HVĚZDY

Charakteristiky hvězd

• Vzdálenost (měříme v l.y., AU, pc).

  • AU: Astronomical Unit, astronomická jednotka. Průměrná vzdálenost Země od Slunce. 1 AU = 150×106 km.

  • l.y.: Světelný rok. Vzdálenost, kterou světlo ulétne za jeden rok. 1 l.y. = 9,46×1012 km.

  • pc: Parsec, paralaktická sekunda. Vzdálenost, ze které by poloměr oběžné dráhy Země byl kolmo k zornému paprsku vidět pod úhlem 1".1 pc = 30,9×1012 km = 3,27 l.y.

• Magnituda (logaritmická míra jasnosti objektu)

  • relativní magnituda m: m = –2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice. Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu –0.04, nejjasnější hvězda celé noční oblohy – Sirius má magnitudu –1,6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí i na vzdálenosti hvězdy.

• • absolutní magnituda M: Magnituda, kterou by hvězda měla podle předchozí definice ve vzdálenosti 10 pc. Závisí jen na skutečné svítivosti hvězdy. Každou hvězdu si představíme „přestěhovanou“ do vzdálenosti 10 pc. Zadáváme-li vzdálenost hvězdy v parsecích, platí mezi absolutní a relativní magnitudou jednoduchý vztah: M = m + 5 – 5 log r. Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné cefeidy, jejichž absolutní magnituda má souvislost s periodou proměnnosti P vyjádřenou ve dnech podle vztahu M = –2,81 log P – 1,43. Ze známé periody a relativní magnitudy určíme z posledních dvou vztahů snadno vzdálenost hvězdy.

• Spektrální třída (teplota 3000 K až 100 000 K). Rozdělení na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově universitě (Harvardská spektrální klasifikace) před více jak sto lety. Původně byly hvězdy rozděleny do osmi skupin podle typu spektra (O, B, ... M). Ve skutečnosti typ spektra závisí na povrchové teplotě hvězdy a tak spektrální třída vypovídá spíše o teplotě hvězdy než o jejím složení.

• • W:  Wolfovy-Rayetovy hvězdy jevící široké emisní čáry vodíku a helia.

  • O: Silné spojité spektrum, absorpční čáry ionizovaného helia.

  • B: Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného kyslíku.

  • A: Silné čáry Balmerovy série vodíku. Objevují se čáry ionizovaného vápníku a čáry kovů.

  • F: Čáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku a kovů.

  • G: Velmi silné čáry ionizovaného vápníku, slabé čáry Balmerovy série, početné čáry kovů, zejména železa.

  • K: Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul. Hvězdy mají oranžovou barvu.

  • M: Silné pásy molekul, zejména oxidu titanatého. Hvězdy mají červenou barvu.

  • L: Chladní trpaslíci balancující na hranici udržení TN syntézy, maximum záření v IR, pásy molekul FeH, CrH, H2O, CO2.

  • T: Při teplotě pod 1499 K vzniká metan a ve spektru se objevují typické IR čáry metanu.

•  

• Spektrální třída L je po více jak sto letech novou navrhovanou spektrální třídou (1998). Způsobil to objev značného množství chladných podhvězd zářících v IR oboru (1300 K ÷ 2000 K). Většinou jde o hnědé trpaslíky s hmotností 30 - 80 hmotností Jupitera, kteří jsou sotva schopni udržet TJ syntézu v jádře. Posloupnost spektrálních tříd si můžete zapamatovat za pomoci anglické mnemotechnické pomůcky:  "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss My Lips" nebo českého ekvivalentu "Olda bude asi fňukat, Gustave, kup mu lízátko".

• Hmotnost (0,1 až 80 MS). V hmotnostech se hvězdy liší při vzniku až v poměru 1:1000. Málo hmotné hvězdy vůbec nevzniknou -  gravitační přitahování není dostatečně silné, aby tlak a teplota v centru umožnily zapálení termonukleární syntézy. Hmotné hvězdy se již při vzniku rozpadají na menší. Hmotné hvězdy se vyvíjejí podstatně rychleji než méně hmotné, takže i jejich „životní kariéra“ je podstatně kratší.

• Rozměr (10 km až 1000 RS). Povrch hvězdy byl poprvé vyfotografován v roce 1995 (Betelgeuse, HST). Interferometricky byl úhlový rozměr hvězd poprvé naměřen v roce 2001 na interferometru tvořeném čtyřmi dalekohledy VLT se základnou 200 m. Šlo o hvězdu γ Cru (0.025") a α Hyd (0.009").

• Hustota (10–7 až 1015 ρS). V hustotách se hvězdy liší nejvíce.

• Vlastní pohyb (tangenciální, radiální rychlost). Tangenciální pohyb způsobuje změnu tvaru souhvězdí v průběhu tisíciletí. Radiální pohyby způsobují změny frekvence a jsou měřitelné pomocí  Dopplerova jevu (změny polohy spektrálních čar způsobené přibližováním či vzdalováním objektu). Největší vlastní pohyb byl naměřen u hvězdy Barnardova šipka (vrad = –110 km/s).

Obrázky

(použity jsou materiály NASA a materiály z CD "J. Grygar, Z. Pokorný: Astro 2001").

Hvězdná obloha (vlevo). Prostým okem vidíme asi 3000 hvězd. Nejbližší hvězdy (uprostřed). Poloha nejbližších hvězd vzhledem ke Slunci. Proxima Centauri (vpravo). Pozice druhé nejbližší hvězdy Proximy Centauri.

Slunce (vlevo). Nejbližší hvězdou je naše Slunce s typickými slunečními skvrnami. Sluneční skvrny. Detail Slunečních skvrn (vpravo).

Slunce. Erupce ve vnějších a povrchových vrstvách Slunce (vlevo). Protuberance na Slunci ovládané magnetickými poli (uprostřed). Vnější "atmosféra" Slunce - koróna. Je pozorovatelná jen při zatmění Slunce (vpravo).

HR diagram (Hertzsprungův-Russelův)

V HR diagramu jsou znázorněny hvězdy podle povrchové teploty, resp. spektrální třídy (vodorovná osa) a podle svítivosti, resp. absolutní magnitudy (svislá osa).

• 1-2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty

• 2 rovnováha gravitace a tlaku látky

• 2-3 pomalé smršťování při rovnováze

• 3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti

• 3-4 dohoření H v jádře

• 4-5 smršťování jádra, zvyšování teploty

• 5 zapálení H ve slupce kolem jádra

• 5-6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra

• 6 zapáleni He v jádře, červený, žlutý oranžový obr

• 6-7 rozpínání a chladnutí obalu -> únik hmoty

• 7 dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, ... atd. až po skupinu železa

• 8 -> stadia pulsací, gravitační smršťování.

Předhvězdný vývoj

Z prvopočátečních plynoprachých mlhovin se vyvíjejí nestabilitami prvotní shluky (globule), budoucí zárodky hvězd. Jeli velikost mlhoviny větší než udává tzv. Jeansovo kritérium, může se hroutit samovolně. Vždy je však třeba určitý počáteční impuls. Tím může být exploze blízké supernovy, přechod přes spirální ramena galaxie, elektromagnetické síly nebo prolínání dvou galaxií. Srážky galaxií jsou ve Vesmíru asi dost častým jevem, ale nepředstavujte si je jako nějaký bouřlivý jev. Rozměry hvězd jsou mnohonásobně menší než jejich vzdálenosti a tak přímá srážka dvou hvězd je naprosto výjimečná. Jde spíše o prolínání dvou galaxií doprovázené překotnou tvorbou hvězd z vhodných mlhovin.

•  

  Typická pramlhovina
  d ~ 20÷30 l.y.   M ~ 100÷1000 MSlunce   n ~ 105÷109 m-3   T ~ 100 K   HII + prach

Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. Roste tlak a teplota v nitru. Na tzv. Hyashiho linii se zastaví rychlé smršťování. V rovnováze je gradient tlaku plynu s gravitačními silami. Toto stádium se nazývá protohvězda. Později stoupne teplota a tlak v nitru natolik, že se zapálí termonukleární reakce - narodí se hvězda. Typickým příkladem jsou hvězdy rodící se ve Velké mlhovině v Orionu M42 a v Orlí mlhovině M16.

Úloha prachu:

• Odvod energie. Záření prachu probíhá zejména v kontinuu. Celková energie odvedená z globule zářením prachu je podstatně větší než energie odvedená zářením iontů (září jen v čarách).

• Stlačování okolním světlem. Světlo okolních hvězd působí na prach v globuli tlakem světelného záření a tím přispívá ke kompresi globule.

Hvězdy vznikají z protohvězdných mlhovin v celých skupinách. Po zapálení TJ syntézy dojde k vymetení zbylé mezihvězdné látky (gravitačního „tmelu“) silným hvězdným větrem. Většinou vzniknou postupně se rozpadávající skupiny hvězd (hvězdné asociace) nebo hvězdokupy. 
 

Hvězdy hlavní posloupnosti

Spalují v jádře vodík na helium (pp řetězec nebo CNO cyklus). Vysoce stabilní konfigurace, ve které setrvávají řádově deset miliard let. Vyzařovaný výkon s hmotností hvězdy roste podle vztahu L ~ M 7/2, rozměry hvězdy rostou jako R ~ M 3/4 a povrchová teplota jako T ~ M 1/2. Hmotnější hvězdy se vyvíjejí rychleji. Typickým příkladem je naše Slunce s vyzařovaným výkonem 2×10–4 W/kg a celkovým výkonem 4×1026 W. Dnes (2007) je známo zhruba 200 planet u hvězd hlavní posloupnosti a je jasné, že asi 5% hvězd hlavní posloupnosti má planetu typu Jupiter ve vzdálenosti do 2 AU. Kolik je ale planet zemského typu není známo. První exoplaneta byla objevena v roce 1995 u hvězdy 51 Peg (Queloz, Mayor - Švýcarsko, potvrzení Marcy, Butler – USA).

