Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 05. novembra 2002
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
V historii astronomie zůstane už navždy zaznamenán heroický leč marný pokus holandsko-amerického astronoma P. van de Kampa, jenž se pokusil na základě dlouhodobé přesné astrometrie odhalit výskyt průvodců známé Barnardovy hvězdy. Po plných 46 let od r. 1916 pořizoval astrometrické snímky hvězdy týmž 0,6 m refraktorem, z nichž pak r. 1963 odvodil vlnovitý vlastní pohybu této velmi blízké hvězdy, který považoval za důkaz přítomnosti exoplanety s oběžnou dobou 24 roků. Jeho měření zopakovali v letech 1969-1998 astronomové na McCormickově observatoři, aniž by tu vlnovku vůbec našli. Je proto zřejmé, že van de Kamp byl ošálen periodickými změnami geometrických parametrů samotného refraktoru, což znamená, že Barnardova hvězda žádné takové exoplanety nemá.
Jak známo, úspěch při objevu skutečných exoplanet pochází z přesných měření radiálních rychlostí mateřských hvězd, ale fakticky nejcitlivější metodou zůstává i nadále měření změn impulsních period radiových pulsarů. Právě tak objevil A. Wolszczan a D. Frail u milisekundového pulsaru PSR 1257+12 (Vir) vůbec první exoplanety již r. 1992 a posléze dokonce i "exoměsíc". Ten obíhá kolem mateřské neutronové hvězdy - pulsaru ve vzdálenosti 0,19 AU a má minimální hmotnost jen 0,015 M_z; exoplanety o minimálních hmotnostech 3,4 a 2,8 M_z pak ve vzdálenostech 0,36 a 0,47 AU. Podle M. Millera a D. Hamiltona je však pravděpodobné, že ve vzdálenosti nad 6 AU obíhá kolem pulsaru ještě čtvrtá exoplaneta s hmotností minimálně 0,05 M_z, ale maximálně až 81 M_z. Pokud se měření potvrdí, bude to zatím nejbohatší známá soustava exoplanet vůbec.
Další zatím nepříliš rozšířenou metodou je přesné měření malých poklesů jasnosti mateřské hvězdy při přechodu (transitu) exoplanety přes hvězdný kotouček, jež může dosáhnout až 0,5 mag po dobu několika hodin. První tranzity exoplanety byly před časem objeveny u hvězdy 7,7 mag sp. třídy G2 HD 209458 (Peg), vzdálené od nás 46 pc. Povrch exoplanety je vzhledem k blízkosti hvězdy ohřát na teplotu 1100 °C. Autoři objevu D. Charbonneau aj. využili nyní HST k porovnání vzhledu spektra hvězdy během tranzitu a mimo něj a odhalili tak nepřímo atmosféru exoplanety, jež obsahuje sodík. Jde o mimořádně citlivou analytickou metodu. Pomocí HST STIS měřili změny jasnosti hvězdy T. Brown aj. Dosáhli tak fantastické přesností měření ±0,0001 mag při celkovém poklesu jasnosti až 0,02 mag. Celý přechod exoplanety přes hvězdný kotouč trval 3 h, když celková oběžná doba exoplanety činí 3,5 d. Tak se zpřesnily parametry exoplanety, neboť vůbec poprvé známe spolehlivě sklon dráhy 87°: hmotnost 0,7 M_j; poloměr 1,35 M_j.
