Zeň objevu 1999 -- díl třetí

Zeň objevu 1999 -- díl třetí

Hvězdný vesmír, extrasolární planety, hnědí trpaslíci, prahvězdy, hvězdná astrofyzika, osamělé hvězdy, těsné dvojhvězdy, proměnné hvězdy, fyzické proměnné, novy a kataklyzmické proměnné, symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy, planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, supernovy a jejich pozůstatky.

2. Hvězdný vesmír
2.1. Extrasolární planety
Objevování exoplanet se stalo bezmála rutinou, a tak bychom se snad ani neměli divit, ze jiz vznikají nápady, jak pozorovat přirozené druzice (měsíce) exoplanet. P. Sartoretti a J. Schneider oprásili návrh O. Struveho z roku 1952, abychom exoplanety objevovali při jejich přechodech (transitech) přes hvězdný kotouč. Tak například pozorování přechodů Jupiteru přes sluneční kotouč z některé sousední hvězdy by se projevilo oslabením jasnosti Slunce o dnes jiz snadno měřitelné 1 procento. Pokud má takový "exojupiter" větsí druzici, dostaneme dalsí proměnné a měřitelné zeslabení jasnosti, či případně se poněkud posune doba přechodu vlivem oběhu exoplanety kolem barycentra soustavy exoplaneta-měsíc. Při současné zaručené přesnosti fotometrie na 0,004 mag lze objevit exoplanety o hmotnosti Jupiteru u hvězd spektrálních tříd F-G a o hmotnosti Neptunu u tříd K-M.

Zatím se G. Henrymu aj. podařilo fotometricky zaznamenat přechod exoplanety u hvězdy HD 209458 = BD+18 4917 v souhvězdí Pegasa sp. třídy G0 V (V = 7,65; d = 47 pc; stáří 4,5 mld. roků), kolem níz obíhá exoplaneta s minimální hmotností 0,6 M_J v obězné době 3,52 dne v průměrné vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Počátkem listopadu 1999 zaznamenali pokles jasnosti mateřské hvězdy o 0,017 mag přesně ve fázi, odpovídající orbitálním elementům exoplanety, odvozeným z křivky radiálních rychlostí o poloamplitudě 81 m/s. Odtud mohli určit poloměr exoplanety na 1,3 R_J, coz dává mimořádně nízkou hustotu exoplanety pouhou 1/5 hustoty vody v pozemských podmínkách! Dalsí přechody exoplanety pozorovali R. Rebolo aj., R. Street aj., D. Charbonneau a T. Brown jakoz i E. Poretti jestě v průběhu v listopadu. Zeslabení jasnosti hvězdy dosahovalo v průměru (0,025 +/- 0,004) mag a trvalo vzdy az 3 hodiny. Odtud se podařilo určit sklon dráhy k rovině kolmé na zorný paprsek 87^o a zpřesnit hodnotu obězné periody na 3,52474 dne. Tak se navíc podařilo N. Robichonovi a F. Arenouovi zpětně dohledat 5 přechodů, zaznamenaných druzicí HIPPARCOS mezi dubnem a listopadem 1991, potvrzujících pokles jasnosti hvězdy během úkazů o 2,3 %. Nejnovějsí měření přechodů W. Boruckim aj. ukázalo, ze exoplaneta má rozsáhlou atmosféru, coz vedlo k redukci poloměru vlastní planety a ke zvýsení odhadu její průměrné hustoty na 40 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

Poněkud sporná se ukázala sdělovacími prostředky oslavovaná měření A. Camerona aj., týkající se pozorování proměnné jasnosti hvězdy tau Boo, jez je doprovázena exoplanetou s minimální hmotností 3,9 M_J ve vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Autoři totiz tvrdili, ze se jim podařilo 4,2m reflektorem WHT odhalit světlo exoplanety, odrázené od hvězdy směrem k Zemi, ale patrně slo pouze o chybnou kalibraci přístroje.

Překvapivě citlivou metodou pro nalézání exoplanet se stává fotometrické sledování gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie, jak uz jsem o tom referoval loni. Podle R. Di Stefanové a R. Scalza lze tak poměrně spolehlivě nalézt exoplanety s hmotností větsí nez má planeta Uran a vzdáleností od mateřské hvězdy větsí nez 2,7 AU. Autoři soudí, ze při soustavném úsilí by tak bylo mozné zaznamenat az půltuctu vzdálených exoplanet ročně. Tento výpočet byl potvrzen pozorováními D. Benneta aj., kteří sledovali gravitační mikročočku MACHO-97-BLG-41 a zjistili, ze hvězda v pozadí, zesílená po plných 100 dnů mikročočkou, je fakticky dvojhvězda, kolem jejíhoz tězistě obíhá exoplaneta. Trpasličí hvězdné slozky o hmotnostech 0,6 a 0,16 M_o mají spektrální třídy K a M a exoplaneta obíhající kolem nich má hmotnost (3,5 +/- 1,8) M_J. Slozky dvojhvězdy jsou navzájem vzdáleny 1,8 AU, kdezto exoplaneta plných 7 AU od tězistě soustavy. Celý systém je od nás vzdálen 6 kpc.

Na počátku roku 1999 bylo jiz známo 18 exoplanet a dalsí přibývaly v průběhu roku, jak naznačuje malá tabulka.

Tabulka přírůstků exoplanet

Hvězda Sp M_e a (AU) e per Poznámky

HD 195019 G3 V/IV 3,5 0,14 0,03 18,3 d
HD 217107 G7 V 1,3 0,07 0,14 7,1 d
yps And F8 V 0,7 0,06 0,0 4,6 d hvězda 1,3 Mo
2,0 0,83 0,23 241 d 3Lo; d=13,5 pc
4,1 2,50 0,30 1269 d stáří 2,6 mld.
HD 168443 5,0 0,29 0,55 58 d dvojhvězda
HD 210277 1,3 1,12 0,45 437 d osamělá hvězda
iota Hor G0 V 2,0 0,93 0,16 320 d hvězda 1,03 Mo

Obvykle se uvádí, ze hvězda upsilon And je prvním případem mimosluneční planetární soustavy, coz vsak platí jen, pokud se omezujeme na hvězdy hlavní posloupnosti. Vůbec první exoplanetární soustavu nalezli radioastronomové A. Wolszczan aj. v roce 1992 přesným měřením variací příchodu impulsů 6,2 ms pulsaru B1257+12, kde prokázali existenci alespoň tří exoplanet s hmotnostmi srovnatelnými s hmotností Země; mateřskou hvězdou je v tom případě ovsem zhroucená neutronová hvězda. Naproti tomu M. Konacki aj. sledovali změny příchodu impulsů od radiového pulsaru B0329+54 v letech 1994-98 a existenci exoplanet odtud potvrdit nedokázali; spíse jde o nepravidelnosti rotace teprve 5 milionů let staré neutronové hvězdy.

G. Gonzales si vsiml, ze hvězdy ve slunečním okolí, u nichz jiz byly prokázány exoplanety, jsou vesměs bohatsí na tězsí prvky (tzv. kovy) v porovnání se Sluncem. Zatím nejrozsáhlejsí program systematického hledání exoplanet metodou variací křivek radiálních rychlostí rozvinuli u I. Keckova dalekohledu S. Vogt aj. Pomocí ultrapřesného spektrografu HIRES hledají exoplanety u 500 Slunci příbuzných hvězd ve vzdálenostech 20-60 pc od Slunce. Předbězně nasli uz čtyři hvězdy, které mají kazdá alespoň dvě exoplanety. Rozmezí hmotností exoplanet, jez se větsinou vyznačují velmi výstřednými drahami, začíná pod 1 M_J a sahá az k maximu kolem 10 M_J, kde uz začínají hnědí trpaslíci. Koncem roku 1999 tak bylo celkem objeveno jiz 28 exoplanet.

