ŽEŇ OBJEVŮ 2013 (XLVIII.) - DÍL E
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

A. Miglio aj. poukázali na hlavní omezení hvězdné astrofyziky vinou toho, že dodnes není jednoduché získat spolehlivé a přesné vzdálenosti hvězd nad hranicí ≈100 pc od Slunce. Bez znalosti přesné vzdálenosti nelze převádět pozorované parametry osamělých hvězd na fyzikální parametry, tj. především jejich rozměry, hmotnosti, vzdálenosti, zářivé výkony a stáří. Nyní však začalo svítat na lepší časy, neboť se daří toto omezení překonat díky asteroseismologii, které získává údaje o lineárních rozměrech hvězd (především červených obrů) měřením krátkodobých (minuty až hodina) oscilací jejich jasností. Zasloužily se o to dvě družice, které kromě sledování tranzitů exoplanet se výborně hodí pro měření period hvězdných oscilací, tj. CoRoT a Kepler.

Autoři sledovali pomocí družic oscilace přibližně 2 tisíc červených obrů ve dvou oddělených vzorcích v disku naší Galaxie rozestřených podél úsečky dlouhé 15 kpc. Z asteroseismologie dostali jejich lineární poloměry a odtud i přesnou vzdálenost, dále pak dobré údaje o jejich zářivých výkonech a hmotnostech a odtud zase odhady o jejich stáří. Mezi oběma vzorky nalezli významné rozdíly ve stáří hvězd v intervalu 0,5 – 12 mld. roků s tím, že starší méně hmotné hvězdy se častěji vyskytují v oblastech vertikálně více vzdálených od disku. To lze vysvětlit dynamickými procesy v Galaxii, které postupně zvyšují rozptyl prostorových rychlosti hvězd. Tak bude možné postupně odhalit vztah mezi stářím hvězdy, její prostorovou rychlostí a metalicitou. Jde fakticky o galaktickou archeologii, která dokonce umožní předvídat budoucnost Slunce, jež se podle dosavadních modelů termonukleárního vývoje stane po 6 mld. let červeným obrem.

Podobně F. Bastien aj. ukázali, že měření střednědobých (1 – 8 h) oscilací jasností hvězd dokáže určit velikost tíhového zrychlení na povrchu hvězdy s chybou ±25 %. Před érou družic CoRoT a Kepler byly chyby dvojnásobné. Další zlepšení přesnosti tohoto vztahu lze očekávat od příštích družic TESS (NASA, 2017) a PLATO (ESA, 2024).

Hvězdy s nejmenší hmotností tvoří valnou část hvězd v Galaxii, neboť z výsledků přehlídek 2MASS v blízké infračervené oblasti spektra uskutečněných v letech 1997-2001 na severní i jižní polokouli vyplývá, že naše Galaxie obsahuje minimálně 500 miliard trpasličích hvězd. Tyto hvězdy mají navíc extrémně dlouhou životnost na hlavní posloupnosti. Podle F. Adamse aj. vydrží např. Proxima Centauri (sp. M6 V; 0,14 R_☉; 0,12 M_☉) na hlavní posloupnosti neuvěřitelné 4 bilióny let! Mimochodem Proxima přijde o své prvenství v blízkosti Země, protože trpaslík Gliese 710 (Ser; 10 mag; K7 V; 0,7 R_☉; 0,6 M_☉; 0,08 L_☉; současná vzdálenost 20 pc; se podle měření z družice HIPPARCOS přiblíží k Zemi na vzdálenost ≈0,3 pc již za 1,4 mil. let a bude v té době pozorovatelný očima jako červená hvězda 1 mag.

Od r. 2011 je přehlídkový 2,5m teleskop SDSS na observatoři Apache Point v Novém Mexiku vybaven infračervenou maticí CdHgTe, která umožňuje pořídit každou jasnou noc spektra 1,8 tis. hvězd ve výduti naší Galaxie. Cena projektu 55 mil. dolarů je nesrovnatelně menší, než tomu bude u gigantických teleskopů příští generace, popř. kosmického teleskopu JWST. Získaná spektra však obsahují tisíce neidentifikovaných spektrálních čar, takže by bylo velmi žádoucí věnovat jejich laboratorní identifikaci rychlé úsilí, a ovšem i peníze, které představují opět jen minimální položku v porovnání s astronomickými cenami nových velkých dalekohledů.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

J. Johnson aj. uveřejnili zajímavou rozvahu o tom, jak se během první miliardy let po velkém třesku navzájem ovlivňují hvězdy populace III (tj. I. generace hvězd složených výhradně z vodíku a hélia) a následné populace II, což jsou hvězdy již obohacené těžšími prvky vyrobenými ve hvězdách populace III. K obohacení mezihvězdného materiálu produkty termonukleárních reakcí ve hvězdách populace III začne docházet ihned po výbuších supernov z nejhmotnějších hvězd populace III. Jakmile se z tohoto materiálu utvoří hvězdy populace II, začnou silně zářit v krátkovlnných pásmech elektromagnetického záření a tím brzdí další vznik hvězd populace III z prvotního kosmického materiálu.

Autoři to prokázali pomocí počítačového modelování v krychli o hraně 4 Mpc, když ukázali, že energetické záření hvězd populace II ničí mezihvězdné molekuly H₂ a HD z rané fáze vývoje vesmíru, které jsou nutné k ochlazení prvotních mezihvězdných mračen a následnému gravitačními zhroucení hvězd složených pouze z H a He. Zjistili, že toto omezení na vznik dalších hvězd populace III se projeví už při stáří vesmíru <500 mil. let po velkém třesku, kdy tempo jejich tvorby klesne minimálně o řád. Současně však začne rychleji přibývat hvězd populace II a to prodlouží dobu, po kterou ještě mohou vzácně vznikat hvězdy populace III až do téměř 1 mld. let po velkém třesku.

Jelikož ničení molekul vodíku pokračuje čím dál tím výrazněji, prodlužuje se interval, během něhož se zhustky mezihvězdných mračen dokáží ochladit a zkoncentrovat na hvězdy. Nejlépe se to daří těm nejhmotnějším z nich, což ve svém důsledku znamená, že tehdy vznikají nadhvězdy o hmotnostech až 100 kM_☉, které se posléze zhroutí na intermediální černé díry, jež se postupně slévají v těžištích zárodků galaxií. Naproti tomu nadhvězdy s hmotnostmi <55 kM_☉ se kolapsu na intermediální černé díry ubrání tím, že vybuchnou jako hypernovy, přičemž uvolní energii až o čtyři řády vyšší (≈10⁴⁸ J) než dnešní supernovy, v čase přibližně 270 mil. let po velkém třesku. Následky těchto supervýbuchů by se měly prokázat při podrobném studiu chemického složení hvězdy populace II.

D. Whalen aj. zjistili, že prvotní hvězdy populace III nemusely mít nadhvězdné hmotnosti 50 – 500 M_☉, ale i nižší, tj. >15 M_☉. Mohly teoreticky vznikat již 270 – 470 mil. let po velkém třesku a dospět rychle do stádia výbuchu supernovy. Důsledkem těchto superexplozí je pak překotná tvorba hvězd populace II. Úkolem budoucích kosmických teleskopů JWST a WFIRST i obřích pozemních teleskopů příští generace bude objevit tyto supernovy a určit tak, jak vypadala raná funkce hmotnosti hvězd populace III. Důkazy o těchto superexplozích by mohly pomoci vysvětlit záhadu, jak mohly poměrně brzo po velkém třesku (<700 mil. let) vzniknout černé veledíry o hmotnostech mnoha milionů M_☉.

K obdobnému závěru dospěl rovněž C. Chiappini na základě hydrodynamických simulací procesu vzniku hvězd Populace III. Ukázal, že tyto hvězdy vznikaly a zanikaly v minihalech skryté látky a produkty svého termonukleárního vývoje velmi rychle drasticky ovlivnily vznik prvních galaxií, zatímco samy žily astronomicky tak krátkou dobu, že ani budoucí obří teleskopy a kosmické aparatury je nebudou s to objevit. Jejich hmotnosti se pohybovaly v rozmezí 10 – 40 M_☉, tedy o celé řády níže, než dosud uvažované nadhvězdy o exoticky vysokých hmotnostech. Simulace též ukázaly, že tyto hvězdy rotovaly téměř na hranici možností vinou zákona zachování momentu hybnosti kolabující hvězdy, a současně často vznikaly v těsných dvojicích či hierarchických trojicích.

Autor dále poukázal na známou skutečnost, že staré hvězdy Populace I s nízkou hmotností (<0,8 M_☉) mají ve svých atmosférách zastoupeny prvky, jež měly jejich zárodky v době rychlého gravitačního hroucení na hvězdy. To znamená, že podobná archeologie starých hvězd Populace II představuje příležitost, jak se dozvědět nepřímo o existenci hvězd Populace III, protože v atmosférách hvězd Populace II se jejich chemicky obohacený materiál nepochybně rovněž zachoval. To znamená, že přednostně by se měly zkoumat hvězdy Populace II s extrémně nízkou metalicitou (<10^-5 sluneční metalicity) a vysokou rychlostí rotace přesahující 50 % kritické rychlosti roztržení odstředivou silou.

Podobně M. Latif aj. tvrdí, že již ve věku 100 mil. let po velkém třesku mohly vznikat méně hmotné prahvězdy populace III o hmotnostech jen 40 – 100 M_☉ díky akreci plynu na zárodečné chuchvalce plynu, jež se začaly smršťovat zásluhou chladnoucích molekul. Akrece během prvních 40 let probíhala závratným tempem 0,25 M_☉/r, a pak se snížila jen o řád. Také T. Hosokawa aj. zjistili, že prahvězdy populace III mohly nabírat hmotu tempem až 0,1 M_☉/r a dosáhnout tak za pouhý milion let hmotností až 100 kM_☉. Při hmotnosti prahvězdy 10 kM_☉ dosahují největšího poloměru 100 au. Další zvyšování hmotnosti vede naopak ke snižování poloměru, což je ostatně efekt, který je znám na rozhraní mezi obřími jupitery a hnědými trpaslíky - hnědí trpaslíci mají větší hmotnosti než obří jupiteři, ale jsou přitom menší než jupiteři.

J. Vieira aj. potvrdili tyto modelové výpočty kombinací pozorování nejmladších galaxií pomocí mikrovlnných aparatur SPT (South Pole Telescope) na jižním pólu a ALMA v poušti Atacama v Chile. SPT zobrazil nejmladší galaxie na ploše 2 500 čtv. stupňů oblohy v pásmu vlnových délek kolem 3 mm. Na výzkumu se podílelo 70 odborníků z mnoha vědeckých ústavů v USA, Evropě, Japonsku, Tajvanu a jižní Ameriky, kteří následně využili rekordní citlivosti ALMA k podrobnému zobrazení dvou tuctů raných galaxií, jejichž obrazy byly navíc zesíleny díky gravitačnímu čočkování, což zkrátilo expozice proti nečočkovaným galaxiím o plné dva řády! Snímky ukázaly, že jde o silně zaprášené galaxie s překotnou tvorbou hvězd tempem minimálně 500 hvězd/rok! Autoři dále ukázali, že plná třetina těchto silně produktivních galaxií se zářivými výkony na úrovni 10¹⁴ L_☉ vznikla během první miliardy let po velkém třesku a nejstarší hvězdy v nich začaly zářit už 400 mil. let po velkém třesku. Tak rychlý vznik a přibývání hvězd v první miliardě let věku vesmíru předtím nikdo nepředpokládal.

K témuž závěru dospěli také D. Riechers aj., kteří pozorovali galaxii 1HERMES S350 v poloze J1706+5846 v čase 880 mil. let po velkém třesku ve třech submilimetrových pásmech 250, 350 a 500 μm. Pomocí čar H₂O, CO, OH, NH₃ a zakázaných čar [C I] a [C II] prokázali rekordní tempo tvorby hvězd ≈4 kM_☉/r (naše Galaxie dosahuje tempa jen 2 M_☉/r) a teplotu mezihvězdného prachu 56 K! Halo skryté látky této galaxie dosahuje hmotnosti 10 TM_☉.

G. Chiaki aj. se pokusili najít mechanismus pro vznik hvězd s nízkou hmotností (<0,8 M_☉) a velmi nízkou metalicitou (až o 5 řádů nižší než sluneční), které pozorujeme v halu Galaxie. Zdá se, že tyto hvězdy tak nepatrně obohacené produkty termonukleárních reakcí předešlého pokolení hvězd se utvořily následkem výbuchů raných supernov. To vyvolalo fragmentaci slupek obřích molekulových mračen, neboť rázové vlny supernov ochladily vnější okraje mračen. Gravitace chladnějších slupek pak stačila na jejich smršťování a rozpad na zárodky hvězd. Hustota zárodků málo hmotných hvězd dosáhla kritické hodnoty 10¹⁴ částic/cm³, což je zhruba technické vakuum dosahované v plášti kvalitní termosky. Následoval neodvratný gravitační kolaps až do chvíle, kdy se v centru smršťujícího se plynu zažehne termonukleární reakce.