Stavba hvězdy (pozdní spektrální třída):

• Jádro: v jádře dochází k vlastní TJ syntéze vodíku na helium. Podle teploty jádra probíhá buď pp řetězec (při nižších teplotách) nebo Betheův CNO cyklus (při vyšších teplotách). Teplota v jádře našeho Slunce je cca 15×106 K a dominuje pp řetězec.

• Vrstva v zářivé rovnováze: Obklopuje jádro, tvoří značnou část hvězdy. Energie fotonů uvolněných v jádře se šíří rekombinačními procesy (záchytem fotonu atomem a znovu vyzářením v náhodném směru). Foton touto vrstvou „putuje“ velmi dlouho, až 100 000 let

• Konvektivní vrstva: Vrstva, ve které se energie předává prouděním. Typickými jsou vzestupné a sestupné proudy. nachází se pod povrchem a zaujímá až 30 % objemu hvězdy.

• Fotosféra: Vlastní povrch hvězdy. Patrné jsou vrcholky vzestupných a sestupných proudů (tzv. granulace). Teplota hvězdy klesá směrem od centra až ke fotosféře. V dalších vrstvách z ne zcela jasných příčin (snad ohřev MHD nestabilitami) teplota opět stoupá.

• Chromosféra: Atmosféra hvězdy.

• Koróna: Vnější vrstvy hvězdy, přechod chromosféry do mezihvězdného prostoru.

U hvězd raných spektrálních tříd obklopuje konvektivní vrstva jádro a vrstva v zářivé rovnováze se nachází pod povrchem (pořadí vrstev je obrácené než u našeho Slunce).

Reakce v nitru – pp řetězec (dominuje při nižších teplotách, ukázány jsou dvě základní možnosti):

Důvodem pomalé ho jaderného „hoření“ je první reakce. Na to, aby se dva protony dostaly do stavu vázaného silnou interakcí, musí překonat Coulombovu odpudivou bariéru za pomoci kvantového tunelování. Je to jev velmi řídký, a pokud nastane, ještě není vyhráno. Vznikne jádro složené ze dvou protonů, které je silně nestabilní a ve většině případů se rychle rozpadne na původní protony. Jen zcela výjimečně se jeden z protonů přemění slabou interakcí na neutron, pozitron a neutrino (p+ → n + e+ + ν). V tu chvíli vznikne stabilní jádro deutéria. Samotný proton se nemůže inverzním beta rozpadem rozpadnout, proton vázaný v jádře ano, i když je to energeticky nevýhodné. Energii si „zapůjčí“ kvantovou fluktuací z následně vzniklého deuteronu. První reakce pp řetězce je tak podmíněna kvantovým tunelováním a slabou interakcí. V průměru se jednotlivý foton tímto mechanizmem sloučí s jiným jednou za miliony let. Následující reakce již probíhají silnou interakcí a jsou velmi rychlé.

Reakce v nitru – Betheův CNO cyklus (dominuje při vyšších teplotách):

Obři a veleobři

V jádře spalují helium na uhlík, dusík, kyslík a další prvky. Po vyhoření helia se spalují vyšší prvky až po železo. Vnější vrstvy jádra jsou bohaté ještě na prvky s nižším atomovým číslem, které se zde spalují. Vzniká cibulovitá struktura hvězdy. Obr má malé husté jádro a rozsáhlé řídké obaly, které může ztrácet.

•  

  Hvězda	Typ	Souhvězdí
  Aldebaran	červený obr	Býk
  Betelgeuse	červený veleobr	Orion
  Rigel	modrý obr	Orion

Závěrečná stadia

Některé hvězdy procházejí v závěru života stadiem pulsací, mohou se stát novami či supernovami. nakonec každá hvězda skončí jako bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra. Více informací naleznete v následující kapitole „Závěrečná stadia vývoje hvězd“ a v kapitole „Černé díry“.  

Obrázky

Velká mlhovina v Orionu (M42) - rodiště nových hvězd. Na levém obrázku je poloha mlhoviny mezi hvězdami zimního souhvězdí Orion. Na prostředním obrázku je fotografie M42 v malém zvětšení. Jsou patrné i hvězdy ze souhvězdí Orion. Na poslední fotografii je mlhovina ve větším zvětšení, patrná je vláknitá struktura mlhoviny.

Následující čtveřice snímků byla pořízena na konci roku 1995 s pomocí kamery WFPC2 umístěné na HST. Postupně roste zvětšení snímků. Již na prvním snímku lze nalézt globule - zárodky rodících se hvězd. Na druhém snímku jsou zcela zřetelné. Třetí snímek je detailem těchto útvarů. Na čtvrté fotografii jsou protoplanetární disky.

Orlí mlhovina (M16) - zárodky hvězd. Zárodečné globule rodících se hvězd byly vyfotografovány na sklonku roku 1995 pomocí HST (WFPC2) také v hustém mezihvězdném plynu v Orlí mlhovině v souhvězdí Hada ve vzdálenosti 7 000 l.y. Chladný plyn v Orlí mlhovině vytváří chobotovité útvary molekulárního vodíku. Uvnitř těchto plynných útvarů dlouhých několik světelných let je hustota plynů taková, že způsobí kolaps plynu vlastní vahou. Na konečkách útvarů podobných prstům se vytváří se mladé hvězdy nabalující další hmotu z okolí. Vyzařují značné množství UV záření, které odfukuje pryč okolní plyn. Tomuto jevu říkáme fotoevaporace. Trošku tento jev připomíná pouštní bouři. Prudký vítr (zde UV záření) odfukuje lehčí zrníčka písku (zde lehké a málo husté plyny) a obnaží kameny a skály (zde husté zárodky hvězd v ohromných sloupcích plynu). 
Některé globule jsou zcela obnažené a vypadají jako slzy, jiné připomínají prsty, to jsou zbytky plynů, které byly ve „stínu“ při fotoevaporaci. Po zahájení termonukleární syntézy v nitru hvězd budou zbytky plynů vymeteny silným „větrem“ částic. Na HST byl tento proces pozorován v tzv. Herbig-Harových objektech.

Plejády (Kuřátka, M45). Jde o nejznámější hvězdokupu na obloze. Plejády můžeme vidět bez dalekohledu dokonce i v přesvětleném městě. Plejády jsou také známy jako Sedm sester nebo jako objekt M 45 Messierova katalogu. Patří k nejjasnějším a nejkompaktnějším otevřeným hvězdokupám. Plejády obsahují více než 300 hvězd, jsou vzdáleny asi 400 světelných let a měří v průměru 13 světelných let. Na fotografii jsou zřejmé modré reflexní mlhoviny, které obklopují mladé hvězdy v hvězdokupě. Nedávno byly v Plejádách nalezeni nezřetelní hnědí trpaslíci s malou hmotností.

Mlhovina Vajíčko (CRL 2688) - oblouky kolem umírající hvězdy hlavní posloupnosti. Mlhovina Vajíčko je vzdálená 3 000 l.y. Fotografie pochází z HST (WFPC2)  z roku 1996 a byla fotografována v červeném světle (barvy na obrázku tedy nejsou skutečné). Z hvězdy vystupují dva světelné kužele napříč protnuté mnoha světelnými oblouky. U hvězd podobných našemu Slunci dochází v konci stadia hvězdy na hlavní posloupnosti k úniku hvězdné hmoty. Hvězda při tom zvětšuje své rozměry a stává se obrem.  Mlhovina je ve skutečnosti rozsáhlým oblakem plynu a prachu, který se vzdaluje od centrální hvězdy (červeného obra) rychlostí 20 km/s. Tmavá oblast v centru je prach ukrývající centrální hvězdu. Světlo hvězdy uniká v tenčích oblastech tohoto prachového kokonu a při tom se odráží na prachových částečkách. Tato vývojová fáze trvá jen 1 000 až 2 000 let. Celkové období unikání hmoty z červeného obra může trvat cca 10 000 let. Oblouky jsou husté části odhozené obálky hvězdy a svědčí o tom, že množství odhazované hmoty se mění s časem v cca 100 až 500 letém období. Hmota byla detekována až do vzdálenosti 0,6 l.y. Mechanismus formování výtrysků a prachového kokónu není zatím znám. 
  
Betelgeuse (α Orionis). První fotografie jiné hvězdy než našeho Slunce. HST, březen 1995, kamera FOC v UV oboru (Andrea Dupree, Ronald Gilliland). Betelgeuse  je červený veleobr tvořící levé rameno souhvězdí Orion. Patrná je rozsáhlá atmosféra velikostí srovnatelná s dráhou Jupitera. Na povrchu hvězdy se nachází jasná skvrna silně zářící v UV oboru. Skvrna je 10 krát větší než průměr Země a povrchová teplota ve skvrně je o 2 000 K vyšší než teplota okolí. Její podstata zatím není známa. Může souviset s oscilacemi nalezenými na Betelgeuse dříve nebo se může pohybovat po povrchu hvězdy vlivem magnetických polí. Betelgeuse má poloměr 800 RS (3,7 AU), je vzdálená 130 l.y., povrchovou teplotu má 3600 K (sp. třída M2) a hmotnost má 15 MS.

HST rozliší i tak vzdálené objekty jako je Betelgeuse. Zdánlivá velikost Betelgeuse na obloze je 1/20 000 velikosti Měsíce v úplňku. To odpovídá automobilovému reflektoru pozorovanému ze vzdálenosti 10 000 km ...

Úvod

Existence hnědého trpaslíka byla předpokládána dlouho před jeho objevem, neboť bylo rozumné předpokládat, že křivka rozložení hmotností těles ve vesmíru je víceméně spojitá a musí tedy existovat objekt, který by svou hmotností tvořil přechodové stadium mezi planetou a hvězdou. Až do svého objevu roku 1995 byli tedy hnědí trpaslíci jen hypotetickými objekty. Dnes jich ale známe již stovky. Velmi hojným nalezištěm těchto objektů je otevřená hvězdokupa Plejády, kterou tvoří hvězdy staré jen několik set milionů let.