2.2. Hnědí trpaslíci
M. Zapatero Osorio aj. ohlásili objev přechodného objektu mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami v kupě kolem hvězdy S Ori. Objekt o magnitudě I = 20,5 klasifikovali jako sp. třídu L 1,5 o hmotnosti (0,015 +/- 0,005) M_o a klasifikaci potvrdili objevem čar neutrálního lithia v jeho atmosféře. Stáří kupy se odhaduje na 1 az 5 milionů let. S. Leggett aj. zjistili na základě infračervené fotometrie z IRTF na Havaji, ze prototyp hnědých trpaslíků Gl229B má hmotnost 25 M_J, efektivní teplotu 900 K a stáří 0,5 miliardy let. J. Kirpatrick aj. potvrdili pomocí spekter z Keckova teleskopu, ze objekt GD 165B je vskutku hnědým trpaslíkem spektrální třídy L, neboť nemá pásy TiO, ale zato obsahuje pásy FeH a CrH při efektivní teplotě fotosféry 1900 K. Titíz autoři uvedli, ze při "dvoumikronové" přehlídce 2MASS nalezli na plose 371 čtverečních stupňů celkem 20 nových objektů spektrální třídy L, takze celkový počet rozpoznaných hnědých trpaslíků tak rázem stoupl čtyřikrát. J. Gizis aj. vyuzili téze přehlídky k vyhledávání hnědých trpaslíků v otevřené hvězdokupě Hyády, jejíz stáří se odhaduje na 625 milionů let. Zádní hnědí trpaslíci vsak nalezeni nebyli, coz svědčí o skutečném deficitu objektů s hmotností 0,06 az 0,08 M_o v této hvězdokupě.

G. Basri a E. Martín zjistili, ze objekt PPl 15 v Plejádách je tvořen dvojicí hnědých trpaslíků s oběznou dobou 5,8 dne, obíhajících po výstředné dráze s excentricitou 0,42 ve střední vzdálenosti 0,03 AU. Kazdá slozka má hmotnost asi 65 M_J a v jejich spektru jsou vidět čáry lithia. D. Koerner aj. nalezli dvojhvězdy, tvořené trpaslíky třídy L, vzdálené od nás od 18 do 26 pc. Jedna z nich je tvořena trpaslíky spektrální třídy L7, coz je zatím nejchladnějsí známá dvojhvězda vůbec. Slozky dvojhvězd jsou vzdy stejně jasné a jejich minimální vzájemná vzdálenost se pohybuje v rozmezí 5 az 9 AU. Zdá se, ze obdobné soustavy jsou ve vesmíru bězné; rozhodně je jisté, ze alespoň třetina trpaslíků M vykazuje průvodce ve vzdálenostech 3 az 30 AU.

G. Fritz Benedict aj. hledali pomocí pointeru HST substelární průvodce u blízkých trpaslíků - Proximy Centauri (V645 Cen) a Barnardovy hvězdy, jejichz paralaxy pí činí po řadě 0,772" (1,295 pc) a 0,545" (1,835 pc). U Barnardovy hvězdy je vyloučen průvodce s hmotností >1 M_J s oběznou periodou >60 dne, kdezto u Proximy s hmotností >0,8 M_J s oběznou periodou v rozmezí 1 az 1000 dne. Hmotnost Proximy Centauri činí 0,11 M_o.

K obdobnému závěru dospěli M. Kürster aj. na základě přesných měření radiálních rychlostí Proximy po dobu 4 let. Dostali horní meze pro průvodce v rozmezí 1,1 az 22 M_J pro obězné doby 0,75 az 3000 d a velké poloosy 0,008 az 2 AU. Nepotvrdili tak údajnou existenci průvodce ve vzdálenosti 0,4 AU od Proximy, jak naznačovaly ojedinělé snímky HST.

Loni přisel B. Hansen s názorem, ze právě bézoví trpaslíci mohou představovat větsí část skryté hmoty v intergalaktickém prostoru, jak o tom svědčí statistika gravitačních mikročoček ve směru k Velkému Magellanovu mračnu.

2.3. Prahvězdy
Proslulý snímek temných "sloních chobotů" v Orlí mlhovině (M16) v souhvězdí Hada, pořízený před čtyřmi lety HST, doslova obletěl svět. Rozbor snímku nyní prokázal, ze Orlí mlhovina je od nás vzdálena 2,0 kpc, a obsahuje přes 70 hvězdných zárodků -- emisních plynných globulí. Tmavé "prsty" na okrajích chobotů jsou docela studené o teplotě jen 60 K, ale jejich hmotnost dosahuje az 60 M_o. V některých případech se z prstů jiz zrodily hvězdy, mladé 250 tisíc az 3 miliony let.

S. Stahler aj. studovali vznik hvězd s hmotnostmi 2 az10 M_o, které se tvoří uvnitř mračen ionizovaného vodíku splýváním lehčích hvězd v centru mračen. Kvazistatické hroucení těchto zárodků vede pak ke vzniku velmi raných Herbigových hvězd. A. Natta aj. zjistili, ze Herbigovy hvězdy lze rozčlenit na typ HBe s hmotností přes 5 M_o, obklopené dutinami bez prachu a plynu, kdezto u typu HAe s hmotností pod 5 M_o jsou hvězdy vnořeny do klasických cirkmustelárních disků, podobně jako u velmi raných proměnných typu T Tau. Hmotnosti těchto hvězd se pohybují v rozmezí 0,25 az 1,0 M_o a zatím jich známe na 300. Podle R. Mathieua aj. jde o typické hmotnosti hvězd před vstupem na hlavní posloupnost.

Celkový scénář vývoje hvězd začíná podle téhoz autora rozpadem obřího molekulového mračna s hmotností 10⁴ az 10⁶ M_o, typickými rozměry 10 az 100 pc a teplotou 10 K na zárodečná hvězdná jádra vodíkových molekul. Poměrně protáhlá jádra dosahují hmotností několikanásobku M_o v oblasti o průměru 0,1 pc a hustoty az 10¹¹ molekul vodíku v krychlovém metru. Magnetická pole v jádrech se pohybují na úrovni 5.10^-9 T.

Doklady o existenci prahvězdy přinesli P. André aj. pozorováním mikrovlnného záření zdroje 04191+1522 v molekulovém mračnu TMC v Býku. Prahvězdné jádro dosahuje zářivého výkonu 0,15 L_o a dosud v něm probíhá disociace vodíkových molekul. Je obklopeno prachem o teplotě 12 K.

S. Kurtz aj. se zabývali vznikem velmi hmotných hvězd nad 10 M_o v horkých molekulových jádrech a ukázali, ze fáze gravitačního smrsťování trvá v tom případě více nez 10⁴ roků a vede k tvorbě hvězd tříd O a B, které vesměs značně interagují se svými okolím. Empirický doklad o vzniku hmotných hvězd v mlhovině 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu podala kamera NICMOS HST, kdyz odhalila tisíce mladých hmotných hvězd v mlhovině o lineárním průměru 185 pc. Hvězdy jsou ukryté v rozsáhlých prachoplynových obalech, takze nebyly pozorovatelné kamerou WFPC2, ale zato jsou vidět v infračerveném oboru. Je zřejmé, ze v mlhovině (patří k ní i známá supernova 1987A) probíhá před nasima očima překotná tvorba velmi hmotných hvězd.

F. Palla a S. Stahler prozkoumali celou oblast zárodečných mlhovin v Orionu, kde určitě probíhá vznik hvězd přímo před nasima očima. Napočítali na 900 prahvězd o stáří do 2 milionů let s hmotnostmi v rozmezí 0,1 az 6 M_o. Ke vzniku hvězd začalo docházet teprve před řádově 10⁷ lety a tempo vznikání se postupně zvysovalo. Rané hvězdy třídy O o hmotnostech 30 az 50 M_o v konfiguraci typu Trapez tak dokázaly vyčistit své okolí az do vzdálenosti několika parseků. Na krychlový parsek tam dnes připadá 2.10³ az 2.10⁴ hvězd! Rané hvězdy spektrální třídy O jsou velmi často fakticky těsné (spektroskopické) dvojhvězdy.

Podobnou zárodečnou kupu představuje téz mlhovina NGC 3603 v souhvězdí Lodního kýlu, vzdálená od nás 7 kpc, o úhrnné svítivosti 10⁷ L_o. Obsahuje přinejmensím 6 velmi hmotných hvězd, kazdá s hmotností 50 M_o.