R. Launhardt aj. využili unikátních vlastností infračerveného kosmického teleskopu Herschel a pozemních submilimetrových teleskopů k získání představy o nejranější fázích tvorby hvězd z obřích molekulových mračen v rámci klíčového projektu EPoS (Earliest Phases Of Star formation). K tomu cíli uskutečnili měření tepelné emise prachu ve 12 blízkých (≈240 pc) dobře definovaných zárodečných globulích o průměrné hmotnosti ≈7 M_☉, průměrné svítivosti 7 L_☉ a rozměrech 0,5 pc v rozsahu vlnových délek 0,1 – 1,2 mm. Globule měly "teplejší" vnější obálky s naměřenými teplotami 14 – 20 K, kdežto jejich nitra byla o něco mrazivější (8 – 12 K). Uvnitř globulí pak našli bezhvězdná hustší jádra o poloměrech až 5 kau a hmotnostech plynu ≈1,6 M_☉ (4 případy), resp. prahvězdná jádra (6 případů) a kombinace bezhvězdného a hvězdného jádra (2 případy). Pokud má jádro bolometrickou teplotu <25 K, tak je stabilní. Jakmile teplota jádra překročí tuto hodnotu, znamená to počátek gravitačního kolapsu na prahvězdu. Vyšší teplota vnějších obálek je důsledkem ozařování globulí vnějšími hvězdnými a mezihvězdnými zdroji.

N. van der Marelová aj. využili vynikající rozlišovací schopnosti mikrovlnné observatoře ALMA v Chile k důkazu, že i mladé hvězdy produkují velké množství prachu. Pozorovali totiž těsné okolí mladé hvězdy Oph IRS 48 (sp. třída A; vzdálenost 120 pc) o hmotnosti 2 M_☉ staré teprve 15 mil. let. Ve středním infračerveném pásmu kolem 19 μm se pozoruje ve vzdálenosti ≈50 au od hvězdy souměrný prstenec chladného molekulového plynu a ≈50μm prachových zrníček skloněný šikmo k zornému paprsku. Na vlnové délce 0,44 mm (685 GHz) je však vidět po jedné straně hvězdy ve vzdálenostech 45 – 80 au o dva řády jasnější "banán" o úhlové délce ≈120° tvořený poměrně velkými prachovými zrny s typickým rozměrem 1 mm, které se mohou postupně shlukovat až vytvoří planetesimály. Jak autoři uvádějí, banán představuje past, v níž se zrna ubrání spirálovému pohybu směrem ke hvězdě. Podle modelových výpočtů vznikla past zásluhou neviditelného substelárního průvodce o hmotnosti >10 M_j, jenž obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti ≈20 au

Nejbližší aktivní kolébkou hvězd je, jak známo, Velká mlhovina v Orionu (M42; vzdálenost 400 pc; úhlový průměr 1,5°;), která je nejkompaktnější součástí obřího molekulového mračna Orion A o nevídaném průměru 200 pc. J. Alves a H. Bouy využili okolnosti, že mlhovinu lze nyní sledovat v širokém spektrální rozsahu od rentgenového záření (družice Newton), přes optický obor (přehlídka SDSS; kamery CFHT a Calar Alto) až po infračervené pásmo (přehlídka 2MASS; družice WISE a SST). Výběrem pásem se podařilo rozlišit vzdálenější a bližší jádra v mlhovině, protože rozptýlený mezihvězdný prach nepropouští modrou část spektra, kdežto červenou ano. Autoři tak ukázali, že možná až pětina materiálu mlhoviny patří fakticky bližší hvězdokupě NGC 1980 v okolí jasné hvězdy ι Ori, jež je vůči těžišti M42 posunuta o 0,5° k jihu a je prakticky vyčištěna od mezihvězdného prachu a plynu. Hvězdokupa obsahuje asi 2 tis. hvězd, které vznikly v intervalu před 4 – 5 mil. let, tedy dříve než hvězdy v M42, přičemž právě mezi nimi by se mohla nacházet intermediální černá díra o hmotnosti >100 M_☉, jak už dříve navrhli L. Šubr aj. I když je hvězdokupa k nám o něco blíže, než jádro obřího molekulového mračna, je s ním geneticky rozhodně spojena. Autoři též odhadli, že v samotné mlhovině M42 vzniklo několik tisíc hvězd v časovém údobí 10 mil. let v epizodách tvorby vždy po milionu let. Výsledky obou autorů tak ovlivní naše představy o zmíněné hvězdné kolébce, na níž lze nejpodrobněji sledovat proces vzniku hvězd v současné epoše věku naší Galaxie.

N. Peretto aj. poukázali na vztah globálního gravitačního kolapsu chladného mezihvězdného mračna k jeho fragmentaci na jednotlivé zhustky, z nichž pak vznikají obří nadhvězdy. Zkoumali totiž v infračerveném pásmu temný mrak SDC 335.579-0.272 o hmotnosti 5,5 kM_☉, v němž mikrovlnná aparatura ALMA našla dvě hmotná jádra (M1 a M2) přímo v centru mračna. Autoři odtud usuzují, že jsme v případě jádra M1 svědky vzniku vůbec nejhmotnější prahvězdy v naší Galaxii o hmotnosti 545 M_☉! Mračno SDC může během doby vytvořit asociaci hvězd OB, jež se bude podobat Trapezu v Orionu a jeho okolí. Kinematiku procesu se podařilo charakterizovat rychlostí gravitačního hroucení tempem 0,7 km/s, akrečním tokem 0,002 5 M_☉/r a dobou volného pádu 300 tis. let. Celkem se za tu dobu dostane do centra vznikající prahvězdy na 750 M_☉ chladného plynu. Během posledního milionu let vznikla v centrální jámě gravitačního potenciálu horká hmotná hvězda sp. třídy O.

Zásadním přínosem pro výzkumy zrodu hvězd se stává mikrovlnná aparatura ALMA ve vysokohorské poušti Atacama v Chile, jak naznačila práce H. Arceho aj., vykonaná během zkušebního provozu ještě neúplné observatoře na přelomu let 2011-2012 během pouhých 5 h pozorovacího času. Autoři měli přitom k dispozici jen 16 až 18 radioteleskopů na základnách od 12 – 227 m. Využili jich ke studiu spektrální čáry CO na frekvenci 115,27 GHz a k měření emisního kontinua v pásmech 101 a 100 GHz pro YSO (=Young Stellar Object) třídy I o nízké hmotnosti spojený s Herbigovým-Harovým objektem 46/47 (Vel;IRAS 08242-5050). Objekt se nachází poblíž Bokovy globule ESO216-6A na periférii emisní Gumovy mlhoviny (=Gum 12), jež se rozprostírá napříč souhvězdími Plachet a Lodní zádě v úhlovém rozměru neuvěřitelných 40° a ve vzdálenosti zhruba 450 pc od nás. Tak se jim podařilo pozorovat výtok plynu ve dvou protilehlých svazcích odehrávající se rychlostí 40 km/s. Tento výtok pak naráží na zbytky zárodečného materiálu, z něhož vznikla těsná dvojhvězda. Tak se podařilo poprvé pozorovat interakci mezi výtokem odnášejícím přebytečný moment hybnosti a dosud nespotřebovaných chladnými prachoplynovým zárodkem dvojhvězdy, která podle pozorování HST má složky vzdálené od sebe 120 au.

G. De Marchi aj. studovali vzhled akrečních disků pro 110 hvězd v hvězdokupě NGC 6611 (Ser; "Orlí mlhovina"; vzdálenost 2,2 kpc) pozorovatelných v blízkém infračerveném oboru spektra a v čáře H-α. Odtud vyplynulo, že akrece na mateřské hvězdy dosud probíhá, ačkoliv jejich stáří přesahuje 8 mil. let a u některých hvězd dosahuje až 30 mil. let. Exponenciální poločas rozpadu akrečních disků se pohybuje kolem 6 mil. let.

2.4. Osamělé hvězdy

H. Bond aj. objevili, že podobr HD 140283 (Lib; 7 mag; sdF3; 5,8 kK; 4 L_☉; 1,4 R_☉; 58 pc; stáří 14,5 mld let !) má extrémně nízkou metalicitu (0,4 % sluneční) a současně vysokou prostorovou rychlost 360 km/s. Je tedy jisté, že jde o extrémně starou hvězdu (formálně dokonce starší než vesmír), ale samotné určení stáří je zatíženo velkou chybou, takže tím není nijak ohrožena kanonická hodnota stáří vesmíru (13,77 ±0,06) mld. let. Hvězdě se dostalo neoficiálního názvu Metuzalém. Jelikož je poměrně blízko, hodí se výborně pro sledování svého chemického složení, jež poskytne důležité informace o rané fázi vývoje hvězdného vesmíru.

T. Pugh a D. Gray sledovali po dobu 6 let změny radiální rychlosti jasného červeného veleobra Antares A (α Sco; 1,1 mag; M1.5 Iab; 3,4 kT; 57,5 kL_☉; 880 R_☉ ≈ 4 au; 17 M_☉; vzdálenost 170 pc; stáří 12 mil. let). Obdrželi tak periodu změn 5,9 let. V návaznosti na již stoleté sledování jasnosti této hvězdy nejrůznějšími přístroji tak potvrdili kvaziperiodu světelné křivky 5,9 r s amplitudou ve vizuální oblasti spektra 0,2 mag. Nejde však o objev spektroskopické dvojhvězdy, ale o potvrzení pulsací poloměru hvězdy o plných 19 %, což by se mělo ještě výrazněji projevit sledování infračervené světelné křivky hvězdy, která vysílá daleko nejvíce záření právě v této oblasti spektra.

A. Richardsová aj. pozorovali další jasnou hvězdu Betelgeuse (α Ori; 0,6 mag; M2 Iab; 3,6 kK; ≈1 kR_☉; ≈14 M_☉; 150 kL_☉; ≈200 pc; stáří ≈10 mil. let) pomocí vylepšeného rádiového interferometru e-MERLIN (Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network) s úhlovým rozlišením až 0,06″ ve frekvenčním pásmu 5,5 – 6,0 GHz (vlnové délky 55 – 50 mm). Většina rádiového záření zde přichází z oválné oblasti o lineárním rozměru 5x větším než je optický průměr hvězdy a jasová teplota záření dosahuje 1,2 kK. Na protějších delších stranách oválu však byly pozorovány dvě horké skvrny o jasových teplotách 5,4 a 3,8 kK. Ve vzdálenosti 50 au od centra hvězdy se pozoruje chladný plyn o jasové teplotě 150 K a úhrnné hmotnosti 2/3 M_z. Ačkoliv jde o vůbec nejbližšího červeného veleobra vůči Slunci, zůstává Betelgeuse stále velkou záhadou, o jejíž řešení se v budoucnu pokusí především milimetrová a submilimetrová anténní soustava ALMA.

K. Ohnaka aj. využili infračervené aparatury AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) interferometru VLTI ESO k získání podrobných spekter dalšího červeného veleobra Antares (Sco; 1,0 mag; M1.5 Iab; 3,8 kK; 5,9 au; 15 M_☉; 58 kL_☉; ≈170 pc; 13 mil. let). Interferometr VLTI totiž docílil úhlového rozlišení 0,007″, takže autoři mohli studovat i radiální změny v atmosféře hvězdy, jejíž úhlový průměr činí 0,037″. Tak zjistili, že na vnějším okraji atmosféry teplota klesá na 2 kK a hustota této části atmosféry je o plných 6 řádů vyšší, než dávají konvektivní modely. Celý disk v průběhu ročního měření výrazně pulsoval, takže jeho rozměry se měnily až o 20 %, což ukazuje, že na rozdíl od Betelgeuze je chování disku ovlivňovány ještě jinými mechanismy než konvekcí.

K. Suová aj. srovnávali spojité spektrum jasných hvězd Vegy (α Lyr; 0,0 mag; A0 V; 10 kK; 2,4 R_☉; 2,1 M_☉; 40 L_☉; 7,7 pc; 455 mil. let) a Fomalhautu (α PsA; 1,2 mag; A3 V; 8,6 kK; 1,8 R_☉; 1,9 M_☉; 17 L_☉; 7,7 pc; 440 mil. let) , pořízené Spitzerovým kosmickým teleskopem (SST) ve střední infračervené oblasti (10 – 35 μm) a Herschelovým kosmickým teleskopem v daleké oblasti infračerveného spektra. Obě hvězdy vykazují v uvedeném pásmu přebytek zářivého výkonu odpovídající teplotě 170 K v jejich okolí, což už známe u hvězd Ε Eri a HR 8799, které mají prokázané exoplanety. Vně oblaku je rozsáhlá prázdná mezera, a teprve dále od hvězd zhruba téhož staří je vidět pomocí Herschelova teleskopu další, tentokrát velmi chladný prsten. Autoři proto soudí, že příčina přebytku je ve všech zmíněných případech táž: jde o analogii oblaku zodiakálního světla v naší Sluneční soustavě. V mezeře mezi teplým a chladným oblakem se nejspíš nacházejí planetky, které mají ovšem poměrně nízké hmotnosti, takže je současnými přístroji nelze pozorovat.

