Dátum:
20. apríla 1997
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny M_o, L_o, R_o. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Bezkonkurenčně nejvýznamnější událostí kometární astronomie se stal v loňském roce nečekaný objev jasné komety Hjakutake C/1996 B2 z 30. ledna 1996. V době objevu měla kometa 11 mag, ale příznivá retrográdní dráha se sklonem 125 deg ji přivedla již 25. března do velké blízkosti k Zemi na vzdálenost pouhých 15 milionů km. V té době procházela v blízkosti Polárky, takže byla pro pozorovatele na severní polokouli cirkumpolární. Tehdy dosáhla jasnosti -0,8 mag a honosila se chvostem o délce až 100 deg. Očima byla viditelná až do 19. června - tedy i po průchodu přísluním 1. května ve vzdálenosti pouhých 35 milionů km od Slunce - ale to se již přesunula na jižní polokouli.
Kometa byla sledována profesionály i amatéry ze Země i z kosmického prostoru a obsáhlý pozorovací materiál se stále ještě zpracovává. V době největšího přiblížení k Zemi změřili S. Ostro aj. průměr jádra komety radarem v Goldstone a dostali hodnotu pouhých 2 km. Přiblížení k Zemi změnilo původní dráhu s poloosou 390 AU a periodou 7700 let na protáhlejší s poloosou 1200 AU a periodou 14300 let. Měření na observatoři Pic du Midi určila též rotační periodu jádra 6,2 h. Podle M. Mummy aj. se poprvé podařilo pozorovat v komě etan a acetylén a k tomu celou řadu dalších organických sloučenin.
Největším překvapením se však nepochybně stal objev měkkého rentgenového záření z komy, učiněný družicí ROSAT dne 27. března a zopakovaný ještě jednou v druhé polovině června. Rentgenový zdroj s výraznými změnami intenzity během pouhých hodin měl tvar srpku a byl posunut o 30 tisíc km od jádra směrem ke Slunci. Mechanismus vzniku rentgenového záření není zcela jasný. Objev však inspiroval odborníky k prohlídce rentgenového archivu, v němž se pak zdařilo dodatečně odhalit obdobné rentgenové záření u komet 1991b (Arai) v listopadu 1990 (tedy 6 týdnů před objevem!), 1990i (Cušija-Kjuči) rovněž v listopadu 1990 a Levy 1990c od září 1990 do ledna 1991. Rentgenové záření těchto komet bylo měřitelné v době, kdy se tato tělesa nacházela ve vzdálenostech něco přes 1 AU od Slunce.
Podle všeho však byla pozorovací kampaň kolem komety Hjakutake pouhou přípravou na ještě velkolepější představení komety C/1995 O1 (Hale-Bopp), objevené již v červenci 1995 jako mimořádně jasné těleso ve velké vzdálenosti (přes 7 AU) od Slunce. V téže vzdálenosti byla slavná Halleyova kometa před posledním průchodem přísluním o celých 10 mag slabší! Již od poloviny r. 1996 jsme mohli kometu Hale-Bopp pozorovat očima, takže se stala patrně vůbec nejdéle očima viditelnou kometou moderní doby, ačkoliv se Zemi vyhnula uctivým obloukem v minimální vzdálenosti téměř 200 milionů km a v přísluní 1. dubna 1997 byla od Slunce vzdálena plných 140 milionů km. Aktivitu v době po objevu obstarávala zřejmě sublimace oxidu uhelnatého tempem 1,7 t/s. Teprve když se kometa přiblížila ke Slunci na vzdálenost menší než Jupiter, začal sublimovat i vodní led. Této kometě budeme přirozeně věnovat větší pozornost až po vyvrcholení pozorovací kampaně v r. 1997.
Z dalších komet loňského roku připomeňme ještě podivuhodnou kometu C/1996 Q1 (Tabur), objevenou v polovině srpna v Austrálii, jež byla od počátku října viditelná očima a měla začátkem listopadu projít perihelem ve vzdálenosti 0,84 AU od Slunce. Na přelomu září a října odhalila družice ROSAT měkké rentgenové záření v komě, podobně jako předtím u komety Hjakutake. Nicméně v polovině října se kometa začala rozplývat a v přísluní se zřejmě zcela rozpadla. Částečné destrukci podlehla koncem r. 1995 též známá periodická kometa 73P (Schwassmann-Wachmann 3). Podle Z. Sekaniny se první úlomek oddělil od jádra komety 24. října 1995 rychlostí 1,3 m/s, měsíc po průchodu komety přísluním. Tento úlomek se znovu rozdělil kolem 1. prosince 1995. Rozpadu předcházelo zvýšení rádiové jasnosti komety již počátkem září 1995, následované i zjasněním optickým. M. Combes a J. Meeus uveřejnili seznam 22 komet, jež se k Zemi v historické minulosti přiblížily více než kometa Hjakutake v březnu 1996. Vůbec nejblíže k Zemi proletěla kometa Lexell C/1770 L1 ve vzdálenosti 2,3 milionů km, když dosáhla -1,3 mag. Nejjasnější kometou v historii byla kometa Halleyova v r. 837 n.l., kdy v 5 milionech km od Země dosáhla -3,5 mag. K. Zau se zabýval numerickou integrací dráhy komety P1/Halley, jež právě díky uvedenému těsnému přiblížení k Zemi výrazně změnila dráhu. Postupné vylepšování dráhových elementů umožnilo kometu nalézt v archivních záznamech až do r. 240 př. n. l. Nyní se podařilo kometu identifikovat i při návratech v letech 322, 384 a 467 př. n. l.