Jelikož však dráhové parametry u nadějných soustav s vhodným úhlem sklonu dráhy exoplanety vůči zornému paprsku dávají předpovědi transitů s chybou řádu 10 h, naskýtá se tak nečekaně výtečná příležitost pro astronomy-amatéry, neboť pokles jasnosti o více než 0,3 mag lze rozpoznat i při pozorování očima. Vhodným tipem je trpasličí hvězda Gl 876 (Aqr) sp. třídy M, vzdálená od nás pouhých 4,6 pc. Nejproduktivnější skupině hledačů exoplanet, vedené G. Marcym a P. Butlerem, se totiž právě u ní podařil počátkem r. 2001 kapitální úlovek dvou obřích planet, jež vykazují základní dráhovou rezonanci 2:1, když jejich poloosy činí 0,13 a 0,21 AU, výstřednosti 0,28 a 0,10 a oběžné doby činí po řadě 30 a 61 dnů; nepřesnost rezonance navíc prokazuje, že jde určitě o plynná tělesa. Podle J. Lissauera aj. jsou jejich minimální hmotnosti 0,5 a 1,8 M_j. Jelikož odstup poloměrů drah je pouze 0,08 AU, považovali astronomové dlouho výsledky měření za důkaz existence jediného tělesa na velmi výstředné dráze. Teprve 6 let velmi přesných měření radiálních rychlostí na dvou různých dalekohledech odhalila tuto kamufláž a naprosto udivující základní rezonanci.
V naší sluneční soustavě vykazuje jedinou planetární dráhovou rezonanci 3:2 pouze Pluto vůči Neptunu. Nepřesnost dráhové rezonance v soustavě Gl 876 však znamená, že budoucnost soustavy je omezená: exoplanety nakonec buď na mateřskou hvězdu spadnou, anebo od hvězdy uniknou do mezihvězdného prostoru a stanou se z nich nomádi. B. Reipurth a C. Clarkeová usuzují na základě počítačových simulací, že planetární nomádi jsou velmi běžní: jsou to třeba i hvězdné zárodky, které však uniknou z mateřské soustavy dříve, než si naberou dost hmoty na to, aby z nich byly pořádné hvězdy. Výpočty J. Lissauera a E. Rivery prokázaly naopak poměrně dobrou dlouhodobou stabilitu drah tří exoplanet s oběžnými dobami od 4,6 d do 3,6 roků u hvězdy ypsilon Andromedae (sp F8 V). Soustava se udrží pohromadě alespoň 100 milionů roků.
Také druhá nejproduktivnější skupina, vedená švýcarským astronomem M. Mayorem, zaznamenala při pozorování na jižní polokouli pomocí spektrografu CORALIE řadu pozoruhodných objevů. U hvězdy HD 82943 (Hya) našli dvě exoplanety v dráhové rezonanci 3:2 s oběžnými dobami 445 a 668 d. U hvězdy HD 74156 nalezli exoplanetu na typicky kometární dráze s oběžnou dobou 112 d a výstředností 0,93 ! Tento rekord však vzápětí vyrovnali D. Naef aj. když objevili exoplanetu s touž výstředností u složky B vizuální dvojhvězdy HD 80606. Exoplaneta o minimální hmotností 4 M_j obíhá v periodě 112 dnů, takže v pericentru se doslova otírá o mateřskou hvězdu! N. Santos aj. objevili dvě exoplanety s hmotností větší než 5 M_j, obíhající kolem mateřských hvězd HD 28185 (Eri) a HD 213240 (Gru) po kruhových drahách v periodách 1,05 a 2,6 roků. G. Istraelian aj. nalezli v atmosféře hvězdy HD 82943 (Hya, sp. G0) nuklid 6^Li, pocházející nejspíš z exoplanety o hmotnosti asi 2 M_j, která se na hvězdu kdysi zřítila. Není vyloučeno, že kolem hvězdy obíhá v periodě 220 dnů další exoplaneta s hmotností minimálně 0,9 M_j. Nepřímo odtud plyne, že asi čtvrtina hmoty hlavního pásma planetek sluneční soustavy se již zřítilo na Slunce.
Během r. 2001 stoupl počet známých exoplanet na 80, což je velmi prudký nárůst, související s tím, že se začínají zúročovat mnohaleté souvislé řady přesných měření radiálních rychlostí, takže zejména přibývají exoplanety s dráhovými poloosami nad 3 AU, jejichž oběžné doby činí více let. To je např. důvod, proč D. Fischerová aj. objevili druhou exoplanetu u hvězdy 47 UMa, takže tato soustava obsahuje nejenom "jupiter" ve vzdálenosti 2,1 AU s oběžnou dobou 3,0 roků, ale i "saturn" ve vzdálenosti 3,7 AU a oběžné době 7,1 let.
