2. Hvězdy  
2.1. Slunce  
Úplné zatmění Slunce 11. srpna 1999, viditelné u našich jižních sousedů, oživuje otázku, kdy se takové úkazy daly v průběhu posledního tisíciletí pozorovat u nás. V Praze byla viditelná úplná sluneční zatmění 7. 6. 1415 a 12. 5. 1706 jakož i prstencové zatmění 1. 10. 1502. Příští úplné zatmění v Praze bude pozorovatelné až 7. října 2135. Průměrný interval mezi úplnými zatměními na daném místě zemského povrchu činí 360 let.  
Poslední úplné zatmění Slunce v Evropě bylo pozorováno před čtyřiceti lety, a to je asi ten hlavní důvod, proč je v době sepisování tohoto přehledu celý kontinent vzhůru nohama. Při letošním zatmění by při troše štěstí mělo být možné pozorovat očima jednak nějakou Perseidu a jednak i velmi vzdálené hvězdy (Rigel a Deneb) pouhým okem -- komu se to kdy povede téměř v pravé poledne!  
A. Conway aj. se zabývali možností předpovědi maxima 23. cyklu sluneční činnosti (cykly se počítají od slunečního minima v roce 1755) a ukázali, že dostatečně přesná předpověď na úrovni 10 procent v určení okamžiku maxima a jeho relativního čísla je dosud nemožná. W. Dziembowski aj. potvrdili, že poslední minimum sluneční činnosti nastalo v čase 1996,8 roku. R. Oliver aj. ukázali, že vysoce energetické sluneční erupce se opakují v periodě 152 až 158 dnů, a že plochy skvrn kolísaly v periodě 158 dnů v letech 1874-1993. Efekt byl nejzřetelnější u vysokých cyklů, zejména u rekordního cyklu 19, ale vymizel po 21. cyklu.  
Podle D. Gougha a M. McIntyra se totiž uvnitř zářivé zóny Slunce vyskytuje silné magnetické pole řádu 0,1 mT, vázané na homogenní rotaci slunečního nitra. Nad touto zónou se pak nachází přechodová vrstva (tachoklina) a tam začíná diferenciální rotace slunečního tělesa, neboť -- jak známo -- sluneční povrchu rotuje rychleji na rovníku než v okolí pólů. Souhrnné údaje o měření magnetického pole Slunce jako hvězdy uveřejnili V. Kotov aj. na základě 2457 dnů měření magnetografem na Mt. Wilsonu. Pole má obvykle indukci řádu desítek mikroT, výjimečně až 300 mikroT a kolísá s periodami 26,9 až 28,1 dne.  
Naprosto nezastupitelnou roli při výzkumu Slunce sehrála jedinečná družice/sonda SOHO, která odstartovala ze Země v prosinci 1995 a v únoru 1996 se usadila v Lagrangeově bodě L₁ soustavy Slunce-Země, odkud pomocí 11 přístrojů sledovala Slunce nepřetržitě po dobu více než dvou let. Objevy SOHO jsou tak významné a početné, že by stálo za to jim věnovat zvláštní přehled. Rozhodně však nemohu vynechat zprávu o pozorování A. Kosovičeva a V. Žarkové, kteří pomocí SOHO poprvé prokázali výskyt sluncetřesení v souvislosti se zcela průměrnou erupcí 9. července 1996. Od epicentra erupce se totiž po povrchu Slunce šířily sluncetřesné vlny s amplitudou až 3 km a rychlostí zvyšující se od 10 do 110 km/s, takže jev byl o řád mohutnější, než předvídala teorie. Vlny byly sledovány po dobu 70 minut do vzdálenosti 120 000 km od erupce. Na otevřené Richterově stupnici dosáhlo magnitudo sluncetřesení hodnoty 11,3; bylo tedy 40000krát mohutnější než ničivé zemětřesení v San Franciscu roku 1906. Většina slunečních observatoří mohla z kosmu i ze Země sledovat jednu z největších slunečních protuberancí, jež se objevila 2. června 1998 v časných dopoledních hodinách našeho času a rychlostí 100 km/s stoupala až do rekordní výšky 1 milionu km od Slunce. Teplota plynu v protuberanci dosáhla hodnoty 10 kK a její pohyb byl zřetelně vyvolán přeměnou magnetické energie v kinetickou.  
V dubnu 1998 se na polární dráhu dostala levná, avšak velmi výkonná, sluneční družice TRACE pro výzkum přechodné oblasti mezi chromosférou a korónou. TRACE na sebe upozornila již počátkem května, když pozorovala proces uvolnění magnetické energie ve vysoké atmosféře Slunce v pásmu EUV. Na filmové animaci je dobře patrné, jak se náhle rozvinuly do sebe dvě navzájem kolmé magnetické smyčky a toto krátké spojení (rekonexe) uvolnilo tak velké množství energie, že vzplanula sluneční erupce. Sběrný film ukazuje, jak se úzké pásy sluneční atmosféry dlouhé až 100 000 km ohřívají a zase ochlazují během několika minut. Do konce roku pořídila TRACE již na 700 tisíc snímků s vynikajícím rozlišením. Na snímcích jsou patrné vývoje koronálních smyček i "mechovitý porost" o tloušťce asi 2000 km, vznášející se nad fotosférou ve výšce asi 3000 km a ohřátý na 1 MK. Tento porost souvisí obvykle s fakulemi v chromosféře, odkud pak směrem nahoru vybíhají spikule chladného plynu.  
Podle J. Thomase je tato jemná struktura slunečního povrchu vytvářena nelineární reakcí stoupajícího magnetického pole na turbulentní konvekci těsně pod povrchem Slunce. Pole se přenáší od základny konvektivní zóny vztlakem a difúzí. Naneštěstí jsou však magnetické trubice tenčí než nynější rozlišení přístrojů (0,2"; tj. 140 km na povrchu Slunce), takže došlo ke kuriózní situaci, kdy teorie jevů v přechodové oblasti na povrchu Slunce předbíhá pozorování. Z teorie vyplývá, že tyto procesy doprovází hlasitý rámus, jelikož při přenosech, proudění a turbulenci vznikaji globální akustické oscilace, využívané v helioseismologii. Podle E. Priesta aj. je právě rekonexe magnetických siločar spolu s turbulentním brzděním v chromosféře hlavní příčinou ohřevu sluneční koróny na teplotu až 6 MK. C. Schrijver aj. uvádějí, že magnetické energie aktivních oblastí ve fotosféře a chromosféře je obrovská a pomocí malých bipolárních magnetických struktur, podléhajících rekonexi, se vskutku takřka samočinně přenáší do koróny.  
Ve Spojených státech stále funguje první neutrinový detektor ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě v hloubce 1478 metrů pod zemí. Od roku 1978 do konce roku 1997 zde bylo získáno 108 integrálních měření neutrinového toku ze Slunce, jež dala průměr (2,6+-0,2) SNU, tj. asi třetinu očekávaného množství. P. Sturrock aj. tvrdí, že v datech odhalili nečekaný šířkový efekt, související s měnící se heliografickou šířkou pozorovaného středu slunečního kotouče. Tato šířka kolísá během roku v rozmezí +-7,5 stupně a autoři nalezli variace neutrinového toku s periodou 12,9 cyklů za rok. Pokud by se tento překvapující výsledek potvrdil, znamenalo by to patrně, že sluneční neutrinový tok je ovlivňován magnetickým polem v zářivé zóně pod povrchem Slunce. Pokud je zmíněný deficit slunečních neutrin vskutku způsoben oscilacemi neutrin, údajně odhalenými v japonském detektoru Superkamiokande, pak by se to mohlo potvrdit v galiových detektorech GALLEX a SAGE, jejichž časové rozlišení je lepší než u chlórového detektoru Homestake, neboť by se zde měla projevit neustále kolísající vzdálenost Země od Slunce v průběhu kalendářního roku.  
V Kanadě byl v květnu 1998 uveden do chodu dlouho připravovaný experiment SNO s detekcí slunečních neutrin pomocí těžké vody. Zařízení se nachází v niklovém dole Inco Creighton poblíž Sudbury a bylo vybudováno od roku 1990 za 70 milionů dolarů. Průhledná kulová akrylová nádoba obsahuje 1000 t těžké vody v hodnotě 300 milionů dolarů, zapůjčené od kanadské Komise pro atomovou energii. Průlety všech typů neutrin nádrží jsou detektovány 9500 fotonásobiči, přičemž aparatura dokáže rozlišit jednotlivé typy neutrin od sebe.  