2.4. Hvězdná astrofyzika
T. Henry aj. ověřovali vztah hmota-svítivost pro dolní část linie hlavní posloupnosti v rozmezí hmotností hvězd 0,08 az 0,20 M_o pomocí měření z HST. Odvodili odtud pro rozhraní mezi hvězdami a hnědými trpaslíky kritickou hmotnost v rozmezí 0,074 az 0,082 M_o. F. Bakamura a M. Unemura studovali rozmezí hmotností hvězd III. populace (I. generace) a zjistili, ze tyto hvězdy měly minimální hmotnost 3 M_o a maximální 16 M_o. M. Albrow aj. vyuzili měření průběhu zjasnění gravitační mikročočky MACHO 97-BLG-28 k prvnímu určení průběhu okrajového ztemnění touto metodou, a to na kotoučku obří hvězdy sp. třídy K2, vzdálené od nás 8 kpc.

V roce 1992 zavedli P. Lenzuni, D. Chernoff a E. Salpeter nový pojem: bézoví trpaslíci. Jde o velmi málo hmotné bílé trpaslíky v rozmezí 0,1 az 0,3 M_o, na něz ročně dopadá "nekovový" materiál tempem 10^-9 az 10^-7 M_o. Pak je vnějsí atmosféra takových bílých trpaslíků opticky průhledná, coz urychluje chlazení jejich povrchu a tudíz i snizování jejich zářivého výkonu.

Nyní přisel B. Hansen s myslenkou, ze skrytá hmota v okolí galaxií můze být zčásti tvořena právě neviditelnými bézovými trpaslíky, coz empiricky potvrzuje výskyt gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu, odhalený programem MACHO, který vsak loni bohuzel skončil.

2.5. Osamělé hvězdy
H. Plets a C. Vynckier se zabývali tzv. fenoménem Vegy, coz je výskyt prachových obálek kolem bězných osamělých hvězd, objevený poprvé druzicí IRAS právě u Vegy. Obecným příznakem fenoménu je přebytek infračerveného záření v pásmu 60 mikrometrů. Z přehlídky IRAS vyplývá, ze asi 13 % hvězd hlavní posloupnosti a 14 % obrů má kolem sebe prachový prstenec či disk. H. Habing aj. studovali cirkumstelární disky u hvězd hlavní posloupnosti pomocí infračervené druzice ISO. Objevili je u 84 blízkých hvězd spektrálních tříd A az K a zjistili, ze se vyskytují jen u těch hvězd, jejichz stáří nepřesahuje 300 az 400 milionů let. Autoři soudí, ze zánik prachových disků souvisí se vznikem planet v okolí mateřské hvězdy. Tak např. nás Edgeworthův-Kuiperův pás měl zpočátku hmotnost kolem 40 M_Z v podobě prstence rozptýleného prachu, ale postupně prakticky zmizel zhruba v průběhu 600 milionů let.

I. Heinrichsen aj. zkoumali pomocí měření infračervené druzice ISO podrobně proslulý prachový disk kolem hvězdy beta Pictoris. Poloměr disku výrazně závisí na pouzité vlnové délce, takze zatímco na 25 mikrometrech činí jen 84 AU, na 60 mikrometrech dosahuje plných 140 AU. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje az 10^-7 M_o, tj. asi dvojnásobek hmotnosti naseho Měsíce. Skládá se z nepatrných prachových zrníček o rozměrech od 1 mikrometru az po 5 mm a jejich teplota činí v průměru 85 K. D. Barrado y Navascués aj. srovnávali stáří beta Pic se 160 okolními trpaslíky třídy M a dostali tak hodnotu 20 milionů let, coz značí ze beta Pic je mezi nimi prakticky nejmladsí. Právě pro mladé hvězdy je fenomén Vega bězný.

P. Tuthill aj. studovali Wolfovu-Rayetovu hvězdu WR104 v souhvězdí Střelce pomocí metody aperturního maskování u Keckova dalekohledu. Ačkoliv slo o hvězdu 13 mag, docílili tak skvělého úhlového rozlisení 0,02" (pětkrát lepsí nez HST!). Zjistili, ze z povrchu hvězdy uniká prach po spirálových drahách. J. Monnier vyuzil mapování povrchu veleobra VY CMa toutéz metodou u Keckova dalekohledu a zobrazování adaptivní optikou 3,6 m teleskopem ESO k určení základních parametrů hvězdy, vzdálené od nás 1,5 kpc. Zářivý výkon hvězdy dosahuje hodnoty 2.10⁵ L_o při hmotnosti 25 M_o a povrchové teplotě 2,8 kK. Hvězda ročně ztrácí 2.10^-4 M_o, ale ani to nestačí, aby se vyhnula gravitačnímu zhroucení a výbuchu jako supernova jiz asi za 10 tisíc let!

A. Dupree a A. Sobel zkoumali pomocí ultrafialových měření HST v letech 1997-99 disk veleobra Betelgeuse v Orionu. Zatímco úhlový průměr optického kotoučku hvězdy činí jen 0,055", v ultrafialovém oboru naměřili průměr 0,125". Na rozměrném povrchu byly zjistěny jasné "skvrny", které rotují spolu s hvězdou. K. Strassmeier aj. sledovali ultrafialovou světelnou křivku obří hvězdy HD 12545 sp. třídy K0 v letech 1985-98, jez patří mezi zákrytové typu RS CVn. Obr v soustavě rotuje synchronně v periodě 24 dnů a v lednu 1998 se ultrafialově zjasnil s amplitudou 400x větsí nez tomu bývá při erupcích na Slunci! Na jeho povrchu se vyskytuje obrovská eliptická tmavá skvrna o rozměrech os 20x12 R_o.

R. Griffin a A. Lynes-Gray určili základní parametry obřího Arkturu sp. třídy K1,5 III. Při poloměru 23 R_o a vzdálenosti od nás 10,8 pc má povrchovou teplotu 4290 K a snízený obsah kovů v porovnání se Sluncem. N. Turner aj. se pokouseli 2,5 m Hookerovým reflektorem na Mt. Wilsonu ve spojení s adaptivní optikou najít průvodce Arkturu, ohláseného při zpracování měření druzice HIPPARCOS jako objekt o 3,3 mag slabsí nez Arktur a v úhlové vzdálenosti 0,26" od něho, leč marně. Přitom citlivost měření by dovolila najít průvodce dokonce o 4,5 mag slabsí.

D. Figer aj. studovali pomocí HST NICMOS mateřskou hvězdu nedávno nalezené Pistolové mlhoviny v blízkosti centra Galaxie. Infračervená pozorování prokazují, ze mlhovina byla vyvrzena z velmi hmotné mateřské hvězdy o rekordní svítivosti 4 ML_o (dosud éta Car -- 3 ML_o) ve dvou epizodách před méně nez 10 tisíci lety. Mlhovinné obaly pak byly ionizovány zářením okolních horkých hvězd v kupě Kvintuplet. Celkem tak hvězda ztratila plných 10 M_o, coz je rovněz výrazně rekordní hodnota, svědčící jak o mocném hvězdném větru tak o intenzívním magnetickém poli mateřské hvězdy.

2.6. Těsné dvojhvězdy
R. Huang upozornil na to, ze při výpočtech vývoje těsných dvojhvězd pomocí Rocheova modelu dostáváme soustavně nesprávné údaje pro fáze přenosu látky mezi slozkami, jelikoz Rocheův model je jednorozměrnou aproximací fakticky trojrozměrného problému. Huang si vybral modelovou soustavu s hmotnostmi slozek 9 a 6 M_o a zjistil, ze přesný trojrozměrný výpočet znamená, ze přenos látky v příslusné fázi vývoje těsné dvojhvězdy začíná dříve a trvá rovněz déle, nez podle Rocheova modelu.

Obecným řesením se zabývali také D. Bisikalo aj. Z. Eker ukázal, ze světelné křivky pro zákrytové dvojhvězdy s přesností lepsí nez +/-0,005 mag dovolují odhalit nepřímo existenci temných či jasných skvrn na povrchu zakrývané slozky. Podmínkou je dobrá znalost sklonu dráhy a odtud lze pak určit teplotu skvrn s přesností lepsí nez +/-500 K.