Navzdory tomu v počtu pozorovaných návratů bezpečně vede kometa 2P/Encke, objevená Méchainem r. 1786, která se vyznačuje nejkratší oběžnou periodou 3,3 roku. V květnu 1997 budeme sledovat její již 58. průchod perihelem a 4. července proletí mimořádně blízko, ve vzdálenosti pouhých 28 milionů km od Země. J. Matese a D. Whitmire studovali rozložení vektorů perihelů komet a ukázali, že asi třetina pozorovaných komet vybočí z Oortova mračna působením radiálního galaktického slapu. Zdrojem slapového působení je hmota v galaktickém disku, což je do jisté míry překvapující, neboť centrum Galaxie je od nás vzdáleno 1,7 miliard astronomických jednotek, zatímco poloměr Oortova mračna je více než o čtyři řády menší.
Dne 22. listopadu 1995 překvapil pozorovatele mimořádnou aktivitou málo známý nepravidelný meteorický roj alfa-Monocerotid. Např. P. Rapavý a J. Gerboš spatřili nad ránem celkem 583 Monocerotid, takže přepočtené zenitové frekvence dosáhly hodnot až 1370 meteorů/h na jednoho pozorovatele. Podle J. Rendtela aj. je zdrojem tohoto podivuhodného meteorického roje neznámá kometa s oběžnou periodou 10 let. Mimořádnou činností se roj předtím projevil v letech 1925, 1935 a 1985.
Rovněž srpnové Perseidy byly výrazně aktivnější než kolik činí dlouhodobý průměr. Loňské maximum nastalo 12,06. srpna (UT) a bylo mimo jiné charakterizováno zvýšením průměrné jasnosti meteorů o 2 mag a zvýšením zenitové frekvence na 2,5násobek oproti dlouholetému průměru. J. Borovičkovi aj. se zdařilo analyzovat kvalitní spektra stop dvou Perseid, zachycených v maximu r. 1993. Ve spektrech, pokrývajících oblast 372-630 nm, identifikovali čáry O, Mg, Fe, S, Mn, Ca, Cr, N a Na a ukázali, že ve stopě se uplatňují dva odlišné mechanismy záření za výrazně rozdílné teploty. Z. Wu a I. Willimas studovali chování mateřské komety meteorického roje Leonid 55P/Tempel-Tuttle s oběžnou periodou 33 let. Porovnání s meteorickými dešti Leonid v letech 1899, 1932 a 1965-6 naznačuje, že můžeme očekávat velmi vysoká maxima Leonid v letech 1998 a zejména 1999. Ostatně že se něco chystá, bylo patrné i loni, kdy zenitová frekvence Leonid dosáhla v maximu 17,3. listopadu (UT) hodnoty 60, opět s velmi výrazným zastoupením bolidů v rozmezí od -4 do -8 mag. Samotná kometa byla nalezena pouze dvakrát, r. 1865 a 1965.
Pro statistické výzkumu meteorů sehrává čím dál významnější úlohu novozélandský meteorický radar AMOR, uvedený do chodu poblíže Christchurchu v r. 1994. jenž díky téměř nepřetržitému provozu dokázal určit dráhy více než 400 000 malých meteoroidů s průměry od 0,1-1 mm. To je podstatně bohatší a homogennější materiál, než který dosud získali astronomové z celého světa fotograficky, televizní technikou i radarem - v tzv. lundském archivu je uloženo pouze 69 000 drah. Podle A. Taylora aj. se v archivu radaru AMOR vyskytují i vysoce hyperbolické dráhy prachových tělísek, jejichž původ je zjevně interstelární. Celkem 14% drah vykazuje hyperbolické rychlosti nad 73 km/s, a 1% rychlostí přesahuje dokonce 100 km/s. Statistická analýza hyperbolických meteoroidů dokonce prokazuje zřetelnou roční variaci, s maximy kolem 32. a 170. dne roku, a minimem mezi 260. a 350. dnem roku (tehdy se totiž Země pohybuje proti směru slunečního apexu). Podle D. Brownleeho činí střední rychlost interstelárních zrnéček o typickém rozměru 10 micro m plné 164 km/s.
