Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 11. septembra 2001
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
S. Terebeyová aj. definitivně odvolali objev exoplanety u dvojhvězdy TMR-1, původně ohlášený v květnu 1998 na základě krásného snímku HST NICMOS, na němž je patrné jasné vlákno, vybíhající z dvojhvězdy, na jehož konci přesně seděl jasnější bod. Titíž autoři totiž nyní pořídili pomocí Keckova teleskopu spektrum údajné exoplanety, a zjistili, že jde o standardního červeného trpaslíka s efektivní teplotou přes 2700 K v podstatně větší vzdálenosti od nás než je zmíněná dvojhvězda (140 pc), což jenom potvrdilo neuvěřitelnou zlomyslnost přírody, jež nám promítá vzdálenějšího trpaslíka přesně na špičku zmíněného vlákna, které skutečně souvisí s mnohem bližší dvojhvězdou. Jak uvádějí G. Covone aj., prvním člověkem, jenž se vážně zabýval hledáním exoplanet, byl holandský fyzik C. Huygens již r. 1698. Tehdejší technika však přirozeně na něco takového zdaleka nestačila - ostatně dodnes se žádnou exoplanetu nepodařilo přímo pozorovat. První exoplanety paradoxně našli radioastronomové (A. Wolszczan aj., 1994) u rychle rotující neutronové hvězdy zásluhou faktu, že mateřská hvězda-pulsar PSR 1257+12 s rotační periodou 6,2 ms má tuto periodu konstantní s relativní přesností 3.10^-20, což jsou fakticky nejlepší známé hodiny ve vesmíru. Naštěstí však díky stále přesnějším spektrografům objevů exoplanet u standardních hvězd hlavní posloupnosti nyní utěšeně přibývá, takže v přehledu uvádím jen ty nové objevy, které jsou něčím zvláštní.
Na observatoři ESO instalovali D. Quéloz aj. na 1,2 m teleskopu Euler spektrograf CORALIE, jenž je dvakrát přesnější než jejich průkopnický spektrograf ELODIE ve Francii. Tímto zařízením studují od června 1998 soustavně celkem 1600 hvězd tříd G a K. M. Kürster aj. zde odhalili na základě sledování hvězdy iota Hor (sp. GV; vzdálenost 17 pc), obklopené prachovým diskem, že kolem ní obíhá exoplaneta s minimální hmotností 2,3 M_j ve výstředné dráze (e = 0,16) s poloosou a = 0,925 AU v periodě 320 d. Další dvě exoplanety s hmotnostmi blízkými Jupiteru a v těsné vzdálenosti od mateřských hvězd nalezli týmž spektrografem S. Udry aj. u hvězd HD 75289 (sp G0) a HD 130322 (K0).
S. Korzennik aj. objevili exoplanetu u hvězdy HD 89744 (sp. F7V) o hmotnosti 1,4 M_o, rotační periodě 9 d a stáří 2 Gr, vzdálené od nás 39 pc. Dráha exoplanety má sklon 42°, velkou poloosu 0,9 AU a rekordní výstřednost 0,7. Obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 256 d a její hmotnost činí 11 M_j. R.
Jaywardhana aj. zkoumali v submilimetrovém a infračerveném pásmu planetární soustavu kolem hvězdy 55 Cnc (sp. G8V), vzdálené 13 pc. Z měření Keckovým teleskopem, družicí ISO a aparaturou SCUBA JCMT vyplynulo, že soustava je obklopena prachovým diskem o poloměru větším než 50 AU, jehož stáří odhadli na 1 Gr a hmotnost na 0,5% M_z. Uprostřed disku je prázdno o poloměru 10 AU, v němž obíhá exoplaneta s hmotností alespoň 2 M_j a poloosou dráhy 0,11 AU. Obdobné zárodečné disky jsou známy u hvězd beta Pic, HR 4796A, Vegy, Fomalhauta a epsilon Eri. U posledně jmenované hvězdy sp. třídy K2V, vzdálené jen 3,2 pc, proslulé tím, že byla jedním z cílů projektu hledání signálů mimozemšťanů OZMA, byla loni objevena exoplaneta s poloosou dráhy 3,2 AU a oběžnou dobou necelých 7 let.
G. Henry aj., D. Charbonneau aj., T. Castellano aj., T. Mazeh aj., D. Quéloz aj., W. Hubbard aj. a N. Robichon s F. Arenonem se podrobně věnovali exoplanetě u hvězdy HD 209458 (sp. dG0) s hmotností 1,1 M_o a poloměrem 1,2 R_o, vzdálené od nás 47 pc. Její exoplaneta o hmotnosti 0,7 M_j a poloměru 1,4 R_j obíhá kolem hvězdy v periodě 3,52474 d (chyba činí jen 4 s!) po kruhové dráze se sklonem 87°, takže periodicky přechází přes hvězdný disk a způsobuje tak pokles jasnosti hvězdy až o 0,02 mag i deformaci profilů spektrálních čar hvězdy, což právě dává možnost zpřesnit všechny parametry soustavy. Odtud pak vyplývá, že hustota této obří exoplanety dosahuje jen třetiny hustoty vody v pozemských podmínkách - jinými slovy jde o obří plynnou exoplanetu, řidší než Saturn.
G. Marcy aj. odhalili pomocí přesného (10 m/s) spektrografu u Keckova 10 m dvě exoplanety s hmotností nižší než Saturn. První se nachází jen 6 milionů km od hvězdy HD 46375 (Mon; sp. K1IV-V; 1,0 M_o), vzdálené od nás 33 pc. Má hmotnost 0,8 M_s, zatím vůbec nejkratší známou oběžnou periodu 3,0 d (vzdálenost od hvězdy jen 6 milionů km) a její povrchová teplota dosahuje 1100°C. Druhá exoplaneta o hmotnosti pouze 0,7 M_s obíhá ve vzdálenosti 52 milionů km od hvězdy 79 Cet (sp. G5IV; 1,0 M_o), vzdálené od nás 36 pc, za 76 d. Její povrchová teplota činí 800°C. G. Henry se bezúspěšně pokusil o odhalení případných přechodů exoplanety před hvězdou HD 46375, z čehož plyne, že sklon její dráhy je menší než 83°, ale ani to nijak neohrožuje fakt, že její hmotnost je srovnatelná s hmotností Saturnu. Tito autoři nyní soustavně sledují 1100 hvězd do 100 pc od Slunce a do konce března 2000 nalezli celkem již 32 exoplanet. Podle S. Vogta aj. pracuje nyní u Keckova teleskopu na hledání exoplanet čtyři týmy, které zatím dokázaly zkontrolovat všechny žluté a červené trpaslíky jasnější než 7,5 mag. Mezi objevenými exoplanetami převažují objekty s nízkými hmotnostmi (= cca. 0,4 M_j) a vysokými výstřednostmi (e > 0,1), zejména pro velké poloosy nad 0,2 AU. Relativně často jsou pozorovány exoplanety v ekosférách mateřských hvězd, takže alespoň v principu jsou vhodné pro život. Mateřské hvězdy se v porovnání se Sluncem vesměs vyznačují vyšším obsahem kovů. V přehlídkách se podařilo najít relativně málo hnědých trpaslíků, takže jejich deficit je nejspíš reálný.
G. Marcy a R. Butler uvádějí, že z dosavadní statistiky vyplývá, že asi 5% hvězd hlavní posloupnosti je doprovázeno exoplanetami s hmotnostmi 0,4--11 M_j ve vzdálenostech 0,04--3,8 AU, zatímco méně než 1% těchto hvězd má kolem sebe hnědé trpaslíky s hmotnostmi 5--80 Mj. K podobnému závěru dospěli též J. Halbwachs aj., když prozkoumali dráhy 11 spektroskopických dvojhvězd s malými hmotnostmi sekundárních složek a také astrometrické dvojhvězdy pozorované družici HIPPARCOS. Ukázali, že hmotnosti 5 sekundárních složek odpovídají trpasličím hvězdám a jen v jednom případě je sekundární složka skoro určitě hnědým trpaslíkem. Mnohem běžnější jsou osamělí hnědí trpaslíci. Podle X. Fana aj. bylo v přehlídce SDSS dosud objeveno 7 hnědých trpaslíků třídy L0--L8, takže jeden hnědý trpaslík připadá asi na 15 čtv. stupňů oblohy.