Jsou hnědí trpaslíci hvězdami?

Hnědý trpaslík versus planeta

Hlavní rozdíly mezi hnědými trpaslíky a obřími planetami ukazuje následující tabulka:

Vývoj hnědých trpaslíků

Principy detekce

Detekčních metod je celá řada, hledáme-li tyto objekty jako průvodce větších hvězd, můžeme použít prakticky všech metod, které používáme ke hledání extrasolárních planet. Podstatně snadněji je přitom můžeme detekovat i přímo. Mladé hnědé trpaslíky můžeme pomocí současných dalekohledů najít relativně snadno, přestože jejich svítivost dosahuje hodnot kolem 10−4 LS. Jak je ale rozlišíme od velice chladných červených trpaslíků? Používají se k tomu dva testy spektra: tzv. lithiový a metanový test.

Zajímavosti

Historie

Vývoj planetárních soustav

• Planety vznikají postupnou akrecí z plochého systému, který je vedlejším, nicméně přirozeným, produktem vzniku (osamocené) hvězdy. Počátkem je gravitační kolaps rozsáhlého prachoplynného oblaku. Ten se skládá převážně z vodíku (ve formě molekul i atomů) a hélia. V mnohem menší míře jsou zastoupeny molekuly CO, CO2, N2, CH4 a H2O. Prachová zrna obsahují zejména C, Si a O. Jejich typické rozměry jsou 10-5 m.

• Po počátečním impulsu se materiál rychle hromadí směrem k centrální protohvězdě, ale velký rotační moment brání jeho úplnému zhroucení. Postupně vzniká plochý disk, jehož osa je shodná s osou celého systému. Doba, kterou disk potřebuje ke svému vzniku, je velmi krátká - řádově 105 let.

  Tento notoricky známý obrázek ukazuje prachový disk u hvězdy Beta Pictoris. Horní dva snímky byly pořízeny HST a centrální hvězda je na nich zakryta. Poloměr zákrytu na horním snímku činí 26 AU. Prostřední snímek je pořízen v lepším rozlišení a ukazuje, že disk má šířku okolo 4 AU. Dolní snímek byl pořízen ze Země (ESO) ve vlnové délce 1,25 µm. Snímky pocházejí z let 1995 až 1996.

• Poslední fází ve vývoji disku před započetím vlastní tvorby planet je jeho "vyčištění" od přebytečného plynu a prachu - větší částice jsou přitaženy centrální hvězdou a menší vyfoukány intenzivním hvězdným větrem. I tak zůstane v disku stále určité množství plynů - ty budou v budoucnu "použity" na tvorbu obřích planet. Vývoj planetární soustavy v časovém měřítku popisuje následující tabulka:

•  

  Doba trvání [roky]	Vývojová fáze
  105	Postupné vytvoření plochého disku, obsahujícího prachová zrna rozměru 10−5 m. Částečky, které se nacházejí ve stejné vzdálenosti od centrální hvězdy, mají podobné momenty.
  105	Zrnka prachu se pomalu začínají slepovat. S ohledem na jejich mizivou hmotnost je jasné, že pohromadě je drží elektromagnetická síla.
  104 ÷ 105	Vznik tzv. planetezimál, zárodků budoucích planet s průměrem stovek metrů až několika kilometrů.
  105	Gravitační působení mezi planetezimálami má za následek jejich časté vybočení z keplerovskách drah a jejich následné srážky. Ty mohou vyústit jak v jejich "rozdrobení" tak naopak v jejich spojení.
  105	Výsledkem jsou tělesa o hmotnostech ~ 1023 kg. Doba 105 let se vztahuje k tělesům obíhajícím ve vzdálenostech cca 1 AU. Ve dvojnásobné vzdálenosti je doba, potřebná k vytvoření těles této hmotnosti, v řádu 106 let.
  107 ÷ 108	Vytvoření těles o hmotnostech 1024 až 1025 kg. Skutečná doba v poměrně velkém intervalu závisí na tom, za jak dlouho se systému podaří zachytit či vypudit hmotná tělesa na drahách s vysokou excentricitou, která způsobují jeho nestabilitu. Případný vznik rezonancí v oběžných dobách planet naopak stabilitu soustavy zvyšuje.

První pokusy o detekci

• Roku 1844 zaznamenal F. W. Bessel nepatrný pohyb hvězd Sírius a Prokyon. U Síria činila odchylka od vlastního pohybu asi 3″ a její perioda 49 let, u Prokyona 1″ s periodou 40 let. Bessel ze svých pozorování usoudil, že hvězdy obíhají spolu s neviditelnými průvodci po eliptických drahách kolem společného těžiště. Oba tito tehdy ještě neznámí průvodci byly nalezeni o několik let později - Sirius B roku 1862 a Prokyon B roku 1896. Spolu s nalezením planety Neptun (1846) na základě naměřených odchylek pozic Urana byly tyto objevy klíčovými okamžiky, které ukázaly cestu hledání oběžnic vzdálených hvězd. Narodila se nová metoda - poziční astrometrie.

• Pozorovací technika se stále zlepšovala a tak byla v letech 1927 až 1937 vystopována další hvězda s neviditelným průvodcem - jednalo se o hvězdu Ross 614. Průvodce, označený jako Ross 614 B, patří se svojí hmotností 0,08 MS k těm nejmenším hvězdám. Je jen asi 80 krát hmotnější než Jupiter a velká poloosa jeho dráhy je asi 4 krát větší než střední vzdálenost Země od Slunce. Nemohlo se tedy jednat o planetu? Nikoli. Měla-li by tato domnělá planeta pouze odrážet světlo hvězdy, bylo by její pozorování tehdy zdaleka nedosažitelné. Ross 614 B svítí vlastním světlem, takže se zcela jistě jedná o hvězdu, i když velmi malou. Poziční astrometrie se jako metoda odhalování extrasolárních planet díky ohromnému rozdílu mezi hmotnostmi hvězdy a planety tehdy neosvědčila. Teprve nyní jsme svědky jejího postupného návratu - přesnost, s jakou jsme dnes schopni měřit polohu hvězd, dosahuje díky rádiovým interferometrům úctyhodných miliontin úhlové vteřiny!

  Obrázek shrnuje možnosti současných i budoucích způsobů detekce.

• První tělesa planetárních hmotností u hvězd byla objevena metodou měření zpožďování záblesků pulsarů roku 1992. Roku 1995 byla objevena planeta měřením Dopplerova posuvu a roku 1998 metodou mikročoček. Metoda pozorování přechodů planety před kotoučkem hvězdy slavila svůj úspěch roku 1999.

Měření radiálních rychlostí

• Skutečnost, že vlnová délka světla vysílaného objektem, který se od nás vzdaluje, se vůči nám zvětšuje, je všeobecně známá jako rudý posuv. A právě tohoto efektu je využíváno k detekci extrasolárních planet. Hvězda a planeta obíhají kolem společného těžiště. Jestliže se k nám planeta přibližuje, hvězda se vzdaluje a její spektrální čáry vykazují červený posuv. Naopak, pokud se od nás planeta vzdaluje, hvězda se přibližuje a absorpční čáry ve spektru jsou posunuty k jeho modrému konci.
   
  Pokud vyneseme velikost posunu těchto čar na časovou osu, získáme periodickou křivku, ze které můžeme odhadnout velikost planety, její oběžnou dobu a velkou poloosu dráhy. Přestože je tato metoda již dlouhou dobu používána k měření radiálních rychlostí blízkých hvězd i vzdálených galaxií, k detekci extrasolárních planet mohla být využita teprve nedávno. Abychom zaregistrovali i relativně malé planety, musí být změna radiální rychlosti změřena s přesností asi 1 m/s.

• Amplituda K změny rychlosti  hvězdy o hmotnosti M* způsobená planetou o hmotnosti Mp se sklonem oběžné roviny vůči pozorovateli sin i (pozorujeme-li soustavu "zboku", je i = 90°), s oběžnou dobou P a excentricitou e je dán vztahem:
  

• Za předpokladu kruhové dráhy a Mp << M* lze tento vztah zjednodušit.

• Změna radiální rychlosti Slunce způsobená oběhem Jupitera je 12,5 m s−1 s periodou 11,9 roku, vliv Země se projeví změnou o velikosti 0,1 m s−1.

• Nevýhodou této metody je, že nám dovoluje určit pouze dolní mez hmotnosti planety, tedy Mp sin i. K určení hmotnosti proto potřebujeme znát skutečný sklon oběžné dráhy.

• Vlastní měření může probíhat dvěma způsoby:

  • buď se celý svazek světla shromážděného dalekohledem nechá projít ještě před rozložením na spektrum skleněnou nádobkou s velmi zředěným plynem (používá se například jód),

  • nebo se světlo z dalekohledu mísí s referenčním svazkem vhodného světelného zdroje, třeba thorio-argonové lampy.

• Referenční zdroj měřené spektrum ocejchuje a posuv absorpčních čar vzniklých v atmosféře hvězdy je měřen vůči absorpčním čarám referenčního zdroje.

  Touto metodou byla na konci roku 1995 odhalena první extrasolární planeta - u hvězdy 51 Peg. Objev extrasolární planety u hvězdy 51 Pegasi s hmotností podobnou Jupiteru, ale s extrémně malou vzdáleností 0,05 AU od hvězdy vyvolal řadu pochybností o správnosti interpretace naměřených dat a vyvolal dohady, zdali nelze periodické změny radiální rychlosti objasnit neradiálními pulsacemi samotné hvězdy. Z pozorované neměnnosti tvaru spektrálních čar hvězdy 51 Peg v závislosti na oběžné době exoplanety však plyne, že možnost neradiálních pulsací hvězdy je nepatrná mimo jiné i proto, že hvězda má stálou jasnost s přesností ± 0,0007 magnitudy. Další přesná měření z let 1995 až 1996 potvrdila všechny parametry exoplanety tak, jak je odvodili ve své průkopnické práci M. Mayor a D. Queloz. Vzdálenost hvězdy byla určena na 15,4 pc. Hvězda o hmotnosti 1,12 MS je stará asi 4 miliardy let a do vzdálenosti 2 AU od ní neobíhá žádná další exoplaneta s hmotností Jupiteru či větší.