Definitivní důkaz o "padání kamenů z nebe" byl založen na očitých svědectvích pozorovatelů velkého deště kamenných meteoritů v L'Aigle v Normandii v dubnu 1803, kdy na zem dopadlo na 3000 úlomků. P. Chladni si jako první uvědomil, že tyto objekty souvisejí s daleko častějšími pozorováními jasných bolidů, avšak až do poloviny XX. stol. chyběl zřetelný důkaz, že jde o tělesa z naší sluneční soustavy. Dosud největší déšť kamenných meteoritů byl pozorován v Číně, kde poblíž města Jilin spadlo v r. 1976 několik desítek tisíc úlomků.
Podle K. Zahnleho bylo při explozi Tunguzského meteoritu zničeno území o rozloze 2000 km^2 a exploze byla doprovázena zemětřesením 5. magnituda. Ještě ve vzdálenosti 70 km od epicentra si svědek exploze musel strhnout z těla košili, která se na něm vzňala. V pryskyřici sibiřských borovic z té doby byl nalezen mikroskopický meteorický prach. Z. Ceplecha revidoval údaje o fotograficky sledovaném meteoritu z amerického Lost City z r. 1970. Určil jeho hmotnost na 163 kg, rychlost vstupu do atmosféry 13 km/s a maximální teplotu na 4500 K. Celkový roční přítok meteorické hmoty na Zemi odhadl na 1,5.10^8 kg.
B. Gladman aj. se zabývali numerickými simulacemi výměny hornin mezi vnitřními planetami sluneční soustavy následkem dopadu rychlých meteoritů na povrchy těchto těles. Ukázali, že na Zemi mohou dopadat úlomky hornin, vyražené z Merkuru, Měsíce a Marsu a navíc se mohou navracet i tělesa, vyvržená ze Země. Únik hornin z Venuše je vinou vysoké únikové rychlosti a silného brzdění atmosférou nepravděpodobný. Není však vyloučen únik hornin ze Země směrem k Marsu, takže sterilizace kosmických sond k Marsu nemá mnoho smyslu! Nejsnadnější je přenos hornin z Měsíce na Zemi pro relativně nízkou únikovou rychlost 2,4 km/s a blízkost obou těles. Proto asi 40% úlomků, vyražených z Měsíce, dopadne během několika desítek let na Zemi. Naproti tomu úniková rychlost z Marsu 5,5 km/s a větší vzdálenost od Země znamená, že jen 4% vyvržených úlomků dospěje k Zemi v průměrném intervalu 100 tisíc let.
G. Drolshagen aj. prozkoumali sluneční panely družice EURECA, jež byly vystaveny kosmickému prostředí po dobu 326 dnů v letech 1992-93 ve výší 500 km nad Zemí. Průměry impaktních kráterů v panelech se pohybovaly v rozmezí od 30 micro m do 6,5 mm a celkem jich nalezli bezmála tisíc. Ukazuje se, že většina mikrokráterů pochází od mikrometeoroidů spíše než od částic kosmického smetí umělého původu. D. Sears uveřejnil přehled nejbohatších třiceti sbírek meteoritů na světě. Pouze devět sbírek obsahuje více než tisíc položek, z toho jsou 4 sbírky v USA, 4 v Evropě a jedna v Japonsku. Právě sbírka v Tokiu je vůbec nejbohatší, neboť obsahuje přes 9600 nálezů - převážně z Antarktidy. Za ní následuje s velkým odstupem sbírka v Houstonu s 5400 nálezy. Zvláště cenná - byť nepočetná - sbírka 450 úlomků se nachází ve vatikánském muzeu v Castel Gandolfo - obsahuje totiž vzácné uhlíkaté chondrity, z nichž některé jsou tak staré jako sluneční soustava.
Nedávno zesnulý planetolog J. Pollack uveřejnil se svými spolupracovníky rozsáhlou studii o tvorbě obřích planet sluneční soustavy současnou akrecí tuhých částeček a plynu. Autoři ukázali, že zprvu se akumulují tuhé částečky a vytvoří kamenné jádro obří planety. Ve druhé fázi se na jádro nalepují souběžně částice prachu a molekuly plynu. Vznik obří planety pak vyvrcholí překotnou akrecí plynu. Autoři tvrdí, že tímto postupem vznikl Jupiter a Saturn v průběhu několika málo milionů let a Uran přibližně za 10 milionů let. C. Harper uvádí, že stáří sluneční soustavy 4,566 miliardy let, určené z poločasu rozpadu rozličných radionuklidů, se báječně shoduje, takže formální chyba činí jen 0,4 promile (+/-2 miliony roků).
