desítek roků, kdy nastala prudká destrukce ozónu a kdy se významně zvýšil příliv kosmického záření na Zemi. To nutně vyvolalo výrazné biologické efekty a globální klimatické změny. I. Šklovskij dokonce usuzoval, že nárůst radioaktivního záření v takových epizodách mohl vést k reakcím, které vyvolaly vznik života na Zemi, anebo později vznik nových druhů.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLI. (2006).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 23. júna 2008