A. Richichiová aj. pokračovali v hledání těsných dvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem a nalezli dalsích 20 podvojných systémů s úhlovými vzdálenostmi 0,01 az 0,57", čímz počet takto objevených dvojhvězd vzrostl na 58. A. Udalski aj. zpracovali rozsáhlý statistický soubor pozorování 1459 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu pomocí aparatury OGLE, primárně určené pro hledání gravitačních čoček na plose 2,4 čtverečního stupně. Katalog obsahuje zákrytové jasnějsí nez 20 mag s periodami v rozmezí 0,3 az 200 dnů a je velmi homogenní a z 80 % úplný. Proto jej lze vyuzít jak k určení vzdálenosti celé galaxie tak i ke stanovení absolutních rozměrů slozek dvojhvězd a jejich teplot s vynikající přesností několika málo procent. Statistické studie těsných dvojhvězd vedly uz před několika desítkami let k objevu dvou efektů, jejichz fyzikální příčina není dodnes jasná: v roce 1908 zjistil J. M. Barr, ze v souboru 30 spektroskopických dvojhvězd převazují polohy periastra poblíz nejvzdálenějsího bodu obězné dráhy při pohledu ze Země. V polovině století pak ukázali O. Struve a J. Sahade, ze spektrální čáry sekundárních slozek těsných dvojhvězd se zeslabují, kdyz se od nás tyto slozky následkem obězného pohybu relativně vzdalují, a naopak.

D. Koerner aj. objevili pomocí Keckova teleskopu tři binární soustavy trpaslíků spektrální třídy L; z toho dva lithiové a třetí dokonce obsahuje hvězdu spektrální třídy L7, coz je zatím nejchladnějsí známá dvojhvězda vůbec. Dvojhvězdy se nacházejí ve vzdálenostech 18 az 26 pc od nás a jejich stejně svítivé slozky jsou 5 az 10 AU od sebe, takze patrně jde o naprosto bězné systémy. V průměru asi 35 % trpaslíků třídy M má své hvězdné průvodce, vzdálené 3 az 30 AU.

A. van Genderen aj. uveřejnili výsledky soustavných 24letých vícebarevných fotoelektrických měření výjimečné dvojhvězdy éta Carinae, klasifikované jako svítivá modrá proměnná (typ LBV). Světelná křivka jeví variace s periodami 1 az 4 roky a ultrafialové záření horké slozky dvojhvězdy o povrchové teplotě 22 kK vykazuje proměnnost s periodou 5,52 roku, coz je obězná doba soustavy. Slozka je obklopena svítícím diskem, který budí k záření. Jasnost disku osciluje s typickou periodou 200 d. Podle měření z HST STIS se mlhovina Homunculus kolem éta Car s úhlovým průměrem 17" začala výrazně zjasňovat v prosinci 1997 a na jaře roku 1999 byla nejjasnějsí za posledních 130 let a největsí za posledních 50 let, kdyz dosáhla vizuální hvězdné velikosti 5,2. Podle C. Sterkena aj. vsak nedoslo k výbuchu hvězdy. R. Schulteová-Ladbecková aj. soudí, ze takový výbuch se odehrál počátkem 19. stol., kdy hvězda vyvrhla 2,5 M_o látky, z níz vznikl zmíněný Homunculus.

Podle R. Humphreysové aj. doslo koncem 19. stol. k dalsímu výbuchu, podobně jako u Pistolové hvězdy. K. Davidson aj. uvádějí, ze během roku 1998 vzrostla jasnost éta Car v sirokém spektrálním pásmu zhruba dvakrát, zatímco Homunculus se zjasnil o 30 %, coz způsobilo odpaření části prachu v mlhovině. Hvězda je fakticky velmi nestabilní jiz od počátku 18. století. Největsí výbuch se odehrál mezi lety 1837-1860 a zopakování úkazu je nyní dost pravděpodobné. N. Langer aj. tvrdí, ze hmotnost hlavní slozky éta Car činí az 35 M_o, a ze během svého vývoje ztratí az 80 % původní hmoty, takze fáze LBV předchází fázi hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Počátkem září 1999 sledovala hvězdu rentgenová druzice Chandra a nalezla tam horký centrální zdroj o teplotě 60 MK a podkovovitý vnějsí prsten o teplotě 3 MK. Konečně K. Isibasi aj. se zabývali ověřením domněnky o dvojhvězdné povaze tohoto jedinečného objektu na základě pozorování rekurentního rentgenového záření v soustavě, jejíz obězná perioda 5,52 roků je dobře potvrzena za předpokladu, ze druhá slozka obíhá po překvapivě výstředné dráze s excentricitou >0,6.

C. Sandberg Lacy aj. upozornili na velmi pozoruhodnou zákrytovou dvojhvězdu V907 Sco, objevenou teprve roku 1964. Archivní snímky totiz ukázaly, ze během XX. stol. zákryty přinejmensím dvakrát vymizely a opět naskočily (1899-1918 a 1963-1986). Autoři to vysvětlují hierarchickou vícenásobností slozitého systému, jenz je předevsím vizuální dvojhvězdou, jehoz jasnějsí slozka je sama minimálně trojhvězdou. V trojici se nachází těsná zákrytová dvojhvězda s oběznou periodou 3,8 dne a vzdálená třetí slozka třídy K (nebo snad bílý trpaslík?) s oběznou dobou 99,3 dne. Jelikoz obězné roviny nejsou koplanární, projeví se to zpětným pohybem uzlů dráhy zákrytové dvojhvězdy s periodou 68 let. Zákryty se proto pozorují jen po třetinu zmíněné uzlové periody a můzeme je znovu čekat kolem roku 2030.

P. Tuthill aj. vyuzili na jaře 1998 metody aperturního maskování u Keckova teleskopu k opakovanému infračervenému zobrazení těsné dvojhvězdy WR104, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a slozky třídy OB. Objevili tak krásnou Archimedovu spirálu prachu, vyvěrající ze slozky OB rychlostí 1600 km/s a obtékající celý systém s periodou 220 dnů. Prachová spirála vzniká srázkou hvězdných větrů slozek dvojhvězdy, vzdálené od nás 2,3 kpc.

J. Schweickardt aj. opravili parametry Wolfovy-Rayetovy dvojhvězdy WR 22 = HD 92740 na základě nového spektroskopického materiálu. Absolutní hvězdná velikost soustavy dosahuje -6,85 mag v oboru V a obězná doba slozek o hmotnostech 55 a 21 M_o činí 80,3 dne. D. Pourbaix aj. spočítali nové elementy nejblizsí dvojhvězdy alfa Cen na základě mikrometrických a spektroskopických měření. Při paralaxe pí = 0,737" (1,357 pc) dostali poloosu 24 AU; výstřednost e = 0,52; oběznou dobu 79,9 roků; sklon dráhy 79,1^o a hmotnosti slozek 1,16 a 0,97 M_o. Stáří soustavy odhadli na 2,7 mld. let. Titíz autoři studovali také zákrytovou dvojhvězdu gama Per = HD 18925, jez má ve spektru čáry obou slozek sp. tříd G8 III a A3 V o hmotnostech 3,1 a 2,0 M_o. Nejblizsí zákryt slozek proběhne v roku 2005.

Při úplné fázi zákrytu primární slozky sp. třídy B8 V známého polodotykového Algola, vzdáleného od nás 28,5 pc, pozorovali 30. srpna 1997 J. Schmitt a F. Favata obří rentgenovou erupci na jeho průvodci sp. třídy K2 III. Slozky mají hmotnosti 3,25 a 0,8 M_o; poloměry 3,0 a 3,3 R_o a zářivé výkony 149 a 6 L_o. Poloosa dráhy dosahuje hodnoty 0,067 AU při obězné době 2,87 dne.

L. Leedjärv aj. studovali dlouhoperiodický (20,3 d) zákrytový systém VV Cep = HD 208816 během posledního zákrytu v letech 1997-98. Minimum se opozdilo proti předpovědi o 68 dnů, tj. bezmála o 1 % samotné délky periody. Raná slozka sp. třídy B má hmotnost 8 M_o, kdezto průvodce sp. třídy M pouze 2,5 M_o. Je to polopravidelná proměnná hvězdy s amplitudou změn jasnosti 0,3 mag, jez vyplňuje Rocheův lalok pouze v okolí periastra. Soustava vykazuje značnou výstřednost e = 0,35 a látka mezi slozkami přetéká pouze kolem periastra tempem az 4.10^-4 M_o/rok.