Vloni uplynulo pět let od objevu prvního hnědého trpaslíka Gl 229B, jenž je průvodcem trpasličí hvězdy sp. dM1 a jehož povrchová teplota činí 950 K. A. Burgasser aj. jakoby k tomuto výročí odhalili pomocí infračervené přehlídky 2MASS ještě chladnějšího hnědého trpaslíka Gl 570D, jenž je průvodcem trojhvězdy hlavní posloupnosti sp. K4 + M1.5 + M3, vzdálené od nás 6 pc. Prozradil se absorpčními pásy metanu typickými pro trpaslíky třídy T. Jeho svítivost činí jen 3.10^-6 L_o, hmotnost 50 M_j a absolutní hvězdná velikost 16,5 mag, takže jeho povrchová teplota dosahuje pouze 790 K. Vzápětí ohlásil Z. Tsvetanov, že díky přehlídce SDSS objevil ještě o něco chladnějšího (700 K) trpaslíka T u hvězdy 1346-00, vzdálené od nás 11 pc.
Spektra hnědých trpaslíků nyní soustavně získávají I. McLean aj. u II. Keckova teleskopu pomocí spektrografu NIRSPEC s maticí InSb 1024x1024 pixelů. Zatím odhalili 6 hnědých trpaslíků sp. tříd L2--L9 a jednoho třídy T. Podle D. Kirpatricka aj. činí efektivní teploty trpaslíků třídy L 2--1,3 kK, zatímco u třídy T 1,3--0,75 kK. Dosud známe 67 trpaslíků třídy L. Trpaslíci třídy T mají měřitelné magnetické pole. Dle S. Leggetta aj. mají trpaslíci L ve spektru pásy CO_2, H_2O a čáry alkalických prvků, kdežto trpaslíci T se vyznačují pásy metanu, vody, TiO a VO. Tím více šokuje objev R. Rutledge aj. a C. Basriho aj., kteří u hnědého trpaslíka LP 944-20 (For) vzdáleného 5 pc pozorovali pomocí družice Chandra během 12 h sledování rentgenové vzplanutí s výkonem až 6.10^22 W o trvání 2 h. Tento objekt, vzdálený od nás jen 5 pc a starý pouhých 500 Mr, má totiž při hmotnosti 60 M_j, poloměru 0,1 R_o a svítivosti 1 mL_o povrchovou teplotu určitě nižší než 2,5 kK. Z toho důvodu nemá vůbec korónu a tak jediné kloudné vysvětlení rentgenové erupce spočívá ve faktu, že hnědý trpaslík rotuje velmi rychle (< 5 h), takže se na jeho povrchu zaplétají siločáry mimořádně silného magnetického pole, čímž dochází k magnetickým zkratům. Naproti tomu se T. Bastianovi aj. nepodařilo pomocí VLA nalézt pro 7 známých exoplanet a dva hnědé trpaslíky známky rádiového záření na frekvencích 0,3 a 1,5 GHz, odpovídající maserovému cyklotronovému mechanismu v magnetickém poli zkoumaných objektů.
R. Gilliland aj. studovali kulovou hvězdokupu 47 Tuc pomocí HST s cílem objevit tam exoplanety z fotometrických poklesů jasností mateřských hvězd při přechodu exoplanety přes hvězdný kotouč. Jelikož v zorném poli sledovali jasnosti celkem 34 tisíc hvězd hlavní posloupnosti po dobu více než 8 dnů, očekávali za předpokladu, že exoplanety se tam vyskytují stejně často jako ve slunečním okolí, objev 17 poklesů jasnosti, ale přestože našli 75 proměnných hvězd, ani jedna neodpovídá tomuto předpokladu. Z toho lze usoudit, že ve staré hvězdné soustavě jsou exoplanety nejméně o řád vzácnější než v relativně mladém okolí Slunce. J. Najitaová aj. usuzují na odlišné mechanismy vzniku exoplanet a hnědých trpaslíků z počtu hnědých trpaslíků, pozorovaných HST v mladé hvězdokupě IC 348 (Per) a dále z objevu slabých infračervených objektů v mlhovině v Orionu. Domnívají se, že hnědí trpaslíci vznikají podobně jako málo hmotné hvězdy gravitačním hroucením z mezihvězdných mračen, ale pro skrytou hmotu Galaxie téměř nic neznamenají; představují úhrnem jen 0,1% hmotnosti hala Galaxie. Naproti tomu exoplanety vznikají akumulací prachu a plynu ze zárodečných protoplanetárních disků kolem mateřských hvězd. Podobně A. Whitworth uvádí, že hlavním rysem planet je jejich chemické zvrstvení zásluhou gravitace, zatímco hnědí trpaslíci jsou všechny objekty s hmotnostmi v rozmezí 0,02--0,07 M_o. Zajisté však existují na obou okrajích zmíněného pásma i přechodné, obtížně zařaditelné objekty.
P. Lucas a P. Roche objevili pomocí UKIRT v okolí Trapezu v mlhovině v Orionu 535 bodových zdrojů z nichž plnou třetinu představují osamělí hnědí trpaslíci a 13 velmi mladých obřích (= cca. 10 M_j) exoplanet-nomádů. Autoři soudí, že v mlhovině již skončila tvorba hvězd, takže to, co vzniká nyní, je pouze ono "drobné smetí". Méně hmotné exoplanety však patrně nevznikají, jelikož tomu zabrání intenzívní hvězdný vítr mladých hvězd. Podobně M. Zapaterová-Osoriová aj. odhalili v blízké infračervené oblasti asi 20 osamělých planet-nomádů o teplotách 220--1700 K v okolí známé temné mlhoviny v Orionu "Koňská hlava" ve vzdálenosti 325 pc. Jejich průměrné stáří se pohybuje v rozmezí 1--5 Mr a hmotnosti spadají do intervalu 5--15 M_j. Celkový počet nomádů v Galaxii tak odhadují na řádově 10^8 exoplanet.
M. Cuntz aj. ukázali, že exoplanety ve vzdálenostech do 0,5 AU zřetelně zvyšují aktivitu mateřských hvězd, neboť ovlivňují slapově a magnetickým polem jak sluneční vítr, tak i korónu a možná dokonce i chromosféru hvězdy. Studovali totiž obdobné vlivy ve 12 soustavách velmi těsných (< 0,1 AU) dvojhvězd typu RS CVn a zejména pro synchronní systémy je taková interakce naprosto zřetelná. E. Rivera a J. Lissauer studovali numericky stabilitu extrasolární planetární soustavy hvězdy yps And s hmotností 1,3 M_o, sp. F8V a ukázali, že systém obsahující 3 exoplanety, vykazuje chaos planetárních drah s oběžnými dobami od 4 d do 4 r na časové stupnici od stovek tisíc po 1 miliardu let. Na závěr malou perličku. S ohledem na rostoucí počet exoplanet vzniká otázka jejich jednotného označování či dokonce pojmenovávání. Kosmické aparáty příští generace totiž téměř určitě objeví možná až miliony exoplanet. Jak uvádějí M. Lattanzi aj., astrometrická družice GAIA bude schopna nalézt exoplanety až do vzdálenosti 200 pc od Slunce pro mateřské hvězdy jasnější než 17 mag. Astronomové se však dosud na žádných nomenklaturních pravidlech neshodli, ač otázce věnoval značnou pozornost i loňský kongres Mezinárodní astronomické unie v Manchesteru.
G. Moriarty-Schieven aj. našli v mikrovlnném pásmu 1,3 mm dvojitou prahvězdu L155NE ve vzdálenosti 160 pc s velmi nízkou úhrnnou hmotností 0,08 Mo. Složky soustavy jsou od sebe vzdáleny přes 230 AU a celý systém obklopuje společná obálka o hmotnosti 0,044 M_o a rozměrech 860 x 370 AU, zatímco každá složka je vnořena do vlastní obálky o hmotnostech 0,014 resp. 0,022 M_o. Rozměry hlavní složky prahvězdy dosahují hodnot 131 x 112 AU. R. Chini aj. objevili naopak pomocí snímků v blízké infračervené oblasti a dále anténou VLA mimořádně hmotnou vznikající dvojhvězdu spektrální třídy O či B v oblasti H II v mlhovině M17 (Omega). Složky soustavy jsou od sebe vzdáleny plných 8900 AU a její svítivost činí 10^3 L_o.
Dalším poněkud podivným případem je soustava HD 155826, vzdálená od nás 31 pc. Jde o normální dvojhvězdu, ve vzdálenosti 33 AU od níž byl nyní pomocí IRTF objeven velmi červený průvodce o barevné teplotě pouhých 130 K. Patrně jde o prahvězdu, neboť na exoplanetu je příliš velký a na hnědého trpaslíka zase příliš slabý. J. Krist aj. zkoumali proměnnou hvězdu TW Hya (sp. K7eV) typu T Tau, vzdálenou od nás 56 pc a starou nějakých 15 Mr. Problémem, jak vysvětlit její existenci, byla nepřítomnost molekulového mračna v okolí, ale pomocí HST se nyní podařilo zobrazit okolní zárodečnou mlhovinu, viditelnou jako plochý disk z čelního pohledu.