  
2.2. Exoplanety a hnědí trpaslíci  
Počátkem roku byl uzavřen spor, zda periodické změny radiálních rychlostí hvězdy 51 Pegasi nejsou náhodou vyvolány pomalými oscilacemi rozměrů hvězdy, jak se domníval D. Gray, což by znamenalo, že kolem hvězdy neobíhá žádná exoplaneta o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem. A. Hatzes aj. totiž získali mimořádně kvalitní spektra hvězdy během 18 nocí v létě 1997 a žádné oscilace přitom nenašli. Prakticky současně sám hlavní kritik D. Gray zveřejnil práci, v níž ukázal, že jeho námitka vycházela z nedostatečně přesných spektrálních měření, takže fakticky šlo o pouhý šum. Totéž prokázali jak pro 51 Peg tak pro tau Boo také T. Brown aj. Tím dostalo objevování exoplanet prostřednictvím přesných měření periodického kolísání radiálních rychlostí definitivní požehnání a objevů exoplanet od té doby utěšeně přibývá.  
G. Marcy aj. ohlásili objev dosud nejbližší exoplanety u rekordně lehké hvězdy Gliese 876 (sp. dM4; T = 3200 K) o hmotnosti 0,32 M_o, vzdálené od nás pouze 4,7 pc - je to v pořadí 53. nejbližší hvězda ke Slunci. Exoplaneta má hmotnost větší než 1,9 M_j a obíhá kolem mateřského červeného trpaslíka ve vzdálenosti 0,2 AU v periodě 61 dnů. X. Delfosse aj. ukázali, že dráha exoplanety je velmi protáhlá s výstředností e = 0,3. D. Queloz a M. Mayor našli exoplanetu u hvězdy 14 Her (Gliese 614; sp. K), vzdálené od nás 18 pc. Exoplaneta má hmotnost větší než 3,3 M_j a obíhá kolem mateřské hvězdy po protáhlé (e = 0,36) dráze ve střední vzdálenosti 2,5 AU v periodě 4,4 roky.  
D. Trilling a R. Brown objevili infračervený přebytek záření u hvězdy 55 Cnc (sp. G8), kolem níž obíhá exoplaneta ve vzdálenosti 0,11 AU v periodě 14,65 dne. Přebytek lze objasnit jako cirkumstelární prach typu Kuiperova pásu. Pokud tento pás leží v oběžné rovině exoplanety, pak lze určit její hmotnost na 1,9 M_j. Podobně J. Greaves aj. odhalili pomocí submilimetrových měření aparaturou SCUBA JCMT prsten prachu kolem známé hvězdy epsílon Eridani (sp. K2 V; 0,8 M_o), vzdálené od nás 3,2 pc a mladší než 1 miliarda let. Prsten o hmotnosti alespoň 0,01 M_z má vnitřní hranu ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy a vnější v 60 AU, takže opět velmi připomíná náš Kuiperův pás. Podobně jako u Vegy, Fomalhauta a beta Pic je vnitřek prstenu jakoby prázdný, což sugestivně naznačuje možnost výskytu exoplanet v této oblasti přilehlé k vlastní hvězdě. U epsílon Eri však není naděje na jejich detekci metodou radiálních rychlostí, neboť zmíněný prstenec je skloněn přesně kolmo k zornému paprsku.  
Dobrý argument o vznikání planetární soustavy poskytla též infračervená měření pomocí Keckova dalekohledu II, vykonaná v březnu 1998 M. Wernerem aj. v okolí hvězdy HR 4796 v souhvězdí Centaura. Hvězda stará asi 10 milionů let a vzdálená 70 pc je obklopena rotujícím prachovým diskem o poloměru 100 AU, v němž se však vyskytuje centrální díra o poloměru 50 AU -- právě v této díře již nejspíše vznikly akumulací prachových zrnek planety. M. Jura a J. Turner odhalili poněkud záhadný shluk prachu v akrečním disku kolem staré složky dvojhvězdy HD 44179, obklopené mlhovinou Červený obdélník. Zatímco samotná hvězda se v dohledné době nejspíše stane bílým trpaslíkem, shluk prachu o hmotnosti Jupiteru by se mohl gravitačně zhroutit na opravdovou planetu.  
Do hledání exoplanet metodou periodických změn radiálních rychlostí se od července 1996 vložil Keckův desetimetr se superpřesným spektrografem HIRES. R. Butler aj. tak sledují 420 hvězd hlavní posloupnosti od pozdních typů F až po spektrální třídu M. Prvním výsledkem přehlídky je objev exoplanety u hvězdy HD 187123, vzdálené od nás 48 pc, jež je téměř dokonalým analogem našeho Slunce, neboť má stejnou hmotnost, spektrální typ G3 V (T_ef = 5830 K) a svítivost 1,35 L_o (M_bol = 4,37 mag). Podobá se Slunci také rychlostí obvodové rotace, stářím a aktivitou chromosféry. Podle měření zmíněné skupiny kolísá radiální rychlost hvězdy s poloviční amplitudou 72 m/s v periodě 3,1 dne, což je tedy oběžná doba exoplanety s hmotností větší než 0,5 M_j, obíhající po bezmála kruhové dráze ve vzdálenosti 0,04 AU od mateřské hvězdy. Není divu, že při tak rekordně malé vzdálenosti od hvězdy je povrch exoplanety ohřát na 1400 K.  
Zatím známe asi 20 substelárních objektů o hmotnostech od 0,45 do 50násobku hmotnosti Jupiteru, jež se nacházejí ve vzdálenostech od 0,04 do 4 AU od mateřské hvězdy a mají povrchové teploty od 200 do 1500 K. V jejich atmosféře nacházíme při teplotách nižších než 1300 K především metan, při teplotách pod 600 K pak čpavek. Zdrojem atmosférické opacity je zde molekulární vodík, dále voda, metan i čpavek.  
Na rozdíl od hledání substelárních objektů metodou radiální rychlostí není zatím úplně jasné, zda se může zdařit jejich nalezení z velmi přesné fotometrie, když exoplaneta či hnědý trpaslík periodicky přechází přes disk mateřské hvězdy. Největší podezření budila dvojhvězda CM Draconis, skládající se ze dvou trpaslíků spektrální třídy M4,5, u níž bylo od března 1996 do března 1998 údajně pozorováno 17 poklesů jasnosti o hloubce 0,08 mag. Kontrolní měření však ukázala, že šlo jako již mnohokrát o planý poplach, způsobený nedostatečnou kalibrací citlivých fotometrických měření. Pokud se vůbec v této těsné dvojhvězdě nachází exoplaneta, musí mít poloměr menší než trojnásobek poloměru Země a oběžnou dobu delší než 30 dnů -- jinak by už byla z fotometrie odhalena.  
Mezitím se však začíná prosazovat zcela odlišná a velmi perspektivní metoda odhalování exoplanet prostřednictvím efektu gravitačních mikročoček, jak ukázali K. Griest a N. Safizadeh. Jde vlastně o speciální případ podvojné gravitační mikročočky, kdy však druhou složkou soustavy není hvězda, nýbrž exoplaneta. Při současné vysoké přesnosti hvězdné fotometrie jde o metodu zdaleka nejcitlivější, neboť dokáže odhalovat exoplanety i na hranicích Galaxie a až do hmotnosti pouhého 10násobku hmotnosti Země. Podmínkou je ovšem příslušné seřazení těles na témže zorném paprsku, tj. nejprve dojde k seřazení vzdálené hvězdy a čočkující hvězdy, čímž se světlo vzdálené hvězdy zesiluje, a pak se buď na vzestupné či na sestupné větvi této světelné křivky objeví malý zoubek, trvající pouze několik hodin -- a to je příznak přítomnosti exoplanety.  
Tato předpověď se dramaticky potvrdila v červenci roku 1998, kdy bylo na Mt. Stromlo v Austrálii v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček MACHO v galaktické výduti odhaleno zjasnění hvězdy MACHO98-BLG-35 a jeho průběh byl podrobně sledován také dalekohledy na Novém Zélandu, v USA a Japonsku. Tak se podařilo I. Bondovi aj. a P. Yockovi na vzestupné větvi klasické světelné křivky pro gravitační mikročočku odhalit několik hodin trvající zoubek (přídavné zjasnění) asi o 10 procent, které lze interpretovat jako přechod exoplanety, jež kolem mateřské hvězdy (vlastní mikročočky), vzdálené od nás asi 9 kpc a s hmotností asi 0,4 M_o, obíhá ve vzdálenosti 1 až 4 AU při vlastní hmotnosti v rozmezí 1 až 10 M_z (podle S. Rhieho aj. nejpravděpodobněji asi 3 M_z).  