S. Zucker a T. Mazeh vybrali 47 mateřských hvězd známých exoplanet a hnědých trpaslíků, jejichž přesné polohy změřila družice HIPPARCOS, takže se jim podařilo určit sklony oběžných drah průvodců k zornému paprsku. Jakmile je sklon znám, lze stanovit spolehlivé horní meze pro jejich hmotnosti, zatímco spektroskopická pozorování dávají meze spodní. Nejnižší horní mez přísluší zmíněnému "jupiteru" u hvězdy 47 UMa - 0,014 M_o, což je na rozhraní mezi obří exoplanetou a hnědým trpaslíkem. V dalších 13 případech je jako průvodce vyloučena "lehká" hvězda, ale není vyloučen hnědý trpaslík. Naproti tomu mnoho údajných hnědých trpaslíků jsou ve skutečnosti právě ony velmi lehké hvězdy.
A. Boss se domnívá, že bychom měli relativně nejsnáze nacházet velmi hmotné exoplanety s hmotnostmi kolem 10 M_j, ale jejich počet je ve skutečnosti překvapivě malý. To zřejmě souvisí se způsobem, jak vznikají dvojhvězdy, kde je zřetelná tendence, aby méně hmotný zárodek nabral z prahvězdného mračna relativně více hmoty, než zárodek hmotnější. Velmi hmotné exoplanety proto vznikají jedině z fluktuací hustoty v zárodečném protoplanetárním disku, a proto jsou tak vzácné. Jestliže hmotnost takto vzniklých těles přesáhne hranici 13 M_j, nejde však již o exoplanetu, nýbrž o hnědého trpaslíka.
Podle J. Gizise byl první hnědý trpaslík prokázán až v r. 1995. Ačkoliv jejich počet je patrně větší, než počet hvězd, nepřispívají příliš k zastoupení tzv. skryté hmoty Galaxie. Zhruba pětina hnědých trpaslíků tvoří páry ve vzájemné vzdálenosti od 1 do 10 AU. Přestože nemají rentgenovou korónu, vyskytují se na jejich povrchu rentgenová vzplanutí. Hranice mezi méně hmotnými hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami není ostrá a takové objekty pak prakticky nelze jednoznačně zatřídit.
C. Ladovi aj. se podařilo v mlhovině v Orionu odhalit dalších 100 hnědých trpaslíků o stáří pouze 1 milionu roků jež jsou obklopeny asi ve třech pětinách případů horkými cirkumstelárními disky, což prakticky znamená, že i hnědí trpaslíci mohou mít kolem sebe posléze exoplanety. M. Kenworthy aj. našli vícenásobnou soustavu 300 milionů roků starých a 10 pc vzdálených hnědých trpaslíků Gl 569B (sp. dM8.5) s úhrnnou hmotností nanejvýš 0,2 M_o. Tři trpaslíci o hmotnosti kolem 50 M_j jsou od sebe navzájem vzdáleni po řadě 50 a 1 AU. Totéž nezávisle potvrdili i B. Lane aj.
A. Burrows aj. konstatovali, že modely exoplanet a hnědých trpaslíků jsou už fakticky samostatným oborem astrofyziky na pomezí mezi hvězdami a planetami sluneční soustavy. Z téhož důvodů bylo potřebí doplnit spektrální třídění o nové spektrální typy pro hnědé trpaslíky a obří exoplanety, tj. L a T Dosud známe něco přes 150 hnědých trpaslíků a bezmála stovku exoplanet. Exoplanety se zatím objevují v sousedství hvězd spektrálních tříd F7 -- M4 a jejich minimální hmotnosti vesměs přesahují 0,25 Mj. Méně hmotné exoplanety určitě existují, ale leží dosud pod prahem možností detekce metodou přesných radiálních rychlostí.