T. Metcalfe aj objevili u analogu Slunce Ε Eri (3,7 mag; K2 V; 5,1 kK; 0,34 L_☉; 0,7 R_☉; 0,8 M_☉; 3,2 pc; stáří 500 mil. r) cykly magnetické aktivity obdobné slunečnímu cyklu s periodou 11 let. Cykly se však střídají s dvojí periodou, kratší aktivní trvá 3,0 let a delší neaktivní 12,7 let. Autoři se domnívají, že delší perioda odpovídá svým typem daleko delšímu intervalu tzv. Maunderova minima pro Slunce (70 let), kdežto kratší perioda standardní periodě sluneční činnosti. Příslušnou teorii příčin obou jevů vypracovala v r. 2007 E. Böhmová-Vitenseová.

J. do Nascimento aj. se zabývali otázkou, zda je Slunce vůči ostatním různé starým analogům hvězdou typickou, anebo pekuliární. Problém spočívá v tom, že slunečních analogů až na výjimky neznáme jejich rychlost rotace. Ta je známa pouze u analogu 18 Sco (5.5 mag, G2 V; 5,4 kK; 1,0 R_☉; 1,0 M_☉; 1,1 L_☉; 14 pc), která je mladší (3,8 mld. let) a rotuje rychleji (střední perioda 22,7 d) než Slunce (střední perioda 26,1 d; teplota 5,8 kK). Ačkoliv jeho metalicita je jen nepatrně vyšší než u Slunce, má proti Slunci trojnásobek zastoupení lithia, takže pokud je poblíž 18 Sco technická civilizace, tak nemá problém s výrobou lithiových baterií.

Autoři nyní využili družice CoRoT k pozorování hvězdy ID 102684698 (14 mag; G4 V; 5,8 kK;), která je rovněž slunečním analogem, avšak je starší než Slunce (6,7 mld. let). CoRoT umí i u tak slabých hvězd určit jejich rotační periodu, která v tomto případě činí 29 d. Hvězda vykazuje shodné zastoupení lithia se Sluncem. Má však proti Slunci vyšší podíl žáruvzdorných prvků ve své atmosféře. D. de Freitas aj našli pomocí téže družice další tři sluneční analogy, mezi nimiž se Slunci nejvíce blíží hvězda ID 105693572 (5,8 kK), která má rotační periodu (28 ±0,5) d. Další dva analogy mají rotační periody kratší (24,1 a 21,4 dne).

F. Reinhold aj. identifikovali pomocí družice Kepler hvězdy, které podobně jako Slunce jeví periodickou hvězdnou činnost. Z více než 160 tis. hvězd sledovaných Keplerem jich vytipovali téměř 41 tisíc. Pro více než 24 tis. hvězd se jim podařilo určit rotační periody v rozmezí 0,5 – 45 d, přičemž střední hodnota 16 dnů je v souladu s předpokladem, že tvorba hvězd v Galaxii probíhá stálým tempem, rotace konkrétní hvězdy se s časem zpomaluje a rotující hvězdy jeví diferenciální rotaci, jak to názorně vidíme u Slunce.

M. Nielsen aj. vybrali z týchž pozorování družice Kepler přes 12 tis. hvězd hlavní posloupnosti sp. tříd F až M a sledovali závislost periody rotace na spektrální třídě. Rozsah period rotace pokryl hodnoty 1 – 30 d. Z toho určili medián periody pro téměř 800 červených trpaslíků 15,4 d a nápadný přebytek period ≈7,5 d. V přehledovém článku o asteroseismologii poukázali W. Chaplin a A. Miglio na průlom v určování vnitřní stavby hvězd hlavní posloupnosti i červených obrů, o který se zasloužily již zmiňované družice CoRoT a Kepler, ale i početná pozemní pozorování relativně nepatrných rychlých periodických změn jasností hvězd.

N. Naslimová aj. určili ze spekter dvou horkých podtrpaslíků HE 2359-2844 a HE1256-2738 vzdálených od nás 250 a 300 pc, že mají ve svých atmosférách stonásobný přebytek olova proti ostatním starým hvězdám chudým na hélium, tj. o čtyři řády více než Slunce. V absolutní míře to představuje přibližně 100 mld. tun olova. Celkově se ukazuje, že jde o snad nejvíce chemicky pekuliární hvězdy, protože v jejich nitru probíhá termonukleární spalování hélia, která se na povrchu hvězd projeví silným zvrstvením i dalších prvků, zejména zirkonia a yttria.

K. Kusno aj. využili od dubna 2006 do května 2008 radiointerferometrie VLBI k určení přesné vzdálenosti proměnné hvězdy PZ Cas pomocí čar vodního maseru. Takto určená vzdálenost (2,8 ±0,2) kpc dobře zapadá do diagramu HR pro počáteční hmotnost červeného veleobra 25 M_☉. Družice HIPPARCOS už dříve změřila vlastní pohyb hvězdné asociace OB Cas OB5, do níž veleobr patří. Z toho vyplývá, že obří molekulová mračna se v Galaxii pohybují náhodně, takže nejde o doklad údajných hustotních vln vytvářejících spirální ramena, jak se dříve soudilo.

G. Rauw aj. pořídili pomocí družice Newton rentgenová spektra hvězdy HD 45314 (Gem; 6,6 mag; O9e IV) a objevili tak její silně proměnnou emisi o teplotě ≈200 MK, jejíž intenzita během pouhé čtvrt hodiny kolísá v poměru 1:2. To znamená, že hvězda je obklopena žhavým plynným diskem podobně jako prototyp této třídy γ Cas (sp. třída B0.5e IV). Jde zřejmě o rychle rotující hvězdy, z jejichž povrchu vylétají plynné výrony, které posléze vytvářejí kolem hvězdy horký plynný závoj. V jejich nitru již končí základní termonukleární reakce H => He, takže opustily hlavní posloupnost a putují po diagramu HR k větvi obrů. Objev je důkazem, že horký závoj se může vytvářet i u svítivých hvězd spektrální třídy O.

T. Boyajianová aj. proměřovali úhlové rozměry kotoučků 23 blízkých hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd A7 - K0.5 pomocí interferometru CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) na observatoři Mt. Wilson v Kalifornii. Interferometr CHARA se skládá ze šesti 1m posunovatelných reflektorů rozmístěných ve tvaru písmene Y, takže nejdelší základna 330 m poskytuje pro jasné hvězdy úhlové rozlišení až 0,5 tisícin obloukové vteřiny (!). Vesměs šlo o mateřské hvězdy již objevených exoplanet a interferometrická měření poskytla v kombinaci s určením jejich vzdáleností astrometrickou družicí HIPPARCOS velmi přesné hodnoty jejich poloměrů, efektivních teplot a zářivých výkonů. Aparatura CHARA získala úhlové průměry s přesností lepší než 5 % již pro 125 hvězd hlavní posloupnosti.

T. White aj. využili týž interferometr CHARA ke změření úhlových průměrů jasných hvězd θ Cyg (0,75″) a 16 Cyg A+B (0,54″ + 0,49″), které byly družicí Kepler identifikovány jako potenciální mateřské hvězdy exoplanet. Odtud a za pomocí určení vzdáleností družicí HIPPARCOS pak získali jejich geometrické a fyzikální parametry: θ Cyg (4,5 mag; F3 V; 6,7 kK; 1,5 R_☉; 1,37 M_☉; 18 pc; ≈1,3 mld. let) a 16 Cyg A+B (6,0 + 6,2 mag; G1.5 V G2.5 V; 5,8 + 5,8 kK; 1,2 + 1,1 R_☉; 1,07 + 1,05 M_☉; 21 pc; ≈10 mld. let). Týž interferometr posloužil také E. Bainesové aj. ke změření úhlového průměru 1,01 úhlové milivteřiny obří hvězdy HR 2582 (6,0 mag; K2 III; ≈335 pc). Odtud odvodili její poloměr 36 R_☉; efektivní teplotu 4,6 kK; zářivý výkon 518 L_☉; překvapivě vysokou hmotnost 5,6 M_☉ a stáří 165 mil. let.

E. Bainesová aj. pracovali také s interferometrem NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) na vrcholu Anderson Mesa poblíž Flagstaffu v Arizoně, který má stejnou konfiguraci písmene Y s největší délkou ramen 250 m. Touto aparaturou změřili úhlový průměr 1,54 úhlové milivteřiny hvězdy κ CrB (5 mag; K0 III-IV; 4,8 kK; 30 pc; 3,4 mld. let), která je mateřskou hvězdou exoplanety b s hmotností >1,8 M_j, jež kolem ní obíhá ve vzdálenosti 2,7 au po dráze s výstředností 0,15 v periodě 3,3 r. Autoři tak odvodili poloměr hvězdy 5,1 R_☉, hmotnost 1,5 M_☉ a zářivý výkon 12 L_☉. Na základě toho mohli revidovat rozsah ekosféry 3,05 – 6,06 au, takže zmíněná exoplaneta b není v ekosféře.

Y. Ohyama a A. Hota pořídili pomocí 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea spektrum horké hvězdy SDSS J1229+1122, jež se nachází slapovém chvostu o délce 17 kpc u nepravidelné trpasličí galaxie IC 3418 vzdálené od nás 17 Mpc. Autoři ukázali, že jde o modrého veleobra spektrální třídy O, který ozařuje přilehlý plynný oblak, a tím ozařováním se prozradil. V současné době jde tedy o nejvzdálenější spektrum normální hvězdy, které je k dispozici. Trpasličí galaxie patří do známé obří kupy galaxií v souhvězdí Panny. Zmíněný chvost se od ní oddělil a putuje prostorem jako troska z lodě na moři.

2.5. Těsné dvojhvězdy

2.5.1. Jednotlivé soustavy

L. Jetsu aj. zjistili z údajů v Káhirském kalendáři, jenž byl vydán patrně v r. 1224 př. n. l., a jsou v něm vyznačeny po astrologickém způsobu šťastné a nešťastné dny, že je tam první v novověku známá zákrytová dvojhvězda Algol (β Per) označena jako zuřící, nebo bouřící, či burácející, tj. jako první hvězda s proměnnou jasností v historii. V moderní době objevil proměnnost Algolu jako první italský astronom G. Montanari v r. 1669. Britský astronom J. Goodricke rozpoznal v r. 1783 její pravidelnou periodu proměnnosti 2,867 d. Pokud je zmíněná interpretace názvu ve zmíněném kalendáři správná, tak měl Algol před více než třemi tisíciletími oběžnou periodu 2,850 d - její prodloužení způsobila nekonzervativní výměna hmoty mezi složkami této polodotykové těsné dvojhvězdy. Dnes už ovšem víme, že Algol je fakticky hierarchická trojhvězda, kde třetí složka je sp. třídy F1 IV a obíhá kolem barycentra soustavy v periodě 1,9 let.

I. Potravnov a V. Grinin shrnuli údaje o nedávno proběhnuvším zákrytu (2009-2011) proslulé proměnné hvězdy ε Aur, jež byla jako proměnná objevena v r. 1821 J. Fritschem a v r. 1904 zjistil H. Ludendorff, že jde o zákrytovou dvojhvězdu s rekordní oběžnou dobou 27 let. Hvězda navzdory velkému úsilí astronomů řady následujících generací stále nevydala svá tajemství, protože dosud neznáme povahu objektu, který zakrývá primární složku vždy po dobu zhruba 2 let během každého oběhu. Primární složka je veleobr sp. třídy F0 Ia o hmotnosti 3,5 M_☉ a poloměru 0,9 – 2,3 au, ale tyto parametry poukazují spíše na miridu, než na veleobra F. O zakrývajícím objektu nemáme stále jasno, přestože jeho hmotnost se odhaduje na >6 M_☉. Zákryt totiž vyvolává záhadný akreční disk rotující rychlostí 30 km/s o průměru 12,5 au. Potíž je také s tím, že vzdálenost dvojhvězdy neznáme příliš přesně. Klasické metody dávají hodnotu (740 ±70) pc, kdežto z astrometrie družice HIPPARCOS vyšlo jen 650 pc.

J. Lee aj. pozorovali v letech 2007-2008 světelnou křivku superdotykové zákrytové dvojhvězdy EP And (12 mag; teploty složek 6,39 a 6,36 kK; 0,89 + 1,35 R_☉; 0,5 + 1,3 M_☉; 1,1 + 2,7 L_☉; per. 9,7 h; 470 pc) a zjistili, že je asymetrická. K tomu přidali i historická data o minimech za 82 let. Našli tak dvě periody změn, dlouhou s cyklem téměř 45 let a krátkou s periodou 1,8 r. Oběžná perioda dvojhvězdy velmi pomalu roste, což lze vysvětlit intenzivním přenosem hmoty z primární složky na sekundární. Asymetrický tvar světelné křivky je zřejmě způsoben výskytem chladných skvrn na obou složkách dvojhvězdy, za což může jejich magnetické pole. Existence zmíněných dlouhých period autoři vysvětlují přítomností dalších složek systému s minimálními hmotnostmi 0,25 a 0,90 M_☉, jež obíhají ve větší vzdálenosti kolem těžiště zmíněné těsné dvojhvězdy. Není navíc vyloučeno, že hmotnější průvodce je rovněž těsnou dvojhvězdou, takže celý systém je v tom případě naprosto bizarní pětihvězda!