Zmínění autoři odhadují, že obdobně lze objevit jednu exoplanetu o hmotnosti 10 M_z a vzdálenosti 1 AU od mateřské hvězdy asi 5krát ročně a planetu o hmotnosti 1 M_z asi jednou ročně, což jsou velmi příznivé údaje. Zpětně byl ostatně takový zoubek na světelné křivce rozpoznán také u mikročočky MACHO94-BLG-4, kdy příslušná exoplaneta měla hmotnost kolem 5 M_j. Podle M. Albrowa aj. je mezi dosud pozorovanými 200 případy zjasnění pomocí gravitačních mikročoček asi 10 jevů, které v případě, že jsou reálné, lze vysvětlit jako příspěvek exoplanet. Tím více dle G. Gyuka aj. překvapuje, že při známých přehlídkách mikročoček směrem k Velkému Magellanovu mračnu nebyl dosud odhalen ani jeden hnědý trpaslík, když se vcelku logicky předpokládalo, že jejich výskyt by měl být ještě vyšší než výskyt málo hmotných hvězd.  
D. Trilling aj. se s ohledem na těsné resp. výstředné dráhy mnoha obřích exoplanet zabývali vývojem těchto drah a ukázali, že tzv. migrace exoplanet od času jejich vzniku směrem k mateřské hvězdě je naprosto běžná. Pokud by totiž exoplaneta vznikla příliš blízko mateřské hvězdy, nenasbírala by dost hmoty na vznik kovového jádra a nestala by se obří exoplanetou. Náš Jupiter může mít kovové jádro o hmotnosti nanejvýš 10 procent své úhrnné hmotnosti a autoři soudí, že migroval od doby svého vzniku asi o 0,2 AU směrem ke Slunci. Migrace je doprovázena ztrátou hmoty exoplanety a v případě, že probíhá příliš rychle, může se taková exoplaneta dočista rozplynout.  
Jak ukázal A. Tutukov, planety mohou vznikat v blízkosti hvězd všech možných typů, včetně bílých trpaslíků, neutronových hvězd i hvězdných černých děr a rovněž v soustavách těsných dvojhvězd. Asi třetina hvězd hlavní posloupnosti s původní hmotností do 10 M_o má kolem sebe exoplanety. Dráhové hranice pro vznik exoplanet jsou zevnitř i zvenčí dobře definovány. Vnitřní okraj je dán teplotou, při níž se vypaří meziplanetární prach, zatímco vnější okraj se nachází tam, kde již není efektivní akrece meziplanetární látky akumulací. Podle J. Lia aj. mohou skalnatá jádra terestrických planet úspěšně přežít i rozepnutí mateřské hvězdy z hlavní posloupnosti do fáze červeného obra, takže tato jádra mohou nakonec obíhat i kolem bílých trpaslíků.  
V polovině května 1998 uveřejnil A. Boss v britské Nature výpočet přímého vzniku obřích planet z gravitačních nestabilit v akrečním disku kolem vznikající prahvězdy, aniž by bylo potřebí nejprve vytvořit zárodečné kamenné jádro obří planety. Ukázal, že takový vznik je opravdu bleskový, během pouhého století, když prahvězda je stará řádově 10⁵ let. Naproti tomu terestrické planety vznikají srážkovou akumulací planetesimál v akrečním disku během nějakých 10⁸ let. Také obří planety mohou vznikat srážkovou akumulací, tj. nejprve se vytvoří kamenné jádro o hmotnosti asi o řád vyšší než je hmotnost Země, a na ně se pak nabalí plynné obaly během řádově 10⁷ let.  
Právě 14 dnů po publikaci Bossovy práce oznámili S. Terebeyová aj., že pomocí NICMOS HST zobrazili okolí dvojhvězdy TMR-1A,B (IRAS 04361+2547) v molekulovém mračnu v Býku, vzdálené od nás 140 pc. Dvojhvězda je stará asi 300 tisíc roků a její úhrnná svítivost činí 3,8 L_o. Na snímku nalezli obloukové svítící vlákno, vycházející z dvojhvězdy, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny 42 AU, a na jehož opačném konci je patrný slabě svítící bod C. Odtud usoudili, že jde o objekt, vyvržený před 1000 roků z okolí samotné dvojhvězdy jakousi obdobou gravitačního praku pro kosmické sondy. Objekt C o svítivosti menší než 0,001 L_o a hmotnosti mnohonásobku M_j se od mateřské dvojhvězdy vzdaluje rychlostí 10 km/s, takže se nyní nalézá již asi 1400 AU od dvojhvězdy. Povaha objektu není známa, ale autoři objevu se domnívají, že nejspíše půjde o obří exoplanetu či hnědého trpaslíka, jenž při svém úprku za sebou nechává kondenzační stopu, která ho nakonec prozradila. Bossův mechanismus vzniku obřích exoplanet by tak získal překvapivě rychlou pozorovací podporu.  
Podle Bosse může do téže kategorie patřit i dvojhvězda L1551 v infračerveném katalogu IRS5, kterou pomocí rádiového interferometru VLA studovali na vlnové délce 7 mm L. Rodriguez aj. s lineárním rozlišením 7 AU. Dvojhvězda je vzdálena 150 pc a její složky jsou od sebe 45 AU daleko. Každá složka je obklopena protoplanetárním diskem o průměru asi 20 AU a hmotnosti 0,05 M_o (zárodečný disk sluneční soustavy měl podle všeho pouze 0,01 M_o). Boss se domnívá, že i v tomto případě jsou vhodné podmínky pro katapultování obří exoplanety do mezihvězdného prostoru, obdobně jako u TMC-1. Naproti tomu se nepotvrdil předloňský objev A. Schultze aj. údajného substelárního průvodce nejbližší hvězdy Proximy Centauri (=Gliese 551) ze snímků HST. Podle D. Golimowského a D. Schroedera šlo o nějaký záhadný artefakt na snímku.  
Podrobnou teorii vlastností hnědých trpaslíků a obřích exoplanet předložil A. Burrows. Modely objektů v rozmezí hmotností 0,00025 až 0,25 M_o dávají horní mez pro hnědé trpaslíky 0,074 M_o za předpokladu, že jejich chemické složení je shodné se slunečním. Horní mez jejich svítivosti pak vychází na 6.10^-5 L_o, zatímco spodní mez pro svítivosti hvězd činí 5.10^-4 L_o. Pokud však v hnědých trpaslících zcela chybí "kovy", může jejich hmotnost dosáhnout dokonce 0,092 M_o a svítivost až 1,3.10^-3 L_o, zatímco jejich poloměry na chemickém složení ba ani na hmotnosti příliš nezávisejí a pohybují se kolem 0,1 R_o.  
Spodní mez hmotnosti hnědých trpaslíků se odhaduje na 0,075 M_o; tj. pod touto mezí hovoříme o obřích exoplanetách. V jádrech hnědých trpaslíků i obřích exoplanet se nacházejí vodík i hélium pod velkým tlakem v kapalném či dokonce kovovém stavu při hustotách až 2000násobku hustoty vody a centrální teplotě až 2,7 MK.  
Pokud je hmotnost hnědého trpaslíka vyšší než 0,013 M_o, proběhne v jeho raném mládí za 1 až 100 milionů let omezená termonukleární reakce, při níž se spotřebuje veškeré deutérium. Pro hnědé trpaslíky s hmotností přes 0,06 M_o se podobně spotřebuje i lithium. Nitro hnědých trpaslíků je plně konvektivní; pouze ve vnější tenké atmosféře probíhá přenos energie zářením. Pokud je teplota atmosféry hnědého trpaslíka nižší než 2500 K, objevují se v ní zrníčka silikátů. Vodní mračna u exoplanet lze předpokládat při teplotě atmosféry do 400 K a čpavková oblaka při teplotě pod 200 K. Podle C. Tinneyho jsou hnědí trpaslíci vlastně nepovedené hvězdy s hmotností nanejvýš 0,07 M_o, jejichž úhrnný počet však nestačí na vysvětlení podstaty skryté hmoty v Galaxii. V jejich atmosférách se pozoruje spojité záření horkého prachu a pásy metanu.  