HST rovněž dokázal zobrazit okolí velmi mladých (pod 1 Mr) hvězd XZ Tau a HH 30 v obřím molekulovém mračnu Tau-Aur ve vzdálenosti 140 pc. Metodou sběrného filmu se podařilo doložit změnu jasnosti, směru a rychlosti plynových výtrysků z prahvězd už po několika týdnech sledování. Jsou to přirozeně naprosto průkopnická pozorování. Podobné výtrysky objevili pomocí HST S. Kwok a B. Hrivnak u protoplanetární vřetenové mlhoviny 17106-3046 (Sco). Mlhovina je navíc obklopená prachoplynovým diskem o průměru 5000 AU.
Podle měření z družice Chandra lze u řady prahvězd s protoplanetárními disky (tzv. proplydy) pozorovat rentgenové záření, odpovídající teplotám 80--100 MK. Takové případy byly zpozorovány jak ve známém Trapezu v Orionu tak v komplexu temných mlhovin poblíž hvězdy ró Oph a téměř určitě souvisejí s výskytem magnetických siločar, zapletených do sebe rychlou rotací zárodečných objektů.
F. Allard aj. sestavili nové sféricky symetrické modely atmosfér hvězd před hlavní posloupností a hnědých trpaslíků s efektivními teplotami v rozmezí 2--6,8 kK, do nichž zahrnuli aktuální údaje o pásech TiO a H_2O, tj. celkem 175 a 350 milionů spektrálních čar. E. Churchwell uvedl, že dosud zůstává záhadou, jak vznikají velmi hmotné hvězdy, neboť pozorovaný molekulový výtok z oblasti prahvězdy trvá alespoň 10 tisíc let a ročně se tak odnáší 0,0001--0,01 M_o hmoty. D. Sugimoto a M. Fudžimoto upozornili, že konvenční představa o vývoji hvězd, končícím stádiem červených obrů, neplatí všeobecně, jak o tom svědčí anomální chování předchůdce supernovy LMC 1987A.
M. Limongi aj. sledovali vývoj hmotných hvězd s počáteční hmotností 13--25 M_o a chemickým složením Y = 0,285 a Z =0,02 po opuštění hlavní posloupnosti až do gravitačního zhroucení jejich železného jádra. Ve hvězdě se postupně tvoří slupky He, C, O, Ne, Mg a Fe. Když teplota nitra hvězdy dostoupí k 1,3 GK, dochází nejprve k termonukleárnímu hoření Ne. Po 1500--92 letech následuje hoření C a za dalších 8--0,3 r hoření O. K zapálení Si musí teplota nitra hvězdy stoupnout až na 2,3 GK, k čemuž stačí dalších 160--11 d.
Tempo nukleogeneze v nitru hvězd se tudíž ke konci termonukleárního vývoje překotně zvyšuje a intervaly se dále výrazně zkracují v přímé závislosti na celkové hmotnosti hvězdy. Ve shodě s klasickou teorií termonukleárních reakcí závisí pro hvězdy hlavní posloupnosti produkce neutrin na 25. mocnině centrální teploty, což dává skvělou možnost velmi přesně určovat centrální teplotu Slunce byť i jen přibližným měřením toku slunečních neutrin podzemními detektory. Už dnes tak lze určovat teplotu v nitru Slunce s přesností na několik málo procent a nepřímými postupy lze pak tuto přesnost zvýšit až na neuvěřitelné 1 promile.
Teorie termonukleárních reakcí ve hvězdách se začala fakticky rozvíjet po Einsteinově formuli E = m.c^2 z r. 1905 a po zjištění F. Astona z r. 1920, že jádro atomu He je lehčí než součet hmotností čtyř jader H. Konečně v r. 1928 ukázal G. Gamow, že dvě kladně nabitá atomová jádra se k sobě mohou přiblížit více, než vyplývalo z klasické fyziky - tento tzv. Gamowovův faktor naznačil, že pravděpodobnost termonukleárních reakcí je dostatečně vysoká, aby mohly hrát roli zdroje hvězdné energie. Příslušné úvahy rozvíjel zejména A. Eddington, jenž již r. 1920 napsal tato prorocká slova: "Pokud se subatomární energie ve hvězdách vskutku volně využívá k udržování jejich obrovitých pecí, zdá se, že jsme o něco blíže k uskutečnění našich snů o řízení této skryté síly pro dobro lidstva - anebo pro jeho sebevraždu".
D. Gray podrobně studoval proměnnou veleobří hvězdu alpha Ori (Betelgeuze); sp. M2Iab o efektivní teplotě 3600 K, vzdálenou od nás 130 pc, jejíž poloměr činí 800 R_o (3,7 AU!) a hmotnost dosahuje 15 M_o. Jasnost hvězdy kolísá v rozmezí 0,5 mag, což autor vysvětluje proměnnou opacitou vnějších vrstev. Navzdory tomu jsou široké profily fotosférických spektrálních čar velmi stabilní. T. Tsuji aj. znovu prohlédli 35 let stará spektra veleobrů alpha Ori a mi Cep, pořízená z gondoly balónu Stratoscope II a objevili v nich pásy vody.
D. Buzas aj. využili fungující kamery s průměrem optiky 52 mm na selhavší infračervené družici WIRE k odhalení multimodálních oscilací obří složky A dvojhvězdy alpha UMa (Dubhe); sp. K0III; hmotnost 4,2 M_o; stáří 150 Mr. Nalezli tak celkem 10 módů počínaje fundamentální oscilací na frekvenci 1,82 microHz. Jelikož frekvenční rozdíly mezi módy činily konstantně 2,94 microHz, jde o módy radiální. D. Guenther aj. našli při další analýze měření také módy g.
A. Tej a T. Chandrasekhar měřili úhlové průměry 11 obrů metodou zákrytů hvězd Měsícem pomocí rychlého infračerveného fotometru ve spojení s 1,2 m reflektorem. Kombinací s údaji astrometrické družice HIPPARCOS tak dostali pro tři hvězdy efektivní teploty v rozmezí 2,2--3,6 kK a lineární poloměry v rozmezí 144--217 R_o. C. Canizares aj. použili družice Chandra k pozorování Capelly (alpha Aur A); sp. G1III, vzdálené od nás 13 pc. Objevili tak řadu rentgenových emisí, odpovídajících teplotě hvězdné koróny až 16 MK, což je ještě více než u Prokyonu (alpha CMi). Stanovili též rotační periodu hvězdy na 8 d. Capella má ovšem průvodce sp. G8III, jenž s ní obíhá kolem společného těžiště v periodě 104 d. S. Heapová aj. odstínili hvězdu beta Pic speciálním zástinem v ohnisku HST a mohli tak pohodlně studovat vzhled prachového disku v jejím okolí s úhlovým rozlišením 0,1". Disk sahá až do vzdálenosti 15 AU od hvězdy a navíc jej doprovází vedlejší složka, skloněná vůči němu pod úhlem 5°, sahající do vzdálenosti až 80 AU od hvězdy.
A. Richichiová aj. pokračovala na observatořích TIRGO v Alpách a Calar Alto ve Španělsku v objevování astrometrických dvojhvězd metodou zákrytů hvězd Měsícem. Během roku tak našli 16 nových soustav, z toho 13 dvojhvězd, 1 trojhvězdu a 2 vícenásobné systémy s úhlovými vzdálenostmi 0,005--0,16arcsec. Nejzajímavější nově rozpoznanou vícenásobnou soustavou je hvězda zéta Cnc (F8V).
D. Guenther a P. Demarque uveřejnili zlepšené údaje pro nejbližší dvojhvězdu alpha Cen AB na základě měření družice HIPPARCOS a nových opacitních tabulek OPAL. Soustava je od nás vzdálena 1,34 pc a obě hlavní složky obíhají kolem sebe v periodě 79,9 r. Jejich stáří činí něco přes 7 Gr a zastoupení hélia 28%. Hmotnosti složek dosahují 1,08 a 0,90 M_o, svítivosti 1,6 a 0,5 L_o a efektivní teploty 5,8 a 5,3 kK.