G. Torres aj. určili velmi přesné elementy zákrytové a dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy V364 Lac s oběznou periodou 7,3 d a výstředností dráhy 0,29 o stáří 620 milionů let. Rotace primární slozky je vinou velké výstřednosti dráhy synchronizována s oběznou periodou pouze v bezprostředním okolí periastra. Soustava vykazuje stáčení přímky apsid v periodě 2810 let; z toho 17 % představuje příspěvek, vyplývající z obecné teorie relativity. Hmotnosti slozek činí 2,33 a 2,30 M_o; jejich poloměr 3,31 a 2,98 R_o, efektivní teploty 8250 a 8500 K.

I. Ribas aj. se věnovali určování elementů oddělené zákrytové dvojhvězdy CD Tau sp. třídy F6 V o hmotnostech po řadě 1,44 a 1,37 M_o; poloměrech 1,80 a 1,58 R_o a efektivních teplotách 6,2 kK. Systém obsahuje navíc třetí slozku o hmotnosti 1 M_o, poloměru 0,9 R_o a efektivní teplotě 5250 K a je starý 2,6 mld. let.

2.7. Proměnné hvězdy
2.7.1. Fyzické proměnné
M. Groenewegen a M. Salaris opravili nulový bod závislosti periody na absolutní hvězdné velikosti pro proměnné typu RR Lyr na základě měření z druzice HIPPARCOS. Vyslo jim, ze bod je o 0,28 mag jasnějsí, nez při předeslém rozboru téhoz pozorovacího materiálu zjistili J. Fernley aj., coz dává větsí vzdálenost 52,7 kpc pro Velké Magellanovo mračno, tj. modul vzdálenosti 18,61 mag. A. Tej aj. určili pomocí infračervených pozorování zákrytů hvězdy Měsícem úhlový průměr miridy R Leonis na 0,034"; tj. její lineární poloměr činí 480 R_o a povrchová teplota 2300 K. Hvězda ročně ztrácí az 10^-6 M_o.

2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné
Těsně před koncem roku 1998 se objevila nova v Malém Magellanově mračnu, jez počátkem ledna 1999 dosáhla V = 13,5 mag, ale o dva měsíce později byla uz 16 mag a dále plynule slábla. Vzápětí hned po Novém roce vzplanula nova v galaxii M 31 v Andromedě o jasnosti V = 17,8 a počátkem července dalsí nova s maximem 16,8 mag, následována novou 17,0 mag koncem srpna. V trpasličí nepravidelné galaxii NGC 6822, jez patrně patří do Místní soustavy galaxií, byla 23. června objevena nova, jez dosáhla 17,3 mag. V satelitu galaxie v Andromedě NGC 205 (M110) se 17. srpna podařilo objevit novu, jez dosáhla 17,5 mag. Koncem dubna se objevil podivný objekt v galaxii NGC 3198, jenz dosáhl absolutní hvězdné velikosti -12 mag, coz je přílis mnoho na novu, ale přílis málo na supernovu.

Vzápětí objevil M. Jamamoto galaktickou Novu Sgr 1999 (V4444 Sgr), jez dosáhla 27. dubna maxima V = 7,2, ale pak velmi rychle zeslábla. Australan P. Williams nalezl 22. května 1999 jako první velmi jasnou Novu Velorum 1999 (V382 Vel) v poloze 10^h 44^m -52 25^o, jez jestě týz den dosáhla maxima V = 2,6 a stala se tak jednou z nejjasnějsích nov století. Při předpokládané vzdálenosti 2 kpc měla v maximu absolutní hvězdnou velikost -8,7 mag, a amplituda jasnosti od klidového stavu dosáhla 13,8 mag. Podle archivních snímků nastalo vzplanutí z hvězdy původně 16,4 mag jiz asi den před Williamsovým objevem. Spektroskopie prokázala silné emise v ultrafialovém, optickém i infračerveném pásmu, rychlost rozpínání obalů 2400 km/s a příslusnost k typu ONeMg, podobně jako poslední jasná nova na severní polokouli (V1974 Cyg z roku 1992). Nova po maximu rychle slábla, takze jiz 5. června přestala být očima viditelná. V maximu vydávala dle měření druzice BeppoSAX rentgenový zářivý výkon az 5.10²⁶ W, ale jestě koncem listopadu se jevila jako měkký rentgenový zdroj s maximem záření černého tělesa pro energii 40 eV a tepelným plazmatem s maximální energii na 1 keV. V srpnu dosáhla nebulárního stádia.

Na severní polokouli nalezl 13. července A. Tago Novu Aquilae 1999 (V1493 Aql) jako objekt 8,8 mag v poloze 19^h 08^m +12 31^o, jejíz obaly se rozpínaly rychlostí 3400 km/s. D. Moro aj. nenasli předchůdce do mezné hvězdné velikosti 21 mag, takze rozkmit činil více nez 12 mag. Také tato nova patřila k velmi rychlým, neboť počátkem srpna zeslábla jiz na 13 mag, v polovině září na 15 mag a koncem října na 16 mag. Koncem srpna objevil W. Liller Novu Circinis 1999 (DD Cir) jako objekt 7,7 mag, jez vsak počátkem září klesla na 10 mag a v polovině listopadu na 11 mag. Konečně 1. prosince nalezl A. Pereira Novu Aquilae 1999 . 2 (V1494 Aql) v poloze 19^h 23^m +4 57^o jako objekt 6,9 mag, jez o dva dny později dosáhla maxima 4,1 mag, kdyz před vzplanutím se jevila jako hvězdička 16 mag. Jiz 8. 12. byla zpozorována v submilimetrovém oboru pomocí radioteleskopu JCMT. O tři dny později přestala být očima viditelná a koncem roku zeslábla na 7,5 mag.

V porovnání s těmito novami je překvapující, ze Nova Cas 1995 (V723 Cas) byla i 4 roky po vzplanutí stále dosti jasná (K = 11,2) a její infračervené spektrum vykazovalo četné dovolené emisní čáry vodíku a hélia jakoz i zakázané čáry vysoce ionizovaného Ca a Si. S. Lépine aj. oznámili, ze 25. února 1999 se znovu zjasnila rekurentní nova U Sco, která předtím vybuchla v letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Ačkoliv jde o nejkratsí intervaly mezi rekurentními novami, je jisté, ze některá vzplanutí v mezidobí nebyla zpozorována. Koncem února 1999 dosáhla maxima 7,6 mag, tj. amplituda zjasnění dosáhla 10 mag. Spektroskopie pomocí STIS HST umoznila první přímé měření zrychlení obálky, jez činí 4,1 m/s². Koncem března 1999 přeslo spektrum do nebulární fáze. Podle U. Munariho aj. jde o zákrytovou soustavu s periodou 1,23 dne. Spektroskopicky se nový výbuch podobal předeslému z roku 1987, kdyz rychlost rozpínání obálky klesla za 23 dnů z 10000 km/s na 4000 km/s. P. Kahabka aj. zjistili z pozorování rentgenové druzice BeppoSAX, ze měkké rentgenové záření novy se vynořilo za 20 dnů po optickém maximu a dosáhlo hodnot řádu 10²⁹ W při teplotě povrchu bílého trpaslíka 0,9 MK. T. Harrison aj. určili pomocí HST trigonometricky vzdálenosti tří trpasličích nov SS Aur, SS Cyg a U Gem postupně na 200, 166 a 96 pc, coz je vůbec poprvé, kdy vzdálenosti takto přesně známe. Zatímco při termonukleárním výbuchu klasické novy se uvolní energie řádu 10³⁸ J, u trpasličích nov jde jen o řádově 10³³ J.