Prototypem hnědých trpaslíků je objekt Gliese 229B, objevený H. Nakajimou aj. v roce 1995. Povrchová teplota tohoto objektu činí podle B. Oppenheimera aj. asi 950 K a v jeho atmosféře se nacházejí metan, voda, CsI a oxid uhelnatý, zatímco oxidy titanu a vanadu jakož i hydridy železa a vápníku zcela chybějí. A. Schultz aj. využili STIS HST k přímému zobrazení tohoto nejbližšího a nejchladnějšího známého hnědého trpaslíka, jenž se nalézá 7,5" od mateřské hvězdy Gl 229A. Odvodili odtud jeho hmotnost v rozmezí 0,04 až 0,055 M_o. D. Golimowski aj. prokázali společný pohyb páru Gliese 229 A+B, vzdáleného od nás 5,8 pc, a současně vyloučili možnost, že se v jeho okolí nachází ještě nějaký další průvodce do mezné I = 24,5 mag. Hnědý trpaslík má poloměr zhruba stejný jako Jupiter a svítivost pouze 6,4.10^-6 M_o. Stáří této soustavy odhadli v rozmezí 1 až 5 miliard let. T. Nakajima aj. využili snímků z HST k odvození elementů dráhy hnědého trpaslíka B vůči složce A. Při vzdálenosti průvodce 32 AU a výstřednosti dráhy větší než e = 0,25 činí jeho oběžná doba kolem složky A plných 236 let. Hnědý trpaslík má hmotnost asi 47 M_j.  
Dosud nejbohatším lovištěm hnědých trpaslíků se stala známá mladá (120 milionů let) otevřená hvězdokupa Plejády v Býku, vzdálená od nás 116 pc. L. Festin zde ohlásil objev dalších čtyř hnědých trpaslíků, mezi nimiž je i objekt NPL40 o hmotnosti pouhých 0,04 M_o. Také E. Martín aj. nalezli další tři hnědé trpaslíky pomocí infračervené fotometrie v pásmu I a ze spektrálního rozboru zjistili, že v jejich atmosférách chybějí pásy molekuly TiO, ale zato se tam vyskytují pásy molekul CaH, CrH a VO. Rozhodli se proto zavést novou spektrální třídu L, charakterizovanou teplotou nižší než 2200 K a hmotností objektů 0,04 M_o. Pomocí infračervené družice ISO objevili F. Comerón aj. nejméně 3 jisté a 5 pravděpodobných hnědých trpaslíků v molekulovém mračnu kolem hvězdy ró Oph, jež je od nás vzdáleno necelých 140 pc. Hmotnosti těchto hnědých trpaslíků jsou vesměs vyšší než 0,02 M_o a jejich povrchové teploty dosahují minimálně 2500 K. Tyto objekty nejsou starší než 3 miliony let.  
A. Maggazzú aj. našli prvního kandidáta na hnědého trpaslíka v otevřené hvězdokupě Praesepe v souhvězdí Raka, vzdálené od nás 180 pc. Objekt RP1 má I = 21,0 mag a barevný index I-K = 4,6 a jeho hmotnost leží v rozmezí 0,06 až 0,08 M_o.  
  
2.3. Prahvězdy  
I. Contopoulos a D. Kazanas upozornili, že v závěrečné fázi smršťování prahvězdy na hvězdu hlavní posloupnosti se uplatní Poyntingův-Robertsonův brzdný efekt v akrečním proudění kolem centrálního hroutícího se jádra. Vznikají tak silné azimutální elektrické proudy, jejichž indukcí vzniká i mocné magnetické pole. E. Churchwell zjistil, že bipolární proudy molekulového plynu, vytékající z velmi hmotných prahvězd, obsahují více hmoty než samotná prahvězda, řádově až 100 M_o! Je téměř nepochopitelné, jak lze tak velké hmoty urychlovat na supersonické výtokové rychlosti, aniž by se látka příliš ohřála a molekuly rozpadly. Zdá se, že proudy vznikají následkem přítoku kosmické látky, padající na prahvězdu, což nakonec vyvolává pozorované bipolární výtoky v kuželu o vrcholovém úhlu řádu desítek úhlových stupňů, přičemž ročně tak prahvězda ztrácí molekulární plyn o hmotnosti řádově 10^-3 M_o.  
L. Greenhill aj. studovali molekulární výtoky z velmi hmotných prahvězd v obřím molekulovém mračnu v Orionu OMC-1. Nalezli tak velké množství právě vznikajících prahvězd nebo extrémně mladých hvězd. Z měření v silikátových pásmech vyplývá, že prahvězdy jsou zdrojem bipolárních kuželovitých výtoků, měřitelných až do 60 AU od prahvězdy. Rychlost výtoku zde dosahuje až 100 km/s. Naproti tomu v rovníkové rovině prahvězdy probíhá výtok rychlostí jen 18 km/s, ale zato jej lze pozorovat až do vzdálenosti 1000 AU.  
K. Malfait aj. popsali infračervené spektrum velmi mladé hvězdy HD 100546, pořízené družicí ISO v roce 1996. V disku, obklopujícím hvězdu, objevili emisní čáry C a O, vydávané zrníčky silikátů, ne nepodobné spektru komy komety Hale-Bopp. Jde o velmi ranou Herbigovu hvězdu třídy Ae/Be nepatrně starší než 10 milionů let, vzdálenou od nás 103 pc. Autoři soudí, že hvězda je zcela jistě obklopena družinou obřích exoplanet a obdobou Oortova oblaku komet z naší sluneční soustavy.  
E. van Dishoeck a G. Blake se zabývali chemickým vývojem oblastí, v nichž vznikají hvězdy. Ukázali, že podnětem ke vzniku hvězd je gravitační hroucení molekulového mračna, přičemž se kolem zárodku hvězdy vytváří akreční disk ve vzdálenosti 100 až 10000 AU od centra prahvězdy, tvořený převážně ledovými planetesimálami. Jakmile se prahvězda změní díky termonukleární reakci na hvězdu, ohřeje se její okolí jednak rázovými vlnami a jednak samotným zářením. To vede k vypařování ledů a organických molekul. V disku se pak pozorují emise SiO, OH a H₂O. Podobně V. Mannings studoval infračervené spektrum hvězdy HR 4794A, staré asi 10 milionů let a nalezl kolem ní prachový disk, zcela obdobný diskům kolem Fomalhauta nebo Vegy. Disk se rozprostírá ve vzdálenosti od 35 AU do 130 AU, přičemž jeho teplota klesá od 250 do 100 K. Blíže ke hvězdě se patrně nacházejí exoplanety, obdobně jako u Fomalhauta, kde stopy disku mizí ve vzdálenosti menší než 30 AU od hvězdy.  
E. Vitričenko zkoumal proměnné hvězdy BM Ori a V1016 Orionis, patřící do známého Trapezu a ukázal, že jejich sekundární složky jsou obklopeny prachovými zrníčky grafitu nebo oxidu křemičitého. Jelikož bod tání křemene činí 2100 K, je pravděpodobnější, že jde o silikátová zrníčka v prachových obalech s teplotami 1320 a 1600 K. A. Whitworth aj. ukázali, že hvězdy v Trapezu vznikají v hustých hvězdokupách se vzájemnou vzdáleností hvězdných zárodků menší než 10⁴ AU a ponejvíce jako dvojhvězdy s typickou vzdáleností složek 10 až 100 AU. Složky dvojhvězd kolem sebe obíhají většinou po velmi výstředných drahách a v nejranějších fázích jejich vývoje proto dochází k jejich silnému vzájemnému ovlivňování. Akreční disky si uchovávají vysokou hmotnost po dobu asi 30 tisíc let od vzniku soustav. Tak lze mj. objasnit složitou strukturu již dříve zmíněné dvojhvězdy TMR-1 v Býku. Tento systém zkoumali D. Brown a C. Chandler pomocí pásů CO na vlnové délce 2,7 mm. Obě složky dvojhvězdy jsou obklopeny cirkumstelárními obálkami s poloměry asi 1000 AU, které obsahují hmotu 0,3 resp. 0,5 M_o. Horní mez akrece hmoty složek z příslušných obálek činí 4.10^-7 M_o.  
  
2.4. Hvězdná astrofyzika  
R. Neuhäuser a W. Brandner určovali parametry 21 mladých hvězd, původně objevených družicí ROSAT, pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Prokázali tak, že jde o hvězdy staré jen 1 až 15 milionů let, nacházející se ještě před hlavní posloupností. V jejich atmosférách objevili silně zastoupené lithium, což je zřetelný doklad časného mládí hvězd, jelikož lithium se rychle ničí v hlubších konvektivních vrstvách hvězd. A. Gómez aj. odvodili z měření družice HIPPARCOS průběh H-R diagramu pro 1000 pekuliárních hvězd tříd Bp a Ap. Ukázali, že jde o hvězdy mladší než 1 miliardu let, spadající vesměs do diskové populace Galaxie. Pokud jsou některé hvězdy zachyceny daleko od galaktické roviny, pak se vesměs vyznačují vysokými prostorovými rychlostmi.  