T. Girard aj. revidovali na základě 600 expozic za 83 let údaje o Prokyonu (alpha CMi AB), jenž je vizuální dvojhvězdou, vzdálenou od nás 3,5 pc a jehož primární složka A má sp. F5IV-V, zatímco složka B je bílý trpaslík. Nové hmotnosti složek činí 1,5 a 0,6 M_o, v dobrém souladu s vývojovými modely. Oběžná doba této vizuální dvojhvězdy činí plných 40 let.
C. Deliyannis aj pořídili Keckovým teleskopem kvalitní spektra těsné dvojhvězdy 16 Cyg AB, vzdálené od nás 22 pc, jež se považuje za "sluneční dvojčata", neboť obě složky mají spektrum G2V. Kromě toho u složky B byla nedávno objevena exoplaneta s hmotností nad 1,5 M_j. Metalicita složek je o 11% vyšší než u Slunce a efektivní teploty jsou velmi blízké: 5795 a 5760 K. Tíhové zrychlení na povrchu složek je však o 38% resp. 10% nižší než na Slunci.
P. Hendry a S. Mochnacki využili v letech 1991-1993 k zobrazení povrchu složek blízké (26 pc) kontaktní dvojhvězdy VW Cep třídy W UMa dopplerovské tomografie a nyní zveřejnili výsledky této průkopnické práce. Na obou složkách - žlutých trpaslících o téměř shodné teplotě 5,3 kK - našli velké polární tmavé skvrny o průměrech 50° resp. 30° a další menší tmavé skvrny v nižších astrografických šířkách, úhrnem pokrývající 66% resp. 55% povrchu složek. Oběžná rovina soustavy je skloněna pod úhlem 64°, což umožňuje určit hmotnosti složek na 1,2 a 0,5 M_o a jejich svítivosti na 0,43 a 0,22 L_o.
J. Depasquale aj. našli skvrny na těsně dvojhvězdě MT Peg sp. GV, jejíž absolutní hvězdná velikost při vzdálenosti 24 pc činí +4,7 mag a proto se hodně podobá Slunci, jenže je mnohem mladší a tudíž vhodná pro poznání rané minulosti naší mateřské hvězdy. Rotuje v periodě 8 dnů a její stáří se odhaduje na 600 milionů let. Patří do hvězdné nadkupy kolem Síria. Její proměnnost byla paradoxně objevena, když sloužila jako srovnávací etalon pro blízkou jasnou hvězdu 51 Peg, u níž byla v r. 1995 poprvé objevena exoplaneta. Jak uvádí T. Lebzelter, ke slunečním dvojčatům patří i proměnná HD 77191 sp. G0V s absolutní hvězdnou velikostí +4,83. Proměnnost však v tomto případě není dána dvojhvězdností; hvězda je podle všeho osamělá s rotační periodou 10 d a amplitudou světelných změn jen 0,04 mag, jež jsou vyvolány výskytem skvrn na povrchu hvězdy. Dalším dvojčetem Slunce je dle J. Halla a G. Lockwooda hvězda 18 Sco. Sledovali totiž proměnnost vápníkové čáry K v jejím spektru v letech 1995-2000 a zjistili, že aktivita hvězdy je vyšší než u Slunce a perioda delší než 11 let.
Podobně S. Berdjuginová aj. zobrazili povrchu primární složky sp. K2III (T_ef = 4560 K) zákrytové dvojhvězdy IM Peg (typu RS CVn) díky přesné fotometrii z let 1996-99. Oběžná perioda systému činí 24,65 d a sklon dráhy 70°; rotační rychlost primární složky dosahuje 28 km/s. Složka vykazuje periodickou aktivitu v intervalu 6,5 let; magnetický cyklus má podobně jako u Slunce dvojnásobnou délku. Poslední maximum aktivity bylo zaznamenáno v r. 1995. Zmínění autoři odhalili ve vysokých astrografických šířkách rozsáhlou aktivní oblast o rozměrech 6,5 x 10,5 R_o, rotující v periodě 24,7 d. Ke třídě zákrytových dvojhvězd typu RS CVn náleží též aktivní soustava RT And (sp. F9V a K2V) ve vzdálenosti 75 pc s oběžnou dobou 0,63 d, jejíž mnohobarevnou optickou a infračervenou fotometrii zpracovali T. Pribulla aj. Odtud vyplynulo, že sklon dráhy činí 88° a hmotnosti složek 1,1 a 0,8 M_o.
R. E. a R. F. Griffinovi se zabývali dvojhvězdou HR 2030 (sp. K0IIb a B8IV) se shodnými hmotnosti složek (4,00 M_o), vzdálenou od nás 420 pc a starou 150 Mr. Oběžná dráha má sklon 30° a chladnější složka rotuje synchronně, kdežto teplejší hvězda má rotační periodu 6,5 d. Chladná hvězda dosahuje poloměru 41 R_o, zatímco teplejší má jen 6 R_o, což dává zajímavé okrajové podmínky pro vývoj těsných dvojhvězd. G. Torres aj. uveřejnili parametry dosud málo vyvinuté zákrytové dvojhvězdy GG Ori (sp. B9.5 těsně před hlavní posloupností), jež je současně dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou. Obě složky mají touž hmotnost 2,34 M_o, poloměr 1,8 R_o a efektivní teplotu 10,0 kK. Obíhají kolem sebe po eliptické dráze s výstředností e = 0,22 v periodě 6,6 d. Soustava vykazuje stáčení přímky apsid s periodou 10,7 kr; z toho 70% představuje relativistické stáčení ve výborné shodě s teoretickou předpovědí.
Překvapením byl objev rentgenového záření u primární složky sp. O9.5Ia jasné hvězdy zéta Ori, vzdálené od nás 250 pc. Horká plazma v atmosféře velmi masivní hvězdy (= cca. 30 M_o) je důkazem konvekce, což se u tak žhavé hvězdy nečekalo. Podle C. Hummela aj. jde však o interferometrickou dvojhvězdu, kterou se podařilo rozlišit novým interferometrem Lowellovy observatoře. Při úhlové vzdálenosti složek 0,042arcsec byl během dvou měsíců sledování na počátku r. 1998 naměřen pohyb o 2 mag slabší složky v pozičním úhlu a odtud pak vycházejí hmotnosti složek 28 a 23 M_o. Pozoruhodný problém "dočasné" zákrytové dvojhvězdy SS Lac v otevřené hvězdokupě NGC 7209, vzdálené 900 pc, shrnuli E. Milone aj. Periodu světelné křivky 14,4 d určila již r. 1907 H. Leavittová, ale dle G. Torrese a R. Stefanika byla hvězda rozpoznána jako zákrytová až v r. 1921, když amplituda primárního minima činila 0,4 mag. Z rozboru světelné křivky se pak postupně podařilo určit parametry soustavy. Obě složky mají shodné spektrum třídy A i tytéž hmotnosti 2,6 M_o. Liší se však mírně efektivními teplotami 8,75 a 8,54 kK, avšak podstatně poloměry (2,4 a 3,6 R_o) a zejména svítivostmi (30 a 63 L_o). Z archivních údajů vyplynulo, že během času se soustavně měnila hloubka primárních minim; stoupala v mezidobí 1890--1902 a pak zase klesala v letech 1920--1940. Podrobnější rozbor pak ukázal, že zákryty začaly v roce 1885,3 a skončily r. 1937,8. Astronomové to však zjistili s velkým zpožděním až r. 1990. Příčinu těchto proměn odhalila teprve spektroskopie soustavy z r. 1998. Oběžná dráha má stále stejnou velkou poloosu a výstřednost 0,14, jenže sklon dráhy k zornému paprsku se mění tempem 0,13°/r, což způsobuje neviditelná třetí složka soustavy, obíhající kolem těžiště soustavy po mírně excentrické dráze s periodou 679 d. Třetí těleso je rovněž příčinou stáčení přímky apsid hlavní dvojice rychlostí 0,014°/r.
V nikdy nekončícím výzkumu záhadné zákrytové dvojhvězdy beta Lyrae pokračovali loni D. Bisikalo aj. Ve skutečnosti jde o šestihvězdu, vzdálenou od nás 270 pc, jejichž hlavní složky A a B kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 12,9 d, která se sekulárně prodlužuje o 19 s/r. Opticky nejjasnější složka A sp. B6-8II je ve skutečnosti méně hmotná než složka B, ukrytá v tlustém akrečním disku. Prvním modelováním tohoto tlustého disku se loni zabýval A. Linnel.