Tato mez se ovšem neustále posouvá. U obřího dalekohledu VLT v Chile byl nedávno uveden do chodu spektrograf HARPS, dosahují přesnosti měření radiálních rychlostí ±1 m/s, takže brzy lze očekávat objevy exoplanet s hmotností kolem 0,1 M_j. Všechny exoplanety s poloměry většími než 0,75 M_j se skládají výlučně z vodíku. Menší exoplanety mohou být ledové, anebo obsahují kamenná olivínová jádra. Podle R. Butlera aj. má 7% hvězd blízkých ke Slunci exoplanety typu Jupiteru s oběžnou dobou kratší než 5 roků. Nejhmotnější exoplanety mají zhruba 5 M_j a s klesající hmotností až do pozorovací meze funkce hmotnosti plynule roste, takže je prakticky jisté, že daleko nejvíce exoplanet se vyskytuje pod rozlišovací mezí současné pozorovací techniky. Podle V. Béjara aj. je výskyt exoplanet-nomádů s hmotností 5 M_j srovnatelný s výskytem červených trpaslíků třídy M, tj. méně hmotných exoplanet je pak nesmírně mnoho, i když jejich příspěvek ke skryté hmotě vesmíru není nijak významný. D. Barrado y Navascués aj. odhalili na snímcích dalekohledem ESO VLT1 v kupě kolem hvězdy sigma Ori již 15 nomádů s hmotnosti 8 -- 18 M_j.
Exoplanety podobné prototypu 51 Peg těsně u mateřských hvězd na kruhových drahách s oběžnou periodou řádu dní jsou asi o řád vzácnější, ačkoliv se dají poměrně nejsnáze objevit. Podle J. Donnisona a I. Williamse je průměrná hodnota hmotnosti obřích exoplanet 2,4 M_j a pro hlavní poloosy drah nad 0,2 AU je typická značná výstřednost jejich drah. Mateřské hvězdy mají většinou vyšší metalicitu než je sluneční; jinými slovy, čím bude vesmír starší, tím bude více exoplanet. I pro exoplanety lze již sestrojit docela jednoznačnou závislost mezi efektivní teplotou a zářivým výkonem, tedy formální obdobu Hertzsprungova-Russellova diagramu pro hvězdy. Podle W. Hubbarda aj. posloupnosti hvězd, hnědých trpaslíků a obřích exoplanet na sebe zcela plynule navazují. V současné době se soustavně sledují změny radiálních rychlostí pro 1200 nejbližších hvězd na 8 observatořích po celém světě, takže lze očekávat podstatné zlepšení statistických údajů již v blízké budoucnosti.
Velkým překvapením bylo první pozorování rentgenové erupce na hnědém trpaslíku LP944-20, odhalené družicí Chandra v prosinci 1999. Nyní E. Berger aj. zjistili, že trpaslík prodělal několikaminutové radiové vzplanutí koncem srpna r. 2000, jehož maximální zářivý výkon bezmála 10^20 J překonal o tři řády i ty nejoptimističtější odhady; skoro určitě jde o synchrotronové záření na gigahertzových frekvencích.
U nejmladších prahvězd se pozorují jednak masivní akreční disky a jednak výtrysky hmoty kolmo k rovině disku. Pro hvězdy slunečního typu trvá tato klíčová epizoda vývoje pouhé statisíce let. Pak akrece materiálu na prahvězdu skončí, výtrysky zmizí a z akrečního disku zůstává jen tenký prachový disk, z něhož pak vznikají planety. Naproti tomu velmi hmotné prahvězdy prodělávají tak bouřlivý raný vývoj, že kolem nich žádné planety nevznikají. Typickým příkladem je podle D. Sheperda aj. prahvězda G192.16-3.82 v Orionu o hmotnosti kolem 10 M_o a stáří 200 tisíc let, vzdálená od nás 1,8 kpc. Podle měření rozšířenou anténní soustavou VLA (nová přídavná anténa je od původní konfigurace obřího Y vzdálené plných 50 km) bylo ve dvou protilehlých výtryscích z této prahvězdy již vyvrženo na 100 M_o (!) do vzdálenosti až 5 pc. Akreční disk o průměru 130 AU kolem prahvězdy má však ještě stále dvakrát větší hmotnost, než samotná prahvězda.