P. Mayer aj. určovali parametry těsné dvojhvězdy HD 165246 (Sgr; 7 mag; per. 4,6 d; sp. O8 V + B7 V; stáří 3,3 mil. r.; vzdálenost 1,3 kpc), která je však rovněž dvojčarovou spektroskopickou dvojhvězdou, jak ukázala spektra pořízená spektrografem FEROS na 2,2 m teleskopu MPG/ESO na observatoři La Silla v Chile. Rozpletením spekter se podařilo ukázat, že jde o velmi nerovnou soustavu, pokud jde o hmotnosti složek. Zatímco primární složka má úctyhodných 22 M_☉ a poloměr 7,4 R_☉, sekundární chudá příbuzná musí vystačit s pouhými 3,7 M_☉. Hmotnější složka rotuje s obvodovou rychlostí téměř 250 km/s.

Jak uvedli C. Galan aj., jednou ze zapomenutých dlouhoperiodických zákrytových dvojhvězd se stala soustava V383 Sco (vzdálenost ≈8 kpc !), která byla sice objevena již počátkem XX. stol., ale její dlouhá oběžná perioda 13,5 r ji vylučovala ze zájmu pozorovatelů. Autoři se věnovali podrobnému sledování posledního zákrytu, jenž proběhl na přelomu let 2007/2008, a to ve vizuální i blízké infračervené oblasti spektra. Z pozorování vyplynulo, že soustava se podobá proslulé dlouhoperiodické zákrytové dvojhvězdě ε Aur a oběžná doba se zpřesnila na 13,35 roku. Jasnější složkou systému v pásmu U je totiž hvězda sp. třídy FO a zakrývající složkou je veleobr sp. třídy M1 I-II. Pravděpodobně jde o totální zákryt, ale jeho trvání a tvar se během let mění. Autoři vyhledali v archivech údaje o zákrytech v letech 1901, 1914 a 1928, pak však přišla dlouhá pauza, kdy se na tento pozoruhodný systém zapomnělo. Oběžná perioda pravděpodobně kolísá a veleobr navíc pulsuje v periodě 199 d.

P. Kervellovi aj. se podařilo pomocí aparatury NACO VLT ESO na Paranalu od sebe rozlišit složky dvojhvězdy δ Vel A (2,0 mag) a B (5,6 mag). Pozorování v infračerveném pásmu 2,2 μm pomocí adaptivní optiky ukázala, že složky jsou od sebe úhlově vzdáleny 0,6″. Astrometrie tak potvrdila orientaci roviny oběžné dráhy dvojhvězdy A+B, která byla již dříve odvozena interferometricky. Navíc se ukázalo, že použití adaptivní optiky u 8m teleskopů VLT ESO umožňuje pro jasné hvězdy a malé úhly měřit úhlové rozteče mezi hvězdami s pozoruhodnou přesností až ±50 obl. mikrovteřin! Složka A je známa jako nejjasnější zákrytová i spektroskopická těsná dvojhvězda na obloze, což se kupodivu zjistilo teprve v r. 2000 (2,6 + 2,4 R_☉; 2,5 + 2,4 M_☉; A1 V + A1 V; 9,5 + 9,4 K; 56 + 47 L_☉; 25 pc; 400 mil. let), protože světelná křivka je poměrně mělká. Primární i sekundární minimum totiž vzniká při parciálním zákrytu složek, a oběžná doba soustavy činí 45 dnů. Až v r. 2011 odvodili T. Pribulla aj. spolehlivé dráhové elementy s výstředností 0,29 a délkou velké poloosy 60 mil. km. Obě hvězdy Aa i Ab rychle rotují a zřejmě již opustily hlavní posloupnost.

J. Liebert aj. zlepšili základní parametry pro jasnou vizuální a spektroskopickou dvojhvězdu Prokyon (α CMi; 0,3 mag; sp. F5 IV-V + DQZ), v níž bílý trpaslík obíhá těžiště soustavy v periodě téměř 41 let. O zlepšení se zasloužila měření pomocí VLTI ESO, HST a družice HIPPARCOS, takže vzdálenost soustavy (3,51 ±0,02) pc nyní známe s relativní přesností 0,6 %. Odtud se podařilo zpřesnit poloměr primární složky na 2,03 R_☉ s chybou 0,6 %, hmotnost na 1,48 M_☉ a efektivní teplotu na 6 540 K. Tak dostáváme zářivý výkon 9,93 L_☉ a stáří soustavy 1,9 mld. let. Pro bílého trpaslíka o poloměru 8,6 tis. km a hmotnosti 0,60 M_☉ to znamená, že se zhroutil na degenerovanou hvězdu před 1,2 mld. let, a jeho předchůdce měl původní hmotnost 2,6 M_☉. Strávil asi 680 mil. let na hlavní posloupnosti, pak se astronomicky vzato rychle rozepnul na červeného obra a následně zhroutil na hustého a pomalu chladnoucího bílého trpaslíka, jenž má po tak dlouhé době stále ještě efektivní teplotu 7,7 kK a svítivost 0,5 mL_☉. Obíhá kolem těžiště soustavy po dráze s výstředností 0,4, takže jeho vzdálenost od Prokyonu A kolísá v rozmezí 9 – 21 au.

H. Grunhut aj. objevili silné magnetické pole u dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy HD 47129 (Plaskettova hvězda = V640 Mon; 6,0 mag; O8 I + O7.5 III; 14 + 16 R_☉; 54 + 56 M_☉; 34 + 33 kK; 220 + 123 kL_☉; 1,6 kpc; ≈4 mil. let). Sekundární složka totiž jeví silné Zeemanovy rozštěpy spektrálních čar, které nasvědčují tomu, že primární složka má sice indukci magnetického pole slabší než 0,02 T, ale zato dipólové pole sekundární složky dosahuje 0,3 T, zatímco podélná složka pole kolísá v rozmezí -0,08 – +0,07 T. Z toho plyne, že kolem sekundární složky se prostírá magnetosféra napájená magneticky usměrněným hvězdným větrem. Sekundární složka patří mezi rychlé rotátory.

Neuvěřitelně hmotnou těsnou dvojhvězdu objevili H. Sana aj. v nejaktivnější známé hvězdné kolébce 30 Dor (Tarantule; Velké Magellanovo mračno; vzdálenost 49 kpc). Jde o objekt označený jako R144 a vzdálený asi 60 pc od jádra hvězdokupy (R136). Autorům se podařilo pomocí výkonného spektrografu X-Shooter VLT ESO ukázat, že jde o dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdu se složkami sp. tříd WN5-6h a WN6-7h, jejichž úhrnný zářivý výkon dosahuje 6 ML_☉ (!). Hvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě <370 d rychlostí 250 km/s a jejich souhrnná hmotnost dosahuje 200 – 300 M_☉! Autoři odhadli, že hvězdokupa vznikla přímo ve zmíněném jádře hvězdokupy před 1 mil. let a vůči němu se vzdaluje rychlostí 60 km/s.

E. Mamajek aj. zjistili, že jasný Fomalhaut (α PsA; 1,1 mag; A3 V; 7,7 pc; 450 mil. let) je ve skutečnosti trojhvězda. Druhou složkou soustavy je už dávno známá proměnná hvězda TW PsA (6,5 mag; K5 V). Přestože je od Fomalhauta vzdálena skoro 0,3 pc, sdílí s ním vektor prostorové rychlosti. Autoři nyní ukázali, že týž vektor rychlosti sdílí také hvězda LP 876-10, která je úhlově vzdálena od Fomalhauta celých 6° (!), takže se nachází v souhvězdí Vodnáře, ale její lineární vzdálenost od Fomalhauta je pouze 0,8 pc a od TW PsA jen 1,0 pc. Slapový poloměr Fomalhauta však činí 1,9 pc, takže svou gravitací nepochybně určuje pohyby obou svých vzdálených průvodců. Přesná měření zároveň ukázala, že neexistuje tzv. Castorova pohybová skupina, do níž měla kromě Fomalhauta patřit také Vega, α Cep a α Lib.

Naprostým překvapením byl objev K. Strassmeiera aj., když zjistili z fotometrie a spektroskopie hvězdy Gl 586 AB, v letech 2006-2012, že primární složka A je ve skutečnosti dvoučarová spektroskopická dvojhvězda s nejvýstřednější drahou na celé obloze: e = 0,976 (!) při oběžné době 2,4 let. Sklon dráhy k zornému paprsku činí 55°. Složky Aa a Ab mají po řadě spektra G9 V a M0 V a hmotnosti 0,9 M_☉ a 0,6 M_☉. Složka Ab rotuje kolem své osy v periodě 8,5 d. Vizuální složka B je však k A rovněž gravitačně vázána a autoři odhadli její oběžnou periodu kolem barycentra A na 50 tis. let (!) a stáří celé trojice na >2 mld. let.

E. Moraweji aj. pozorovali po dobu 20 let soustavu α Her (Rasalgheti; 2,9 mag; M5 Ib-II; poloměr ≈1,9 au; 3,3 kK; 8,3 kL_☉; 110 pc; stáří 0,4 – 1,25 mld. let), která tvoří nejjasnější složky tripletu, v němž další hvězdy mají spektrální třídy G8 III a A9 IV-V. Z rozboru dlouhé řady měření pak vychází pro hlavní složku soustavy hmotnost 2,2 – 3,2 M_☉.

S. B. Qian aj zjistili, že těsná dvojhvězda BI Vul (14 mag; sp. K3 V) je bezmála dotykové zákrytová dvojhvězda s poměrem hmotností složek q = 0,96 a oběžnou periodou 0,25 d, která se zkracuje nejspíš kvůli tomu, že soustava ztrácí moment hybnosti vinou magneticky řízeného hvězdného větru. Oběžná perioda však jeví i cyklické změny s relativně malou amplitudou 8 min. a délkou cyklu necelých 11 roků. Odtud usoudili, že soustava obsahuje ještě třetí hvězdu s hmotností ≈0,3 M_☉ a délkou poloosy své dráhy téměř 5 au.

T. Borkovits zveřejnili základní parametry hierarchické trojhvězdy HD 181068 (7 mag), která byla po dobu dvou let sledována družicí Kepler. Vzdálená složka A přitom obíhá prográdně a v koplanární rovině kolem těžiště těsné dvojhvězdy (Ba+Bb) po kruhové dráze s poloměrem 63 mil. km v periodě 45,5 d. Má poloměr 12,5 R_☉; hmotnost 3,0 M_☉ a efektivní teplotu 5,1 kK. Těsná dvojhvězda se skládá ze složek Ba a Bb, které mají po řadě poloměry 0,86 + 0,80 R_☉; hmotnosti 0,86 + 0,82 M_☉ a teploty 5,1 – 4,7 kK. Tyto složky kolem sebe obíhají rovněž po kruhové dráze o poloměru 3,4 mil. km v periodě 0,9 dne.

H. Sana aj. využili nové aparatury PIONIER interferometrického systému VLTI ESO na základnách o délce až 120 m k zobrazení hierarchické trojhvězdy HD 150136 (vzdálenost 1,3 kpc), která se skládá z těsné dvojhvězdy raných spektrálních tříd O3 V + O6 V a vzdálené složky O7 V. Těsná dvojhvězda má oběžnou periodu 2,7 d a kolem jejího barycentra obíhá vnější složka v periodě 8,4 let po silně výstředné dráze (e = 0,73) s délkou velké poloosy 16 au. Hmotnost celého tripletu dosahuje 133 M_☉, z toho na vnitřní dvojhvězdu připadá po řadě 63 a 40 M_☉ a na vzdálenou třetí hvězdu 33 M_☉. Stejnou soustavu sledovali pomocí aparatury AMBER NIR VLTI ESO také J. Sanchez-Bermudez aj., kteří poukázali na skutečnost, že triplet je nejbližší soustavou s hmotností >100 M_☉ od Slunce. Efektivní teploty složek jsou po řadě 44 kK, 39 kK a 37 kK. Soustava je velmi mladá s pravděpodobným stářím jen 1.4 mil. roků. Zdá se, že velmi hmotné hvězdy mají tendenci vznikat právě jako hierarchické trojhvězdy.