• Metoda měření radiálních posuvů je v současné době k detekci exoplanet nejužívanější, ale i ona má svá úskalí. Především spočítanou hmotnost planety je nutno brát pouze jako dolní mez její skutečné hodnoty, neboť neznáme sklon oběžné dráhy planety vůči nám. Naměřená hodnota bude skutečné hodnotě odpovídat pouze v případě, že Země leží přímo v rovině oběžné dráhy planety. Sklon oběžné dráhy ovšem můžeme částečně odhadnout z tvaru prstence zodiakálního prachu, pokud se nám jej podaří vhodnou metodou zobrazit. Přesto je možné, že některá tělesa, která nyní pokládáme za planety, jsou ve skutečnosti mnohem těžší a je nutné je řadit spíše k hnědým trpaslíkům.

  Přes všechny těžkosti detekce je možná překvapivé zjištění, že hledání extrasolárních planet metodou měření radiálních rychlostí není vyhrazena pouze známým světovým observatořím a jejich obřím dalekohledům. Jako jedna z prvních malých, ba dokonce "amatérských" hvězdáren, která se začala problematikou detekce extrasoárních planet zabývat, je Winner Obsevatory v jihovýchodní Arizoně. Pomocí 40 cm dalekohledu na obrázku se zde podařilo "najít" oběžnici Tau Boo. Tato již objevená planeta byla vybrána k testu aparatury proto, že změna radiální rychosti zde probíhá s amplitudou cca 420 m/s, což byl přibližně čtyřnásobek odhadované rozlišovací schopnosti detekční aparatury. Výsledkem několikadenního měření byla perfektní sinusoida s periodou 3,41 dne. Vzhledem k dobrým výsledkům lze očekávat, že hledání extrasolárních planet se v krátké době stane pozorovacím programem mnoha amatérských skupin po celém světě.

Přímé zobrazení

HST - první (donedávna jediný) snímek hnědého trpaslíka, obíhajícího okolo hvězdy Gl 229A. Jedná se o červeného trpaslíka spektrálního typu M1V, který je od nás vzdálen na 7 pc. Malý objekt Gl 229B se nachází 7 úhlových vteřin od hvězdy (40 AU). Je to hnědý trpaslík o hmotnosti 20÷50 Jupiterů. Slunce by na tomto snímku bylo 100× jasněší než centrální hvězda, Země by zářila 1000× méně než hnědý trpaslík a nacházela by se 40× blíže ke hvězdě - problém přímé detekce extrasolárních planet je tedy zřejmý.
 

Poměr jasnosti hvězdy a planety je dán závislostí

kde L je svítivost, R poloměr, a hlavní poloosa dráhy. Indexy p a * označují planetu a hvězdu. p(λ, α) je funkce, která vyjadřuje odrazivost povrchu planety v závislosti na vlnové délce a fázi.

Poměr svítivostí je velmi malý, pro Slunce a Jupiter (v maximální elongaci) cca 10−9. Ze vzdálenosti 5 pc by úhlová vzdálenost Jupitera od Slunce byla 1″. Vzhledem k tomu, že pozemský seeing se projevuje ve stejném řádu, je přímé pozorování planety pozemským dalekohledem bez využití systému adaptivní optiky nemyslitelné. Cílem zdokonalení přímých zobrazovacích metod je proto v první řadě pokus o potlačení vlivu atmosférické turbulence (adaptivní optika, pozorování z vesmíru), dále snížení rozptýleného světla hvězdy (koronální masky) a v neposlední řadě zvýšení kontrastu hvězda - planeta pozorováním na větších vlnových délkách.

Na jaře roku 1998 způsobil tento snímek velký rozruch. Snímek z HST/NICMOS ukazuje velice mladou (několik set tisíc let) dvojhvězdu v souhvězdí Býka, nesoucí označení TMR-1A+B. Od ní se táhne asi 1 200 AU dlouhý světlý výběžek, na jehož konci se nachází slabý objekt TMR-1C. Při vzdálenosti binární soustavy cca 450 světelných let se podle jasnosti objektu C (18 mag) odhadovala jeho hmotnost asi na trojnásobek hmotnosti Jupiteru. Předpokládalo se, že tento vážný kandidát na první přímo detekovanou extrasolární planetu byl dvojicí okolo sebe obíhajících hvězd doslova "vykopnut" z dosahu jejich gravitačního působení a při průletu prachoplynným oblakem vytvořil jakýsi tunel, jehož stěny pozorujeme díky větší hustotě látky. Následná pozorování však ve spektru objektu TMR-1C neodhalila žádné stopy po absorpčních pásech vody, metanu ani po čáře neutrálního lithia, které jsou typické zejména pro hnědé trpaslíky. Proto je pravděpodobné, že zmíněný objekt má povrchovou teplotu asi 2600 K a jedná se o extrémně malou a chladnou hvězdu.

Prachoplynné prstence, jak je zaznamenal v roce 1999 HST. Na levém snímku si můžeme všimnout tmavé mezery ve vzdálenosti asi 70 AU od hvězdy. Tak, jako měsíce Saturna tvoří mezery v jeho prstenci, může být i tento pás výsledkem oběhu nějaké větší planety nebo hnědého trpaslíka.

Toto je simulace 60-ti hodinové expozice naší sluneční soustavy ze vzdálenosti 10 pc pomocí aparatury ESA Darwin space interferometer (plánovaná zařízení by se mělo skládat ze šesti 1,5 metrových dalekohledů s 50 metrovou základnou, obíhajících ve vzdálenosti 1 AU od Země). Tato aparatura by měla být funkční kolem roku 2015. Tři skvrnky na obrázku jsou Merkur, Venuše a Země. Centrální hvězdu se podařilo "vynulovat" pootočením ramen interferometru o 90° kolem osy, která jí prochází.

Zpožďování záblesků pulsarů

• Další metoda, kterou lze odhalit existenci neviditelných průvodců, je použitelná pouze u pulsarů. Tak, jak oběžnice hýbe pulsarem, sledujeme zpožďování nebo zrychlování jednotlivých záblesků. Tento objev byl velkým překvapením zejména proto, že hvězda, která se stane pulsarem, žije velmi krátkou dobu. Z toho vyplynulo, že vznik planet je z astronomického hlediska poměrně rychlou událostí. Samotný výbuch, který stadiu pulsaru předchází, planetám nijak zvlášť neublíží (z hlediska mechaniky). Dlužno ovšem podotknout, že na původ planet u pulsarů neexistuje jednotný názor. Mnozí astronomové se domnívají, že oběžnice mohou vzniknout v okolí hvězdy během posledních fází jejího bouřlivého života. Touto metodou byla odhalena existence třetího tělesa v binárním pulsaru PSR B1620-26v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra, vzdálené od nás 1,8 kpc. Pulsar má za průvodce bílého trpaslíka a hnědého trpaslíka nebo exoplanetu o hmotnosti asi 10 MJ.

Fotometrie

• Pokud při vhodném natočení cizí planetární soustavy vůči Zemi dojde k přechodu vzdálené planety přes kotouček hvězdy, mohla by její jasnost poklesnout v rozmezí několika tisícin až setin magnitudy, což je dnešními prostředky dobře měřitelné. Například zákryt Slunce Jupiterem, pozorovaný ze vzdálenosti 10 pczpůsobí pokles jasnosti o cca 0,02 mag.

• Změna jasu je přibližně dána vztahem:
  
  za předpokladu homogenní jasnosti kotoučku hvězdy.

• Pro Zemi je poměr ΔL/L* roven 8,4×10−5, pro Jupitera 1,1×10−2. Pokud se nám podaří určit polohu hvězdy v HR diagramu, můžeme lehce odvodit její poloměr a po naměření ΔL/L* můžeme snadno vypočítat i Rp. Ze znalosti oběžné doby a předpokládané hmotnosti hvězdy (získané opět rozborem spektra) můžeme z Keplerova zákona vypočítat velkou poloosu dráhy, z doby trvání zákrytu pak i sklon oběžné roviny.

• Velkým úskalím této metody jsou však dvě fakta:

  • Zaprvé - pravděpodobnost, že určitou hvězdu budeme pozorovat právě ve chvíli, kdy přes její disk přejde planeta, je velmi malá.

  • Zadruhé - zdaleka ne všechny hvězdy svítí se stálou intenzitou. U některých se intenzita periodicky mění, ale každopádně je zapotřebí stálost jasnosti každé pozorované hvězdy důkladně prověřit. Mezi děje, které neperiodicky ovlivňují jasnost můžeme zařadit různé koronální jevy, výtrysky hmoty apod.

• Metodou tranzitní fotometrie se podařilo detekovat roku 1999 planetu u hvězdy HD 209458.

  Toto je světelná křivka hvězdy HD 187123, u které pozorujeme změny radiální rychlosti díky přítomnosti planety s periodou oběhu 3,097dne a amplitudou 72 m/s. Během 47 nocí bylo 42-sekundovými expozicemi pořízeno celkem 8323 snímků. Velká shoda jednotlivých křivek naznačuje, že na povrchu hvězdu se nenachází žádné větší skvrny ani příliš nepulzuje. Důkladným proměřením snímků byla zjištěna mírná proměnlivost jasnosti hvězdy, ale do hranice 0,002 mag nebyl zaznamenán žádný přechod planety přes kotouček hvězdy. Z toho plyne, že sklon její oběžné dráhy vůči rovině pohledu je větší než 6°. Silnou čarou je na grafu vyznačena ideální křivka přechodu planety před hvězdou.