Podle G. Basriho se v okolí Slunce vyskytují extrémně mladé hvězdy nejvíce v obřím molekulovém mračnu ve vzdálenosti pouhých 120 pc od nás. Prozradily se intenzívním rentgenovým zářením asi tisíckrát větším než u Slunce a pohybují se souběžně v malých skupinách. Nejbližší asociace TW Hya, tvořená 20 prahvězdami, se nalézá ve vzdálenosti pouze 50 pc od Slunce a prozradila se společným vlastním pohybem. B. Zuckerman aj. objevili společný vlastní pohyb 17 mladých hvězd o průměrném stáří 12 milionů let v čele se známou hvězdou beta Pic, kolem nichž se často nacházejí prachové disky nebo jež jsou doprovázeny hnědými trpaslíky. Právě zde lze hledat budoucí planetární soustavy. Nejaktivnější hvězdnou kolébkou v našem okolí je pak oblast Velké mlhoviny v Orionu, vzdálená od nás 450 pc, jak ukázali Y. Tsuboi aj. pomocí snímků rentgenové družice Chandra. Příslušné obří molekulové mračno OMC-3 se díky překotné tvorbě hvězd prakticky rozplyne během pouhých 10 milionů let. Podle A. Bosse končí proces vzniku hvězd ve skupinách tím, že gravitačním hroucením zbytků zárodečného chuchvalce vznikají osamělé planety o hmotnostech až 13 M_j.
Prototypem rané planetární soustavy se stala hvězda zéta Lep (sp A3) o hmotnosti 2 M_o, zářivém výkonu 15 L_o a minimálním stáří 50 milionů let, vzdálená od nás 22 pc. Podle C. Chena a M. Jury je obklopena prachovým pásem ve vzdálenosti 6 AU od hvězdy, jenž obsahuje asi 200krát více materiálu, než hlavní pás planetek u Slunce. Jelikož stávající prach by měl být v krátké době ze soustavy vymeten, je zřejmé, že se neustále doplňuje drcením větších planetek o úhrnné hmotnosti 4.10^23 kg. Autoři se domnívají, že právě takto mohla vypadat naše sluneční soustava asi 100 milionů let po svém vzniku. Současný pás planetek ve sluneční soustavě je ovšem pouhým nepatrným zbytkem původního, neboť jeho nynější hmotnost dosahuje řádu 10^21 kg.
Když před 40 lety započal výzkum oscilací slunečního poloměru, jenž vedl k rozvoji helioseismologie jako mimořádně účinné metody pro průzkum pozorovatelsky nepřístupného slunečního nitra, málokdo tušil, že v tak krátkém mezidobí se podaří něco obdobného pro hvězdy podobné Slunci. První stelární seismologická měření se zdařila v r. 1999 u jasného Prokyonu (sp. F5 IV-V) a vloni ještě ve vyšší kvalitě (přesnosti měření dosáhla neuvěřitelných 2,7 m/s) F. Carrierovi aj. pro hvězdu beta Hyi sp. třídy G2 IV a F. Bouchymu a F. Carrierovi pro alpha Cen A (sp. G0). Tím se otevírá jedinečná příležitost zkoumat fyzikální poměry v nitrech hvězd, podobně jako geofyzici dokáží pomocí seismických měření studovat nitro Země. I. Baraffe aj. ukázali, že radiální pulsace vyvolávají nestabilitu velmi masivních hvězd III. populace (tj. historicky první generace; bez příměsi kovů) pro hmotnosti vyšší než 120 M_o. Tím je dána praktická mez hmotnosti hvězd kolem 100 M_o. Naproti tomu P. Madau a M. Rees se domnívají, že i hvězdy III. populace nad 150 M_o mohou vznikat, ale vzápětí se hroutí na černé díry. Je velmi těžké to ověřit, jelikož takové hvězdy v naší Galaxii už dávno neexistují, a ve vzdálených částech vesmíru jsou příliš slabé na to, aby je bylo možné odhalit.