A. Daminelli aj. věnují podobně dlouhodobou pozornost podivuhodné svítivé modré proměnné hvězdě éta Car, o jejíž dvojhvězdné povaze se už téměř nepochybuje. Oběžná doba činí dle zpřesněných výpočtů 5,53 r. Autoři soudí, že každá složka má úctyhodnou hmotnost kolem 70 M_o, takže z nich vyvěrá mocný hvězdný vítr, a obě vichřice se navzájem srážejí, což vede k dalším pozorovatelným efektům. Autoři předpokládají, že k nejbližšímu vzplanutí soustavy dojde v létě r. 2003. N. Shaviv se zabýval mocnou erupcí hvězdy, která se odehrála v polovině 19. stol., při níž se uvolnila energie 3.10^42 J a hvězda ztratila patrně až 2 M_o tempem 0,1 M_o/r s rychlostí rozpínání plynných obálek 650 km/s. Energetický výdaj v té době přesahoval asi pětkrát Eddingtonovu mez, takže hrozilo naprosté rozplynutí hvězdy. K tomu však nakonec nedošlo a současná tempo ztráty hmoty ze soustavy nepřevyšuje 0,001 M_o. Podle K. Davidsona a N. Smithe obklopuje hvězdu chladný (110 K) prachový torus a také teplota prachu v proslulé mlhovině Homunculus je nízká (200K). Z měření družice ISO však vychází hmotnost mlhoviny až na 5 M_o.
Další originální soustavou je spektroskopická dvojhvězda SS 433 s oběžnou dobou 13,1 d, vyznačující se protilehlými výtrysky plynu, jež dosahují rychlosti 0,26 c. A. King aj. zjistili, že soustava ročně ztrácí 10^-5 M_o, a že kompaktní sekundární složka má minimální hmotnost 5 M_o, ale možná i dvojnásobnou. Právě z ní proudí zmíněné rychlé výtrysky a to zvyšuje astrofyzikální zajímavost této beztak už jedinečné soustavy. R. Fender objevil radiointerferometrem v Narrabri, že z výtrysků vychází též kruhově polarizované rádiové záření na frekvencích 1--9 GHz.
P. Ostrov aj. pořídili v letech 1995-98 přesnou světelnou křivku velmi hmotné polodotykové zákrytové dvojhvězdy HV 2543 v hvězdné asociaci OB ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Odtud odvodili základní parametry obou složek : hmotnosti 26 a 16 M_o; poloměry 15,5 a 14,0 R_o; efektivní teploty 35 a 28 kK a svítivosti 3,3.10^5 a 1,2.10^5 Lo. Další zákrytovou dvojhvězdu HV 2274 ve VMM zkoumali pomocí HST GHRS I. Ribas aj. Pořídili kvalitní spektra obou složek, jejichž spektra lze shodně klasifikovat jako B1-2IV-III (T_ef = 23 kK) a které kolem sebe obíhají v periodě 5,7 d po dráze s výstředností e = 0,14. Hlavní parametry složek jsou velmi podobné: hmotnosti po řadě 12,2 a 11,4 M_o a poloměry 9,9 a 9,0 R_o; poměrné zastoupení hélia činí 26%, což dává stáří soustavy 17 Mr. Systém je oddělený a vykazuje stáčení přímky apsid s periodou 123 let. Tyto údaje mají mj. velký význam pro zpřesnění vzdálenosti VMM od nás, na čemž stojí celá stupnice vzdáleností galaxií ve vesmíru. Ve VMM již bylo zásluhou přehlídek MACHO a OGLE objeveno na 2500 zákrytových dvojhvězd, k jejichž spektroskopickému sledování jsou ovšem zapotřebí dalekohledy s průměrem zrcadla alespoň 5 m, takže obdobně soustavný výzkum reprezentativního vzorku zabere ještě hodně času.
A. Tokovinin hledal tzv. dvojčata mezi dvojhvězdami, definovaná poměrem hmotností q >= 0,95. Ukázal, že představují plných 15% všech těsných dvojhvězd, takže jejich vznik je předem nějak zvýhodněn. Dvojčata mají nejčastěji oběžné periody delší než 2 d a kratší než 30 d, bývají obklopena společnými obálkami a vyskytují se hlavně mezi trpaslíky slunečního typu. S. Söderhjelm se zabýval statistikou výskytu dvojhvězd v astrometrickém katalogu HIPPARCOS. Do 8 mag a pro úhlové vzdálenosti 0,1--10arcsec našel celkem 12 tisíc rozlišených dvojhvězd a vícenásobných hvězd, tj. dvakrát více než se čekalo. Z toho je 235 astrometrických dvojhvězd s dobře určenými drahami. V lineární míře jsou vzdálenosti mezi složkami hvězd hlavní posloupnosti v rozmezí 30--500 AU při poměrech hmotností složek q = cca. 0,6--1,0. I. Semeniuková porovnávala paralaxy, odvozené z parametrů zákrytových dvojhvězd s trigonometrickými paralaxami družice HIPPARCOS pro 19 těsných dvojhvězd a zjistila, že chyby modulů vzdálenosti pro zákrytové dvojhvězdy nepřevyšují ±0,08 mag.
A. Boss shrnul výsledky postupimského sympozia o vzniku dvojhvězd, jež proběhlo loni v dubnu. Dnes už je jisté, že alespoň polovina hvězd žije v párech či dokonce vícenásobných soustavách, což odpovídá procesům vznikání hvězd - ukazuje se totiž, že osamělé prahvězdy jsou velmi vzácné. Častěji se spíše stane, že vznikne vícenásobná soustava, z níž posléze některá hvězda unikne a jeví se jako osamělá. Platí to jak pro hvězdy s hmotnosti v rozmezí 1,0--0,1 M_o tak pro hnědé trpaslíky a staré hvězdy v galaktickém halu. Mezi hmotnými hvězdami tříd OB dokonce dvojhvězdy převažují nad osamělými hvězdami v poměru 2:1. Je také zřejmé, že čím dál dokonalejší pozorovací technika přispívá k odhalení podvojnosti mnoha objektů, jež se starším přístrojům jevily jako osamělé.
Nejvíce dvojhvězd a vícenásobných soustav se vyskytuje mezi mladými hvězdami, kde se však špatně vyhledávají, mj. kvůli své výrazné spektrální proměnnosti. Zvláště hvězdy typu T Tau mají hodně průvodců - sám prototyp je dokonce trojhvězda. Mladé dvojhvězdy se relativně nejsnáze prozradí molekulovým výtokem - to bývá dobrá postačující podmínka vícenásobnosti. Pokud má vícenásobná soustava rovné vzdálenosti mezi složkami, jde o nestabilní systém, který snadno ztrácí jednotlivé hvězdy. Zbude pak stabilní těsná dvojhvězda, popřípadě hierarchický systém: těsná dvojhvězda plus vzdálená třetí složka. Obecně platí, že intenzívní ztráta hmoty vede rovněž k rozpadu dvojhvězdy. Takto vyvržená prahvězda však přitom díky slapům přijde o svůj cirkumstelární disk, takže jí nezbude stavební materiál pro vznik vlastní planetární soustavy.
Z modelování vyplývá, že hvězdy vznikají zejména štěpením (fragmentací) zárodečného oblaku na více složek. Naproti tomu rychle rotující prahvězda pouze ztrácí hmotu odstředivou silou v okolí rovníku, ale to nikdy nevede k vytvoření průvodce. Fragmentace též snadno vysvětlí častou existenci společné okolohvězdné obálky ve dvojhvězdě i stejné stáří složek vícenásobných soustav, neboť případné zachycení druhé prahvězdy je mimořádně málo pravděpodobné. Fragmentaci též podporuje turbulence a magnetické pole, což dále posiluje možnost vzniku vícenásobných soustav. Pro kulové hvězdokupy jsou nejtypičtějšími těsnými dvojhvězdami kontaktní soustavy typu W UMa. Autor přehledu též sestavil přehlednou tabulku hmotností hvězd hlavní posloupnosti i některých speciálních typů:
| Sp. typ | Rozmezí hmotností (M_o) |
|---|---|
| O | 60--16 |
| B | 16-- 3 |
| A | 3--1,5 |
| F | 1,5--1,0 |
| G | 1,0--0,8 |
| K | 0,8--0,5 |
| M | 0,5--0,08 |
| Herbig Ae-Be | 6--2 |
| T Tau | 2--0,2 |
Nova V382 Vel, která vzplanula koncem května 1999, zeslábla v únoru 2000 na 9,7 mag a v březnu na 10,1 mag. I. Platais aj. zjistili, že před výbuchem byla 16,6 mag a změřili i její vlastní pohyb 0,012arcsec/r. M. Oriová aj. uvedli, že šlo fakticky o druhou nejjasnější novu druhé poloviny XX. stol, když v maximu dosáhla V = 2,6. (Ostatně jen pět nov v minulém století dosáhlo v maximu jasnosti vyšší než 5 mag, takže očima viditelná nova je vzácnější než očima viditelná kometa!) Patřila k třídě ONeMg s velmi rychlým rozpínáním plynné obálky tempem 3500 km/s. Zeslábla o 3 mag za pouhých 10 d. Její vzdálenost od nás vychází na 3 kpc. Od 12. dne po výbuchu ji sledovala družice BeppoSAX v pásmu velmi měkkého rentgenového záření, což je docela vzácnost, neboť předtím bylo takové záření pozorováno jedině u nov GQ Mus (1983), V1974 Cyg (1992), LMC 1995 a U Sco (1999). R. Casalegno aj. studovali chování emisní čáry H_alpha pro novu V1974 Cyg a zjistili, že cirkumstelární mlhovina se zpočátku rozpínala rychlostí blízkou rychlostí světla; později však rozpínání kleslo na 0,35c. Jde tudíž určitě o projev tzv. světelné ozvěny. A. Moro-Martín aj. sledovali spektrální vývoj novy v ultrafialovém i optickém pásmu od 4. dne po explozi po dobu plných 4 let. Určili tak průměrnou rychlost rozpínání plynných obalů na 1100 km/s a potvrdili, že jde o novu třídy ONeMg.
