V poslednich letech sili presvedceni, ze vznik vetsiny hvezd je doprovazen vytvarenim protoplanetarnich prachovych disku, a ze krome klasickych planet se pritom mohou tvorit rovnez telesa na prechodu mezi hvezdami a planetami, totiz hnedi trpaslici. Autorem terminu je americka astrofyzicka J. Tarterova, ktera jej zavedla v r. 1975. Podle C. Chamblisse jde o objekty s hmotnostmi mezi 0,02 MO a 0,08 MO, jejichz polomer cini stezi 10% polomeru Slunce a jejichz povrchova teplota nepresahuje 2 000 K, zatimco teplota nitra muze dosahnout az 3 MK. Zarivy vykon hnedych trpasliku nikdy nepresahne 0,0001 vykonu Slunce, ac u nekterych muze po kratkou dobu probihat slucovani jader bezneho vodiku na deuterium.
Teoreticky je tedy vse vcelku jasne, ale kupodivu nalezt presvedcive pozorovaci dukazy o existenci hnedych trpasliku se prilis nedari. Je sice mozne, ze rada malo svitivych cervenych trpasliku jsou ve skutecnosti trpaslici hnedi, ale urceni hmotnosti objektu je malokdy dostatecne duveryhodne, aby se odtud dalo urcit, ze jde opravdu o hledana telesa na rozhrani mezi hvezdami a planetami. Zatim se spise dari nalezt dukazy o existenci protoplanetarnich disku na zaklade puvodniho pozorovani druzice IRAS z r. 1983.
K. Marsh a M. Mahoney nasli na zaznamech z IRASU 8 protoplanetarnich disku v oblasti komplexu Tau-Aur, kde je rada mladych hvezd typu T Tauri ( hvezd jeste ve stadiu kontrakce pred hlavni posloupnosti ). Mezery pozorvane uvnitr disku lze povazovat za neprimy dukaz existence planet. Existenci protoplanetarnich disku potvrdili C. OİDell aj. pomoci snimku okoli blizkych mladych hvezd Hubblovym kosmickym teleskopem. Zareni horke mlade hvezdy odparuje material z povrchu protoplanetarniho disku rychlosti alespon 0,5 hmotnosti Zeme za rok. V discich se mohou skryvat protoplanety s hmotnosti nejmene o rad vyssi nez je hmotnost Jupiteru - tedy blizko rozhrani mezi planetou a hnedym trpaslikem.
Za kandidata hvezdy s planetarnim pruvodcem se donedavna povazoval zluty obr gama Cephei s velmi malou amplitudou krivky radialnich rychlosti a obeznou dobou 2,7 let. Nyni vsak ukazali G. Walker aj., ze skutecna obezna doba dvojhvezdy presahuje 30 let, a ze zluty obr extremne pomalu rotuje kolem sve osy v periode 2,52 let ! M. Livio aj. usuzuji, ze planety by mohly vznikat nasledkem splynuti dvou bilych trpasliku z odpadovych produktu srazky. K jejich pripadne detekci by vsak byla nutna mimoradne presna spektroskopie a fotometrie, s parametry zatim nedosazitelnymi.
Zkousce casu vsak zatim uspesne odolava prekvapive zjisteni A. Wolsczana a D. Fraila, ze milisekundovy pulsar PSR 1257+12 v souhvezdi Panny ma dva planetarni pruvodce s hmotnosti 3,4 a 2,8 hmotnosti Zeme. Nasledkem toho pulsni perioda 6,2 ms ( 162 kHz ) meritelne kolisa a odtud autori dokonce urcili i obezne doby planet na 66,6 a 98,2 dnu. Teoretikum necini potize vysvetlit, kde se po vybuchu supernovy v blizkosti rychle rotujici neutronove hvezdy planety vzaly. Jiz v r. 1985 ukazal E. van den Heuvel, ze pri splynuti neutronove hvezdy s bilym trpaslikem vznika kolem pulsaru rotujici disk, z nehoz se planety snadno utvori. Nyni M. Tavani a L. Brookshaw ukazali pocitacovou simulaci, ze ve dvojhvezde, v niz je jednou slozkou neutronova hvezda, se jejim pusobenim druha slozka vypari a z ni vznikne prislusny protoplanetarni disk a v nem nejpozdeji za 1 milion let planety.
M. Bailes aj. z Jodrell Banku sleduji opakovane pulsni periody 160 pulsaru kazdeho ctvrt roku a dalsich 160 pulsaru kazdeho pul roku s cilem objevit periodicke ci kvaziperiodicke kolisani delky impulsni periody. Vetsinou se zadna kolisani nenajdou, coz znamena, ze asi 80% pulsaru nemuze mit planety s hmotnosti nad 10 hmot Zeme s obeznymi periodami kratsimi nez nekolik malo let. Planety s hmotnosti porovnatelnou se Zemi, obihajici ve vetsi vzdalenosti od pulsaru, se vsak timto postupem nedaji odhalit.
Pozorovani nas cim dale zretelneji presvedcuji, ze hvezdy vznikaji spise ve dvojicich nez osamele, coz je nyni mozne overit simulacemi procesu na vykonnych superpocitacich. Podle A. Bosse v souboru hvezd do vzdalenosti 25 pc od Slunce se nachazi asi 65 % hvezd ve dvojhvezdach, v nichz ma sekundarni slozka alespon 10 % hmotnosti slozky primarni, a dalsich 18 % ma pruvodce s nizsi hmotnosti. Dvojhvezdy ci vicenasobne systemy tvori vetsinou hierarchicke systemy, tj. krome klasickych dvojhvezd se vyskytuji trojhvezdy se dvema blizkymi a jednou vzdalenejsi slozkou, anebo dve dvojice. Pomerne vzacne jsou soustavy typu trapez, ktere jsou zrejme nestabilni a snadno se rozpadaji.
Klasikove nebeske mechaniky si uvedomovali problemy spojene s ruznymi mechanismy vzniku dvojhvezd. Lord Kelvin uvazoval o rotacnim stepeni zarodku dvojhvezdy a J. Jeans o slapovem zachyceni dvou samostatnych hvezd. Oba tyto procesy jsou v praxi temer neuskutecnitelne, takze nejpravdepodobneji se uz od pocatku vytvareji dve samostatna jadra slozek budouci dvojhvezdy. Boss ukazal, ze kdyz je zarodecne plynne mracno doutnikoveho tvaru a dostatecne chladne, rotuje primerenou rychlosti a neobsahuje prilis silne magneticke pole, zacne se jeho kontrakci vytvaret dvojhvezda.
Pro rozvoj teorie hvezdnych atmosfer sehral klicovou
roli experiment OPAL v Laboratorich L. Livermora v Kalifornii.
Pri tomto jedinecnem pokusu bylo zelezo ohrato rentgenovym
laserem ( xaserem ) na teplotu 250 000 K a druhy xaser meril
velikost absorpce behem nejblizsi 1 nanosekundy. Tak se
podarilo podstatne zlepsit opacitni tabulky a odstranit
pretrvavajici problemy v teorii hvezdnych atmosfer, pulsaci
cefeid a oscilaci Slunce. S. Pottasch aj. nyni nalezli obdobne
oscilace u blizke hvezdy alfa Centauri A.