M. Somers a T. Naylor zkoumali, jak se chladí bílý trpaslík v nově V1500 Cyg z roku 1975 po výbuchu. Ukázali, ze přivrácené polokoule sekundární slozky -- červeného trpaslíka o povrchové teplotě jen 3 kK je bílým trpaslíkem ohřívána na 8 kK, coz je zatím nejlepsí příklad takového ozařování. Z měření dále vyplývá, ze během přístích asi 280 let toto přídavné ohřívání skončí, coz je důkazem ochlazování bílého trpaslíka. Podobný efekt byl objeven u starých nov DN Gem (1912) a WY Sge (1783) jakoz i pro "neonovou" novu V1974 Cyg (1992). S. Wanajo aj. studovali nukleosyntézu v novách typu ONeMg a zjistili, ze příslusní bílí trpaslíci mají mít hmotnost kolem 1,1 M_o, coz souhlasí s pozorováním novy V1974 Cyg, a ze při výbuchu odvrhnou více nez 10^-4 M_o. Spatřují zde i zrod krátkozijícího radionuklidu ²⁶Al v nasí Galaxii.

M. Oriová se věnovala rentgenovým pozorováním optických a rekurentních nov. Ukázala, ze odtud plyne typická konfigurace příslusné těsné dvojhvězdy, skládající se z bílého trpaslíka a hvězdy hlavní posloupnosti a hmotnosti podobné Slunci. Obězné doby soustav se pohybují v intervalu 2,5 az 8 hodiny a amplitudy zjasnění v rozmezí 8 az 15 mag pro klasické novy; rozkmit pro rekurentní novy je nizsí. Během výbuchu se uvolní energie 10³⁷ az 10³⁹ J díky překotné termonukleární reakci na dně akreované vodíkové slupky bílého trpaslíka. Na rozdíl od supernov nevzniká po výbuchu rázová vlna, nýbrz intenzívní hvězdný vítr, řízený tlakem záření z bílého trpaslíka. Po výbuchu má povrch trpaslíka teplotu az 0,25 az 10 MK a září s výkonem řádu 10³¹ W převázně v měkkém rentgenovém pásmu. Není vyloučeno, ze akrece vodíku z hvězdy hlavní posloupnosti na bílého trpaslíka pokračuje po výbuchu novy bez přerusení, takze vede k růstu hmotnosti hvězdy a nakonec i k jejímu zániku při explozi bílého trpaslíka v podobě supernovy třídy I.

Rekurentní novy jsou vzácné; dosud jich známe jen deset a jejich vzplanutí se opakují v rozmezí 10 az 30 let. Sekundární slozkou soustavy je v tomto případě hvězdný obr a obězné doby v soustavách se blízí 1 roku. S. Balmanová a H. Ögelman uveřejnili výsledky rentgenových měření z druzice ROSAT pro slavnou jasnou Novu Persei 1901. Je to první případ, kdy bylo v pásmu 0,1 az 2,4 keV odhaleno rentgenové záření z obálky novy. Podle těchto měření má hvězda povrchovou teplotu 2 MK a vydává rentgenový zářivý výkony 8.10²⁴ W. Při výbuchu byla odhozena hmota 7.10^-5 M_o tempem 1200 km/s.

2.7.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy
Podle J. Mikolajewské aj. prodělala symbiotická dvojhvězda RX Pup nově podobné vzplanutí mezi lety 1968 a 1998. Soustavu tvoří mirida s pulsační periodou 578 dne a bílý trpaslík o hmotnosti 0,8 M_o. Slozky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě větsí nez 200 let. Mirida dodávala na povrch bílého trpaslíka látku tempem 10^-7 M_o/rok. K předeslému vzplanutí doslo v roce 1894. Podobně A. Richards aj. zkoumali pomocí radiointerferometrů MERLIN a VLA symbiotickou novu HM Sge, vzdálenou od nás 1,0 kpc, jez vzplanula roku 1975, kdyz se zjasnila o 6 mag a od té doby zůstala v maximu. Chladná slozka dvojhvězdy o povrchové teplotě jen 3 kK vykazuje pulsace s periodou 523 dne a druhá horká slozka o teplotě plných 13 kK je od ní vzdálena pouze 25 AU. Radiové záření dvojhvězdy je synchrotronového původu. D. Chochol aj. sledovali UBV světelnou křivku symbiotické novy V1329 Cyg v letech 1988-1997 a odtud odvodili oběznou periodu 956,5 d, přičemz největsí amplitudu vykazuje křivka v oboru U.

J. Sokoloski a L. Bildstein zjistili, ze také známá symbiotická dvojhvězda Z And obsahuje bílého trpaslíka o hmotnosti 0,65 M_o se silným magnetickým polem nad 10 T. Přesná fotometrie odhalila oscilace trpaslíka s periodou 28 min a sklon obězné roviny 47^o při obězné době 759 dní. B. Judin pozoroval infračervenou světelnou křivku symbiotické miridy V407 Cyg a odvodil tak periodu 745 d, přičemz pokles jasnosti během pulsací přesahuje 3 mag a mirida ročně ztrácí 5.10^-7 M_o látky. R. Coradi aj. dokázali zobrazit mlhoviny, obklopující symbiotické miridy He2-147, HM Sge a V1016 Cyg, jejichz stáří odhadli pouze na stovky roků. Mlhoviny se rozpínají rychlostí asi 100 km/s a svědčí o velké ztrátě látky z těchto soustav. R. Kuschnig aj. vyzkouseli Dopplerovo zobrazování povrchu hvězdy CU Vir třídy Ap o teplotě 12,5 kK. Odhalili tak existenci rozsáhlé heliové skvrny, obklopující magnetický pól hvězdy a dále výskyt prvků Si, Cr a Fe vsude tam, kde jsou magnetické siločáry vodorovné. Rozlození Mg po povrchu se odlisuje a tak vsechno svědčí o tom, ze chemické anomálie jsou vyvolávány magnetickou difúzí. J. Budaj ukázal, ze fyzikální vlastnosti dvojhvězd se slozkami třídy Ap jsou závislé na elementech obězné dráhy, tj. chemická pekuliarita i magnetické pole se snizují s rostoucí výstředností dráhy a delsí oběznou dobou. Existuje téz souvislost mezi indukcí magnetického pole hvězdy Ap a jejich výskytem ve dvojhvězdě.

2.7.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci
M. Asplund aj. uvedli, ze objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenz se prozradil výbuchem v roce 1996, vykazuje rychlý vývoj, aniz by to ohrozilo existenci hvězdy. D. Pollaco zjistil, ze objekt je obklopen planetární mlhovinou starou nanejvýs 24 tisíc let o průměru 1,4 pc při vzdálenosti zhruba 6,5 kpc. Hmotnost bílého trpaslíka činí asi 0,7 M_o. F. Kerber aj. určili jeho teplotu na 95 kK a ve spektru mlhoviny odhalili deficit vodíku, který narůstá, jak se během vzplanutí tvoří stále dalsí tězsí prvky. Pokles jasnosti hvězdy je vyvolán tvorbou molekul a prachu v okolí chladnoucího bílého trpaslíka. Titíz autoři zpracovali také infračervená měření soustavy na druzici ISO, vykonaná v průběhu jednoho roku počínaje únorem 1997. Za tu dobu stoupl infračervený zářivý tok soustavy o celý řád, coz vysvětlují tvorbou horkého prachu v okolí hvězdy, jez takto ročně ztrácí az 10^-7 M_o. Teplota planetární mlhoviny kolem hvězdy činí 10⁵ K.

Jde fakticky o vývojově druhou planetární mlhovinu, vznikající při zpětném pohybu hvězdy podél asymptotické větve obrů v diagramu HR. Tato mlhovina je chudá na vodík, avsak bohatá na prach, v němz vznikají molekuly, obsahující uhlík. Podle T. Kippera a V. Kločkové klesla během roku 1998 teplota mlhoviny z 8 kK na polovinu. Na jaře 1999 v ní byla pozorována silná infračervená emisní čára neutrálního hélia jakoz i infračervené spojité spektrum, odpovídající teplotě prachu pouze 1,1 kK. Je uz jisté, ze jsme v tomto případě očitými svědky závěrečného héliového záblesku, vyplývajícího z teorie hvězdného vývoje, coz ve hvězdě výrazně mění poměr vodíku k lithiu díky Cameronově-Fowlerově termonukleární reakci. Je to také patrně první případ, kdy se před nasim očima hvězda mění na proměnnou typu R CrB. Obdobné héliové záblesky předtím zřejmě prodělaly nova Aql 1919 . 2 (V605 Aql) a FG Sge. Vsechny tyto hvězdy proběhly za několik málo desítek let napříč celým diagramem HR. Samotná R CrB se počátkem ledna 1999 zjasnila na 7,5 mag, ale do konce měsíce opět zeslábla na 10 mag.