P. Bonifacio aj. zjistili, že nova V1493 Aql, jež dosáhla maxima 8,8 mag v polovině července 1999, je od nás vzdálena téměř 19 kpc, takže leží za hranicí spirální struktury Galaxie. Nova V1494 Aql, objevená počátkem prosince 1999 a viditelná v té době i očima, začala vzápětí slábnout a na počátku ledna 2000 byla už 8 mag a počátkem dubna 9 mag. V polovině listopadu zeslábla na 11,5 mag. Podle L. Kisse a J. Thomsona se její jasnost snížila po maximu o 2 mag za 6,6 d a o 3 mag za 16 d; patří tudíž k rychlým novám, čemuž též nasvědčuje vysoká rychlost rozpínání plynného obalu 2000 km/s. Při vzdálenosti 3,6 kpc dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -8,8 mag. V červnu se na světelné křivce novy objevily sinusové variace s periodou 0,06 d a amplitudou 0,03 mag. V té době přešla do koronální fáze spektrálního vývoje. Současně se začala prodlužovat orbitální perioda 0,135 d
Y. Sakurai objevil 4. února 2000 Novu Sgr (V4642 Sgr) v poloze 1755-1946, jež v té době měla 10,5 mag. Archivní snímky ukázaly, že ještě 20. ledna nebyla nova v dosahu přehlídkových přístrojů, ale 25. ledna už byla 11,5 mag. První spektrum z 11. února prokázalo pomalé rozpínání obálky rychlostí 765 km/s, takže jde o standardní klasickou novu. Do poloviny února zeslábla na 12,8 mag a počátkem června na 15 mag. V červenci přešla do koronální fáze spektrálního vývoje. Její spektrální vývoj se podobá Nově Sgr 1998 (V4633 Sgr), která se však dostala do koronální fáze až 850 dnů po explozi. Ve spektru novy V4633 Sgr se podařilo objevit dvě blízké periody 0,129 a 0,126 d, jejichž amplitudy s časem rostou a loni dosáhly až 0,10 d. 5. března objevil K. Haseda Novu Sct (V463 Sct) v poloze 1834-1445 jako objekt 10,6 mag. Její obálka se rozpínala rychlostí 940 km/s. Do poloviny března zeslábla na 11,5 mag a v květnu dokonce na 14,5 mag. Koncem listopadu se objevila Nova Puppis v poloze 0738-2557 s maximem 8,6 mag.
D. Chochol aj. uveřejnili výsledky tříbarevné fotometrie Novy Cas 1995 (V723 Cas) v letech 1996--1999 a určili odtud oběžnou periodu 0,693 d. Amplituda primárního minima v barvě R vzrostla během měření z 0,13 na 0,35 mag. Spektrum novy se od r. 1999 prakticky nezměnilo a 4,6 r po explozi jeví stále silné koronální čáry vysoce ionizovaného Si, Ca a S, odpovídají pozdní fázi vývoje klasické novy. S. Eyres aj. zjistili, že Nova Cas 1993 (V705 Cas) začala od 221. dne po výbuchu zářit v rádiovém oboru spektra. Z optických spekter vyplývá osová souměrnost rozpínající se obálky.
J. Robertson aj. hledali v letech 1994-95 staré novy pomocí 3,5 m reflektoru a našli tak viditelné pozůstatky po novách 1678 (V529 Ori), 1905 (SV Ari), 1912 (VW Per), 1916 (GR Ori), 1948 (V465 Cyg), 1976 (V2104 Oph), 1980 (SS LMi) a 1983 (UW Tri). C. Gill a T. O'Brien hledali rozpínající se obaly starých nov jak pomocí pozemních přístrojů tak také HST pro FH Ser, V533 Her, BT Mon, DK Lac a V476 Cyg. Pro novu FH Ser ve vzdálenosti 950 pc od Slunce změřili rychlost rozpínání slupky na pouhých 490 km/s a její zploštění, dosahující 30%. Pro novu V533 Her, vzdálenou 1,25 kpc, činí rychlost rozpínání 850 km/s a zploštění 20%. Hmotnost slupek odhadli na 10^-4--10-5 M_o. V ostatních případech se slupky nepodařilo nalézt.
J. Arenas aj. se věnovali výzkumu novy V603 Aql jež vzplanula r. 1918 a dosáhla tehdy rekordní -1,1 mag, takže se stala nejjasnější novou 20. stol. Za půl století klesla její jasnost na 11,4 mag a světelná křivka vykazuje tzv. superhrby (angl. superhumps). což ji řadí k typu SU UMa. Oběžná doba činí 0,14 d; sklon dráhy 13° a hmotnosti složek 1,2 a 0,3 M_o. Jak uvádějí R. Prinja aj. jde o první novu, kde se podařilo určit trigonometrickou paralaxu a tomu odpovídající vzdálenost 360 pc. Z pozorování HST GHRS vyplynulo tempo akrece hmoty na bílého trpaslíka rychlostí 5.10^-9 M_o/r.
A. Scott studoval průběh výbuchu novy při akreci vodíku na bílého trpaslíka, jehož tvar je zploštěn díky rychlé rotaci, jak o tom ostatně svědčí vzhled plynných obalů nov. Příčinou deformací je výrazná závislost intenzity termonukleární reakce ve slupce bílého trpaslíka na tíhovém zrychlení. Podařilo se mu rekonstruovat vzhled plynných obalů pro více než 20 nov, a vždy se tam pozorují polární zhustky a rovníkové prstence, ačkoliv jde o tak rozdílné soustavy jako třeba DQ Her, V1500 Cyg, GK Per nebo HM Sge. Při jednotlivých výbuších ztrácejí novy 10^-7 -- 10^-3 M_o.
Pozoruhodný vývoj prodělala proměnná hvězda CI Aql, jež byla v r. 1917 podezřelá jako nova, když dosáhla 11 mag. Od té doby byla stále slabší než asi 15 mag a klasifikována jako zákrytová dvojhvězda v poloze 1852-0128. Koncem dubna 2000 se však zjasnila na 9 mag, ale o dva týdny později opět zeslábla na 10,5 mag a současně nápadně zčervenala. V jejím spektru byla zjištěna silně rozšířená emisní čára H_alpha, odpovídající rozpínání vodíkového obalu rychlostí 2300 km/s, což nasvědčuje tomu, že jde asi o rekurentní novu, která do poloviny července zeslábla na 13 mag a na této hodnotě setrvala až do listopadu, kdy na její světelné křivce začaly být opět vidět zákryty.