J. Nemravová aj. ukázali, že jasná hvězda ξ Tau (= 2 Tau = HR 1038 = HD 21364; 3,7 mag; vzdálenost 64 pc) je ve skutečnosti hierarchická čtyřhvězda, která je navíc díky nízké deklinaci +10° pozorovatelná téměř z celé zeměkoule. Proto se v široké mezinárodní spolupráci českých, francouzských, kanadských, amerických, německých, chorvatských a portugalských astronomů podařilo získat podrobné fotometrické, spektroskopické a interferometrické údaje (z aparatur NPOI ve Flagstaffu a CHARA na Mt. Wilsonu) o třech složkách tohoto pozoruhodného hvězdném komplexu. Soustavu tvoří těsná zákrytová dvojhvězda (Aa+Ab) s pomalu rotujícími složkami spektrální třídy A, dále pak úhlově vzdálenější rychle rotující hvězda B se širokými čarami spektra a čtvrtá úhlově podstatně vzdálenější (0,44″) hvězda C. Složky Aa+AB obíhají kolem společného těžiště v periodě 7,2 d po téměř kruhové dráze o poloměru 18 mil. km. Složky mají poloměry 2,0 a 1,5 R_☉, hmotnosti 2,3 a 2,2 R_☉ a efektivní teploty 9,4 a 9,2 kK. Složka B (sp. třídy B) obíhá kolem barycentra (Aa+Ab) v periodě 145 d po dráze s výstředností 0,2 a délkou velké poloosy 1,0 au. Má hmotnost 4,5 M_☉ a efektivní teplotu 15 kK. Čtvrtá složka C je sp. třídy F a obíhá kolem barycentra komplexu v periodě ≈52 roků.

P. Mayer aj. sledovali známou dotykovou zákrytovou dvojhvězdu LY Aur (O9 II + O9 III; 31,0 + 31,2 kK; 16 + 13 R_☉; 25 + 14 M_☉; 210 + 135 kL_☉; rotace 194 a 152 km/s; kruhová dráha o poloměru 25 mil. km s periodou 4,0 d) spektroskopicky pomocí Perkova 2m teleskopu v Ondřejově a také na DAO (1,2m coudé) v Kanadě jakož i na španělské observatoři Calar Alto (2,2m coudé) a konečně i pomocí spektrografu ELODIE na observatoři Haute Provence ve Francii. Jelikož je z fotometrie za posledních 40 let vidět, jak se její oběžná perioda zřetelně zkracuje, svědčí to o nekonzervativní výměně hmoty mezi složkami této dvojhvězdy. Autoři současně sledovali i jejího vizuálního průvodce a zjistili, že jde rovněž o těsnou dvojhvězdu s oběžnou periodou 20,5 d a výstředností 0,25. Celá soustava tak tvoří téměř souměrný hierarchický kvadruplet.

T. Icli aj. ukázali, že interagující dvojhvězda OO Aql (HD 187183; 9,5 mag; vzdálenost 136 pc; stáří 8,6 mld. let) je ve skutečnosti čtyřnásobná hierarchická soustava. Dříve rozpoznaná těsná dvojhvězda A+B se skládá z hvězd o poloměrech 1,4 a 1,3 R_☉, hmotnostech 1,0 a 1,3 M_☉, efektivních teplotách 5,7 a 5,5 kK a svítivostech 1,8 a 1,3 L_☉. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v průměrné vzdálenosti 2,3 mil. km v periodě 12,2 h a přetéká mezi nimi plyn tempem 5.10^-8 M_☉/r. Do téže gravitačně vázané soustavy však patří také složka C o hmotnosti 0,3 M_☉, která je od dvojhvězdy (A+B) vzdálená úhlově 0,076″ a obíhá kolem ní v periodě 20 let po protáhlé dráze s výstředností 0,44. Ještě vzdálenějším průvodcem těsné dvojhvězdy je pak složka D o hmotnosti ≈0,7 M_☉, jež je od (A+B) vzdálená úhlově 0,14″ a obíhá kolem ní v periodě 52 let po dráze s výstředností 0,22.

Velmi pozoruhodnou práci o složitém pětinásobném systému V994 Her (= HD 170314; 7 mag) zveřejnili P. Zasche a R. Uhlař. K objevu, že dva známé těsné páry zákrytových dvojhvězdy s oběžnými periodami 2,1 a 1,4 d a výstřednostmi drah 0,03 a 0,13 tvoří ve skutečnosti hierarchickou čtyřhvězdu, vzdálenou od nás 256 pc, využili principu, pomocí něhož v r. 1676 dánský astronom O. Roemer poprvé změřil rychlosti světla. Jak známo, Roemer měřil zpoždění a předbíhání okamžiků tranzitů a zákrytů Galileových měsíců Jupiteru vůči předpovědi kvůli proměnné vzdálenosti Jupiteru od Země. Dnes je rychlost světla perfektně známa, a tak ji lze využít obráceně k odhalení gravitační vazby mezi oběma páry zákrytových dvojhvězd. Autoři dostali pro oběh barycenter obou párů kolem společného těžiště čtyřhvězd oběžnou periodu 6,3 roků, která však kolísá vinou 5. tělesa v této podivuhodné soustavě, jež bylo objeveno z interferometrie v r. 2001 a do soustavy patří, protože má týž vlastní pohyb. Program sestavený oběma autory umožnil zahrnout do výpočtu jak historická data o světelných křivkách za sto let, tak nová měření autorů i družice HIPPARCOS. Tak se jim podařilo odvodit periody apsidálních pohybů obou párů, po řadě ≈600 a ≈110 let a celkem 15 parametrů pětinásobné soustavy. Nepotřebovali k tomu spektroskopii, stačila data o průběhu světelných křivek pořizovaná dalekohledy s průměrem optiky 0,2 m.

L. Close aj. využili vynikajících vlastností nového spektrografu s adaptivní optikou MagAO na 6,5m reflektoru observatoře Las Campanas v Chile k podrobnému zobrazení známé vícenásobné soustavy Trapez (θ¹ Ori) v jádře Velké mlhovině v Orionu (M42; vzdálenost 414 pc). Kvalita obrazu na observatoři dosahuje až 0,5″ a při krátkých expozicích může stoupnout až na rekordních 0,02″. Tak docílili přesnosti v polohách složek Trapezu až 0,025″ a jejich vlastní pohyby měřili s přesností ±0,000 2″/rok (!), což odpovídá nejistotě v určení vlastního pohybu hvězdy ±0,4 km/s. Autoři tak mohli sledovat vlastní pohyby všech pěti členů Trapezu (A; B1-4) a prokázali, že všech pět členů je vskutku gravitačně vázáno. Stabilita hierarchické soustavy je přitom lepší, než se dosud soudilo. Pouze složka B4 může časem soustavu Trapez opustit, což by bylo důležité pro naše znalosti o vývojových tendencích ve hvězdných kolébkách.

C. Nicholls aj. sledovali proměnnou hvězdy V1309 Sco, která se astronomům doslova před očima slila ze superkontaktní dvojhvězdy s původní oběžnou dobou 1,4 d, jež se začala výrazně zkracovat již během první dekády XXI. stol. Vlastní splývání se projevilo v březnu 2008 nápadným zjasňováním, které vyvrcholilo prudkým zjasněním v září 2008, kdy obě složky splynuly. Autoři sledovali splynulou hvězdu ve středním infračerveném pásmu fotometricky i spektroskopicky v březnu a září 2010. Zjistili z emisních i absorpčních pásů, že okolí hvězdy zaplňuje množství horkého prachu o teplotě ≈800 K. Jde převážně o amorfní pyroxenová zrnka o typickém rozměru 3 μm, jež vznikla až během vlastního splynutí. Nelze zatím rozlišit, zda jde o kulovou slupku, anebo o plochý disk v okolí hvězdy. C. Zhu aj. odhadli úhrnnou hmotnost prachového obalu na 0,5 mM_☉ a potvrdili, že jde zrnka tvořená křemičitany a sloučeninami Fe. Podmínkou pro vznik prachového obalu byla společná plynná obálka dvojhvězdy vytvořená před vlastním splynutím. Celý úkaz je dokladem, že v Galaxii dochází k takovým splynutím dvojhvězd poměrně často, jak ukázaly předešlé případy explozivního zjasnění proměnných hvězd V4332 Sgr v r. 1994 a V838 Mon v r 2002, které v maximu dosáhly zářivého výkonu řádu 10⁶ L_☉. Nejnovější přírůstek v podobě V1309 Sco je zajisté nejlépe pokryt pozorováním posledních fází před splynutím díky přehlídce gravitačních mikročoček OGLE.

Jak ukázali R. Tylenda aj., v přehlídce OGLE byl zaznamenán v r. 2002 objekt BLG-360, považovaný po dlouhou dobu za standardní zjasnění díky gravitační mikročočce. Srovnání s archivními daty z přehlídek MACHO a MOA za období let 1995-2009 však nyní ukázala, že jde ve skutečnosti o další případ splynutí dvou hvězd podobný již zmíněnému vzplanutí V838 Mon a V1309 Sco. Autoři proto prohlédli i data z mnoha dalších přehlídek (2MASS, SST, Akari, WISE aj.) a dospěli k jednoznačnému závěru, že výbuch objektu 0BLG-360 započal již v r. 2002 a slábnutí po maximu pokračovalo až do r. 2006. V maximu dosáhla slévající se dvojhvězda zářivého výkonu řádu desítek tisíc L_☉, což znamená, že šlo o staré hvězdy s nízkou hmotností ve výduti naší Galaxie. V r. 2009 se splynuvší hvězda zahalila prachem, což je další důkaz, že šlo skutečně o slití dvojhvězdy, kolem níž se vytvořila společná plynná obálka už o několik dekád dříve. Průběh světelné křivky se obecně podobal úkazu OT2008 v galaxii NGC 300 (Scl, vzdálenost 1,9 Mpc), kde však v době maxima měla splývající hvězda zářivý výkon 5 ML_☉, ale celé vzplanutí proběhlo desetkrát rychleji než u BLG-360, takže šlo nejspíš o dvojici mladých velmi hmotných hvězd. Autoři našli podobnost úkazu BLG-360 i s dávnou erupcí proměnné hvězdy CK Vul v letech 1670-1672, která se tak stává nejstarším příkladem splynutí dvojhvězdy, o němž nyní víme.

J. Liu aj. studovali rentgenový zdroj ULX-1 v galaxii M101 (UMa; "Větrník"; vzdálenost 6,4 Mpc), o němž se kvůli vysoké svítivosti 3.10³² W a velmi měkkému rentgenovému spektru soudilo, že by mohl jít o tzv. intermediální černou díru s hmotností 0,1 – 1kM_☉. Autoři sledovali optické spektrum objektu a potvrdili, že jde ve skutečnosti o dvojhvězdy, kde viditelná složka patří mezi hvězdy Wolfovy-Rayetovy a obíhá kolem černé díry v periodě 8 d. Autoři odtud odhadli pravděpodobnou hmotnost černé díry jen na 20 – 30 M_☉, takže jde fakticky o standardní dvojhvězdu s jednou zhroucenou hvězdou. Neobvykle měkké rentgenové záření pocházející z akrece na černou díru vysvětlují tím, že na černou díru padají částice relativně řídkého hvězdného větru horké hvězdy třídy WR.

M. Ackermann aj. uveřejnili výsledky multispektrálních pozorování dvojhvězdy LS I +61°303 (vzdálenost 2 kpc), jejíž jedna složka je hvězdou sp. třídy B0 Ve o hmotnosti 10 M_☉ a druhá složka je patrně neutronovou hvězdou. V celém rozsahu vlnových délek jeví soustava silnou proměnnost na všech časových škálách. Obě složky po výrazně eliptické dráze s výstředností 0,54 a délkou velké poloosy 0,5 au v periodě 26,5 d, ale nadto vykazují superorbitální periodu změn jasnosti v periodě 4,6 roků. Autoři ukázali, že hvězda Be je obklopena cirkumstelárním rovníkovým diskem, jenž jeví v pásmu gama sledovaném družicí Fermi největší variace v apastru oběžné dráhy. Zatím známe jen tři soustavy těsných dvojhvězd, které lze sledovat v tak širokém spektrálním rozsahu, což naopak umožňuje sledovat podrobně kvazicyklický vývoj cirkumstelárního disku kolem rychle rotující hvězdy.

2.5.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách

V. Ivanova aj. ukázali, že se z pozorování výrazných zjasnění některých hvězdných objektů zřetelně vynořuje jejich původní příčina, totiž splynutí dvou složek velmi těsné dvojhvězdy. Zářivé výkony v maximu jasnosti jsou zřetelně vyšší než u nov, ale zhruba o řád nižší než u supernov. Příkladů už máme několik: vzplanutí proměnných hvězd V4332 Sgr v r. 1994 a V838 Mon v r. 2002 v naší Galaxii, M31-RV ve výduti spirální galaxie v Andromedě v r. 1988, a nejnověji objektu OT 2006-1 v galaxii M85, vzdálené od nás 18 Mpc. Vzplanutí začalo podle přehlídky Lickovy observatoře 7. ledna 2006 a zůstalo na maximu plné dva měsíce. Teprve pak začala světelná křivka klesat až do neviditelnosti. Výbuch byl asi stokrát silnější než spektakulární výbuch V838 Mon, ale všechny zmíněné jevy měly společný rys, totiž nápadné zčervenání vybuchujícího objektu v maximu jasnosti. Zčervenání zavinila oblaka prachu kolem splývajících dvojhvězd. Zdrojem zářivé energie výbuchu nebyly na rozdíl od nov i supernov termonukleární reakce, ale uvolnění velké gravitační energie splývajících složek dvojhvězdy. Autoři pro tyto zatím dosti vzácné úkazy zavedli poněkud krkolomnou zkratku ILRT (Intermediate-luminosity red transient = přechodné červené objekty prostřední svítivosti), jejichž znakem je zahalení splývajících dvojhvězd společnou prachoplynovou obálkou.