Mikročočky

• Další fotometrický způsob je založen na principu mikročoček. Je dobře známo, že v okolí velmi hmotných těles je dráha světelných paprsků znatelně zakřivená. Pokud před nějakou velmi vzdálenou hvězdou prochází slabě zářící, ale velmi hmotné těleso, můžeme zaznamenat postupný nárůst a pokles její jasnosti. Pokud okolo procházejícího tělesa obíhá ještě planeta, může se i ona na křivce jasnosti projevit jako krátkodobé zjasnění.

• Pro poloměr pozorovaného Einsteinova prstence platí:
  ,
  kde ML je hmotnost čočky a DL a DS jsou vzdálenosti k čočce a ke zdroji. O poměru RE /DL mluvíme jako o Einsteinově úhlu θE.

• Zvětšení (zjasnění) čočky je funkcí času:
  
  kde u(t) je projekce úhlové vzdálenosti mezi čočkou a zdrojem v jednotkách Einsteinova poloměru. V případě, že by čočka byla bodová a body objekt - čočka - pozorovatel by se nacházely na jedné přímce, bylo by u(t) → 0 a zvětšení by teoreticky bylo nekonečné.

  Na obrázku je křivka, jejíž první maximum náleží maximálnímu úhlovému přiblížení zdroje k čočce. Jestliže čočku tvoří dva objekty, v našem případě hvězda a planeta, závisí tvar křivky na poměru jejich hmotností a na úhlové vzdálenosti hvězda - planeta. Po většinu času bude křivka stejná jako v případě jednoduché čočky. Pouze na několik hodin (primární zdroj má za následek zjasnění trvající typicky několik desítek dnů) se zde projeví další zjasnění. Doba, po kterou lze sekundární (z hlediska doby trvání, nikoli jasnosti) maximum pozorovat, závisí na hmotnosti čočkující planety. Z toho vyplývá první úskalí této metody - čočkující hvězdu je třeba neustále sledovat i několik měsíců, abychom tuto relativně krátkodobou událost zachytili. Navíc sama pravděpodobnost pozorování primárního jevu je velmi malá. Tento nepříjemný fakt je navíc umocněn skutečností, že průběh zjasnění u jedné hvězdy lze naměřit pouze jednou a měření je tedy neopakovatelné. Přesto zaznamenala metoda mikročoček první úspěch - roku 1998 byla tímto způsobem v rámci projektu MACHO objevena planeta s hmotností v rozmezí 1÷20 hmotností Země u hvězdy o hmotnosti cca 0,3 MS.

Další způsoby detekce

• Vznikající planetární soustava se může prozradit během poslední fáze svého vzniku, kdy dochází ke srážkám těles s hmotností 1022 ÷ 1023 kg (Stern, 1994). Při srážkách těchto těles dojde k jejich roztavení, které se prozradí zvýšenou emisí v infračerveném oboru spektra. K tomuto jevu ovšem dojde pouze v případě malé rychlosti srážky - kolem 10 km s−1. Předpokládá se, že teplota povrchu tělesa po srážce setrvá při teplotě 2000 K po dobu několika tisíc let (impakty na větší tělesa budou svítivější, ale krátkodobější).

• V minulosti jsme několikrát u hvězd spektrálních typů F až G pozorovali supererupce o energiích 102 × 107 krát větších, než největší erupce pozorované na Slunci. Jednou z možných příčin těchto erupcí, trvajících hodiny až dny, je rekonekce magnetických polí centrální hvězdy a velmi blízko obíhající planety typu Jupiter. Nicméně souvislost mezi supererupcemi a přítomností krátkoperiodických Joviálních planet nebyla dosud prokázána.

Stabilní rovnovážné konfigurace po vyhasnutí TJ syntézy

Přehled závěrečných stadií

• Bílí trpaslíci. Gravitaci odolává tlak degenerovaného elektronového plynu. Poloměr je 1 000 km až 10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg/cm3. Povrchová teplota je 25 200 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 0,98 MS. Sírius B oběhne kolem Síria A za 50 let. V roce 2004 provedl HST přesné měření hmotnosti na základě červeného posuvu fotonů. Na obrázku vidíte porovnání velikostí Země, bílého trpaslíka a neutronové hvězdy.

• Neutronové hvězdy. Gravitaci odolává tlak degenerovaného neutronového plynu). Poloměr je 10 km až 100 km a hustoty dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Horní mez stability je přibližně 2MS, nazývá se Volkovova-Oppenhaimerova mez a byla odvozena v roce 1939. Neutronové hvězdy mají rychlou rotaci a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy , vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulsaru. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. První pulsar objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou v Cambridge (asistentkaA. Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulsarů). Zpočátku označování LGM (Little Green Men). Typická perioda kolem jedné sekundy, známy i milisekundové pulsary. Nejznámější pulsary: Pulsar v Krabí mlhovině M1. Pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054. Pulsar 1913+16 - objev mnoha relativistických efektů včetně změny periody vlivem vyzařování gravitačních vln. Je-li neutronová hvězda součástí binárního systému a od souputníka na ní přetéká hmota, mohou se v oblasti magnetických pólů vytvořit horké skvrny vysílající RTG záření. To je podstatou rentgenového pulsaru.

• Kvarkové hvězdy. Zatím hypotetické hvězdy, ve kterých gravitaci odolává tlak kvarků. Existují dva nepotvrzení kandidáti: objekt RX J185635-3754, který byl objeven již v roce 1992, ale soudilo se, že jde o neutronovou hvězdu vzdálenou pouhých 150 až 200 světelných roků. Z měření Chandry z roku 2002 ale vychází vzdálenost 450 světelných let. Pokud jsou měření správná, je objekt menší než může být neutronová hvězda a možná jde o kvarkovou hvězdu. Druhým kandidátem je radiový zdroj 3C58 v Mléčné dráze, který je pozůstatkem supernovy SN 1181. Zdroj je od nás vzdálený 10 000 světelných roků.

• Černé díry. Zkolabované objekty. Zachovají si hmotnost, moment hybnosti a elektromagnetický náboj („no hair“ teorém). Silně deformovaná geometrie prostoročasu v okolí. Černé díry zdaleka nejsou neaktivními a mrtvými tělesy. Na své okolí samozřejmě působí gravitační silou. Většinou jde o rotující tělesa, kolem kterých se vytváří tlustý akreční disk. Urychlované částice v tomto disku velmi intenzivně září, část z nich je zformována do dvou výtrysků urychlených částic, které opouštějí prostor v okolí černé díry ve směru osy rotace a interagují s okolní mezihvězdnou látkou. Paradoxně tak černé díry bývají objekty s nejvyšší produkcí energie ve svém okolí. Kromě černých děr vzniklých závěrečným kolapsem velmi hmotných hvězd známe i řadu obřích černých děr sídlících v centrech galaxií.

Nestabilní stádia, exploze

• NOVA. Hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na povrchu hvězdy.  Absolutní magnituda dosahuje –8 magnitudy (svítivost 100 000 Sluncí). Materiál bohatý na vodík je dotován průvodcem. V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (104 km/s), vytváří efekt novy. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny (M 57 – prstencová mlhovina v souhvězdí Lyry, M 27 – Dumbell neboli Činky v souhvězdí Lištiček). Rekurentní nova:Záblesky se periodicky opakují v průběhu řádově desítek let.

• SUPERNOVA. Rozmetání podstatné části hvězdy při explozivní objemové termojaderné reakci. Absolutní magnituda dosahuje hodnoty až –19 magnitudy. Fyzikálně jsou možné dva mechanizmy: 1) přetok látky z druhé složky na bílého trpaslíka, u kterého dojde k překročení Chandrasekharovy meze stability, tj. překročí hmotnost 1,44 MS. Následuje překotná termonukleární syntéza v celém bílém trpaslíku a jeho následné rozmetání. Tento mechanizmus se uplatňuje u supernov typu Ia. Vzhledem k přesně definované hmotnosti bílého trpaslíka (1,44 MS) se u všech supernov typu Ia uvolní stejná energie (1044 J) a mají stejnou absolutní magnitudu. Slouží jako standardní svíčky k měření vzdáleností. 2) Zhroucení hmotné hvězdy (zpravidla více jak 10 MS) na neutronovou hvězdu (výjimečně černou díru) v závěrečném stádiu vývoje. Tento mechanizmus se uplatňuje u supernov typu Ib, Ic a II. Jednotlivé typy supernov se liší svým spektrem.

• HYPERNOVA. Náhlé zhroucení velmi hmotné hvězdy přímo na černou díru doprovázené vzplanutím gama o zářivém výkonu až 1011 LS (jako galaxie). Tento jev by měl být o 5 řádů vzácnější než supernovy typu II. Hypernova byla pravděpodobně pozorována v galaxii ESO 184­G82 jako supernova SN1998bw doprovázená zábleskem GRB980425.

Obrázky:

Činka (Dumbell, M 27). Planetární mlhovina v souhvězdí Lištiček. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.

Prstencová mlhovina (M 57). Planetární mlhovina v souhvězdí Lyry. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.

Přesýpací hodiny (MyCn 18). Fotografie HST (WFPC2, 1996). Planetární mlhovina s centrem ve tvaru „Oka“. Hvězda, která vytvořila tuto krásnou strukturu je malá bílá tečka v levé části „Oka“. Struktura vznikla z obálky, kterou hvězda odhodila, když se stávala bílým trpaslíkem. Zajímavá a ne zcela objasněná je excentrická pozice hvězdy v Oku i nesférická symetrie mlhoviny Přesýpací hodiny.

Krabí mlhovina (M 1). Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. Existují záznamy na hliněných destičkách. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem).

Supernova 1987 A. Supernova explodovala v blízké trpasličí galaxii LMC (Large Magellan Cloud) – Velkém Magellanově mračnu. Byla zaznamenána mnoha světovými observatořemi. Na Zemi byla detekována neutrina z této exploze. Očekává se, že nejmodernější přístroje pro detekci gravitačních vln (LIGO) by měly být schopné "vidět" gravitační vlny z tohoto zdroje. Také je z pozorování HST dobře patrná rozpínající se obálka od exploze.