J. Kirpatrick aj. zavedli už zmiňovanou novou spektrální třídu L na základě dvoumikronové přehlídky hvězdných spekter. Objekty této přechodné třídy (hnědí trpaslíci) vykazují ve spektru pásy molekul FeH a CrH.  
Letos uplynulo 60 let od epochální práce H. Betheho, jenž ukázal, že zdrojem energie hvězd hlavní posloupnosti je cyklus CNO v jejich nitru. Až po skončení druhé světové války, když už byla k dispozici vodíková puma, prokázali E. Fermi a I. Turkevich, že v raném vesmíru nelze vytvořit uhlík, jelikož neexistují stabilní atomová jádra s 8 nukleony v jádře. Nicméně lehčí jádra, tj. helium až bór, lze v raném vesmíru vytvořit, jak ukázali roku 1964 J. Doroškevič a I. Novikov i R. Dicke aj. o rok později. Dnes víme, že jádra těžší než uhlík byla ve vesmíru zastoupena již pro hvězdné soustavy s kosmologickým červeným posuvem z = 4,5; tedy sotva miliardu let po velkém třesku.  
Tím kuriózněji vyznívá práce, kterou loni publikovali známí kritici teorie velkého třesku G. Burbidge a F. Hoyle, vycházející ze známého faktu, že celková energie obsažená v jádrech ⁴He je srovnatelná s energií reliktního záření ve vesmíru. Autoři proto vysvětlují vznik reliktního záření jako průvodní jev přeměny vodíku v hélium až ve hvězdách -- nikoliv v raném vesmíru -- a dokonce prohlašují, že právě z toho důvodu musí mít reliktní záření pozorovanou teplotu 2,76 K! Současně prý ve hvězdách vznikají z vodíku i další lehká jádra: ²D, ³He, ⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B a ¹¹B. Deuterium údajně vzniká v trpasličích hvězdách třídy M a stáří vesmíru pak musí být přirozeně nikoliv miliardy, nýbrž biliony let! Obávám se, že kdyby autory práce nebyli koryfejové soudobé astrofyziky, stěží by ji recenzenti doporučili k otištění v nejprestižnějším astrofyzikálním časopise The Astrophysical Journal (Letters).  
  
2.5. Osamělé hvězdy  
D. Figer aj. pořídili optická a infračervená spektra extrémně svítivé tzv. Pistolové hvězdy (objekt 1743-2848) pomocí Hubblova a Keckova teleskopu. Za předpokladu, že hvězda se nachází v centru Galaxie, odvodili její povrchovou teplotu 14 až 21 kK a bolometrickou svítivost 4 až 16 ML_o, což hvězdu řadí k nejzářivějším vůbec. Přesto však autoři soudí, že v blízkosti Pistolové hvězdy musí být skryta ještě jedna o něco teplejší a svítivější hvězda, neboť jedině tak lze vysvětlit excitaci rozsáhlé cirkumstelární mlhoviny ve tvaru pistole. Extinkce v této oblasti dosahuje totiž plných 3,2 mag. Samotná Pistolová hvězda měla při svém vzniku před cca 2 miliony let hmotnost nejméně 200 M_o a patří zcela určitě k vzácné třídě svítivých modrých proměnných (LBV). M. Smith aj. objevili pomocí HST a rentgenové družice RXTE extrémně horké erupce na povrchu jasné hvězdy gama Cas, jejichž teplota dosahuje nevídané hodnoty 100 MK.  
S. Rinehart aj. zobrazili pomocí nové infračervené kamery pro pásmo 11,7 a 17,9 mikronů oblast o poloměru 5" kolem červeného veleobra Betelgeuze, nacházejícího se 130 pc od nás. Odhalili tak prachový obal o teplotě pouhých 460 K, sahající nejméně do vzdálenosti 650 AU od hvězdy. Neuvěřitelný husarský kousek se zdařil J. Monnierovi aj., když použili adaptivní optiky u 3,5 m teleskopu ESO a metody neredundantního aperturního maskování u Keckova teleskopu I k zobrazení nejbližšího okolí červeného veleobra VY CMa (sp. M5eIbp) o bolometrické svítivosti 400 kL_o, vzdáleného od nás 1,5 kpc. Maskování spočívá paradoxně v zakrytí 10 m zrcadla neprůhlednou maskou, do níž je zejména po obvodu vyvrtáno celkem 21 otvorů o průměru 0,35 m. Skládáním velmi krátkých (60 až 150 ms) expozic tímto "interferometrem" se pak zdařilo docílit v infračerveném pásmu 1,65 mikronů rozlišení 0,03" a ještě v pásmu 2,26 mikronů 0,04" -- obě hodnoty jsou např. zcela nedosažitelné HST i v krátkovlnnějším optickém oboru spektra. Výsledkem měření je pak rozlišení vnitřní prachové obálky veleobra, která sahá do vzdálenosti pouhé 0,1", tj. 15tinásobku poloměru hvězdy. Podle M. Wittkowského aj. má obálka oválný tvar s geometrickými rozměry 100 x 125 AU v optickém pásmu a 207 x 308 AU v pásmu infračerveném. Kolem prachové obálky je pozorovatelná mnohem rozsáhlejší (8" x 12") optická mlhovina, v níž pozorujeme maserové čáry vody, hydroxylu a SiO.  
  
2.6. Dvojhvězdy  
N. Šatskij a A. Tokovinin porovnávali paralaxy vizuálních dvojhvězd, odvozené jednak klasickou metodou dynamických paralax a jednak z nejnovějších trigonometrických měření v katalogu HIPPARCOS. Srovnáním výsledků pro 141 vizuálních dvojhvězd s trigonometrickou paralaxou menší než 0,0025" zjistili, že oba typy paralax dobře souhlasí pro vzdálené systémy s trigonometrickou paralaxou menší než 0,0150". Poněkud paradoxně se souhlas zřetelně zhoršuje pro paralaxy větší, neboť tehdy vstupují do hry nezanedbatelné oběžné pohyby složek dvojhvězdy.  
Pro paralaxy menší než 0,0170" dosahují dynamické paralaxy přesnosti 0,001", takže jsou dobře srovnatelné s paralaxami trigonometrickými. Rovněž S. Söderhjelm upozornil na nutnost zlepšit dráhové elementy pro vizuální dvojhvězdy, abychom tak mohli využít značného potenciálu při určování jejich vzdáleností díky přesným měřením družice HIPPARCOS.  
Toto volání vyslyšeli astronomové, kteří k měření drah vizuálních dvojhvězd začali používat pointer HST, vynikající jedinečnou rozlišovací schopností. O. Franz aj. tak hned na první pokus obdrželi vůbec nejlepší dráhu pro vizuální dvojhvězdu, když studovali systém Wolf 1062 (= Gliese 748), jehož hlavní složkou je červený trpaslík 11 mag a jehož oběžná perioda činí 2,45 dne. Úhlový poloměr vizuální dráhy dosahuje pouze 0,147", a přesto se podařilo spočítat vynikající dráhové elementy, z nichž vyplývají hmotnosti složek 0,37 a 0,17 M_o. Podobně J. Hershey a I. Taff dostali hmotnosti trpasličích složek dvojhvězdy L722-22, a to 0,18 a 0,11 M_o. Konečně E. Martín aj. odhalili pomocí NICMOS HST vizuální dvojhvězdu CFHT-Pl-18 s úhlovou separací složek 0,33", což při vzdálenosti 125 pc dává minimální velikost dráhové poloosy 42 AU. Odtud pak odvodili nízké hmotnosti složek 0,045 a 0,035 M_o -- patrně jde o první podvojnou soustavu hnědých trpaslíků! Nicméně i tyto skvělé výkony překonává palomarský interferometr, pracující v blízké infračervené oblasti spektra. C. Koresko aj. totiž dokázali částečně rozlišit těsnou dvojhvězdu TZ Tri, náležející k typu RS CVn, přestože obě složky dvojhvězdy jsou od sebe úhlově vzdáleny pouze 0,002". Tak se podařilo ověřit vlastnosti spektroskopické dvojhvězdy, pokud jde o rozměry vyvinuté primární složky, zatímco sekundární složka je o něco menší, než vyplývalo ze spektroskopie.  