B. Reipurth a S. Mikkola se zabývali možnými způsoby, jak mohou vznikat hierarchické trojhvězdy typu α Centauri, kde těsná dvojhvězda má velmi vzdáleného hvězdného průvodce (Proximu) ve vzdálenosti 15 kau, což je podstatně větší rozteč, než odpovídá rozměru chuchvalce mezihvězdného mračna, z něhož soustava vznikla. Uskutečnili modelování vzniku dvojhvězd na základě 160 tis. simulací gravitačního zhroucení jádra chuchvalce, a zjistili, že většinou tak vzniknou právě tři hvězdy dostatečně blízko sebe, aby jejich společnou budoucnost neohrozily již existující okolní hvězdy. Během několika milionů let je však nejméně hmotná složky trojhvězdy vymetena z kompaktní sestavy, protože hmotnější složky se v mezičase sbližují a předávají hmotné chudince část svého původního momentu hybnosti. Jelikož v té době ještě v soustavě zbývá volný plyn, sníží dynamickým třením rychlost unikající hvězdy pod rychlost únikovou, a tak právě vznikají zmíněné hierarchické páry.

A. Tutukov aj. se zabývali vývojovými fázemi dvojhvězd, v nichž jednu složku tvoří Wolfova-Rayetova hvězda a druhou hvězdná černá díra. Pokud má hvězda WR počáteční hmotnost >10 M_☉, tak záhy vyplní příslušný Rocheův lalok a ztrácí hmotu i moment hybnosti. Soustava se proto postupně změní na oddělenou. Většina jejího plynného materiálu v podobě hvězdného větru se zachytí v akrečním disku černé díry, odkud se nakonec dostává do jejího chřtánu. Celá soustava se tehdy svým zářivým výkonem přiblíží Eddingtonově mezi, při níž je v povrchových vrstvách hvězdy WR porušena rovnováha mezi gravitací a tlakem záření, takže hvězdný vítr neobyčejně zesílí. Pozorovatel následkem toho objeví silný zdroj rentgenového záření. Při nižších hmotnostech ≈5 M_☉ je však přeměna dvojhvězdy na oddělenou jen dočasné a přenos hmoty obstarává vynucený hvězdný vítr. Autoři srovnávali své modelové výpočty s reálnými páry Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 a SS 433. Posledně uvedený objekt je fakticky předchůdcem ostatních vývojově pokročilejších. Za předpokladu, že se v budoucnu vyhne vytvoření společného plynného obalu kolem těsné dvojhvězdy, tak dopadne stejně jako jeho starší kolegové.

S. Dong aj. využili údajů o dlouhoperiodických zákrytových dvojhvězdách získaných během 16 prvních měsíců pozorování družicí Kepler k objevu 15 zákrytových dvojhvězd s oběžnými periodami 40 – 265 d. Všechny takto odhalené systémy se vyznačují výstřednostmi drah 0,5 – 0,85. Následkem toho následuje sekundární minimum během 3 – 10 d po minimu primárním. Autoři odhadují, že Kepler objeví i soustavy s ještě vyššími výstřednostmi, kde ovšem bude viditelné jen primární minimum. Hlavní otázka se ovšem přímo nabízí: co je společnou příčinou tak excentrických "kometárních" drah pro tak solidní tělesa jako jsou hvězdy hlavní posloupnosti?

S. Rappaport aj. hledali mezi více než 2,1 tis. těsných dvojhvězd objevených družicí Kepler hierarchické triplety a našli jich celkem 39. Využili k tomu obrácení postupu O. Roemera, jak jsem se zmínil v předešlém odstavci přehledu. Autoři ze změn časů tranzitů tak dokázali odhalit přítomnost třetích těles daleko od těsné dvojhvězdy, protože svou gravitací posouvají tyto časy vůči předpovědi. Autoři odhadli, že až pětinu pozorovaných dvojhvězd tvoří ve skutečnosti hierarchické trojhvězdy.

M. Lohr aj. zveřejnili údaje o periodách a jejich změnách pro 143 zákrytových dvojhvězd a vícenásobných soustav, které získali díky robotické aparatuře SuperWASP (Super Wide Angle Search for Planets), které získávají britské observatoře na severní i jižní polokouli (La Palma na Kanárských ostrovech a poblíž Sutherlandu v JAR). Jde o soustavy s krátkými oběžnými periodami 4,4 – 5,6 h, přičemž 97 objektů z uvedeného souboru jsou nové proměnné. U 74 objektů byly pozorovány změny oběžných period, svědčící buď o intenzivní výměně hmoty mezi složkami, anebo o přítomnosti třetích těles. V souboru se také nachází další čtyřnásobná hierarchická soustava 1WASP J0930+5339. První těsná dvojice je dotyková dvojhvězda s oběžnou dobou 5,5 h a druhá těsná dvojice je polodotykovou těsnou dvojhvězdou typu Algol s oběžnou periodou 31 h. Oba páry jsou od sebe navzájem vzdáleny 66 au.

M. Wolf aj. sledovali v Ondřejově a Ostravě pět zákrytových dvojhvězd (V785 a V821 Cas; V796 Cyg; V398 Lac a V781 Per) vyznačujících se snadno měřitelnou výstředností oběžných drah. Jejich oběžné periody se pohybují v rozmezí 1,5 – 5,4 d a výstřednosti 0,07 – 0,24. Odtud odvodili periody jejich apsidálního pohybu v rozmezí 33 – 440 let, přičemž relativistická složka pohybu nepřesahuje 7 % výsledné periody. P. Zasche a M. Wolf určili základní parametry pěti zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu pomocí kombinace měření z dánského 1,5m reflektoru na observatoři La Silla v Chile a z přehlídek OGLE a MACHO. Jejich oběžné periody se pohybují v rozmezí 2,6 – 5,7 d a výstřednosti 0,05 – 0,22. Všechny soustavy vykazují také apsidální pohyby s periodami 42 – 211 let, přičemž relativistický podíl nedosahuje 6 %.

A. Richichi aj. využili kamery ISAAC VLT ESO pracující v blízkém infračerveném oboru spektra k objevu dalších 25 interferometrických dvojhvězd pomocí metody zákrytů hvězd Měsícem. Metoda dovoluje rozlišit dvojice s roztečí až 0,003″ (více než 2x lepší než HST) pro složky přibližně stejné jasnosti. Aparatura zaznamenala páry v rozsahu integrálních magnitud 6,4 – 12,1 mag, přičemž největší rozdíl jasnosti rozlišených složek činil plných 5,4 mag. Úhlové rozteče rozlišených složek se pohybovaly v rozmezí 0,006″ - 0,748″, přičemž medián roztečí dosáhl 0,018″. Z této statistiky vyplývá, že přibližně 10 % hvězd jsou těsné dvojhvězdy.

Y. Touhami aj. rozlišili pomocí infračerveného interferometru CHARA na Mt. Wilsonu úhlové rozměry disků 24 hvězd spektrální třídy Be. Pracovali na interferometrických základnách o délkách 30 – 330 m. Hvězdy Be se vyznačují plochými disky i závoji plynu, pravděpodobně z důvodu rychlé rotace samotné hvězdy. Autoři zjistili, že zmíněné disky mívají poloměr 4,4krát větší, než je poloměr samotné hvězdy. U 12 hvězd Be se jim podařilo určit i lineární rovníkovou rotační rychlost. Potvrdili, že fenomén spektra Be vskutku souvisí s rychlou rotací mateřské hvězdy, jež je blízká kritické hodnotě, při níže by se hvězda odstředivou silou rozpadla.

A. Linnel aj. vypracovali metodu BinSyn, která je založena na fotometrických parametrech čtyř jasných standardních blízkých hvězd včetně Síria a Vegy. Pomocí této kalibrace lze určovat parametry dvojhvězd z fotometrie včetně přesné vzdálenosti od Slunce.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

K. Itakagi objevil 14. srpna 2013 novu V339 Del jako objekt 6,8 mag ještě před maximem jasnosti, které dosáhlo 4,3 mag. Nova byla asi týden viditelná očima a sledoval ji jak fotometricky tak spektroskopicky celý houf astronomů-amatérů. (Pro profesionály byla v té době příliš jasná.). Šlo o typickou novu typu Fe II s rychlostí rozpínání plynného obalu ≈2 000 km/s. Na jižní polokouli se podařilo objevit v poloze J1354-5909 novu V1369 Cen rovněž viditelnou očima až počátkem prosince jako objekt 5,5 mag, jenž dosáhl maxima 6. prosince 3,3 mag.

I. Czekala aj. pozorovali po dobu 15 dnů mimořádně svítivou novu původně klasifikovanou dokonce jako supernovu 2010U. Nova byla objevena 5. února 2010 v nepravidelné trpasličí galaxii s příčkou NGC 4214 (CVn, vzdálenost 3 Mpc) v poloze 1215+3620. V maximu dosáhla vizuální jasnosti 17 mag. Spektrálně byla překlasifikována jako rychlá nova typu Fe II s poklesem o 2 mag za 3,5 dne. Její bolometrický zářivý výkon překonával po první čtyři dny od výbuchu Eddingtonovu mez, která pro tento případ činila 2.10³¹ W. Přitom jen v rentgenovém oboru spektra dosáhl její zářivý výkon hodnoty 1,6.10³² W a efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka činila plných 500 MK. Z toho lze odvodit její absolutní vizuální hvězdnou velikost -10,2 mag. Nova tedy patří mezi velmi vzácné případy krátkodobě extrémně svítivých nov, do nichž patří také nova ve Velkém Magellanově mračnu z r. 1991 a nova 2007-11d v galaxii M31 (And). V populaci klasických nov jsou tyto objekty zastoupeny pouze z 0,5 %. Autoři soudí, že za jejich existenci vděčíme bílým trpaslíkům s rekordní hmotností kolem Chandrasekharovy meze (1,4 M_☉).

Hranice mezi novami s velkým zářivým výkonem a supernovami se zřejmě rozmývá, jak ukázali P. Martin a G. Dubus na příkladu novy V407 Cyg, která vzplanula v březnu 2010. Proměnná hvězda byla už dávno před výbuchem klasifikována jako symbiotická dvojhvězda, která se skládá z červeného obra spektrální třídy M a bílého trpaslíka, na jehož povrchu došlo k výbuchu novy. Soustava je od nás vzdálena 2,8 kpc a složky kolem sebe obíhají v periodě 43 let, Poprvé v historii studia nov zjistila aparatura LAT družice Fermi, že výbuch byl po dobu dvou týdnů doprovázen výronem fotonů v energetickém pásmu záření gama (>100 MeV), což až dosud byla doména vyhrazená supernovám a zábleskovým zdrojům záření gama (GRB). To podle výpočtů autorů znamená, že výbuch této novy urychloval protony až na energie 300 GeV a elektrony až do 20 GeV. Autoři ukázali, že za toto urychlování je odpovědný inverzní Comptonův rozptyl záření novy, což je typické spíše pro supernovy, ale jelikož u nov chybí silné magnetické pole, nedosahují energie protonů hodnot TeV. To znamená, že symbiotické novy se nemohou podílet na energetické bilanci kosmického záření galaktického původu.

Podobně S. Shore aj. a K. Page aj. sledovali spektrální vývoj Novy Monocerotis 2012, jejíž vzplanutí se projevilo i ve spektrálním pásmu gama. Autoři mj. objevili variace jasnosti novy v rentgenovém, ultrafialovém a blízkém infračervené pásmu s periodou 7 h, kterou interpretovali jako oběžnou periodu dvojhvězdy, jejíž sekundární složka se nachází poblíž hlavní posloupnosti, na rozdíl od novy V407 Cyg, kde je průvodcem červený obr. Akreční disk kolem bílého trpaslíka se obnovil za 150 d po výbuchu. Z toho plyne, že i standardní klasické novy se mohou stát za určitých okolností silným zdrojem energetického záření gama. Obecně se předpokládá, že během výbuchu vznikají v rozpínajících se obalech takové novy mocné rázové vlny.

Podle U. Munariho aj. dosáhla nova maxima jasnosti v době, kdy byla úhlově tak blízko ke Slunci, že ji nebylo možné pozorovat opticky. Zato ji zaznamenala právě družice Fermi jako zdroj záření gama již 22. června 2012 v poloze J0639+0548. Opticky byla pozorována až na sestupné větvi světelné křivky počínaje 10. srpnem 2012 za ranního svítání jako objekt vizuální 10 mag. V té době její spektru již dosáhlo nebulární fáze (široké zakázané čáry). Autoři potvrdili, že sekundární složka dvojhvězdy je oranžovým trpaslíkem sp. třídy K3 V o poloměru 0,8 R_☉ a hmotnosti 0.75 M_☉. Bílý trpaslík byl patrně dosti hmotný, tj. ≈1,1 M_☉. Dále odhadli, že v nepozorovaném maximu jasnosti byla nova ≈3 mag ve vizuálním oboru spektra.