Pro hlubší pochopení mechanismu vzniku slunečních erupcí hrají klíčovou úlohu pozorování v krátkovlnných úsecích spektra, od ultrafialového oboru po rentgenové záření. Proto většina důležitých údajů přichází z přístrojů na palubě umělých družic a kosmických sond (japonská družice Jókó, ruská Granat, sondy Ulysses a SOHO). S. Masuda aj. odhalili rekordně vysoké teploty až 200 MK v erupci ve výši asi 20 000 km nad povrchem Slunce v magnetické koróně Slunce. Podobně A. Silvaová aj. studovali podrobně průběh erupce jednak na radiových vlnách a jednak v pásmu měkkého rentgenového záření. Ukázali, že ve smyčce erupce dosahuje teplota 14 MK, v patách erupce až 22 MK a tzv. chladná složka dosahuje "pouhých" 12 MK. O. Těrechov aj. zjistili, že během erupce se syntetizuje deuterium, jež se prozradí jadernou čarou o energii 2,2 MeV. Volné neutrony doletí z erupce k Zemi již za 75 s vlastního času, takže jejich energie se pohybuje kolem 1 GeV.
J. Delaboudiniere aj. pozorovali chocholy ve tvaru peří, jež směřují od slunečních pólů vysoko do koróny do vzdálenosti přes 20 milionů km, jejichž základna se nalézá v chaotické oblasti vířivých magnetických polí s teplotou až 3,6 MK. Tyto chocholy patrně souvisejí s proudy ve slunečním větru o rychlosti až 900 km/s. R. Grall aj. zjistili z radiových měření, že urychlování slunečního větru je ukončeno ve vzdálenosti 10 slunečních poloměrů a souvisí s mechanismem ohřívání sluneční koróny. A. Galvinová aj. nalezli ve slunečním větru jádra P, Cl, K, Ti, Cr, Mn a Ti. Sonda SOHO umožnila vytvořit sběrný film, poukazující na stálý pohyb a aktivitu na Slunci dokonce i v koronálních dírách, kde je mimořádně nízká hustota a teplota plazmatu, a to i v období velmi nízké sluneční činnosti. Ta dosáhla v r. 1996 minima v počtu skvrn s relativním číslem pod 10. T. Bondar aj. se pokusili o předpověď výšky 23. cyklu na základě autoregresní analýzy křivky sluneční činnosti od r. 1890. Dospěli k závěru, že příští maximum nastane r. 2001 a bude mimořádně nízké, s relativním číslem pouze 74 +/-10. R. McNutt tvrdí, že existuje pozitivní korelace mezi neutrinovým tokem Slunce a intenzitou slunečního větru, měřenou na družicích. To je téměř nepochopitelné, neboť až dosud se mělo za to, že sluneční vítr souvisí s povrchovou resp. podpovrchovou sluneční činností, kdežto neutrina jsou odrazem okamžité aktivity ve slunečním nitru.
Proto se A. Grandpierre domnívá, že zdroj sluneční činnosti máme hledat přímo v nitru Slunce a že souvisí s cyklickým charakterem termonukleární reakce ve Slunci. Podle jeho názoru probíhá v malých bublinách uvnitř Slunce překotná termonukleární reakce, což způsobuje, že tyto bubliny stoupají vzhůru, rozpínají se a chladnou. Z téhož důvodu je pak slunečních neutrin méně, než jak vyplývá ze standardního modelu, jenž předpokládá stabilní termonukleární reakci v celém objemu slunečního jádra. J. Bahcall shrnul ve své slavnostní přednášce při příležitosti udělení Heinemanovy ceny hlavní problémy, vyplývající z již třicetiletého studia slunečních neutrin. Především jde o základní deficit slunečních neutrin v nejstarším (chlórovém) experimentu Homestake: průměr dlouhodobých pozorování dává 2,55 SNU, kdežto teorie požaduje 9,3 SNU. Za druhé pak výsledek měření z Homestake je v rozporu s výsledkem japonského experimentu v Kamiokande, jenž pro tytéž větve termonukleární reakce dává více neutrin. Konečně pak galliové experimenty GALLEX a SAGE dávají správný tok 74 SNU pro neutrina z větví p-p a pep, ale proč tam není registrováno dalších 7 SNU, jež pocházejí z těchže větví, které zaznamenává Kamiokande? Přitom klasická teorie požaduje pro galliové experimenty tok 137 SNU.