Nejčastěji vybuchující rekurentní novou se dle G. Anupamy a G. Dewangana stala nova U Sco, jejíž první výbuch byl zaznamenán již r. 1863. Od té doby vzplanula ještě pětkrát, tj. v letech 1906, 1936, 1979, 1987 a nejnověji koncem února 1999, když dosáhla 7,6 mag. Po maximu pak rychle slábla tempem bezmála 0,7 mag/d. Oběžná doba těsné dvojhvězdy činí 1,2 d a amplituda výbuchů přesahuje 10 mag. Při každém výbuchu se odvrhuje pouze 10^-7 M_o, což znamená, že 70% akreovaného vodíku zůstává trčet na povrchu bílého trpaslíka, jehož hmotnost se tak zvolna blíží Chandrasekharově mezi. Akrece ze sekundární složky sp. sgK2 totiž probíhá tempem 10^-6 M_o, což ovšem znamená, že po dlouhé řadě rekurentních explozí se nakonec tento trpaslík zničí při výbuchu supernovy třídy Ia. Naštěstí pro nás se soustava nalézá ve vzdálenosti plných 14 kpc od Slunce. K obdobným výsledkům dospěli také I. Hachisu aj., kteří vypočetli hmotnost bílého trpaslíka na 1,37 M_o a chladného průvodce na 1,5 M_o. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,23 d. Bílý trpaslík je obklopen akrečním diskem ve vzdálenosti 1,4násobku příslušného Rocheova poloměru. Z bílého trpaslíka vane silný hvězdný vítr. K explozi supernovy Ia by mělo dojít asi za 100 tisíc let.
I. Hachisu a M. Kato studovali rovněž vlastnosti rekurentní novy RS Oph, vzdálené od nás 600 pc, jež naposledy vybuchla v r. 1985 a od r. 1898 celkem již pětkrát. Příslušný bílý trpaslík má poloměr 0,004 R_o a hmotnost 1,35 M_o. Je obklopen akrečním diskem a jeho průvodcem je červený obr, který nevyplňuje zcela svůj Rocheův lalok; obě složky obíhají kolem sebe v periodě 400 d. Mezi výbuchy v letech 1967 a 1985 činil akreční přírůstek 2.10^-6 M_o tempem 1,2.10^-7 M_o/r, z čehož 90% vodíku se při výbuchu opět odnese hvězdným větrem a 10% se přidá ke hmotě bílého trpaslíka, jenž tak nakonec dosáhne kritické Chandrasekharovy hmotnosti 1,38 M_o a vybuchne pak jako supernova třídy Ia zhruba za 3 miliony let.
V polovině července objevil W. Liller v poloze 0525-7014 novu 11 mag ve VMM. Z archivních snímků vyplynulo, že nova se počala zjasňovat již koncem června a maxima dosáhla už 2. 7. V jejím spektru byly nalezeny typické emise i absorpce, nasvědčující rychlosti rozpínání plynné obálky 1900 km/s. Ze spekter, pořízených koncem července HST STIS, vyplynulo, že se velmi podobá nově V382 Vel resp. V1974 Cyg. Prakticky současně se podařilo najít novu v poloze 0039+4820 v galaxii NGC 185 (Cas), jež dosáhla 18,7 mag a dvě novy v galaxii M31, jež v maximu dosáhly 17 mag. V téže galaxii byla objevena další nova 17,6 mag v počátkem listopadu.
A. Shafter aj. našli v blízkých spirálních galaxiích M51 (CVn) a M101 (UMa) po řadě 9 a 12 nov a v obří eliptické galaxii M87 (Vir) 9 nov. Odtud odvodili skutečné četnosti nov v těchto soustavách po řadě na 18, 12 a 91 za rok. Amplitudy výbuchů dosahují 10--20 mag a absolutní hvězdná velikost nov v maximu činí v průměru -9 mag. První extragalaktické novy objevil r. 1929 E. Hubble, jenž na snímcích galaxie M31 z let 1909--1927 našel celkem 88 nov, z čehož dostal četnost 30/r. V téže galaxii našli L. Rosino aj. v letech 1964--1989 celkem 90 nov. Američtí středoškolští studenti využili nyní snímků okolí jádra galaxie M31, pořizovaných 0,9 m reflektorem KPNO s meznou hvězdnou velikostí 19 mag, k objevu celkem 73 nov, když snímky prohlíželi ve virtuálním blinkmikroskopu na počítači. Pomocí HST se podařilo 10. března 2000 objevit novu ve složce A páru galaxií NGC 3314, která patří k nejvzdálenějším kdy objeveným, neboť její jasnost byla jen R = 20,9.
E. Kazarovec aj. vydali loni 75. doplněk katalogu proměnných hvězd, obsahující všechny objevy do konce r. 1999. V tom roce přibylo 916 proměnných hvězd všech typů, takže úhrnný počet proměnných v katalogu dosáhl bezmála 36 tisíc. Tyto počty však pravděpodobně nyní prudce vzrostou zásluhou rozličných přehlídek oblohy zejména v souvislosti s hledáním gravitačních mikročoček a optických protějšků zábleskových zdrojů záření gama. Přitom se jako vedlejší výsledek získávají velmi přesné údaje o jasnostech milionů hvězd opakovaně třeba i několikrát za noc. C. Akerlof aj. tak sledují od března 1998 aparaturou ROTSE dvakrát za noc celou oblohu až do 15,5 mag a našli tak mezi 917 tisíci měřenými hvězdami 1781 nových proměnných hvězd. Po zpracování celého materiálu v rozsahu asi 2,6 TB údajů očekávají objev přibližně 30 tisíc nových proměnných na sever od -30° deklinace.
D. Luttermoser sledoval jasné miridy R Leo a R. Hya pomocí HST GHRS a našel v některých fázích pulsací čáry Mg II, Fe I i dalších prvků. P. Whitelocková a M. Feast se zabývali určením paralax mirid z měření družice HIPPARCOS. Odtud odvodili hodnotu absolutní hvězdné velikosti pro nulový bod závislosti svítivosti na periodě mirid, tj. K = (0,84±0,14) mag. To pak dává modul vzdálenosti VMM (18,64±0,14) mag, v dobré shodě se vzdáleností VMM pomocí cefeid.
N. Evansová aj. určili ze spekter družice IUE hmotnost sekundární složky dvojhvězdy AW Per, která je klasickou cefeidou s hmotností nad 6,5 M_o. Soustava má oběžnou dobu 40 r. Samotná cefeida je však rovněž dvojitá s oběžnou dobou 6,5 d. Rovněž Polárka (alpha UMi Aa) je klasickou cefeidou ve dvojhvězdě, vzdálené od nás 132 pc. Vykazuje periodu pulsací 3,97 d, jejíž amplituda pulsací se však v posledním desetiletí výrazně zmenšila. Podle R. Wielena aj. obíhá Polárka kolem společného těžiště s průvodní složkou o hmotnosti 1,5 M_o v periodě 29,6 r po značně výstředné dráze. Systém však obsahuje ještě další dvě vzdálenější hvězdy. Polárka má dle nejnovějších měření optickým interferometrem Námořní observatoře USA (T. Nordgren aj.) poloměr 46 R_o, takže k pulsacím dochází na I. harmonické frekvenci. Od r. 1997 je však zřejmé, že hvězda nepulsuje vcelku, ale celý úkaz je mnohem složitější. Týmž přístrojem byly změřeny poloměry dalších cefeid: zéta Gem (vzdálenost 358 pc) na 60 R_o; delta Cep (278 pc) na 45 R_o a éta Aql (382 pc) na 69 R_o. Koncem června 2000 započal výbuch proměnné hvězdy delta Sco, sp. B0eIV, vzdálené od nás 150 pc, která se z obvyklé 2,25 mag počala viditelně zjasňovat a koncem července již byla 1,9 mag. Do konce roku její jasnost vzrostla až na 1,7 mag, takže tím se zřetelně pozměnil vzhled celého souhvězdí Štíra. Úkaz patrně souvisí s výraznou ztrátou hmoty podél rovníku rotující hvězdy Be a nápadně připomíná chování prototypu gamma Cas z let 1937-1940. Další prototyp proměnných hvězd R CrB byl ještě v polovině listopadu na hranici viditelnosti očima (6,1 mag), ale o měsíc později rychle zeslábl na 10,3 mag, což je první zaznamenaný pokles jeho jasnosti od srpna 1999. Tyto poklesy souvisejí zřejmě se vznikem prachových zrníček při ochlazení hvězdné atmosféry.
Prototyp symbiotických proměnných Z And vykázal na přelomu srpna a září 2000 výbuch až na 9,6 mag po delší přestávce od června 1997, kdy dosáhl 9,7 mag. Touto dvojhvězdou se podrobně zabývali A. Skopal aj., kteří ukázali na základě archivních pozorování z let 1895-2000, že soustava, skládající se z obra M4.5 a horké složky o povrchové teplotě 100 kK, má oběžnou periodu 759 d při sklonu dráhy 47°.