Možná nejpozoruhodnější dvojhvězdou posledních let se dle A. Damineliho aj. stala éta Carinae, která z emisní spektroskopie čar infračervené Paschenovy série vykazuje zřetelně oběžný pohyb složek v periodě 5,52 roku při velké poloose dráhy 8,8 AU. Pár velmi hmotných hvězd (66 a 68 M_o) obíhá kolem společného těžiště po velmi výstředných drahách (e = 0,63) a naposledy prošel periastrem koncem roku 1997, kdy vzájemná vzdálenost složek klesla na 3,25 AU. V té době se dvojhvězda začala zřetelně zjasňovat v rentgenovém oboru spektra a dosáhla maxima počátkem května 1998. Také optické spektrum soustavy se v prosinci 1997 nápadně změnilo a zůstalo anomální až do března 1998.  
Dvojhvězda je obklopena rozsáhlou mlhovinou, nazvanou L. Gaviolou roku 1950 podle charakteristického vzhledu Homunculus. Mlhovina vznikla při mocném výbuchu roku 1843 -- tehdy byla éta Car jedním z nejjasnějších objektů na obloze vůbec. Kinetická energie tehdejšího výbuchu se dle N. Smitha aj. odhaduje na 10⁴² J. Při vzdálenosti objektu necelé 3 kpc od nás dosahuje systém v současné době svítivosti 5.10⁶ L_o, takže patří do třídy svítivých modrých proměnných LBV. Spektroskopie HST prokázala, že složky mají spektrální třídy B2 Ia a B8 Ia, takže efektivní teploty povrchů dosahují 22,5 resp. 12,5 kK.  Rentgenová měření naznačují, že srážející se intenzívní hvězdný vítr obou složek je ohřát až na nevídanou teplotu 60 MK. Z infračervených měření pak vyplývá, že bipolární laloky kolem systému obsahují asi 2 M_o, zatímco rovníková obruba jen 0,5 M_o. Dvojhvězda je stará 2,6 milionu let a složky měly původně hmotnosti 114 a 88 M_o, takže již mnoho hmoty poztrácely. Během posledních 7 tisíc let klesla teplota primární složky o více než 10 kK, zatímco zdrojem energie hvězdy se stalo hoření hélia v jádře. Celý problém povahy éta Car však dále zkomplikovali M. Livio a J. Pringle předpokladem, že jde fakticky o trojhvězdu, jejíž třetí složku si hlavní dvojice vyměňuje v periodě 5,5 roků! Tato třetí složka prý byla původně nejhmotnější (120 M_o ?) a vyvíjela se tudíž nejrychleji. K obdobnému závěru dospěli také H. Lamers aj. kteří upozorňují na zajímavou krátkou periodu světelných a spektroskopických změn pouhých 85 dnů. Na podporu přítomnosti skryté třetí složky uvádějí odchylné chemické složení mlhoviny Homunculus, jež je v porovnání s pozorovanou dvojhvězdou bohatá na dusík, a chudá na uhlík a kyslík.  
A. Claret zkoumal problém stáčení přímky apsid v těsné dvojhvězdě DI Her s hmotnostmi složek 5,2 a 4,5 M_o, jejichž oběžná perioda činí 10,6 d. Z teorie vyplývá, že relativistické stáčení přímky apsid by mělo být srovnatelné s klasickým Newtonovým stáčením, ale pozorování údajně dávají čtyřnásobek relativistického podílu. Autor se však domnívá, že chyba je v nekvalitních pozorovacích údajích, získaných rozličnými přístroji a detektory. Nicméně na další obdobný případ nesouhlasu teorie a pozorování upozornil C. Lacy pro těsnou dvojhvězdu V541 Cyg, skládající se ze dvou identických složek spektrální třídy B9,5 V, obíhajících v periodě 15,3 dne po protáhlé dráze s výstředností e = 0,48. Z teorie plyne, že by zde relativistická složka apsidálního pohybu měla pětkrát převyšovat složku Newtonovu a úhlové stáčení by mělo úhrnem dosahovat (0,89 +- 0,03) stupně/100 let. Ve skutečnosti však celkové stáčení činí pouze (0,60 +- 0,10) stupně/100 let.  
M. Cropper aj. zjistili, že rentgenová dvojhvězda-polar RXJ 1914.4+2456 má dosud nejkratší oběžnou periodu pouhých 9,5 min a poloměr dráhy 100 000 km. Sekundární složkou je héliový bílý trpaslík. M. Burleigh a M. Barstow odhalili, že hvězda y Pup (=HR 2875) je neinteragující dvojhvězdou s vizuálními velikostmi složek 5,0 a 16,4 mag, skládající se z hvězdy hlavní posloupnosti B5 Vp o počáteční hmotnosti přes 6 M_o, a bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M_o a povrchové teplotě přes 40 kK. Soustava je od nás vzdálena 170 pc a představuje zatím nejranější primární složku ve dvojhvězdě, jejímž sekundárem je bílý trpaslík. Dalším podobným případem je dvojhvězda théta Hya (=HR 3665), kde jasná hvězda 3 mag má průvodcem bílého trpaslíka o teplotě bezmála 30 kK. Pro zákrytovou dvojhvězdu V Crt dokázali M. Sarma a P. Rao, že se skládá ze dvou hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd Bpe a FO o poloměrech 1,8 a 1,3 R_o, přičemž sekundární složka vyplňuje svůj Rocheův lalok, zatímco primární složka zabírá již 86 procent příslušného Rocheova laloku, takže v astronomicky dohledné budoucnosti započne v této interagující dvojhvězdě zpětný přenos hmoty.  
T. Harries aj. se zabývali i u nás hodně studovanou zákrytovou dvojhvězdou SZ Cam (sp O9 IV a B 0.5 V), příslušející do otevřené hvězdokupy NGC 1502, vzdálené od nás 1,05 kpc. Zákrytová dvojhvězda představuje navíc severní složku vizuální dvojhvězdy HD 25638, jejíž jižní složka je úhlově vzdálena 18". Dosavadní sporné parametry soustavy vysvětlují tím, že ve skutečnosti jde přinejmenším o trojhvězdu, jejíž třetí složka C obsahuje asi 40 procent hmotnosti soustavy a nejspíš je navíc sama dvojhvězdou. Hlavní složky AB obíhají kolem sebe v periodě 2,7 dne, zatímco složka C obíhá kolem těžiště AB v periodě 50,7 roku. Také R. Lorenz aj. dospěli k závěru, že SZ Cam je vícenásobná soustava, jejíž třetí složka by měla mít souhrnnou hmotnost kolem 25 M_o!  
L. Tomasella a U. Munari uveřejnili podrobnou studiu bývalé zákrytové dvojhvězdy SS Lac (sp. A2 V + A2 V) v otevřené hvězdokupě NGC 7209. Dvojhvězda vykazovala oběžnou dobu 14,4 d a minimální hodnotu velké poloosy 0,2 AU při sklonu dráhy 78 stupňů, ale zákryty skončily kolem roku 1960, neboť sklon ročně klesal o 0,13 stupně. Spektroskopie prokázala, že hvězda stále vykazuje periodické změny radiálních rychlostí obou složek s poloviční amplitudou 75 km/s a původní oběžnou periodou. Obě složky mají shodnou svítivost (65 L_o) i poloměry (2,25 R_o) a podobné hmotnosti 2,8 a 2,7 M_o. Autoři dokládají, že sekulární snižování sklonu působí třetí těleso, takže nyní po dobu 1275 roků nebudou zákryty ze Země pozorovatelné -- pak se opět vlivem narůstajícího sklonu obnoví.  
  
2.7. Proměnné hvězdy  
2.7.1. Fyzické proměnné  
J. Fernley aj. určili revidovaný nulový bod absolutní hvězdné velikosti proměnných typu RR Lyr M_v = (0,77 +- 0,15) mag pomocí měření vzdáleností těchto proměnných prostřednictvím astrometrické družice HIPPARCOS. Odtud pak vychází z hlediska teorie velkého třesku nepříjemně vysoké střední stáří kulových hvězdokup (17,4 +- 3,0) miliard let.  Podobnou hodnotu M_v = (0,69 +- 0,10) mag odvodili z pozorování 99 hvězd RR Lyr v galaktickém halu T. Tsujimoto aj. Samotný prototyp hvězda RR Lyr je z těchto proměnných na pozemské obloze nejjasnější a podle měření z Hipparca je od nás vzdálena 228 pc. M. Sažkov aj. revidovali na základě pozorování 62 klasických cefeid vztah mezi poloměrem hvězdy R a délkou periody P takto: log R = 1,23 + 0,62 log P .  