V podobném duchu se nese analýza A. Dara a G. Shaviva. Měřený neutrinový tok v Homestake i Kamiokande je konzistentní s předpovědí počtu neutrin ve větvi 8^B, ale jakoby chybějí neutrina z větve 7^Be, kterou propočítal H. Bethe již v klasické práci z r. 1939. Proto Homestake při prahové energii neutrin 0,8 MeV dává za čtvrtstoletí provozu jen 32% očekávaného toku neutrin . Kamiokande po pěti letech činnosti dává 51% očekávaného neutrinového toku, ač registruje jen vysokoenergetická neutrina nad 7 MeV. Galliové experimenty za čtyři roky měření se shodují na 58% očekávaného neutrinového toku při prahové energii neutrin 233 keV. Podle těchto autorů lze očekávat rozluštění spletité záhady od dvou nových experimentů, kanadského SNO s 1000 t těžké vody a Superkamiokande s 50 000 t čisté vody, jež budou mít podstatně lepší poměr signálu k šumu v porovnání se všemi dosavadními experimenty. Titíž autoři pak tvrdí, že nejlepší sluneční model vychází ze stáří Slunce 4,566 miliardy let, efektivní teploty povrchu 5 900 K, centrální teploty 15,5 MK a centrální hustoty 155násobku hustotu vody v pozemských podmínkách. Studium slunečního nitra nyní těží z výsledků helioseismologie, zejména pak projektů BISON a GONG. Podle Y. Elsworthové aj. a L. Paterna aj. rotuje jádro Slunce do 30% slunečního poloměru pomaleji než povrch Slunce v polárních oblastech. Nejrychleji rotuje Slunce na rovníku v hloubce 5% slunečního poloměru pod slunečním povrchem a konvektivní zóna sahá až do hloubky 29% poloměru pod povrch. Jádro Slunce, v němž je ustavena zářivá rovnováha, rotuje jako tuhé těleso. Podle J. Kennedyho rotovala jižní polokoule Slunce od května do září 1995 o 8 m/s rychleji než polokoule severní.
C. Iglesias a F. Rogers uveřejnili nové tabulky opacit pro 19 kovů, jež se vyskytují na Slunci a zjistili, že ve shodě s těmito experimentálními výsledky vzrůstá úhrnná opacita hvězd I. populace o plných 20%. R. Wielen aj. ukázali, že metalicita Slunce je o 0,17 dex (na stupnici dekadických logaritmů) vyšší než metalicita hvězd ve slunečním okolí. Jelikož radiální gradient metalicity v Galaxii činí 0,09 dex/kpc, autoři odtud usuzují, že Slunce vzniklo o 1,9 kpc blíže centra Galaxie, než se nachází dnes (8,5 kpc). G. Cayrel de Strobelová aj. hledali fotometrické protějšky Slunce a našli jich celkem 109. Vůbec nejlepším dvojníkem Slunce je podle fotometrických parametrů dnes tak proslulá hvězda 51 Pegasi s efektivní teplotou 5755 K, bolometrickou magnitudou 4,71 a poměrem Fe/H = 0,06.
4.1. Hnědí trpaslíci a exoplanety
Všimněme si nejprve podrobněji právě zmíněné hvězdy 51 Pegasi, jež nabyla na proslulosti předloňským objevem první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti. Podle W. van Alteny a J. Leeho je klasifikována jako hvězda spektrální třídy G3 V (chybná klasifikace G5 IV v katalogu jasných hvězd BSC oddálila objev první exoplanety o plných 13 let!), vzdálená od nás 18 pc. Její metalicita je o 20-50% vyšší než u Slunce, ačkoliv je stará plných 8 miliard let. Její poloměr je o 40% větší a svítivost dokonce o 80% větší než sluneční, zatímco hmotnost činí jen 95% sluneční hmotnosti. P. Francois aj. zjistili, že hvězda má totéž zastoupení lithia jako Slunce a rotuje pomalu obvodovou rychlostí 2,4 km/s.
To znamená, že objevená exoplaneta 51 Peg B má hmotnost téměř určitě asi o třetinu nižší než Jupiter. Podle D. Lina aj. vznikla tato exoplaneta v konvenční vzdálenosti 5 AU od hvězdy a do dnešní nepatrné vzdálenosti 0,05 AU se dostala pohybem v odporujícím prostředí zbytků meziplanetárního materiálu. V současné době se však už k mateřské hvězdě dále nepřibližuje, neboť tomu brání slapy (viz vzdalování Měsíce od Země právě díky slapům).
Objevování dalších exoplanet je nyní kriticky závislé na přesnosti měření radiálních rychlostí špičkovými ešeletovými spektrografy, jež postavili R. Butler aj. pro velké dalekohledy na Lickově a Keckově observatoři. Při jejich kalibraci se u hvězd slunečního typu docílilo střední chyby měření +/-3 m/s. To značí, že při pozorování sluneční soustavy zdálky by tak odhalili nejen přítomnost Jupiteru (amplituda +/-12 m/s), ale možná i Saturnu (amplituda +/-3 m/s). Z dosavadních měření Butlerova týmu vyplývá, že jen 5% hvězd slunečního typu je obklopeno exoplanetami s hmotností Jupiteru do vzdálenosti 5 AU od mateřské hvězdy. Naproti tomu S. Beckwith a A. Sargentová usuzují z výskytu infračervených cirkumstelárních disků kolem mladých hvězd hlavní posloupnosti, že u těchto mladých žhavých hvězd je výskyt planetárních soustav podstatně pravděpodobnější. Podle G. Marcyho a P. Butlera, kteří se loni zasloužili o objev největšího počtu exoplanet, neexistuje ostrý předěl mezi obřími exoplanetami a hnědými trpaslíky. Rozdíl však spočívá ve způsobu, jak oba typy objektů vznikají. Planety vznikají akrecí z prachoplynového protoplanetárního disku, kdežto hnědí trpaslíci jsou produkty rozpadu zárodečného mezihvězdného chuchvalce.