P. Young aj. se zabývali problematikou velikosti apsidálního pohybu v zákrytových těsných dvojhvězdách, jehož hodnoty jsou často v rozporu jak s představami o stavbě hvězd tak s obecnou teorií relativity. K měření se hodí nejlépe zákrytové soustavy, kde jsme schopni vidět spektrální čáry obou složek, což je v tuto chvíli pouze 18 dvojhvězd s hmotnostmi složek v rozsahu 1,1 -- 2,6 M_o; z toho tři případy obsahují hvězdy ještě před hlavní posloupností. Odtud vyplývá, že skutečné hvězdy mají vyšší koncentraci hmoty směrem do centra, než dosavadní modely předpokládaly a dále, že v nitru jsou více než se čekalo zastoupeny těžší prvky. Když k tomu připočteme vliv rotace hvězd na stáčení přímky apsid, je odstraněn i zmíněný rozpor s obecnou relativitou.
P. Wesson shrnul nevyřešené problémy astrofyziky, které se ponejvíce vyskytují na rozhraní mezi astronomií, teorií relativity a kvantovou fyzikou. Výslovně uvedl problematiku vakuového pole a supersymetrie, jednotné teorie interakcí GUT, kvantové gravitace, topologie prostoru, povahy a velikosti kosmologické konstanty, skryté hmoty, Machova principu, horizontů a dimenzionality vesmíru, fundamentálních fyzikálních konstant, vlastností neutrin a dalších zejména pak supersymetrických částic. Z čistě astrofyzikálních otázek pak připomněl původ galaxií a dalších struktur, příčinu jejich rotace, vztah mezi hmotností a momentem hybnosti kosmických těles, zda skutečně došlo k velkému třesku, a konečně otázky výskytu života ve vesmíru resp. Fermiho paradoxu.
M. Wittkowski aj. využili Námořního interferometru Lowellovy observatoře k proměření úhlových průměrů tří pozdních obrů na základnách až 37,5 m dlouhých. Odtud vyplynuly jejich lineární poloměry od 56 do 114 R_o a potvrdily se teoretické modely rozložení jasnosti na kotoučcích obřích hvězd. G. van Bellovi aj. se podařilo poprvé zobrazit kotouček hvězdy hlavní posloupnosti díky optickému interferometru na Mt. Palomaru o velmi dlouhé základně 100 m. Šlo o jasného Altaira (sp A7 IV-V) v Orlu o poloměru 1,8 Ro a efektivní teplotě 7,7 kK. Kotouček je zploštělý s poměrem poloos 1,14 a úhlovým průměrem 0,003arcsec. Hvězda totiž rychle rotuje s minimální obvodovou rychlostí 210 km/s. N. Smith aj. ukázali pomocí pozorování HST, že proměnná VY CMa, M5e Ia, vzdálená 1,5 kpc, patří k nejsvítivějším červeným veleobrům vůbec, neboť dosahuje 500 kL_o. Je obklopena rozsáhlou mlhovinou rozptýlené hmoty, protože ročně ztrácí 3.10^-4 M_o. Při absolutní bolometrické hvězdné velikosti -9,5 mag ji řadíme k tzv. hyperobrům třídy OH/IR. M. Jura aj. studovali v milimetrovém pásmu hvězdu HD 179821 (sp G5 Ia), která ještě před 1600 lety byla červeným hyperobrem a která ročně ztrácí 3.10^-4 M_o. Autoři zjistili, že je obklopena rozsáhlým plynným obalem a směřuje k výbuchu supernovy (typu Keplerovy supernovy z r. 1604) za pouhých 100 tisíc let. Podle T. Tsujiho vyplývá z měření infračervené družice ISO, že obří hvězdy K a M mají ve své atmosféře vodní páru.