S. Watson aj. studovali v letech 1992-97 radiointerferometrem MERLIN na vlnových délkách 60 a 180 mm známou symbiotickou novu V1016 Cyg. Objevili tak tři jasně zářící složky, z níž jedna souvisí s překotnou termonukleární reakcí na povrchu bílého trpaslíka, druhá s pozdním obrem ve dvojhvězdě a třetí s horkou skvrnou v akrečním disku kolem bílého trpaslíka. Týž objekt sledovali v infračerveném pásmu O. Taranovová a V. Šenavrin v letech 1978-1999. Určili odtud oběžnou periodu 470 d a vzdálenost 2,8 kpc. Při poloměru hvězdy 500 R_o z toho vychází svítivost 8,6 kL_o, poloměr prachového obalu 1400 R_o a jeho hmotnost 3.10^-5 Mo. Titíž autoři studovali také symbiotickou proměnnou HM Sge, vzdálenou od nás 1,8 kpc se svítivostí 10 kL_o. Perioda světelných změn činí 535 d, poloměr hvězdy 540 R_o, poloměr prachového obalu 1500 R_o a jeho hmotnost 6.10^-5 M_o. Prachový obal V1016 Cyg se rozpíná 25x pomaleji než u HM Sge.
A. Skopal aj. zpracovali pozorování vzdálené (5,8 kpc) symbiotické dvojhvězdy AP Pav za stoleté údobí od r. 1898. Primární složka je hmotnou horkou hvězdou s efektivní teplotou 30 kK, zatímco sekundární složka je obrem sp. M3-4 III při poměru hmotností 0,4. Horká složka je obklopená rovníkovým prstenem, neboť celá soustava je polodotyková s oběžnou dobou 605 d, jež se sekulárně výrazně zkracuje relativním tempem 3,5.10^-5. T. Yoon a R. Honneycut objevili na světelné křivce symbiotické proměnné PU Vul oscilace s periodou 211 d a amplitudou 0,2 mag. Nejnovější katalog symbiotických hvězd, vydaný K. Belczynskim aj., obsahuje již 180 symbiotických hvězd a dalších 30 podezřelých případů.
J. Landstreet a G. Mathys shrnuli údaje o změřených magnetických polích pro hvězdy Ap. Magnetické a rotační osy pro pomalé rotátory (> 25 d) většinou téměř splývají, zatímco pro rychlejší rotátory zůstávají zkřížené. Za poslední desetiletí se počet změřených polí u hvězd Ap zvýšil pětkrát díky rozvoji příslušné pozorovací techniky. S. Hubrigová sestrojila na základě paralax z družice HIPPARCOS nový diagram HR pro magnetické hvězdy Ap. Zjistila, že se tyto hvězdy kupí uprostřed pásma hvězd hlavní posloupnosti těchže spektrálních tříd, takže magnetické hvězdy musely urazit alespoň třetinu časového intervalu z délky života na hlavní posloupnosti. Ukazuje se, že indukce magnetického pole je nepřímo úměrná délce rotační periody hvězdy, zatímco závisí přímo na teplotě a hmotnosti hvězdy a je tudíž projevem hvězdného dynama. G. Wade aj. studovali vizuální dvojhvězdu KU Hya, s oběma složkami sp. ApV, jež mají přebytek prvků Sr, Cr a Eu. Soustava je od nás vzdálena 140 pc a oběžná dráha je vůči pozorovateli skloněna pod úhlem 139° (retrográdní pohyb). Hmotnosti složek jsou 2,6 a 1,6 M_o a rotační osy obou hvězd jsou víceméně srovnány s osami magnetického dipólu.
B. Balick a D. Reed zkoumali známou planetární mlhovinu NGC 6543 (Kočičí oko) v souhvězdí Draka pomocí snímků z HST v r. 1999. V jejím okolí napočítali celkem 9 prstýnků, vyvržených z hvězdy za posledních 20 tis. roků v intervalech vždy po 1500 letech. Hmotnost každého prstýnků odhadli na tisícinásobky hmotnosti Země. Každé odfouknutí prstýnky je zřejmě spojeno s nafouknutím hvězdy na poloměr kolem 1 AU. HST pořídil rovněž po poslední údržbě hned v polovině ledna 2000 báječné snímky planetární mlhoviny NGC 2392 (Eskymák) v souhvězdí Blíženců, vzdálené od nás 1,5 kpc a s průměrem 0,3 pc. Na snímku jsou patrná jemná vlákna prachu a plynu, připomínající chvosty komet, odvrácené od zdroje.
HST STIS pořídil také 27 snímků planetárních mlhovin ve VMM. Ukázalo se, že v bipolárních výtryscích se nachází více těžších prvků než v kulově souměrných slupkách, což znamená, že bipolární planetární mlhoviny jsou mladší. HST pořídil i jedinečný snímek mlhoviny KjPu 8 (katalog Kazarjan-Parsamjan), vzdálené od nás 1 kpc při průměru 4 pc. Díky dobrém rozlišení se ukázalo, že jde o dvě planetární mlhoviny v těsné dvojhvězdě, jež skončily současně svou pouť ve větvi obrů zhruba před 15 tisíci lety. To ovšem znamená, že hmotnosti obou složek dvojhvězdy byly totožné s relativní přesností na 0,1 promile! Rentgenová družice Chandra sledovala planetární mlhovinu kolem hvězdy BD+30°3639 a zjistila tak rentgenové záření, které se dá dobře vysvětlit jako následek srážky rychlého hvězdného větru bílého trpaslíka s pomalejším větrem červeného obra. Spektrální čáry neonu jsou důkazem, že jde o materiál, který se sem dostal z útrob hvězdy. Podivuhodný proměnný objekt Sakurai (V4334 Sgr) je podle měření ve střední infračervené oblasti teplý jen 670 K, neboť s rostoucí vlnovou délkou jeho jasnost výrazně roste. Tento trend pokračoval i v r. 2000. Zatímco na vlnové délce 1,1 microm byl 13,8 mag, v pásmu 4,6 microm dosahoval již 2,2 mag. V centru objektu se dle J. Pavlenka a L. Jakovinové nachází obří hvězda, jež byla v r. 1996 11 mag a v dubnu 1997 měla efektivní teplotu 5,3 kK. A.
Tatarnikov aj. uvádějí, že v posledních čtyřech letech prodělal objekt čtyři vývojové etapy. V r. 1996 jsme mohli vidět centrální hvězdu nerušeně, jelikož kolem se vůbec nevyskytoval prach, ale o rok později už byla hvězda zastíněna opticky tlustou prachovou obálkou. V r. 1998 přešla hvězda do stádia proměnných typu R CrB a od března 1999 pozorujeme atypicky dlouhé minimum optické jasnosti. Vnitřní poloměr prachové obálky dosahuje 50 AU a hmotnost prachu činí asi 1,6.10^-7 M_o.
K témuž závěru dospěli na základě mnohobarevné fotometrie H. Duerbeck aj. Prachová obálka vzhledem poněkud připomíná plynné slupky kolem nov, ale jejich vývoj je o řád pomalejší. Infračervená měření dalekohledem UKIRT ukázala dle V. Tyneho aj., že hmotnost prachové obálky dosahuje asi 2.10^-7 M_o za předpokladu, že objekt je od nás 3,8 kpc daleko, v dobré shodě s předešlým údajem. Všeobecně se soudí, že jsme svědky závěrečného héliového záblesku ve slupce obra, podobně jako tomu bylo v případě proměnné V605 Aql v r. 1919 a další proměnné FG Sge. Objekt Sakurai se však ze všech tří vyvíjí nejrychleji. Souvztažnost V4334 Sgr s proměnnou V605 Aql ostatně potvrdili S. Kimeswenger aj., když na infračerveném snímku jejího pozůstatku aparaturou DENIS u 1 m teleskopu ESO zjistili, že nově zrozená planetární mlhovina A58 se zcela podobná objektu Sakurai. G. Fritz Benedict aj. pozorovali pomocí hledáčku FGS3 HST dvojhvězdu Feige 24, skládající se z interagujícího bílého a červeného trpaslíka (sp. M1-2eV), kteří jsou od nás vzdáleni 68 pc. Efektivní teplota bílého trpaslíka s uhlíkovým jádrem dosahuje 56 kK a při poloměru 0,02 R_o má hmotnost 0,5 M_o, zatímco červený trpaslík dosahuje jen 0,4 M_o. S. Vennes aj. využili spektrografu STIS k určení poměrného zastoupení prvků C, N, O, Si, Fe a Ni pro bílého trpaslíka v této soustavě.
R. Ibata aj. hledali bílé trpaslíky s velkým vlastním pohybem. Našli přitom v galaktickém halu dva takové objekty, což znamená, že v halu je stokrát více bílých trpaslíků, než se dosud soudilo. Zejména staří chladní bílí trpaslíci tak přispívají asi 10% ke skryté hmotě galaktického hala.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 08. novembra 2001