V průběhu prvního roku po epochálním objevu exoplanety 51 Peg B D. Quelozem a M. Mayorem se podařilo objevit tolik exoplanet, že v této chvíli už známe více exoplanet u hvězd hlavní posloupnosti než kolik je planet ve sluneční soustavě: 47 UMa (minimální hmotnost exoplanety 2,3 násobek hmotnosti Jupiteru M_j), 70 Vir (6,5 M_j), 55 Cnc (0,8 M_j a 5M_j), epsilon And (0,6 M_j), tau Boo (3,9 M_j), CM Dra (0,95 M_j) a Lalande 21185 ( 3 planety o hmotnosti cca 1 M_j). Oběžné doby uvedených exoplanet se pohybují v širokém rozmezí od 3,3 dne do 20 let. Exoplanety u dvou naposled jmenovaných hvězd však byly odhaleny odlišnými technikami. CM Dra je totiž zákrytová dvojhvězda s periodou 1,27 d a dvěma trpasličími složkami dM5, jež dle E. Guinana aj. prodělala v červnu 1996 anomální pokles jasnosti zásluhou přechodu exoplanety přes kotouček složky dvojhvězdy. Hvězdu Lalande 21185 sleduje soustavně G. Gatewood, jenž z astrometrických měření v letech 1934-1986 odhalil urychlování vlastního pohybu hvězdy, jež patří k nejbližším vůbec - ve vzdálenosti pouhých 2,6 pc. Podle Gatewooda to lze objasnit přítomností tří exoplanet o hmotnostech srovnatelných s Jupiterem, obíhajících v periodách 5,8 let, 30 let a a cca 50 let. Jelikož Lalande 21185 je šestou nejbližší hvězdou, máme slušnou naději, že nová generace teleskopů tyto exoplanety přímo zobrazí. C. Gehman aj. se domnívají, že se vbrzku zdaří odhalit u některých vhodných hvězdných kandidátů i planety zemského typu - zejména u 47 UMa, 51 Peg a 55 Cnc.
Podle T. Guillota aj. se i exoplanety v nepatrných vzdálenostech od mateřské hvězdy mohou udržet natrvalo, neboť leží hluboko uvnitř příslušných Rocheových laloků a ohřev hvězdou nevede k význačnějšímu odpaření materiálu exoplanety. Modelovými výpočty pro exoplanety s hmotnostmi od 0,3 do 15 M_j se zabývali D. Saumon aj. Ukázali, že jasnost exoplanet závisí na stáří, hmotnosti, zastoupení deutéria a vzdálenosti od mateřských hvězd rozličných spektrálních tříd. Přítomnost deutéria v atmosféře exoplanety je přímým kritériem, že jde vskutku o exoplanetu, a nikoliv o hnědého trpaslíka. Jak ukázali A. Burrows aj., teplota v nitru hnědých trpaslíků postačí na spálení deutéria termonukleární reakcí. Naproti tomu centrální teplota hnědého trpaslíka (pod 2 MK) nepostačuje na spálení lithia, takže výskyt lithia v atmosféře objektu je důkazem, že jde o hnědého trpaslíka, a nikoliv o trpasličí hvězdu. Hnědý trpaslík může dle R. Noyese aj. doprovázet hvězdu HD 3346 = HR 152 o hmotnosti 5 M_o, Hnědý trpaslík obíhá ve vzdálenosti 2,5 AU od hvězdy a jeho hmotnost autoři odhadují na 60 M_j. Tato hvězda má však patrně také exoplanetu ve vzdálenosti 0,3 AU a hmotností kolem 10 M_j. Daleko nejnadějnějším kandidátem na hnědého trpaslíka se však dle shodného mínění řady autorů (D. Golimovski aj, E: Rosenthal aj., M. Marley aj. a T. Geballe aj.) stal objekt Gliese 229B o hmotnosti v rozmezí 20-50 M_j, obíhající kolem červeného trpaslíka spektrální třídy M1 V. Jeho povrchová teplota nepřesahuje 1000 K a v jeho atmosféře byl nalezen pás metanu i vodní páry. Další hnědí trpaslíci se zřejmě nalézají v relativně mladé (stáří 75 milionů let) otevřené hvězdokupě Plejády: PPl 15, Teide 1, Calar 3. R. Rebolo aj. nalezli totiž ve spektrech objektů, pořízených Keckovým teleskopem, čáry lithia. Autoři soudí, že Plejády mohou obsahovat až 200 hnědých trpaslíků s průměrnou hmotností 55 M_j.