P. Tenjes aj. ukázali, že hvězda HIP 60350 (sp B4-5 V) o hmotnosti 5 M_o unikla před 20 miliony lety z otevřené hvězdokupy NGC 3603, vzdálené od nás 3,5 kpc, rychlostí plných 417 km/s. F. Walter aj. zase uvedli, že z oblasti Trapezu v mlhovině v Orionu unikly před 2,5 miliony lety hvězdy mí Col a AE Aur, podobně jako 60 pc vzdálené rentgenová dvojhvězda RX J1856-37 (CrA), která prchá od skupiny ve Štíru tempem 0,3arcsec/r.
R. Scholz aj. našli díky vlastnímu pohybu 0,8arcsec/r blízkého červeného trpaslíka LHS 2090 (sp dM6.5) ve vzdálenosti 6 pc od Slunce. Pořídili totiž spektra pro všechny červené hvězdy s vlastním pohybem nad 0,18arcsec/r a odtud usoudili, že ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce nebyla dosud třetina zde pobývajících hvězd objevena. Do této vzdálenosti je zatím známo 280 hvězd, přičemž hlavním důvodem neúplnosti přehlídky je nedostatek dostatečně starých měření na jižní polokouli.
P. Tuthill aj. zkoumali originálním způsobem dvojhvězdu LkHalpha 101 pomocí Keckova teleskopu. Na sekundární zrcadlo totiž umístili speciální masku, která sice pohltila 90% dopadajícího světla, ale zato fantasticky zvýšila rozlišovací schopnost dalekohledu, jenž pak umožnil čtyřikrát lepší rozlišení než má HST! Díky tomu prokázali, že složky dvojhvězdy jsou od sebe vzdáleny 27 AU, a že kolem primární složky se nachází horká prachová obálky ve tvaru koblihy.
Naprostou kuriozitou se stal objev nejjasnější zákrytové dvojhvězdy na nebi pomocí kosmické sondy Galileo. Sonda totiž používala podle palubního programu pro svou orientaci jasné hvězdy 2 mag na jižním nebi delta Vel a v červnu 2000 přitom došlo k výpadku orientace, který se zprvu přičítal nějaké poruše samotné navigační aparatury, což se dodatečně zjistilo též pro pozorování z listopadu 1989, kdy sonda teprve k Jupiteru směřovala. Posléze se však ukázalo, že k selhání navigace došlo v krátkém intervalu, kdy jasnost hvězdy poklesla o 0,3 mag vlivem zákrytu složek dosud neznámé dvojhvězdy! Dohledání v archivu americké asociace AAVSO odhalila příležitostná pozorování zákrytu argentinským astronomem-amatérem S. Oterem již od r. 1997, což pak umožnilo snadno stanovit neobvykle dlouhou oběžnou dobu soustavy 45 dnů, zatímco zákryty složek trvají jenom pár hodin. Tím lze vysvětlit, že zákryty tak dlouho unikaly pozornosti, ale svou roli zřejmě sehrál i fakt, že na jižní polokouli působí daleko méně astronomů profesionálů i amatérů než na polokouli severní.
C. Laws a G. Gonzales zjistili, že spektroskopická dvojhvězda 16 Cyg AB je prvním párem slunečních "dvojčat", který známe. Obě složky mají totiž se Sluncem téměř shodné spektrum; liší se od něho pouze o něco vyšším zastoupením kovů. Složku B navíc obíhá obří exoplaneta. M. Barstow aj. využili širokoúhlé kamery HST k rozlišení 8 dvojhvězd typu Sírius AB, tj. kombinace ranější hvězdy hlavní posloupnosti a bílého trpaslíka. Oběžné doby bílých trpaslíků se přitom pohybují od stovek po tisíce let; nejkratší periodu 18 let má dvojhvězda zéta Cyg. Z těchto měření je možné odvodit jak hmotnost jednotlivých bílých trpaslíků tak gravitační (Einsteinovy) červené posuvy. J. Bochanski a E. Sion odhalili pomocí družice IUE povahu průvodce proměnné omikron Cet, vzdálené od nás 128 pc. Jde o bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M_o a efektivní teplotě 9 kK, jehož stáří činí asi 850 milionů roků. Trpaslík je zahalen ještě teplejším akrečním diskem, který vzniká prouděním hvězdného větru ze samotné Miry Ceti. M. Perryman aj. použili poprvé ve hvězdné fotometrii supravodivý Josephsonův můstek, jenž je jednak mimořádně citlivý a jednak může měřit v intervalech řádu mikrosekund. Dokázali tak pokrýt světelnou křivku zákrytové dvojhvězdy UZ For (18 mag) během oběžné periody 126,5 min i během vlastního zákrytu v trvání pouhých 8 min. Zjistili, že jde o tzv. polar s indukcí magnetického pole bílého trpaslíka řádu 1 kT.