Dosud nejpodrobnějsí snímek pověstné prstencové mlhoviny M57 v Lyře pořídil koncem roku 1998 HST. Tak se ukázalo, ze při vzdálenosti 600 pc činí průměr této planetární mlhoviny 0,3 pc, přičemz prostorově jde o válec s osou směřující k Zemi. R. Henry aj. studovali rozměrnou (úhlový průměr 16^o) planetární mlhovinu Hlemýzď (Helix) = NGC 7293, jez je od nás vzdálena 213 pc a jejíz centrální hvězda má teplotu 120 kK a svítivost 100 L_o. Předchůdce bílého trpaslíka měl hmotnost 6,5 M_o a samotná mlhovina obsahuje více nez 0,3 M_o. Spektrálně se v ní podařilo prokázat zastoupení prvků C, N, O, Ne, S a Ar, zcela ve shodě s teorií termonukleárního vývoje hvězd. A. Gutiérrezová-Morenová aj. ohlásili první úspěsná trigonometrická měření vzdálenosti planetárních mlhovin, pro něz pak vycházejí úctyhodné vzdálenosti 0,77, 1,9 a 3,3 kpc. To má zásadní význam pro kalibraci vzdálenosti planetárních mlhovin, jez tradičně slouzí k určování vzdáleností význačných rysů v nasí Galaxii.

G. Schmidt aj. se zabývali studiem bílých trpaslíků se silným magnetických polem nad 10 T. Dnes jich známe kolem 50 a rekordní pole dosahují az 100 kT; přesto vsak magnetičtí bílí trpaslíci tvoří jen několik málo procent obecné populace bílých trpaslíků. Jejich nejnovějsí katalog sestavili G. McCook a E. Sion s údaji o 2249 kompaktních objektech. B. Hansen propočítal délku chladnutí bílých trpaslíků (do jejich relativní neviditelnosti, kdyz se stanou tzv. černými trpaslíky) v Galaxii a vyslo mu rozmezí 6 az 11 mld. let pro bílé trpaslíky v galaktickém disku a 7,5 az 11 mld. let pro trpaslíky v galaktickém halu. Odtud pak dle autora vyplývá, ze skrytou hmotu v Galaxii nemusí tvořit pouze temná hmota, ale zčásti i tyto staré -- fakticky vyhaslé -- hvězdné pozůstatky, které prostě září přílis málo. K témuz závěru dospěli i S. Hodgin aj., kteří studovali infračervené spektrum bílého trpaslíka WD0346+246 v souhvězdí Býka. Hvězda o poloměru 0,012 R_o a hmotnosti 0,65 M_o má povrchovou teplotu 3,5 kK a svítivost 2.10^-5 L_o, coz je důkaz, ze jde o pozůstatek staré hvězdy II. populace, nálezející do galaktického hala.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
Neuvěřitelné stěstí potkalo F. Manucciho a A. Ferraru, kdyz zjistili, ze na snímku Hubblova hlubokého pole HDF-N z prosince 1995 se nachází supernova typu Ib s kosmologickým červeným posuvem z = 0,95, jejíz jasnost se během souhrnné 8,5-denní expozice snízila v oboru I o 0,9 mag, ale nezměnila v oboru B. Během následujících 2 let její jasnost neustále klesala. Dalsí supernovu 26 mag v témze poli objevili R. Gilliland aj. na snímku z prosince 1997. Patří k typu Ia a její červený posuv z = 1,32 je novým rekordem vzdálenosti pro supernovy. Při systematických přehlídkách galaxií pomocí mozaiky 12 čipů CCD u dalekohledu CFHT se podařilo najít za pouhé dvě noci v listopadu loňského roku plných 20 vzdálených supernov, přičemz 4 z nich mají červený posuv z > 1 a rekord přehlídek nyní drzí supernova 1999fv, jejíz z = 1,23; patří k typu Ia a na snímku má magnitudu R = 24,5.

Velkým překvapením loňského roku se stal objev supernovy 1999J ve Velkém Magellanově mračnu, neboť dosáhla pouze 17 mag (pro srovnání připomeňme, ze slavná supernova 1987A měla v maximu 3 mag!), ačkoliv patří k mimořádně svítivému typu Ia. Patrně jde o nějakou pekuliární variantu a/nebo vysokou extinkci ve směru k pozorovateli.

Podobný rozruch vyvolala podivná supernova 1998bw v galaxii ESO 184-G82, která je podezřelá z totoznosti se zábleskovým zdrojem záření gama GRB 980425. V březnu a červnu 1999 její optická jasnost stále exponenciálně klesala tempem 1,5 az 1,7 mag za 100 dnů, takze je klasifikována jako třída Ib. Koncem října vzplanula supernova 1999em II. typu v galaxii NGC 1637 v Eridanu, vzdálené od nás 7,8 Mpc. Vzápětí ji sledovala druzice Chandra a určila tak rentgenový zářivý výkon supernovy na řádově 10³¹ W. Navzdory tomu vsak aparatura VLA v Socorru neodhalila v téze době zádné rádiové záření supernovy, coz je fyzikálně téměř nepochopitelné. Teprve 1. prosince se podařilo objevit na místě supernovy kompaktní radiový zdroj s tokem 0,19 mJy na frekvenci 8,4 GHz.

Velkovýrobnou supernov lze po loňském objevu supernovy 1999gn nazvat její mateřskou galaxii M61 (NGC 43O3) v Panně, neboť v téze soustavě byly pozorovány supernovy 1926A, 1961I a 1964F. Nejlépe studovanou supernovou typu Ic je podle E. Barona aj. supernova 1994I, jez vzplanula koncem března toho roku ve známé Vírové galaxii M51 v Honicích psech. J. Millardová aj. tvrdí, ze v jádře této supernovy se před výbuchem stačil vytvořit pouze uhlík a kyslík, coz vysvětluje anomálně nízkou rychlost rozpínání fotosféry 7000 km/s oproti standardním 17500 km/s. Uvolněná energie dosáhla "jen" 10⁴⁴ J.

N. Suntzeff aj. a S. Jha aj. vyuzili supernovy 1998bu třídy Ia v galaxii M96 (NGC 3369) ve skupině galaxií Leo I ke kalibraci vzdálenosti galaxie, určené nezávisle pomocí cefeid. Autoři tvrdí, ze takto stanovené vzdálenosti mají chybu pouhých 5 %; bohuzel zatím známe jen 4 galaxie, kde v moderní době vzplanuly supernovy Ia, a kde současně můzeme měřit světelné křivky cefeid. Výsledkem je přirozeně velmi přesná hodnota Hubblovy konstanty H_o rozpínání vesmíru, jez odtud vyplývá:

H_o = (64 +/- 7) km/s/Mpc.

Kosmologicky velmi vzdálené supernovy umoznily před dvěma lety poprvé ukázat, ze s rostoucí vzdáleností se tempo rozpínání vesmíru překvapivě zvysuje, neboť supernovy s velkým červeným posuvem z > 0,3 jsou opticky nápadně slabé, ale tento závěr zpochybnili A. Riess aj., kdyz ukázali, ze absolutní hvězdná velikost supernov Ia závisí na kosmologické epose. Pokud se absolutní zářivý výkon supernov Ia v maximu zvedl za posledních 5 miliard let o 25 %, pak tím lze předeslá pozorování přirozeně vysvětlit, bez předpokladu o zvysování tempa rozpínání vesmíru. Vskutku, náběh světelné křivky k maximu je pro blízké supernovy o 2,5 dne delsí, nez pro supernovy vzdálené, coz zmíněnou evoluci svítivosti supernov potvrzuje, neboť vyssí svítivost se dá dosáhnout za delsí dobu. Pro současné supernovy činí odpovídají absolutní hvězdná velikost -19,45 mag -- to je důvod, proč je pouzíváme jako tzv. standardní svíčky, ale nyní je zřejmé, ze zde je zakopán kosmologický vývojový pes.