Další pozůstatky supernov. Na levém snímku je Řasová mlhovina v souhvězdí Labutě, pravděpodobně pozůstatek po explozi dávné supernovy. Na prostředním snímku je tato mlhovina v RTG oboru. Fotografie pochází z družice ROSAT a je složena ze 40 snímků ve 26 směrech. Patrná je kulová rázová vlna. Na pravém snímku je okolí pulsaru v souhvězdí Plachet. Opět jde o pozůstatek supernovy, která explodovala již před 11 000 lety. Tuto supernovu asi na obloze sledovali první zemědělci. V RTG záření je patrná kulová rázová vlna. V optickém oboru vidíme část rázové vlny v levé horní části snímku. Rázová vlna excituje elektrony v mezihvězdném prostředí. Ty potom září rekombinačními procesy v různých barvách.

Schwarzschildův poloměr

Neudrží­li gravitaci gradient tlaku látky (normální hvězda), gradient tlaku degenerovaného elektronového plynu (bílý trpaslík) ani gradient tlaku neutronů (neutronová hvězda), nastává nezadržitelný kolaps hvězdy do černé díry... Pojmenování černá díra pochází od John. A. Wheelera a je až z roku 1967. Samotnou myšlenku existence tělesa, ze kterého by nemělo unikat světlo poprvé zformuloval John Michell již v roce 1783 a hodnotu Schwarzschildova poloměru z newtonovské mechaniky odvodil Laplace v roce 1798.

Kdyby se naše Slunce stalo černou dírou, mělo by Schwarzschildův poloměr 3 km, teplotu 10-7 K a vypařilo by se Hawkingovým mechanismem za 1066 let. Povězme si o černých děrách trochu podrobněji.

Proveďme takovýto myšlenkový experiment. Blikněme baterkou v okolí nějaké hvězdy (např. Slunce) a sledujme, kam se za jednu vteřinu rozšíří světelná vlnoplocha. Výsledkem bude kulová vlnoplocha. Představme si nyní, že máme tu moc stlačit veškerou hmotu Slunce do koule o poloměru pouhé 3 km. Experiment s baterkou dopadne úplně jinak. Světlo je strháváno křivým časoprostorem směrem ke „Slunci“. Čím blíže blikneme, tím více. Přesně ve vzdálenosti 3 km nastane zajímavý jev. Světlo je hvězdou natolik strháváno, že žádný foton neletí ven. Fotony letící do stran hvězdu obletí a vrátí se zpátky. Jedině do centra letí fotony jako dříve. Vzdálenost na které k tomu dojde se nazývá Schwarzschildův poloměr(horizont):

Pro Slunce vychází právě 3 km, pro naši Zemi 9 mm. Z objektu stlačeného pod Schwarzschildův poloměr nemůže uniknout žádná částice, tedy ani částice světla. Tento objekt nazýváme černá díra. Hodnotu Schwarzschildova poloměru lze samozřejmě odvodit z obecné relativity. Tento výsledek je ale znám již velmi dlouho a byl odvozen Laplacem před 200 lety (1798) ze vztahu pro únikovou rychlost. Dosadíme­li do vztahu pro únikovou rychlost světla a vypočteme­li zpětně poloměr tělesa vyjde právě Schwarzschildův poloměr. Poznamenejme ještě, že na poloměru 1,5 Rg se nachází kruhová orbita fotonů a na poloměru 3 Rg poslední stabilní orbita částic.

Statická mez

Budeme-li provádět stejný experiment s baterkou u rotujícího tělesa, přidá se další efekt. Strhávání časoprostoru s rotujícím tělesem způsobuje i strhávání fotonů ve směru rotace. Mez za kterou se foton již nemůže pohybovat proti směru rotace se nazývá statická mez.

Ergosféra

Prostor mezi Schwarzschildovým poloměrem a statickou mezí se nazývá ergosféra. Částice mohou do ergosféry vlétat i z ní vylétat. Částice, která prolétne ergosférou získá energii z rotace černé díry a ergosféru opouští s vyšší energií než do ní vstoupila. S každou vyletující částicí s vyšší energií tak klesá rotační energie černé díry a ergosféra se zmenšuje.

Pád tělesa do černé díry na r­t diagramu

Při pádu tělesa do černé díry dochází vždy k zvětšení Schwarzschildova poloměru. Nabalováním hmoty z okolí se černá díra zvětšuje. Kužel budoucnosti částice (události, které sama může ovlivnit) se při pádu postupně naklání. Po průchodu horizontem černé díry míří kužel budoucnosti jen pod horizont. Částice spadlé do černé díry nemohou ovlivnit události vně černé díry. V levé dolní části obrázku je schematicky znázorněn vznik černé díry. Rozměry objektu (vodorovně) se s časem (svisle) zmenšují až překročí Schwarzschildův poloměr. V pravé části obrázku je časoprostorová trajektorie stojící částice (prostorová souřadnice se nemění, čas plyne).

Rozdíl v pádu do černé díry mezi padajícím a stojícím pozorovatelem

Pozorovatel padající do černé díry projde Schwarzschildovým poloměrem z hlediska své souřadnicové soustavy za konečnou dobu (bohužel se toho díky slapovým silám nedožije). Jiný obraz uvidí pozorovatel vně černé díry. Signály od padajícího pozorovatele bude dostávat  stále s větším zpožděním a jejich frekvence bude posunuta k červenému konci spektra. To je způsobenou změnou frekvence vystupujících fotonů v silném gravitačním poli v okolí černé díry. Průchod horizontem by vnější pozorovatel viděl až v nekonečném čase a vlnová délka fotonů nesoucí tuto informaci by také byla nekonečná.

Intenzita vyzařování při kolapsu hvězdy do černé díry

Z předchozí úvahy je zřejmé, že i samotný vznik černé díry bude pro vnějšího pozorovatele trvat nekonečnou dobu. Intenzita světla z tohoto kolabujícího objektu bude exponenciálně klesat a měly bychom, byť s malou intenzitou, stále pozorovat kolabující hvězdu jako hvězdu vysílající záření. Kvantová teorie však tento obraz zcela pozmění. Světlo je kvantováno, jde o nepřetržitý prou malých částic nazývaných fotony. Ubývání intenzity se tedy děje po skocích, tak jak ubývají jednotlivé fotony. V konečném čase nastane poslední „schod“ na světelné křivce kolabujícího objektu. Od této chvíle již žádné záření nevysílá.

„No hair“ teorém a typy černých děr

Černá díra si při vzniku ponechává jen informaci o hmotnosti, momentu hybnosti a náboji: M, b, Q = const. Všechny ostatní atributy hmoty (dipólové, kvadrupólové momenty, různá kvantová čísla) jsou při průchodu horizontem zapomenuty. Podle hodnot těchto tří atributů dělíme černé díry na:

1. Schwarzschildovy černé díry: Mají nenulovou hmotnost, nulový moment hybnosti a elektrický náboj. Každý zkolabovaný sféricky symetrický objekt se stane Schwarzschildovou černou dírou.

2. Kerrovy černé díry: Mají nenulovou hmotnost a moment hybnosti. Jde o výsledek kolapsu rotujících objektů, typickým jevem je existence ergosféry - oblasti mezi statickou mezí a Schwarzschildovým poloměrem.

3. Reisnerovy-Nordstrømovy černé díry: Mají nulový moment hybnosti a nenulový elektrický náboj. V přírodě se pravděpodobně nevyskytují.

4. Kerrovy-Newmanovy černé díry: Nejobecnější černé díry, mají nenulový moment hybnosti i náboj.

No hair teorém porvé zformulovali Carter, Werner Israel, David C. Robinson a Steven Hawking.

Černé díry podle velikosti

1. Prvotní (primordiální) černé díry: Tyto černé díry by měly mít nepatrné rozměry elementárních částic a mohly vznikat v ranných fázích vývoje Vesmíru. Jestliže existují, měly by díky Hawkingovu vypařování intenzivně zářit. Pozorované množství γ záření ve Vesmíru znamená, že primordiálních děr nemůže být více než 300 v krychlovém světelném roku. Pozorovat takový objekt by bylo možné jen v naší bezprostřední blízkosti (Sluneční soustavě).

2. Hvězdné černé díry: Tyto černé díry vznikly jako závěrečné fáze hvězdného vývoje a jejich hmotnosti jsou několikanásobkem hmotnosti Slunce. Objekty tohoto typu se v naší Galaxii pozorují.

3. Galaktické černé díry: Černé díry s hmotností srovnatelnou s hmotností galaxií nebo jejich jader. Tvoří jádra některých aktivních galaxií, pravděpodobně i naší vlastní Galaxie a jádra kvasarů. Pozorována je řada objektů tohoto typu.

Tlustý akreční disk

V okolí rotující černé díry se vyskytuje značné množství hmoty, která vytváří tzv. tlustý akreční disk. Jde o analogii prstenců v okolí velkých planet (Jupiter, Saturn, Uran, Neptun) - tyto prstence jsou ale naopak tenké. Ve směru rotační osy může unikat záření a velké množství urychlených nabitých částic. Vytvoří se dva výtrysky, které jsou ve větších vzdálenostech od černé díry brzděny mezihvězdným prostředím. V místech interakce výtrysků s okolním prostředí je generováno radiové záření. Výtrysky proto často končí intenzivními radiovými laloky. Mechanismus vzniku výtrysků popisuje tzv. Blandford-Znajekův proces na základě interakce černé díry s okolním magnetickým polem.

Vypařování černých děr

Kvantově mechanický proces v blízkosti horizontu černé díry, který má za následek únik energie z černé díry v podobě vznikajících částic. Tepelné spektrum záření odpovídá absolutně černému tělesu, maximální vlnová délka je rovna Schwarzschildovu poloměru. Čím menší je černá díra, tím intenzívnější je vypařování. Poprvé tento proces popsalS. Hawking. Různé pohledy na tento proces:

• Kreace páru částice-antičástice: V blízkosti horizontu černé díry se mohou vytvářet jakoby z ničeho elementární částice, které odnášejí část energie černé díry. Tento jev je způsoben kvantovými procesy. Ve vakuu neustále vznikají a zanikají páry částice­antičástice (střední kvadratické fluktuace polí musí být díky relacím neurčitosti pro pole nenulové). V blízkosti horizontu zůstane jeden člen páru pod horizontem a druhý se pro vnějšího pozorovatele vynoří jakoby z ničeho v blízkosti horizontu. Pár nezanikne, ale jeden člen se dostane pod horizont a druhý se objeví jako nad horizontem jako vyzářená částice.