Klasický vztah perioda-svítivost pro cefeidy z astrometrie pomocí Hipparca zpřesnili M. Feast aj. a dostali odtud jednak nové hodnoty Oortových konstant galaktické rotace (A = 15,1 km/s/kpc; B = -12,4 km/s/kpc) a jednak vzdálenost Slunce od centra Galaxie R_o = (8,5 +- 0,3) kpc. Ze stejného důvodu pak vzroste jednak vzdálenost Velkého Magellanova mračna a jednak všechny extragalaktické vzdálenosti o 10 procent, což úměrně zmírňuje problém malého stáří vesmíru v teorii velkého třesku.  
F. Malbet aj. použili infračerveného interferometru se základnou 103 m, pracujícího na Mt. Palomaru na vlnové délce 2,2 mikronu, ke sledování mladé proměnné hvězdy FU Ori -- prototypu tzv. fuorů. Interferometr docílil úhlového rozlišení 0,004", což při vzdálenosti hvězdy 450 pc odpovídá geometrickému rozlišení lepšímu než 2 AU. Z pozorování plyne, že FU Ori je těsná dvojvězda, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny něco přes 0,35 AU a jsou obklopeny akrečními disky, díky jimž hvězdy ročně ztloustnou v průměru o 6.10^-5 M_o. Současně však obě hvězdy ztrácejí hmotu vinou bipolárních výtoků plynu. Jelikož optická extinkce ve společné obálce dosahuje až 50 mag(!), lze opravdu jen odhadovat, co se děje uvnitř této soustavy. Autoři soudí, že jde o dvě málo hmotné hvězdy před hlavní posloupností, jež jsou mimořádně nestabilní, neboť se často zjasňují až o 6 mag a dosahují maximální svítivosti 500 L_o.  
D. Burns aj. využili interferometru COAST k sledování změn průměru miridy R Leo s periodou pulsací 313 dnů. Ukázali, že v blízkém infračerveném pásmu kolísá průměr hvězdy o 35 procent a dosahuje maxima ve fázi 0,5 světelné křivky. Střední poloměr hvězdy činí 436 R_o. A. Benz aj. využili k zobrazení jednoho z prvních rozlišených diskrétních rádiových zdrojů -- eruptivní trpasličí dvojhvězdy UV Cet AB (=L726-8) spektrální třídy dM5.5, vzdálené od nás pouze 2,7 pc -- rádiového interferometru VLBA, pracujícího na frekvenci 8,4 GHz s úhlovým rozlišením 0,00025". Složky dvojhvězdy obíhají kolem sebe po dráze s délkou hlavní poloosy 0,5 AU a výstředností 0,62 v periodě 26,5 roku a jejich oběžný pohyb dokáže interferometr rozpoznat již během pouhé hodiny pozorování, neboť za tu dobu se hvězdy vůči pozadí posunou o 0,00038"! Nad složkou B se ve vzdálenosti 4,4 poloměrů hvězdy nachází rádiová koróna se stabilními magnetickými smyčkami o indukci 1,5 mT. Podle autorů patří tato pozoruhodná eruptivní proměnná do známé otevřené hvězdokupy Hyády.  
G. Benedict aj. zkoumali světelné křivky Proximy Centauri a Barnardovy šipky pomocí pointeru HST. Ukázali, že perioda změn jasnosti Proximy činí 83 dnů, zatímco u Barnardovy šipky 130 dnů. Změny jasnosti lze objasnit výskytem tří skvrn na Proximě a pravděpodobně jediné skvrny na Barnardově šipce. K. Kamper a J. Fernie pokračovali v přesné fotometrii a spektroskopii cefeidy Polárky (=HR 424) v letech 1994-97 a ukázali, že pokles amplitudy křivky radiálních rychlostí se zastavil již roku 1983 na hodnotě 1,6 km/s a podobně amplituda změn jasnosti v pásmu V stagnuje na hodnotě 0,03 mag, když na počátku století činila 0,12 mag. Perioda změn světelné křivky 3,97 dne se však nezměnila. Podobně J. Percy a J. Hale se věnovali pekuliární cefeidě RU Camelopardalis (=HD 56167), jejíž amplituda světelné křivky klesla z 1,0 mag na nulu během let 1965-66. Díky fotometrii z družice HIPPARCOS je však hvězda v současné době opět proměnná s amplitudou 0,2 mag a periodou 22,2 dne, zatímco původní perioda činila 21,75 dne a během zmíněného prudkého poklesu se rozkolísala v intervalu 17,4 až 26,6 dne.  
  
2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné  
Jednu z nejjasnějších nov posledních let objevil 22. března 1998 W. Liller v souhvězdí Střelce jako objekt 7,8 mag. O den později dosáhla maxima 7,4 mag a od té doby opět rychle slábla, takže šlo určitě o rychlou novu. Na sestupné části světelné křivky byly objeveny periodicity 0,17 a 0,15 dne. Ze spekter se podařilo určit rychlost rozpínání plynných obalů na 1700 km/s a z archivních snímků vyplynulo, že se nova zjasnila nejméně o 11 mag. Ještě jasnější (6,9 mag) však byla Nova Sco 1998, která byla zpozorována 21. října, ale o 3 dny později zeslábla na 9 mag. Její obálka se rozpínala rychlostí 3800 km/s. Také v galaxii M 31 v Andromedě vzplanula 23. července 1998 dosti jasná nova, jež o 4 dny později dosáhla 14,4 mag a do konce září klesla na 18,5 mag. V závěru roku pak vzplanula netypická nova ve Velkém Magellanově mračnu, která dosáhla počátkem ledna 1999 17 mag, když po celých předešlých 5 let byla 21 mag.  
A. Kercek aj. počítali jako první průběh termonukleárních reakcí při výbuchu novy v atmosféře C-O bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 M_o v plně trojrozměrném řešení. Ukázali, že tyto simulace, vyžadující nasazení výkonných superpočítačů, dávají výsledky podstatně odlišné od standardních dvojrozměrných výpočtů. Spalování vodíku na povrchu uhlíko-kyslíkového trpaslíka probíhá turbulentně a jelikož obohacení povrchu trpaslíka jádry C a O není příliš účinné, muselo k němu docházet již dlouho před vlastním výbuchem, což platí speciálně pro rychlé novy. S. Starrfield aj. využili nových hodnot pro termonukleární reakce a hvězdné opacity k revizi hmotnosti bílého trpaslíka -- proslulé neonové novy V1974 Cyg (1992), a to na 1,25 M_o. A. Retter a E. Leibowitz odhalili v tomto systému zázněje period (superhumps), jež dle jejich názoru povedou během několika málo let k proměně soustavy na typ SU UMa.  
K témuž typu patří dle E. Meyerové-Hoffmeisterové aj. také stará trpasličí nova WZ Sge s oběžnou dobou složek pouhých 81 min. Je od nás vzdálena jenom 50 pc, takže lze dobře pozorovat vývoj akrečního disku během dlouhého období klidné fáze. Autoři odvodili hmotnost bílého trpaslíka v této soustavě na 0,7 M_o.  
Obdobně D. Smith aj. odvodili hmotnost bílého trpaslíka pro starou novu BT Mon, vzdálenou od nás 1,7 kpc -- tato hmotnost činí 1,04 M_o, zatímco primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti sp. G8 V s hmotností 0,87 M_o. Naproti tomu T. Iijima aj. odvodil pro velmi pomalou novu V723 Cas (1995) nízkou hodnotu hmotnosti bílého trpaslíka 0,6 M_o při vzdálenosti novy 2,95 kpc. Tutéž novu fotometrovali D. Chochol a T. Pribulla mezi lednem 1997 a březnem 1998 a objevili na sestupné větvi světelné křivky periodicity 0,63; 0,61 a 2,8 dne. Nova dosáhla maxima až v polovině prosince 1995 -- téměř 4 měsíce po vzplanutí -- a pokles o 3 mag ji zabral další půlrok. Autoři určili její maximální bolometrickou magnitudu na -- 6,6 mag při předpokládané vzdálenosti 2,4 kpc. Odtud pak plyne také nízká hodnota hmotnosti bílého trpaslíka 0,7 M_o, v uspokojivé shodě s výsledky italské skupiny. Konečně L. Hric aj. uveřejnili výsledky zpracování pozorování novy V705 Cas (1993), jež patřila rovněž k pomalejším novám, když jí pokles o 3 mag od maxima v prosinci 1993 zabral celé dva měsíce. Její vzdálenost vychází na 1,7 kpc a absolutní bolometrická velikost dokonce na -7,3 mag, když hmotnost bílého trpaslíka činí 0,8 M_o. Mezi eruptivními trpaslíky dMe doslova zazářila EV Lac, když 13. července 1998 zaznamenala rentgenová družice ASCA mohutnou erupci, pětkrát intenzívnější než doprovodná erupce optická; takový úkaz nemá v historii rentgenových pozorování obdoby.  