R. White a A. Ghezová se zabývali výzkumem vlastností 44 mladých dvojhvězd v oblasti Tau-Aur pomocí HST a IRTF. Ukázali, že tyto dvojhvězdy vesměs vznikly drobením původního mezihvězdného mračna, nikoliv nestabilitami v zárodečném hvězdném disku nebo dokonce pozdějším zachycením osamělých zárodků hvězd. A. Čerepaščuk shrnul údaje o Wolfových-Rayetových hvězdách (WR) a relativistických hvězdných objektech ve dvojhvězdách. Nejvíce složek dvojhvězd WR má hmotnosti v rozmezí jednak 1 -- 2 M_o a dále 20 -- 44 M_o. Relativistické objekty, doprovázející WR hvězdy, mají bimodální rozložení hmotností, s maximy kolem 1,35 M_o (neutronové hvězdy) a dále 9 M_o (hvězdné černé díry). Složky s hmotnostmi v pásmu 2 -- 4 M_o jsou vzácné. Autor upozorňuje, že C-O jádra hvězd WR mají podobné hmotnosti jako hvězdné černé díry, takže není vyloučeno, že hvězdy WR právě tak skončí.
V. Niemela připomněl historické mezníky ve zkoumání dvojhvězd. Podvojnost Mizara odhalil J. Riccioli kolem r. 1650; C. Huygens rozlišil první tři složky Trapezu v Orionu a C. Mayer r. 1781 pořídil první katalog 80 hvězdných párů. O rok později objevil J. Goodricke první zákrytovou dvojhvězdu - Algol, a vyslovil domněnku, že je o soustavu dvou objektů kolem sebe navzájem obíhajících, které se periodicky zakrývají. V témže roce vydal W. Herschel obsáhlejší katalog 269 dvojic, ale sám zprvu nevěřil, že může jít o skutečné kosmické páry - domníval se, že jde o náhodné promítání nestejně vzdálených hvězd přibližně do téhož směru. Svůj názor však změnil, když mohl r. 1797 potvrdit, že některé vizuální dvojhvězdy vykazují relativní oběžný pohyb. Vyhledávání dvojhvězd na jižním nebi pak uskutečnil jeho syn John v letech 1833-1838. V r. 1824 získal W. Struwe na observatoři v Tartu (Estonsko) první přístroj na paralaktické montáži od samotného J. Fraunhofera. Dokázal pak přímo u dalekohledu proměřit až 400 poloh hvězd za hodinu! Ve 129 nocích tak získal údaje o polohách 120 tisíc hvězd. V r. 1889 odhalil E. Pickering Mizara A jako spektroskopickou dvojhvězdu. Dvojhvězdy, které jsou zároveň zákrytové a spektroskopické (obzvláště s čarami obou složek ve spektru soustavy), jsou základem pro určování spolehlivých geometrických i fyzikálních vlastností hvězd. Díky jim je ověřen mj. vztah hmotnost-zářivý výkon pro hvězdy s hmotnostmi v intervalu 1 -- 25 M_o; pro vyšší hmotnosti jde o pouhou extrapolaci.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 08. novembra 2002