• Tunelování částic z nitra černé díry: Bariérou je Schwarzschildův poloměr. Čím menší je díra, tím menší bariéra, tím snadnější tunelování, tím více díra září.

• Pohyb nadsvětelnou rychlostí: Pod horizontem se částice po krátkou dobu (tak, aby se nenarušily Heisenbergovy relace neurčitosti) pohybuje nadsvětelnou rychlostí. Nadsvětelná rychlost nevadí – nepřenáší se informace a není pozorovatelná zvnějšku. U malé černé díry postačí kratší doba pohybu nadsvětelnou rychlostí a proces je tak pravděpodobnější.

Hmota v černé díře tak není navěky ztracena, ale postupně se opět „vypařuje“ do okolního prostoru. Tento proces je velmi pomalý.
 

Termodynamika černých děr

Bekensteinova-Hawkingova teplota: Černé díře lze v jistém smyslu přiřadit teplotu. Poprvé to udělal izraelský fyzik Jacob Bekenstein pomocí myšlenkového experimentu s kabinou výtahu plnou záření, která se spouští na černou díru. Výpočet naleznete v příkladech. Celou úvahu později rozpracoval Stephen Hawking v rámci kvantové teorie.

Entropie: Se zavedením teploty černé díry je možné zavést i pojem entropie. Ta je úměrná povrchu černé díry. Lze ukázat, že ať probíhají jakékoli procesy, včetně spojování černých děr, celkový povrch všech děr se nezmenší. Povrch černé díry v jistém smyslu nahrazuje pojem entropie klasického souboru částic. Díky entropii přiřazené tímto způsobem černé díře se entropie těles spadlých do černé díry ve Vesmíru neztrácí. Vztah pro entropii černé díry je:

Holografický princip: Veškeré vlastnosti látky v černé díře jsou dány charakteristikami na povrchu (entropií). Mnozí se dnes pokouší aplikovat holografický princip na celý Vesmír. Tam ale není ani u uzavřeného ani u otevřeného Vesmíru zřejmé, co je jeho povrch. Zpravidla se nahrazuje horizontem částic (pozorovatelným Vesmírem). Při inflační fázi a následném ohřevu, kdy se produkuje velké množství entropie nemůže holografický princip v této podobě platit. Zdá se, že neplatí ani v uzavřeném Vesmíru.

Hawkingovo vypařování černých děr:  Intenzita je stejná jako u absolutně černého tělesa s Bekensteinovou-Hawkingovou teplotou. Maximum vyzařování je na vlnové délce rovné Schwarzschildovu poloměru.

Princip kosmické cenzury

Ve Vesmíru nikdy neuvidíme nahé singularity (body s nekonečnou hustotou látky - například centrum černé díry). Tyto singularity jsou vždy pro vnějšího pozorovatele skryty, u černé díry se nachází pod horizontem. A tam vnější pozorovatel nevidí. 

Obrázky

Eliptická galaxie NGC 4261 (HST 4.12.1995) (pravděpodobně obří černá díra). Tato fotografie pochází z Hubbleova kosmického dalekohledu (HST). Galaxie je vzdálená 108 světelných let ve směru souhvězdí Panny. V centru galaxie je masivní černá díra krmená prachem z tlustého akrečního disku o průměru 800 světelných let. Měřením rychlosti rotace prachového disku byla stanovena hmotnost černé díry na1,2×1012 MSlunce. Tato ohromná hmotnost se nachází v oblasti jen o něco málo větší než je naše Sluneční soustava. Disk obklopující černou díru má hmotnost 105MSlunce a byl objeven s HST v roce 1992. Snímky z HST z roku 1995 zaznamenaly poprvé strukturu disku, která pravděpodobně souvisí s vlnami a nestabilitami šířícími se diskem. Také se ukázalo, že černá díra s diskem nejsou přesně v centru galaxie NGC 4261. Pro tento fakt zatím chybí uspokojivé vysvětlení. Na pravém obrázku je malířova fikce. Takto by tato obří černá díra mohla vypadat při pohledu z nějaké blízké planety. 
  
 

Rentgenový zdroj Cygnus X-1. Nejstarší kandidát na černou díru s typickými dvěma radiovými skvrnami. Mapa v radiové oblasti. Cygnus X-1 je mezihvězdný zdroj rentgenového záření objevený na jaře 1971 sondou UHURU. Tento zdroj je vysoce proměnný a nepravidelný. Rentgenové záblesky mají trvání cca 10 milisekund. To ale znamená, že zdroj těchto záblesků musí být velmi malý (za dobu trvání záblesku musí mít světlo možnost prolétnout z jednoho okraje objektu na druhý). Rozměry zdroje vycházejí dokonce menší než rozměry naší Země a jeho hmotnost je větší než9 MSlunce a nemůže být nic jiného než černá díra. Objekt je gravitačně vázán s blízkým modrým veleobrem HDE 226868 deváté magnitudy. Vzájemná oběžná perioda obou těles je 5,6 dne, vzdálenost 0,27 AU, precesní pohyb má periodu 294 dnů. Počítačová animace obou objektů je napravo(137 kB).

Černá díra v centru galaxie M87. Centrum blízké obří galaxie M87 je velmi husté. Na této fotografii z HST (1994) byl nalezen disk horkých plynů rotující kolem centra obří galaxie. Disk je patrný v levé dolní části snímku. Napravo je detail tohoto akrečního disku. Známa jsou i spektra různých částí disku. Z rychlosti rotace disku lze určit hmotnost centrálního objektu a z rozměrů disku lze odhadnout maximální rozměr objektu. Tyto výpočty vedou k natolik vysoké hustotě centrálního objektu, že v úvahu připadá jedině černá díra. Na fotografii je také patrný vysoce energetický výtrysk (jet) mířící od centrálního objektu. Výtrysk obsahuje rychle se pohybující nabité částice, je dlouhý6500 l.y. a je složen z vláken o průměru 10 světelných let. Charakter výtrysku odpovídá modelům černých děr s tlustým akrečním diskem. 
  
  
 

Rentgenové zdroje v galaxii M31. Velká galaxie v Andromedě je nejbližší velká spirální galaxie (3 miliony l.y.) a je dosti podobná naší Mléčné dráze. Mnoho hvězdných systémů v této galaxii vyzařuje vysoce energetické záření v rentgenovském oboru. Toto záření bylo pozorováno například na družici ROSAT, ze které pochází tato fotografie. Rentgenové zdroje se nacházejí v kulových hvězdokupách, ve spirálních ramenech a v blízkosti centra galaxie. Většina zdrojů jsou pravděpodobně akreční disky binárních systémů a snad i černých děr. Galaxie M31 má v blízkosti centra větší množství rentgenových zdrojů než naše Galaxie. Příčina není známa.

V blízkosti černé díry. Co bychom pozorovali v blízkosti černé díry? Oba obrázky jsou generovány počítačem. Na levém obrázku je normální hvězdné pole v souhvězdí Orion. Povšimněte si tří výrazných hvězd přibližně stejné jasnosti, které tvoří Orionův pás. Na pravé straně je ukázáno, jak by vypadalo stejné hvězdné pole v přítomnosti černé díry v ve středu obrázku. Černá díra má tak silnou gravitaci, že světlo je výrazně ohýbáno směrem k černé díře. To způsobí neobvyklý optický jev: Každá hvězda má alespoň dva obrazy, každý na jedné straně černé díry. Ve skutečnosti můžete vidět v blízkosti černé díry obraz celé oblohy. Světlo z každého směru je ohnuto kolem černé díry a přichází zpět k pozorovateli. Černé díry jsou stavy hmoty s nejvyšší hustotou látky. Máme nepřímé důkazy o jejich existenci v dvojhvězdách, v jádrech kulových hvězdokup a galaxií, v kvasarech.

ROSAT LMC X-1: Vážný kandidát na černou díru ve Velkém Magellanově mračnu. Jde o silný rentgenový zdroj pocházející z dvojhvězdy. Jedna složka je pravděpodobně normální hvězda, druhou složku tvoří kompaktní průvodce. Plyn z normální hvězdy dopadá na povrch kompaktní složky, ten se zahřívá a emituje rentgenové záření. Rentgenové záření ze systému vytrhává elektrony z atomových obalů v okruhu několika světelných let. Rekombinující elektrony potom září opět v rentgenovském oboru spektra. Z charakteru pohybu dvojhvězdy vyplývá, že kompaktní průvodce je s vysokou pravděpodobností černá díra s hmotností zhruba 5 MSlunce.

Cen A (NGC 5128): Velmi známá eliptická radiová galaxie s temným pruhem napříč. Původně se myslelo, že jde o pás temné hmoty. Dnes víme, že jde o pozůstatek po kolizi se spirální galaxií. V centru masivní černá díra s klasickými výtrysky (HST). Stručná historie objektu: 
 

ESO 184-G82:  Blízká galaxie (120 milionů l.y.). 25.4.1998 byl sondou BeppoSAX 25 pozorován gama záblesk označený GRB 980425. O den později, 26.4.1998, byl nalezen optický protějšek (hvězda 15m) na Mt. Stromlo (AAO - Anglo Australian Observatory). Spektrum objektu bylo pořízeno na Mt. Stromlo 1.5.1998, šlo o supernovu typu Ib. S největší pravděpodobností byl poprvé v historii zaznamenán vznik černé díry!!! Většina gama záblesků má původ v kosmologických vzdálenostech a jsou výrazně energetičtější. Jejich původ zatím není znám.