J. Patterson shrnul současné představy o pozdním vývoji kataklyzmických proměnných hvězd, když ukázal, že hybnou silou vývoje je ztráta momentu hybnosti buď gravitačním zářením, anebo magneticky ovládaným hvězdným větrem. Odtud lze dokonce odhadnout i tempo akrece plynu na povrch hvězdy. Krátkoperiodické proměnné bohaté na vodík se v okolí minimální periody 78 min. vyvíjejí hlavně díky silném gravitačnímu vyzařování, zatímco u dlouhoperiodických se uplatňuje zmíněný hvězdný vítr. Při nejkratších periodách činí tempo akrece méně než 3.10^-11 M_o za rok. Zhruba 75 procnet kataklyzmických proměnných má oběžné periody kratší než je známá periodová mezera 2 až 3 hodiny.  
  
2.7.3. Symbiotické, chemicky pekuliární a Be hvězdy  
T. Iijima uveřejnil podrobnou studii symbiotické hvězdy CH Cygni, jež se podle něj skládá ze tří složek. Těsná dvojhvězda uvnitř soustavy je současně zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou dobou 756 dnů. Poslední zákryt horké složky červeným obrem M7 III započal v polovině října 1994 a skončil až počátkem ledna 1995, přičemž parciální zákryt trval méně než 1 den. Odtud při vzdálenosti soustavy 307 pc vychází poloměr červeného obra 288 R_o. Vnější složka trojhvězdy je možná také zákrytová s periodou 15 let, pokud ovšem vskutku jde o zákryty.  
V polovině května 1998 se systém znovu nápadně zjasnil až na 9,4 mag, přičemž zároveň zesílily emisní čáry ve spektru. Souběžně se zvýšila i rádiová jasnost soustavy, nejvíce v submilimetrovém pásmu až na 90 mJy. Na delších vlnových délkách se rádiový protějšek CH Cyg protáhl díky výtryskům v severojižním směru.  
T. Dumm aj. uveřejnili parametry symbiotické dvojhvězdy BX Mon, vzdálené od nás 3 kpc, získané z rozboru spektroskopie družicí IUE. Dvojhvězda je v ultrafialovém oboru zákrytovou, když složky obíhají po velmi výstředné dráze (e = 0,49) s oběžnou periodou 1401 dne (3,8 roku). Jejich hmotnostní poměr dosahuje extrémní hodnoty q = 7, neboť červený obr o poloměru 160 R_o a svítivosti 3400 L_o má hmotnost 3,7 M_o, zatímco horká složka jen 0,55 M_o. Tato složka však určitě nepatří na hlavní posloupnost.  
D. Pyperová aj. upozornili na problém změny periody magnetické chemicky pekuliární hvězdy CU Vir (=HR 5313), jež je dobře sledována více než čtyři desetiletí a vykazovala celou tu dobu stálou periodu světelných změn 0,52 d. Nicméně v letech 1983-1987 se tato perioda nepatrně zkrátila o 0,05 promile a poněvadž v tomto případě jde o osamělou hvězdu, neexistuje pro tuto změnu kloudné vysvětlení.  
  
2.7.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci  
S. Kimeswenger a F. Kerber určili vzdálenost pozoruhodného emisního objektu Sakurai (V4334 Sgr) na 1,1 kpc, zatímco S. Eyres aj. odvozují z rádiových pozorování jeho vzdálenost na 3,8 kpc. V pásmu 4,9 GHz je již patrná planetární mlhovina o úhlovém průměru 34" a hmotnosti 0,15 M_o. G. Jacoby aj. změřili rychlost rozpínání mlhoviny 31 km/s, jež lépe souhlasí s druhým citovaným určením vzdálenosti objektu. Všichni však shodně tvrdí, že jsme v letech 1995-1996 pozorovali závěrečný héliový záblesk ve hvězdě, která definitivně opouští hlavní posloupnost. Před zábleskem se hvězda jevila jako 21 mag, ale v maximu v létě 1996 byla jasnější než 10 mag. Od října 1997 do února 1998 klesla její jasnost o plné 2 mag na 12,6 mag, což lze objasnit tvorbou prachové obálky po vyčerpání energie záblesku. U. Kamath a N. Ashok odhadli hmotnost prachové obálky na 5.10^-10 M_o a její poloměr na sedminásobek poloměru samotné hvězdy. Podle infračervených měření z jara téhož roku šlo o horký prach o teplotě 1100 K. V říjnu se pokles jasnosti V4334 Sgr dále prohloubil až na 18 mag, což byla vůbec nejnižší jasnost objektu od výbuchu v roce 1995. Od října 1998 se však prachové obaly postupně rozplývaly a koncem roku se jasnost hvězdy zvýšila na 15 mag.  
C. O Dell zjistil, že nápadný prstenec obří planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix = NGC 7293) má ve skutečnosti tvar disku a jeho teplota dosahuje 11,7 kK. Podle J. Meaburna aj. jde o vůbec nejbližší planetární mlhovinu, vzdálenou pouze 130 pc. Měření poloh uzlíků v mlhovině poukazuje na její rozpínání. Naproti tomu P. Cox aj. udali z infračervených pozorování družice ISO vzdálenost 160 pc a úhlový průměr mlhoviny neuvěřitelných 10 minut. Mlhovina je čtyřikrát svítivější než Slunce! A. Acker aj. však ukázali, že pozemní metody vedou k soustavnému přeceňování vzdáleností planetárních mlhovin v porovnání s přesnou trigonometrií družice HIPPARCOS. Mezi nejmladší planetární mlhoviny patří dle S. Kwoka a K. Suové objekty s poetickými názvy Cukrová vata (Cotton Candy) a Zakuklený bourec morušový (Silkworm), které nalezli po desetiletém pátrání.  
Pro bílé trpaslíky se dle J. Provencala aj. potvrzuje Chandrasekharův paradox z roku 1933, že totiž s rostoucí hmotností poloměr bílého trpaslíka klesá. Autoři to zjistili srovnáním vlastností 11 bílých trpaslíků v obecném hvězdném poli a 10 bílých trpaslíků ve vizuálních dvojhvězdách díky přesným paralaxám objektů z družice HIPPARCOS. Potvrdili tak pozorováním teoretický Chandrasekharův vztah mezi hmotností a poloměrem bílých trpaslíků v rozmezí hmotností 0,41 až 1,00 M_o. Nejhmotnějším bílým trpaslíkem v tomto souboru je Sírus B (1,00 M_o), zatímco Prokyon B má 0,60 M_o a 40 Eri B jen 0,50 M_o.  
H. Saio a K. Nomoto se zabývali procesem srážky dvojice bílých trpaslíků, z nichž jeden je převážně héliový a druhý uhlíko-kyslíkový, pro hmotnosti složek 1,0 M_o resp. 0,4 M_o. Nukleární hoření uhlíku začne prošlehávat dovnitř druhé složky a i když se dočasně zastaví, nakonec dosáhne centra složky C-O, jež se změní na trpaslíka O-Ne-Mg bez následné exploze. V druhém případě proběhnou díky akreci hélia asi tři desítky epizod hoření hélia ve slupce, načež se soustava poklidně změní na dvojhvězdu typu AM CVn. Ještě zajímavějším případem je dle G. Nelemanse a T. Taurise hvězda HD 89707, v jejíž blízkosti se nalézá hnědý trpaslík nebo obří exoplaneta. Výpočty totiž ukazují, že jakmile se v budoucnu stane z hvězdy červený obr, začne hnědý trpaslík kroužit po spirále a zkonzumuje rozpínající se obálku obra, z něhož se nakonec vyklube jen málo hmotný héliový bílý trpaslík. Pokud se přitom hnědý trpaslík vypaří, anebo vyplní příslušný Rocheův lalok a odteče, dostaneme osamělého bílého trpaslíka o malé hmotnosti.  
M. Burleigh a S. Jordan pozorovali rentgenové záření bílého trpaslíka RE J0317-853 a určili odtud jednak jeho silné magnetické pole 34 kT, dále pak rekordní povrchovou teplotu 50 kK a konečně i extrémně vysokou hmotnost 1,35 M_o. Podle G. Schmidta aj. známe dosud asi 50 silně magnetických bílých trpaslíků s hodnotami magnetické indukce v rozmezí 10 až 10⁵ T.