Hubblův kosmický teleskop se díky svému rekordnímu úhlovému rozlišení stal naprosto nepostradatelným přístrojem pro studium raných fází hvězdného vývoje. Podle J. Hestera aj. rozdíl ve vzhledu hvězdných kolébek M42 (Velká mlhovina v Orionu) a M16 (Orlí hnízdo) spočívá v odlišném úhlu pohledu. Zatímco M42 vidíme čelně, mlhovinu M16 pozorujeme z profilu. Hvězdy, jež se vyloupnou ze zárodečných kometárních globulí (EGG), nejsou starší než 2 miliony let a jejich hmotnosti nepřesahují 80 M_o.
Podle A. Bruniniho a O. Benvenuta ukazují snímky prachového disku beta Pictoris, že centrálních 40 AU je fakticky bez prachu, tj. že v této oblasti již nejspíš vznikly planety, staré nanejvýše 100 milionů let. Kromě toho absorpční spektrum cirkumstelárního disku jeví až 200krát do roka červeně posunuté složky spektrálních čar, nasvědčující tomu, že přes hvězdný kotouč přecházejí komety s výraznými plynnými vlečkami. Podobně podle C. Gradyho aj. padají desítky komet na prahvězdu HD 163296 v souhvězdí Střelce. Hvězda je od nás vzdálena 170 pc a v jejím ultrafialovém spektru byly objeveny čáry C, Fe, Si, Al a Mg. Autoři soudí, že jde o spektrum vypařujících se prachových zrnek z komy komet.
T. von Hippel využil vysoké přesnosti v určení poloh spektrálních čar k určení parametrů mladých hvězd hlavní posloupnosti v otevřených hvězdokupách. Ukázal, že radiální rychlosti hvězd v otevřené hvězdokupě jeví velmi malý rozptyl, např. pro Hyády jen 0,44 km/s a pro hvězdokupu M67 v souhvězdí Raka 0,48 km/s. Pak lze oddělit systematickou složku radiální rychlosti (průmět prostorového pohybu celé hvězdokupy do směru zorného paprsku) od individuálního gravitačního červeného posuvu, jenž pro hvězdu slunečního typu dosahuje 0,64 km/s a pro ranou hvězdu hlavní posloupnosti spektrální třídy B3 dokonce 1,27 km/s. Jelikož velikost gravitačního červeného posuvu je přímo úměrná poměru hmotnosti a poloměru hvězdy, lze měřením červených posuvů určit průměrné hodnoty obou parametrů pro hvězdy rozličných spektrálních typů v hvězdokupě. G. Helou aj. zjistili na základě infračervených snímků z družice ISO, že nejvíce hvězd se rodí v jádrech galaxií a pak ve spirálních ramenech. J. Bally aj. uvádějí, že obří molekulová mračna v naší Galaxii mají hmotnosti 10^4-10^6 M_o, a že úhrnná hmotnost molekulárního vodíku v Galaxii dosahuje 3.10^9 M_o. Celkem tedy Galaxie obsahuje asi 5.10^9 M_o materiálu pro tvorbu nových hvězd, přičemž za rok se tak v průměru vytvoří hvězdy s úhrnnou hmotností 3 M_o.
Zásluhou HST došlo k průlomu v zobrazování hvězdných disků bližších obřích či veleobřích hvězd. V březnu 1995 byl dle C. Puna aj. zobrazen kotouček červeného veleobra Betelgeuze, vzdáleného 150 pc, ve dvou ultrafialových pásmech - 255 a 280 nm. Ultrafialový disk hvězdy má dvakrát větší průměr než optický, což je dáno rozsáhlou vnější chromosférou. Na kotoučku je patrná žhavá skvrna teplejší o plné 2 kK než okolní povrch, dosahující průměrné teploty 3,5 kK. R. Gilliland a A. Dupreeová určili úhlové průměry ultrafialového kotoučku Betelgeuze na 0,125" resp. 0,108", tj. v lineární míře 18,8 a 16,2 AU (na místě Slunce by chromosféra Betelgeuze sahala až k Saturnu!). Podobně M. Lattanzi aj. využili pointačních čidel HST (označovaných jako FGS) k změření průměru blízkých mirid R Leonis a W Hydrae. U obou hvězd odhalili jejich vejčitý tvar s průměry 0,070"x0,078" pro R Leo a 0,076"x0,091" pro W Hya, což znamená, že na místě Slunce by jejich povrchy sahaly do blízkosti dráhy Jupiteru. Vlivem pulsací kolísají ultrafialové jasnosti obou mirid během roku o plných 10 mag. Měření z infračervené družice ISO ukázala, že ve spektru W Hya se nachází také vodní pára. Při rozlišování kotoučků hvězd a dvojhvězd dostává však HST důstojné pozemní soupeře v podobě optických interferometrů s dlouhými základnami. G. Weigelt aj. studovali tvar miridy R Cas v blízké infračervené oblasti na 700 a 714 nm pomocí 6-m teleskopu SAO v Zelenčukské s rozlišením 0,03". Ukázali, že i tato mirida má vejčitý tvar s rozměry 0,033"x0,039" resp. 0,042"x0,056" a domnívají se, že tvarovou deformaci způsobuje soubor jasných skvrn na povrchu mirid. A. Quirrenbach aj. využili interferometru Mark III ke změření úhlového průměru Arktura (sp K2 III; T_ef = 4300 K) v pěti spektrálních pásmech v rozmezí 450-800 nm. Dostali hodnotu 0,021" - tedy menší než je rozlišovací schopnost HST v ultrafialovém oboru spektra (0,03"). Prakticky téhož rozlišení dosáhli J. Baldwin aj. pomocí nového interferometru Mullardovy laboratoře nazvaného COAST. Přístroj vybudovaný za částku 1,3 milionu dolarů, se skládá ze tří pohyblivých teleskopů o průměru zrcadel 0,4 m, cloněných na průměr 0,14 m, na základně dlouhé 6,1 m. V září 1995 sledovali blízkou (12 pc) spektroskopickou dvojhvězdu Capellu, jejíž složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 104 dnů ve vzájemné vzdálenosti 75 AU. Autorům se podařilo bezpečně rozlišit obě složky a dokonce určit vzájemnou změnu jejich polohy během dvou týdnů měření s přesností 0,020".