 Jádro Galaxie: Tak a je to tady. Na to, že černé díry jsou všude už jsme si tak nějak zvykli. Že by mohla být i v centru Galaxie, to jsme si moc nepřipouštěli.V centru naší galaxie leží objekt Sag A obklopený hustou hvězdokupou (na snímku). Keckův 10 m dalekohled zjistil (Andrea Ghez, University of California) v IR oboru, že tyto hvězdy rotují rychlostí 1400 km/s kolem masivního objektu o hmotnosti 2,6 milionu Sluncí - černé díry.

Hvězdy: Sférické objekty, ve kterých je v rovnováze gravitační síla s gradientem tlaku látky a záření.

Dvojhvězdy: Více než 70 % všech hvězd. Obíhají kolem společného těžiště podle třetího Keplerova zákona.

• Vizuální dvojhvězdy: rozlišitelné okem nebo dalekohledem.

• Astrometrické dvojhvězdy: jedna složka neviditelná, projevuje se jen gravitačními účinky.

• Spektroskopické dvojhvězdy: Rozlišitelné jen díky Dopplerovu posuvu čar ve spektru (způsobeno oběhem složek).

• Zákrytové proměnné: Směr pozorování je v rovině oběhu složek, takže dochází k periodickým zákrytům jedné složky druhou. Z tvaru světelných křivek lze zjistit značné množství údajů.

• Těsné dvojhvězdy: Dostatečně těsné dvojhvězdy vyplňují hmotou Rocheovy laloky (jedna z Hillových ekvipotenciál) a dochází k přetoku hmoty z jedné složky na druhou. Řada zajímavých procesů.

Asociace: Nevýrazná seskupení podobných hvězd stejného původu s malou objemovou hustotou počtu členů. Asociace se rychle rozpadají a prolínají se s ostatními hvězdami. Jde zpravidla o mladé hvězdy.

• Asociace typu OB: mladé hvězdy spektrální třídy O až B2, například některé hvězdy ze souhvězdí Orion. V Galaxii jich je asi 100. Vyznačují se členy s velkou hmotností a svítivostí.

• Asociace typu T: Členové těchto asociací mají malé hmotnosti. Asociace bývá obklopena prachoplynnou mlhovinou, která pohlcuje část záření hvězd. Asociace typu T vyzařují podstatně v IR oboru, někdy i více než ve viditelném světle. V Galaxii jich je asi 1000. Pojmenovány podle proměnné hvězdy T Tauri.

Otevřené hvězdokupy: Společný původ, nepravidelný tvar, nevýrazná koncentrace hvězd. Soustředěny v rovině Galaxie, převážně ve spirálních ramenech. V mladých hvězdokupách plyn a prach. Věk 106­109 let. Počet členů 100 až 10 000. Plejády (Kuřátka), Jesličky, χ a h, ...

Kulové hvězdokupy: Sféricky symetrické, výrazný nárůst koncentrace směrem ke středu. Vysoce stabilní objekty. Velmi staré objekty, vyplňují kulový podsystém Galaxie. Počet členů 10 000 až 1 000 000. Kulová hvězdokupa M13 v Herkulu, M3 v Honících psech, M15 v Pegasu, Omega Centauri, ...

Galaxie: Základní stavební kameny Vesmíru. Nepravidelné, eliptické, spirální, spirální s příčkou. Plochý a kulový podsystém. Naše Galaxie má 150×109 hvězd, průměr100 000 l.y. a tloušťku cca 15 000 l.y. v oblasti tzv. galaktické výduti; mimo ni je velmi tenká (1 tisíc l.y.). Hvězdy ve směru rovníku Galaxie vnímáme jako Mléčnou dráhu. V ostatních směrech vidíme hvězd podstatně méně. Diferenciální rotace hvězd. Pro ideální galaxii s hustým jádrem a řídkým okolím vychází z Newtonova gravitačního zákona v jádřev ~ r, na periferii v ~ r -1/2. Obvodová rychlost je u naší Galaxie v okolí Slunce 200 km/s. Nejpřesnější měření v(r) byla provedena pro velké spirální galaxie na vlnové délce 21 cm. Již v roce 1933 upozornil F. Zwicky, že ve vnějších oblastech galaxií jsou rotační rychlosti vyšší než teoretické (v ~ r 0,22). Je-li v galaxii jen hmota, kterou vidíme, měla by se odstředivou silou rozprsknout. Proto by galaxie měly obsahovat temnou hmotu, kterou nevidíme. Jinou možností by mohla být úprava gravitačního zákona pro velké vzdálenosti (například Φ ~ - α/r + β ln r/a). Tyto pokusy však vedou na nesprávné odpuzování světelných paprsků v blízkosti velkých galaxií (A. Edery, 1999).

• AGN: Aktivní jádra galaxií. Vyvrhování látky, exploze, netepelné záření.

• Seyfertovy galaxie: malé aktivní jádro.

• Radiové galaxie: září převážně v radiovém oboru, velmi aktivní.

• Kvasary: Objeveny 1963. Velký červený posuv kosmologického původu, objekty nesmírně zářivé a vzdálené. Obnažená jádra rodících se galaxií. V centru pravděpodobně černá díra, často doprovázená mohutnými výtrysky. Dnes (1999) známo přes 10 000 kvasarů.

• N galaxie: přechodový typ mezi kvasary a normálními galaxiemi.

Klasifikace galaxií

Podle tvaru dělíme galaxie do několika skupin: nepravidelné (I - Irregular), eliptické (E - Elliptic), spirální (S - Spiral), spirální s příčkou (Sb - Spiral with Bar)

Skupiny galaxií: Podobně jako jsou hvězdy vázány ve větší skupiny, sdružují se i galaxie do větších celků.

• Místní skupina: Galaxie, SMC, LMC, Sculptor, Ursa Minor, Draco, Leo II, Formax, NGC 6822, NGC 185, NGC 147, M31 (Velká galaxie v Andromedě, 200 miliard hvězd, 2 miliony l.y.), M32, And I, And II, And III, IC 1613.

Kupy galaxií: Kupa v Panně, ve Vlasech Bereniky...

Nadkupy galaxií : soustředěny v obřích stěnách, jinde je prostor ve Vesmíru málo zaplněn. Tvoří makroskopickou strukturu našeho Vesmíru. 
  

Obrázky

Otevřená hvězdokupa M45 - Plejády (Kuřátka).  Jde o nejznámější otevřenou hvězdokupu viditelnou i pouhým okem. U indiánů sloužila k testům kvality zraku. Pouhým okem je vidět jen 5 až 7 hvězd. Jde o mladou hvězdokupu. Kolem jednotlivých hvězd jsou výrazné reflexní mlhoviny. Rentgenová družice ROSAT zjistila, že hvězdy září i v RTG oboru.

Další otevřené hvězdokupy. M44 - Jesličky (Praesepe), M7, M47:

Kulová hvězdokupa M13 v Herkulu. Nejznámější kulová hvězdokupa, pozorovatelná i pouhým okem:

Další kulové hvězdokupy. Kulová hvězdoukupa M3 v souhvězdí Honící psi (vlevo) a kulová hvězdokupa M11 (vpravo).

Velké Magellanovo mračno (LMC) - nepravidelná satelitní galaxie spojená s naší Galaxií mosty hmoty. V LMC můžeme pozorovat stejné typy objektů jako v naší Galaxii. Kulová hvězdokupa Hodge II (AAT 042) pozorovaná v LMC je na prostředním obrázku. Mlhovina Henize 70 (AAT 033) je také z velkého Magellanova mračna, jde o obálku odhozenou hvězdou v závěrečných fázích vývoje:

Velká Galaxie v Andromedě M31 je jedna z blízkých galaxií (~ 2 500 000 l.y.) patřících do Místní skupiny galaxií. Naše Galaxie je galaxii v Andromedě velmi podobná. V dolní části levého snímku je ještě galaxie M32. Celkové rozměry galaxie M31 na levém snímku jsou asi 40 000 l.y. Na prostředním snímku je celkový pohled na galaktické jádro M31, na snímku je zachycena oblast o rozměrech cca 2 000 l.y. Na snímku vpravo je detail jádra galaxie M31 z HST o rozměrech pouhých 40 l.y.

Některé další galaxie

Kupy galaxií. Galaxie se seskupují do větších celků - Místní skupiny galaxií, kup a nadkup galaxií. Na levém obrázku je  kupa galaxií v souhvězdí Vlasy Bereniky (Coma Berenices). Na dalším obrázku je jakási kupa fotografovaná z HST (nevím která, ale je velmi pěkná). Na předposledním snímku je část nejbližší kupy galaxií ze souhvězdí Panny. V blízkosti centra této kupy je zajímavá spirální galaxie M90 (NGC 4569, poslední snímek). Galaxie má velmi kompaktní a jasné jádro. Zvláštní je, že vykazuje modrý posuv, tedy pohybuje se směrem k nám. Drtivá většina vzdálených galaxií má červený posuv. Vzdalují se od nás díky expanzi Vesmíru. Snímek byl pořízen 1.1 metrovým Hallovým dalekohledem (Lowell Observatory) v roce 1996.

HDF (Hubble Deep Field) - Hubblovo hluboké pole. Tento snímek je opravdu historický. Byl složen z 342 různých snímků pořízených z HST ve dnech 18 až 28.12.1995 kamerou WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2). Doba expozice byla 15 až 40 minut. Z HST bylo fotografováno jediné místo oblohy, po celých deset dnů a to v různých oborech spektra. Jde o nejdetailnější dosažený snímek Vesmíru až do ohromných vzddáleností. Průměr zorného pole byl 2,5" a odpovídá velikostí desetihaléře sledovaného ze vzdálenosti 25 m. Předpokládáme, že průměrné zastoupení různých typů galaxií nalezených v této části oblohy je stejné jako v kterémkoli jiném směru ve Vesmíru. Na snímcích bylo nalezeno téměř 2000 galaxií v různých stupních vývoje a 90 hvězd naší Galaxie. Některé galaxie vidíme přímo při jejich zrodu.