M. Morii aj. objevili 11. listopadu 2011 pomocí širokoúhlého monitoru MAXI umístěného na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) pracujícího v měkkém rentgenovém oboru 0,7 – 7 keV přechodný rentgenový zdroj v Malém Magellanově mračnu, který svítil asi 160 min. Optická spektra prozradila, že šlo o výbuch klasické novy, tj. o hmotného bílého trpaslíka typu O-Ne poblíž Chandrasekharovy meze, jehož průvodcem byla hvězda třídy Be. Rentgenový zářivý výkon v maximu dosáhl 2.10³³ W, což odpovídá spuštění překotné termonukleární reakce v ohnivé kouli kolem bílého trpaslíka. Monitor MAXI začal na oběžné dráze pracovat již v srpnu 2009 a dokáže přehlédnout celou oblohu každých 92 minut!

Podobně M. Oriová aj. pozorovali pomocí rentgenových družic Chandra a Newton rentgenové záření u rekurentní novy U Sco, která mezi lety 1863 až 2010 vzplanula celkem sedmkrát. Poslední vzplanutí se odehrálo 28. ledna 2010 a nova při něm dosáhla 8 mag, jenže po maximu její jasnost extrémně rychle klesala a celý úkaz skončil za pouhých 64 dnů, kdy se vrátila do klidová jasnosti 18 mag. Za předpokladu, že vzdálenost novy činí 12 kpc, to odpovídá bolometrickému zářivém výkonu v maximu 8.10²⁹ W (2 kL_☉). Chandra nalezla její rentgenové záření 18. den po optickém maximu a Newton 23. den po maximu. Měkké rentgenové záření pocházelo zřejmě z horké atmosféry hmotného bílého trpaslíka, jejíž teplota dosáhla 18. den po optickém maximu hodnoty 730 kK a 35. den po maximu již 1 MK. Optické spektrum se souběžně měnilo, tj. v atmosféře se postupně objevovaly emisní čáry vysoce ionizovaných prvků a od 35. dne po výbuchu se skládaly z mnoha složek s velmi širokým profily čar. V tomto směru se U Sco pronikavě odlišovala od všech ostatních dosud pozorovaných nov. Autoři proto soudí, že zmíněný bílý trpaslík má hmotnost velmi blízko Chandrasekharově mezi. D. Sahman aj. dokonce odhadli jeho hmotnost na (1,55 ± 0,2) M_☉, což znamená že tato rekurentní nova je silným kandidátem na supernovu třídy Ia.

Stejný tým tak odhadl hmotnost bílého trpaslíka v další pozoruhodné rekurentní nově CI Aql na (1,0 ±0,1) M_☉, zatímco druhá složka této těsné dvojhvězdy je podstatně hmotnější. Jde o hvězdu sp. třídy A, která již opustila hlavní posloupnost s hmotností 2,3 M_☉ a poloměrem 2,1 R_☉. Jelikož soustava je zdrojem měkkého rentgenového záření, lze odtud odhadnout, že bílý trpaslík vybuchne jako supernova Ia přibližně za 10 mil. let.

J. Miller-Jones aj. se zabývali nesouladem mezi určením vzdálenosti nejjasnější rekurentní novy SS Cyg pomocí pointeru FGS HST (159 ±12 pc) a vzdáleností určenou z rozměrů akrečního disku bílého trpaslíka (117 pc). Druhou složkou těsné dvojhvězdy je v tomto případě červený trpaslík. Nová radiointerferometrická měření VLBI ukázala, že takto vypočtená hodnota vzdálenosti je správná (114 ±2) pc. Vlastní pohyb těsné dvojhvězdy dosahuje 0,12″/r a rekurentní perioda zjasnění je velmi kratičká: (45 ±15) d! E. P. Nelan a H. Bond proto znovu proměřili archivní snímky HST z let 1999- 2004 a obdrželi odtud souhlasnou vzdálenost (120 ±6) pc. Přitom se ukázalo, že i směr vlastního pohybu byl uveden chybně a po pečlivém přeměření souhlasí se směrem z radiointerferometrie.

J. Toraskar aj. zkoumali podivuhodnou novu T Pyx, která v r. 1866 vzplanula jako klasická nova, ale posléze se změnila v rekurentní novu, která od té doby vybuchla již šestkrát. Na snímcích HST se podařilo odhalit v akrečním disku novy přes dva tisíce jasných uzlíků svědčících o jejich vzniku díky silnému magnetickému poli v okolí bílého trpaslíka. Předposlední vzplanutí rekurentní novy se odehrálo v r. 1966 a pak nova dlouho spala až do dubna 2011. Tehdy podle B. Schaefera aj. se poprvé podařilo zaznamenat průběh světelné křivky před maximem. Nárůst byl opravdu rychlý, celých 9 mag za jediný den. Oběžná perioda dvojhvězdy je opravdu krátká - pouze 1,8 h! V 18. den před tímto vzplanutím se podle R. Stubbingse nova nakrátko zjasnila o 1 mag, ale po dvou týdnech opět zeslábla na klidovou jasnost. [Obdobnou "předzvěstí" se vyznačovaly i novy V1500 Cyg (1975), V533 Her (1963) a rekurentní nova T CrB (1866, 1946).] J. Sokoloski aj. pořídili po posledním výbuchu T Pyx řadu snímků jejího akrečního disku pomocí HST, a odtud metodou světelné ozvěny odhadli vzdálenost T Pyx na 4,8 kpc. Autoři zjistili, že i v klidové fázi probíhá velmi mocný přenos hmoty mezi složkami těsné dvojhvězdy tempem 2.10^-7 M_☉/r, což pak zkracuje interval mezi výbuchy až na 20 let.

B. Tofflemire aj. objevili 7 měsíců po výbuchu novy T Pyx v dubnu 2011 pomocí družic Chandra a Newton její rentgenové záření, což nasvědčuje hmotnosti bílého trpaslíka kolem 1,0 M_☉. V rentgenovém spektru jsou pozorovatelné jaderné čáry prvků C, N, O, což odpovídá teplotě bipolárního oblaku 420 kK. Oblak se rozpínal rychlostmi (2 – 3) tis. km/s. Podle J. Pattersona je druhou složkou rekurentní novy T Pyx rovněž červený trpaslík jako u novy SS Cyg. Rekurence výbuchů však silně kolísá od 12 do 50 let. Epizody vzplanutí trvají několik týdnů a nova se v maximu zjasňuje až o 9 mag proti klidové hodnotě (15,6 mag). Teoreticky by mohla jednou vybuchnout jako supernova Ia a na pozemské obloze by pak zářila jako objekt -9 mag! Existuje však také možnost, že rekurentní výbuchu ohlodávají bílého trpaslíka natolik, že se nakonec celý odpaří a žádný ohňostroj na pozemském nebi nebude.

D. Gies aj. ohlásili, že objekt KIC 9406652 pozorovaný soustavně družicí Kepler jeví rychlé oscilace jasnosti a občas zřetelné výbuchy v modulační periodě necelých 6 h. Příčinou je zcela jistě přenos hmoty od dárce o hmotnosti 0,75 M_☉, poloměru 0,7 R_☉ a teplotě 4,4 kK do akrečního disku kolem bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M_☉ a efektivní teplotě 45 kK. Akreční disk je šikmo skloněný k oběžné rovině dvojhvězdy pod úhlem 50° a v něm se pozorují horké skvrny. Soustava je od nás vzdálena asi 370 pc a představuje zcela nový typ proměnnosti v podobě zakrnělých výbuchů v akrečním disku.

C. Tappert aj. našli po 150 letech od výbuchu objekt tehdejší novy V728 Sco z r. 1862. Naštěstí jde o zákrytovou dvojhvězdu, takže mohli určit základní parametry celé soustavy i obou složek. Soustava se vyznačuje oběžnou dobou 3,3 h a velkou poloosou dráhy 900 tis. km. Její jednu složku tvoří bílý trpaslík o hmotnosti 0,8 M_☉ a nečekaně velkém poloměru 0,09 R_☉, jenž je obklopen horkým akrečním diskem. Druhou složkou je červený trpaslík o hmotnosti 0,3 M_☉ a poloměru 0,4 R_☉. Stejný tým sledoval i proměnnost dalších sedmi starých nov, pro něž odvodil orbitální periody těsných dvojhvězd v rozmezí 3,4 – 6,8 h. G. Clayton aj. pořídili v r. 2009 pomocí kamery WFPC2 HST snímek hvězdy, která v r. 1919 vybuchla jako nova V605 Aql. Její světelná křivka byla poměrně neurovnaná s maximem kolem 11 mag ve vizuálním oboru spektra. Nova se totiž nacházela v centru staré planetární mlhoviny A58.

Proto se dlouho soudilo, že celý úkaz byl projevem závěrečného héliového záblesku stárnoucí centrální hvězdy, ale novější pozorování objektu svědčí spíše o klasické nově O-Ne. Předešlý snímek pozůstatku novy byl pořízen s odstupem 18 let, což umožnilo změřit rychlost rozpínající se plynové obálky 0,01″/rok, tj. lineární 200 km/s. Odtud vyplývá vzdálenost novy i planetární mlhoviny 4,6 kpc. Horký plyn v centrální oblasti obálky má hmotnost 5.10^-5 M_☉ a vnější plyn o teplotě 75 K je podstatně hmotnější (≈10^-3 M_☉) a tvoří obálku planetární mlhoviny. Kromě toho hvězdu obklopuje i teplý prach o hmotnosti ≈10^-5 M_☉. Uzlík vzniklý v r. 1919 poukazuje na nesouměrnost obálky planetární mlhoviny.

A. Raj aj. sledovali infračervené záření velmi rychlé (pokles jasnosti po maximu o 2 mag trval necelých 6 d) novy KT Eri (září 2009) po dobu 100 d od výbuchu. Z fotometrie a spektroskopie v pásmech JHK zjistili, že nova ztratila výbuchem ≈5.10^-5 M_☉ plynu a prachu. Nova se nachází ve vzdálenosti 6,3 kpc od Slunce a vysoko nad hlavní rovinou Galaxie (3,3 kpc). Není vyloučeno, že jde o jádro planetární mlhoviny.

T. Harrison aj. pozorovali v blízkém infračerveném oboru současné změny jasnosti a spektra u nedávných nov V1974 Cyg z r. 1992, QV Vul (1987), V1500 Cyg (1975) a trpasličí novy V446 Her (1960). Ve všech případech byla sekundární složka těsné dvojhvězdy výbuchem novy velmi silně ozářena, což se projevilo na tvarech světelných křivek během výbuchu. Bílí trpaslíci V446 Her a QV Vul mají navíc silné magnetické pole.

2.6.2. Fyzické proměnné

N. Smith aj. vytvořili model obří erupce z poloviny XIX. stol. jedinečné masivní dvojhvězdy η Car, jenž se opírá o poměrně kusé historické údaje, ale i současné vědomosti o tomto podivuhodném objektu. Ukázali, že během erupce vanul silný hvězdný vítr primární složky po dobu 30 let rychlostí 200 km/s, jenž odnášel ročně 0,33 M_☉. Během vlastní exploze se pak vyzářila energie 10⁴³ J odpovídající celkové ztrátě hmotnosti hvězdy 10 M_☉. V erupci r. 1844 se zvýšila rychlost úniku plynu na 750 – 1 000 km/s. Srážky tohoto plynu s interstelárním materiálem vedly k vysoké jasnosti objektu po dobu až 15 let. Celý úkaz se tak svou úhrnně vyzářenou energií blížil hodnotám pro supernovy třídy IIn. Zářivý výkon však byl o řád nižší, a proto mohl vydržet tolik let. Modelový výpočet velmi dobře souhlasí s dnešním vzhledem obřího oblaku Homunculus, složitou turbulencí zobrazenou na snímcích HST a množstvím prachu pozorovaným v infračerveném pásmu spektra. Rázové vlny na vnějším okraji Homunculu dosahují rychlostí až 5 tis. km/s. Otázka, odkud se vzala zmíněná gigantická energie erupce, však zůstává otevřená.

A. Skopal aj. objevili usměrněné výtrysky plynu u bílého trpaslíka v symbiotické zákrytové dvojhvězdě BF Cyg (sp. červeného obra M5 III; oběžná perioda 2,1 roku; vzdálenost 3,8 kpc). Soustava se naposledy výrazně zjasnila v r. 2008 a výtrysky ve vodíkových čarách H_α a H_β se objevily již v další fázi zjasnění r. 2009. Jejich vzhled se ustálil až v r. 2012; je souměrný vůči centru emise a vrcholové úhly výtrysků činí <15°. Jde o poměrně vzácný úkaz, který byl předtím pozorován jen u čtyřech symbiotických dvojhvězd. Pomocí chování výtrysků lze vyložit fyzikální povahu celého zjasnění a také předpovídat tempo akrece plynu na bílého trpaslíka po ukončení aktivní fáze výbuchu.