Arktur, jehož úhlový průměr se podařilo změřit interferometrem, patří dle P. Edmondse a R. Gillilanda k nově definovanému typu proměnných obřích hvězd spektrální třídy K (KGV), jež se podařilo rozpoznat na snímcích kulové hvězdokupy 47 Tucanae, pořízených HST. KGV mají periodu proměnnosti 2-4 dny a vizuální amplitudu pouze 0,01 mag. Podobně byla nedávno definována skupina velmi svítivých modrých proměnných hvězd (LBV), k níž patří zejména nejsvítivější hvězda Galaxie, eta Carinae. Podle A. Daminelliho dosahuje její zářivý výkon 5.10^6 L_o a hmotnost 120 M_o. Hvězda je obklopena rozsáhlou mlhovinou, kterou nádherně zobrazil HST, ale též miniaturní reflekční mlhovinkou Homunculus, do níž materiál dodává bipolární výtrysk z masívní hvězdy, která se časem zřejmě stane Wolfovou-Rayetovou hvězdou a nakonec vybuchne jako supernova II. typu; naštěstí pro nás v bezpečné vzdálenosti 2,3 kpc. K. Davidson a J. Morse pořídili pomocí HST snímky hvězdy v odstupu 17 měsíců, které poukazují na rozpínání mlhoviny rychlostí 700 km/s, takže kombinací snímků vzniká stereoskopický pohled na tento komplexní systém. Rozpínání mlhoviny započalo před 150 lety - tedy právě v době, kdy se hvězda nápadně zjasnila a byla druhou nejjasnější hvězdou na obloze. Novou hvězdu vzácného typu LBV se nyní podařilo najít v galaxii NGC 2366 v souhvězdí Žirafy, jež je od nás vzdálena 3 Mpc. Hvězda stará nanejvýš 5 milionů let o hmotnosti 45 M_o se během posledních tří let zjasnila o 4 mag a prodělala čtyři epizody rychlých zjasnění. P. Hadrava a P. Harmanec uveřejnili komplexní studii prototypu krátkoperiodických proměnných hvězd beta- Cephei, jež je jednak spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou periodou 10,9 d a výstředností 0,52 a jednak interferometrickou dvojhvězdou s vzájemnou vzdáleností 0,255" s oběžnou periodou 91,6 let a výstředností 0,65, a kromě toho ještě vizuální dvojhvězdou s druhou složkou vzdálenou 13,4". Podle autorů jde současně o hvězdu se závojem třídy Be magnetickou chemicky pekuliární hvězdu Bp. Dvojité emise čáry H_alfa se mění v antifázi vůči absorpčním čarám v periodě 0,19 dne, jež vzniká efektem světelného času při pohybu vůči druhé složce spektroskopické dvojhvězdy. Během posledních tří let se radiální rychlost čáry H_alfa zvýšila z 24 km/s na 63 km/s, což je jasným dokladem toho, že hvězda se blíží k periastru systému interferometrické dvojhvězdy.
K. Kamper uvádí, že Polárka je ve skutečnosti trojhvězda, vzdálená od nás 110 pc, z níž nejjasnější složka patří k cefeidám s nápadným poklesem amplitudy radiálních rychlostí v posledním dvacetiletí. Před pěti lety se však pokles amplitudy ustálil na hodnotě 1,5 km/s a také perioda změn radiálních rychlostí je stabilní. J. Meaburn aj. objevili slabou cirkumstelární mlhovinu kolem proměnné hvězdy P Cygni, jež se rozpíná průměrnou rychlostí 185 km/s. Jelikož průměr mlhoviny dosáhl 1,6', vychází odtud vzdálenost P Cygni 1,8 kpc a stáří mlhoviny 2100 let.
Last update: April 30, 1997