HVĚZDY

Temná mlhovina zastiňuje světlo hvězd, ležících za ní. Nevyskytují-li se poblíž vůbec žádné hvězdy, mlhovina pochopitelně nesvítí; projevuje se pouze tím, že zastiňuje světlo hvězd, které leží za ní.  Mnoho zajímavých informací o hvězdách naleznete v Astrofyzice, v pasáži Hvězdy.

Betelgeuse (Alfa Orionis) - první fotografie jiné hvězdy než našeho Slunce. Betelgeuse je rudý 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 detekovanými na Betelgeuse dříve nebo se může pohybovat po povrchu hvězdy vlivem magnetických polí. Betelgeuse má poloměr 800 R_S (3,7 AU), je vzdálená 130 l.y., povrchovou teplotu má 3600 K (sp. třída M2) a hmotnost má 15 M_S. (HST, 1995, FOC, UV obor).

Aldebaran - zákryt červeného obra v souhvězdí Býk Měsícem (22.3.1999).

Éta Carinae -  Jde o jednu z nehmotnějších známých hvězd. V průběhu staletí se výrazně měnila magnituda: m = 4 (1677, E. Halley), m = − 0.8 (1843),  m = 6 (1998). V roce 1843 došlo k explozi jedné složky a v okolí dvojhvězdy vznikla mlhovina Homunkulus (NGC 3372). Dlouhodobý pokles jasnosti se zdůvodňuje jednak tím, že nemohla udržet svůj fantastický výkon, jednak proto, že se zahalila do vlastní obálky prachu a plynu. Do deseti tisíc let bude systém explodovat jako supernova a stane se pravděpodobně intenzivním zdrojem gravitačních vln. Maximální  relativní  magnituda dosahne hodnoty −5.5. Na levém obrázku je mlhovina Homunkulus (HST, WFPC2, 1996). Na pravém obrázku je měřeno periodické kolísání s periodou 85 dní v RTG oboru (Universities Space Research Association, Columbia, 1998). Podle některých propočtů by k dalšímu odhození obálky mohlo dojít v roce 2003.

l = 7 500 l.y
P = 5,52 roku
d = 3,25 až 8,8 AU (elipsa)
M₁ = 66 M_S
M₂ = 68 M_S
e = 0,63

HD 14156 - hvězda s prstencem prachu ve Vahách. Má za sebou jedno procento životní dráhy. Prachové disky jsou běžně pozorovány u právě se rodících hvězd, ale pouze u výjimečně malého počtu již dospělých stálic, na tzv. hlavní posloupnosti. Astronomové věří, že je složen z menších i větších prachových částic, zbytků po tvorbě planet.

l = 320 l.y. 
M = 3 M_S 
L = 22 L_S
průměr disku: 60 miliard km.

Pistol (Pistole) - hvězda s mlhovinou. Nejsvítivější známá hvězda. Mlhovinu asi tvoří odvržené části. V budoucnu se asi stane supernovou (HST, Nicmos, 1997). 

l = 25 000 l.y. směrem k centru Galaxie 
R = 150×10⁶ km 
L = 10⁷ L_S 

R Monocerotis - mladá hvězda, hmotnost 10 M_S (asi skončí jako supernova). V okolí mlhovina Hubble Variable Nebula, ze které hvězda vznikla.

GS 2000+25 - světelná křivka novy GS 2000+25 v RTG, 1998.

Cen X3 - binární systém neutronová hvězda + ?. Snímky z první RTG družice Uhuru. Nalevo určení rotační periody neutronové hvězdy (4.8 s), napravo zákrytová křivka tohoto systému (perioda 2.09 dne).

CI Cam (XTE 0421+560, Černá vdova) - binární systém v Žirafě Hvězda 11. magnitudy. Sonda RXTE zachytila letos prudký nárůst RTG záření. Hvězda září i ve viditelné a radiové oblasti spektra. Pravděpodobně těsný binární systém normální hvězda + kompaktní průvodce (neutronová hvězda nebo černá díra) s přetokem hmoty. Rentgenová zjasnění jsou velmi rychlá a krátká. Zatímco u jiných „rentgenových nov“ trvá zjasnění až jeden rok, v tomto případě dosáhne svého vrcholu za dvanáct hodin a zcela zmizí do dvou dní. Radiová pozorování pak ukázala dva výrazné výtrysky se zakřiveným tvarem. Jedná se o materiál vyvrhnutý z akrečního disku zpět do prostoru, zbytek padá na neutronovou hvězdu/černou díru (NRAO, λ = 1.3 cm, 1998 ).

M 40 - slabá dvojhvězda ve Velké Medvědici. V 17. století byla mylně považována Johannem Heveliem za mlhovinu. Jako dvojhvězdu ji identifikoval Charles Messier.

WR 104 -  Wolf Rayetova hvězda ve Střelci. Dvojhvězda obklopená plynoprachovou spirálou o průměru dvakrát větším než naše Sluneční soustava. Spirála se otáčí a čadí. Jedna ze složek je horká WR hvězda, druhá je chladnější OB hvězda, právě ta je zodpovědná za únik hmoty ze soustavy. Napravo jsou snímky z dubna, června a září 1998 (Keckův dalekohled, 1998)

Perioda rotace: 220 dnů (± 30 dnů)
Průměr: 160 AU
Sklon dráhy: 20° 
Hmotnost složek: 20Ms, 50 Ms
Vzdálenost složek: ~ 2 AU
Vzdálenost: 5000 l.y.

NGC 6624 - model binárního systému.