D. Turner aj. zkoumali pulsace jasné cefeidy α UMi (Polárka) a potvrdili, že tato proměnná hvězdy pulsuje v základním módu a prochází poprvé ve své historii pásmem pulsní nestability. Její vzdálenost od nás činí jen (99 ±2) pc, takže absolutní vizuální hvězdná velikost Polárky dosahuje -3,1 mag. Jde ovšem o vzdálenost výrazně menší, než udává katalog družice HIPPARCOS (133 pc). Kromě chronického problému s Plejádami tak jde o další záhadnou chybu tohoto katalogu. F. van Leeuwen však Turnerův výpočet kritizoval a trvá na tom, že hodnota v katalogu HIPPARCOS je pro Polárku určena správně.

A. Gallene aj. objevili pomocí obřího teleskopu LBT průvodce cefeidy V1334 Cyg, který je ranější než sp. třídy B5.5 V, takže odtud okamžitě vyplývá, že tato soustavu musí být dále než 690 pc. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 5,3 roku po dráze o výstřednosti 0,2 a jejich souhrnná hmotnost přesahuje 3.5 M_☉. Další zlepšení parametrů soustavy je v dohlednu, protože se zřejmé podaří změřit průběh radiálních rychlostí nově objevené složky. Autoři dále uvádějí, že podle současné statistiky je minimálně 60 % cefeid členy dvojhvězdné, nebo dokonce vícenásobné, soustavy hvězd, takže to umožní postupně zlepšit údaje o fyzikálních i geometrických parametrech mnoha cefeid.

O další zlepšení kalibrace stupnice vzdáleností cefeid se postarali D. Majaess aj., kteří pozorovali otevřené hvězdokupy M25 (Sgr; 5 mag; 613 pc; stáří 90 mil. let) a NGC 7790 (Cas; 8,5 mag; 3,4 kpc; stáří 70 mil. let) v optickém, blízkém infračerveném i rentgenovém oboru spektra. Zpřesnění parametrů o vzdálenosti obou hvězdokup posloužilo pro kalibraci čtyř cefeid, jež se v těchto hvězdokupách nacházejí a pro něž existují archivní pozorování světelných křivek za 140 let.

B. Madore aj. zpracovali obsáhlý pozorovací materiál týkající se period proměnných hvězd typu RR Lyr (staré pulzující hvězdy populace II s hmotnostmi menšími než Slunce, ale ranějších spektrálních tříd A, popř. F), který získala družice WISE v infračervených pásmech 3,4; 4,5 a 12 μm. Jelikož díky HST známe u řady těchto hvězd trigonometrické paralaxy, mohli tak pro zmíněné obory spektra sestrojit diagramy perioda - svítivost (zářivý výkon), které jeví v infračervených pásmech daleko menší rozptyl než ve vizuální oblasti spektra. Proto se nové diagramy hodí pro kalibraci fotometricky určovaných vzdáleností galaxií, v nichž můžeme hvězdy RR Lyr rozlišit.

C. Qi aj. využili rozestavěné aparatury ALMA (22 funkčních parabol) k rozlišení vzhledu protoplanetárního disku kolem proměnné hvězdy TW Hya (11 mag; K6 V; 1,1 R_☉; 0,8 M_☉; 4,0 kK; 0,3 L_☉; 54 pc; stáří ≈8 mil. let) typu T Tau. Tyto proměnné jsou obklopeny zárodečným diskem prachu a plynu a TW Hya je mezi nimi ke Slunci nejblíže. Autoři zjistili, že chemické a mineralogické složení disku i účinnost tvorby planet závisí na tom, v jaké vzdálenosti od hvězdy probíhá tzv. sněžná čára, za níž tekutá voda nutně zmrzne. Ve spektru disku našli ve vzdálenosti ≈30 au od hvězdy ionty diazenylia (N₂H⁺), jehož výskyt je možný právě tehdy, když CO zmrzl. Vzdálenost odpovídá výpočtům, které se týkají těkavých látek a jejich kondenzací na tuhé částice. Teprve výskyt tuhých částic dává možnost, aby koagulací vznikly postupně planetesimály, zárodky planet i vlastní planety. Taková měření slouží i pro lepší pochopení vývoje sluneční pramlhoviny a chemického i mineralogického složení planet a jader komet.

T. Shibayama aj. sledovali po dobu 500 dnů žluté trpaslíky slunečního typu (sp. dG; efektivní teploty 5,6 – 6,0 kK; rotační periody >10 d) s cílem objevit u nich velká vzplanutí optické jasnosti v podobě supererupcí (vyzářené energie >10²⁷ J). V uvedeném souboru pozorovali celkem 1,55 tis. supererupcí a u příslušných hvězd odhalili také hvězdné skvrny s plochami až o řád většími než u Slunce. Odhadli odtud, že na hvězdách slunečního typu dojde k supererupci v průměru jednou za 800 – 5 000 let.

J. Alcolea aj. využili aparatury AMBER VLTI ESO na Paranalu k zobrazení kotoučku červeného nadobra VY CMa (9,5 mag; M2.5-5 Ia; 3,5 kK; 300 kL_☉; vzdálenost ≈1,2 kpc). Dosud se uvádělo, že jeho poloměr je asi 400 mil. km, ale měření z interferometru prokázala, že poloměr dosahuje bezmála 1 mld. km, tj. 6,5 au. Odtud se podařilo odhadnout jeho hmotnost v rozmezí 15 – 50 M_☉, která se však dosti rychle zmenšuje tempem až 0,002 M_☉/rok! V rozsáhlé atmosféře nadobra se podařilo identifikovat čáry CO, H₂O, NH₃, SiO, SO₂, HCN a OH. Autoři usuzují, že nadobr VY CMa skončí jako supernova už za několik set tisíc let.

2.7. Bílí trpaslíci

K. L. Li aj. využili aparatury MAXI na ISS k pozorování kratičkého přechodného jasného rentgenového vzplanutí MAXI J0158-744 objeveného 11. listopadu 2011 na periférii Malého Magellanova mračna (MMM). Průběh vzplanutí pak byl pozorování rentgenovou družicí Swift a spektroskopicky též teleskopy SAAO a ESO. Z rozložení energie ve spektrech se podařilo ukázat, že jde o velmi měkký rentgenový zdroj s maximem intenzity pro energie 0,8 keV. V maximu však byl pozorovatelný i v poměrně tvrdém záření do 4 keV, s krátkým maximálním rentgenovým výkonem >10³² W. V MMM byly zatím zjištěny jen tři rentgenové zdroje, ale právě ten poslední byl zdaleka nejsvítivější. Autoři z rozboru všech pozorování dospěli k závěru, že šlo ve skutečnosti o výbuch klasické novy, tj. vnější slupky hmotného (1,35 M_☉) bílého trpaslíka, která interaguje s hvězdným větrem druhé složky - hvězdy spektrální třídy B1/2 IIIe. Bílý trpaslík typu O-Ne nabírá od svého průvodce vodík průměrným tempem ≈10^-7 M_☉/r tak dlouho, až se vodíková slupka ohřeje natolik, že dojde k překotné termonukleární reakci. Extrémní kombinace hvězdy se silným větrem a hmotného bílého trpaslíka mohla navenek vyvolat dojem, že retgenové novy souvisejí pouze s černými dírami, ale teď se ukazuje, že jde o standardní, byť poněkud zakuklené, bílé trpaslíky.

L. Downenová aj. ukázali, že teplota dosažená při překotné termonukleární reakci závisí na hmotnosti bílého trpaslíka. To jim umožnilo určit hmotnosti bílých trpaslíků v již dříve vybuchlých čtyřech novách v rozmezí 1,15 – 1,35 M_☉. Současně uvedli, že maximální teploty v překotných reakcích se pohybovaly v rozmezí 228 – 313 MK, čili rostou souběžně s hmotností bílého trpaslíka. Přenos hmoty mezi složkami probíhá pro nejnižší hmotnosti tempem 2.5.10^-5 M_☉/r a pro nejvyšší tempem jen 0,45.10^-5 M_☉/r. Méně hmotní bílí trpaslíci dosahují poloměru 4,3 tis. km, zatímco ti nejhmotnější jen 2,3 tis. km.

P. Muirhead aj. našli v přehlídce družice Kepler zákrytovou dvojhvězdu KOI-256, z níž se vyklubala soustava tvořená chladným (7 kK) bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,6 M_☉ a poloměru 0,013 R_☉ (9 100 km) a červeným trpaslíkem dM3 o hmotnosti 0,5 M_☉, poloměru O,5 R_☉ a efektivní teplotě 3,5 kK. Trpaslíci obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,4 d po přibližně kruhové dráze o poloměru necelé 4 mil. km. Předchůdcem bílého trpaslíka byla přitom hvězda o hmotnosti 1,5 – 3 M_☉. Zajímavosti světelné křivky je kratší trvání tranzitu bílého trpaslíka než jeho zákrytu červeným trpaslíkem. Kvůli silné gravitaci se totiž během tranzitu uplatní efekt gravitační mikročočky.

H. Harris aj. studovali vlastní pohyb bílého trpaslíka LHS 3236 v poloze 1639+153, a přitom pomocí pomocí adaptivní optiky a aperturního maskování Keckova teleskopu zjistili, že jde fakticky o těsný pár dvou bílých trpaslíků v úhlových roztečích 0,03″ - 0,12″ se společným vektorem vlastního pohybu a tangenciální rychlostí 98 km/s ve vzdálenosti 31 pc od Slunce. Soustavná sledování pak umožnila odvodit základní parametry oběžné dráhy: velkou poloosu 20 mil. km, výstřednost 0,74 (!) a oběžnou periodu 4,0 roku. Odtud se pak podařilo určit hmotnosti obou bílých trpaslíků 0,93 a 0,91 M_☉ a jejich efektivní teploty 8,0 a 7,7 kK. Odtud plyne, že pár je starý již téměř 4 mld. let, z toho éra bílých trpaslíků zabírá 3 mld. let. Součet jejich hmotností zřetelně přesahuje Chandrasekharovu mez, takže v daleké budoucnosti se obě složky slijí, což povede k výbuchu supernovy, ale tato událost se odehraje v kosmicky velmi vzdálené budoucnosti.

K. Boškajev aj. ukázali, že bílí trpaslíci mohou díky svým miniaturním poloměrům velmi rychle rotovat zásluhou zákona o zachování momentu hybnosti. Kvůli silné gravitaci se musí výpočet těchto period odehrávat v rámci formalismu obecné teorie relativity. Bílý trpaslík ze železa o hmotnosti 1,2 M_☉ se může roztočit na periodu rotace 2,2 s, ale při hmotnosti 1,5 M_☉ to stihne dokonce za 0,3 s. Pokud se chce bílý trpaslík udržet při hmotnostech výrazně převyšující Chandrasekharovu mez, musí se však otáčet ještě rychleji - jinak se bleskově zhroutí na neutronovou hvězdu.

S. Xu aj. objevili pomocí spektrografu COS HST tři bílé trpaslíky s efektivní teplotou <14 kK. V ultrafialovém pásmu 130 – 144 nm našli v jejich atmosférách Lymanovy absorpční pásy molekul vodíku na vlnových délkách 134 – 143 nm. Týž tým objevil také dva bílé trpaslíky (GD 362 a PG 1225-079), kteří mají ve své atmosféře kromě čar He také těžší prvky (C, S, Zn). Autoři to vysvětlují tak, že se tito trpaslíci ušpinili těžšími prvky, když na ně dopadly prastaré planetesimály. Tímto objevem stoupl počet umouněných bílých trpaslíků na devět.

J. K. Zhao aj. zveřejnili katalog 70 bílých trpaslíků pozorovaných novým čínským teleskopem LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope) v Xinglongu, což je meridiánový Schmidtův teleskop s průměrem primárního zrcadla 4 m a zrcadlovým korektorem o průměru 6 m. Díky světlovodičům může teleskop snímat naráz spektra velkého množství bodových objektů.

Jde vesměs o horké bílé trpaslíky v disku Galaxie s maximální četností pro hmotnost 0,6 M_☉. Polovina trpaslíků představuje nové přírůstky.

Kuriózně zasáhl do objevování bílých trpaslíků také projekt HUDF (Hubble Ultra-Deep Field) zaměřený na zkoumání nejvzdálenějších hlubin vesmíru. M. Kilic našli srovnáním snímků pole HUDF z r. 2004 a 2012 objekty jasnější než I = 27 mag, které jeví tak velký vlastní pohyb vůči galaxiím v pozadí, že se ve skutečnosti nacházejí v naší Galaxii. Celkem tak našli 12 nových bílých trpaslíků.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLVIII. (2013).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 28. februára 2016