Q. Wang zjistil na základě rentgenových pozorování druzice ROSAT, ze obří spirální galaxie M101 (NGC 5457) ve Velké medvědici, vzdálená od nás 7,2 Mpc, obsahuje mimořádně vysoký počet rentgenově zářících pozůstatků supernov v podobě rozpínajících se plynových bublin o průměru az 260 pc, obsahujících velkou energii v podobě rázových vln ze supernovy. Z 93 pozůstatků totiz nejméně 51 vykazuje měřitelné rentgenové záření a jejich stáří činí v průměru 1 milion let. Autor odtud usuzuje, ze jde o pozůstatky po výbusích hypernov, kdy se hmotná hvězda rázem zhroutí na černou díru, a jez se od supernov lisí asi o řád vyssím výdajem energie v období vzplanutí. Podmínkou je jednak rychlá rotace původní hvězdy a jednak velmi silné magnetické pole na jejím povrchu. Domněnce o hypernovách odpovídá skutečnost, ze mračna ionizovaného vodíku v této galaxii jsou v průměru větsí a zářivějsí nez proslulé mračno kolem hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu, kde vzplanula supernova 1987A.

Pozůstatek této nejblizsí supernovy století je čím dál ostřeji sledován, kdyz se ukázalo, ze zcela podle předpovědi začíná rázová vlna výbuchu dohánět mnohem pomalu se rozpínající plynný obal původního veleobra, coz vede ke zjasnění takto postizených uzlíků v obalu. Na snímku HST z počátku ledna 1999 je patrné, ze první horká skvrna v rovníkovém prstenu kolem supernovy se neustále zjasňuje a dosáhla magnitudy R = 20,65. Poslední 4 roky činí tempo zjasňování 0,0024 mag/d. Při průměrné rychlosti rozpínání rázové vlny 12000 km/s a za předpokladu kulové souměrnosti lze odtud přímou geometrickou cestou odvodit i vzdálenost supernovy od nás na (50 +/- 6) kpc. Tento předpoklad vsak téměř určitě není splněn, neboť prsten jeví zřetelnou nesouměrnost jak v optickém tak i radiovém spektrálním pásmu. Supernova téz poslouzila jako svérázný světlomet, ozařující intergalaktický prostor mezi Velkým Magellanovým mračnem a pozorovatelem na Zemi, coz se zvlásť dobře projevuje na výskytu Dopplerově posunutých slozek ultrafialových spektrálních čar C, Mg, Al, Si, P, Cl, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni a Zn ve spektrech z druzice IUE. Tak lze získat trojrozměrnou představu o struktuře mezihvězdného a intergalaktického prostředí a navíc se tak potvrdilo, ze tzv. metalicita (tj. zastoupení prvků tězsích nez hélium) Velkého Magellanova mračna jez téměř dvakrát nizsí nez metalicita Galaxie. Z pozorování druzice ISO vychází podle P. Lundqvista aj., ze pozůstatek supernovy 1987A je obklopen chladným prachem o teplotě 37 K.

S. Safi-Harb a R. Petre studovali pozůstatek supernovy W50 a rentgenovou dvojhvězdu SS 443 pomocí druzice RXTE v pásmu energií 0,5 az 100 keV. Mlhovina W50 patří svými úhlovými rozměry 2 x 1^o k největsím pozůstatkům po supernově v celé Galaxii a dvojhvězda SS 433 s oběznou dobou 13,1 d a protilehlými výtrysky plynu s rychlostí 26 % rychlosti světla se nachází prakticky v centru mlhoviny. Díky výtryskům víme, ze rotační osa kompaktní slozky vykonává precesní pohyb s periodou 163 dnů a vrcholovým úhlem 40^o. Nyní se ukázalo, ze výtrysky souvisejí s tvarem mlhoviny, coz se projevuje mj. netepelným synchrotronovým rentgenovým zářením v mocné rázové vlně -- tj. při srázce výtrysků s obálkou po supernově. Podle vseho vzniká přitom také kosmické záření s energiemi minimálně do 240 TeV.

Neobyčejně zajímavé výsledky při studiu pozůstatku po supernově G337.0-0.1 získali S. Corbel aj. pomocí 15 m mikrovlnného radioteleskopu SEST v ESO. Poloha pozůstatku totiz koinciduje s měkkým zábleskovým zdrojem záření gama (magnetarem) SGR 1627-41 ve Stíru. Ve směru zorného paprsku k nám se nachází celkem 8 obřích molekulových mračen a tak lze ukázat, ze zábleskový zdroj interaguje s mračnem, jez je od nás vzdáleno 11 kpc. Optická extinkce v mračnu dosahuje závratných 43 mag (zeslabení světla v poměru 1:10¹⁷ !), ale neutronová hvězda-magnetar stará pouhých 5 tisíc let uniká z mračna velkou příčnou rychlostí řádu 10³ km/s.

F. Stephenson a D. Green identifikovali pozůstatek historické supernovy z r. 1181 AD jako radiový zdroj 3C-58 (G130.7+3.1). E. Reynoso a W. Goss vyuzili obří anténní soustavy VLA k podrobnému pozorování pozůstatku po Keplerově supernově (3C-358) z roku 1604 v Hadonosi. Tak se jim podařilo zúzit meze vzdálenosti supernovy na interval 4,8 az 6,4 kpc. K. Kinugasa a H. Cunemi studovali v říjnu 1993 týz pozůstatek v rentgenovém pásmu 0,5 az 10 keV pomocí japonské druzice ASCA. Obdrzeli vzdálenost cca 4 kpc a rychlost rozpínání rentgenových uzlíků 200 km/s. J. Hughes porovnal tyto výsledky se starsími měřeními druzice ROSAT před 5,5 lety a Einstein před 17,5 lety. Zjistil tak, ze rentgenová vlákna v mlhovině se rozpínají dvojnásobnou rychlostí v porovnání s rádiovými měřeními rozpínání, coz nasvědčuje volnému pohybu prázdným prostorem, a to pak asi znamená, ze Keplerovu supernovu máme klasifikovat jako typ II.

Nová druzice Chandra zkoumala koncem září Krabí mlhovinu, jez je pozůstatkem po supernově z roku 1054, vzdálené od nás 1,8 kpc. Nalezla tak jasný rentgenový prsten ve vzdálenosti 0,3 pc kolem jádra mlhoviny, pomocí něhoz se do plynného obalu přenásí zářivá energie z centrálního pulsaru. Kolmo na spirálovitý prsten jsou pozorovány jasné výtrysky, jez jsou namířeny ve směru prostorového pohybu pulsaru. M. Amenomori aj. zjistili tibetskou aparaturou pro studium energetického kosmického záření, ze Krabí mlhovina vysílá soubězně také záření gama s energiemi az desítek TeV, čímz se definitivně stává nenahraditelnou laboratoří fyziky vysokých energií.

M. Agüeros a R. Green měřili po 13 let rozpínání radiové mlhoviny Cas A radiointerferometrem v britské Cambridzi na frekvenci 151 MHz. Mlhovina je pozůstatkem poněkud tajemné supernovy, která vybuchla někdy ve druhé polovině 17. století, ale tehdejsími astronomy nebyla vůbec zaznamenána, ačkoliv jde jestě dnes o vůbec nejjasnějsí radiovou mlhovinu na obloze -- byla objevena jako první mimosluneční radiový zdroj jiz roku 1949. Ze změřeného tempa rozpínání vychází dolní mez jejího stáří na 300 roků. K. Stankevič aj. tvrdí, ze z tempa rozpínání 5290 km/s a současného poloměru mlhoviny 1,7 pc plyne, ze supernova vybuchla přesně roku 1680. M. Wright aj. studovali tentýz pozůstatek pomocí VLA v pásmu 28 az 87 GHz a odvodili tak jeho vzdálenost na 3,4 kpc.

Rentgenová druzice Chandra odhalila koncem srpna 1999 v centru pozůstatku bodový rentgenový zdroj, jenz má v pásmu energií 2 az 10 keV pouhé 0,3 promile toku z mlhoviny, ale je prakticky jisté, ze jde o neutronovou hvězdu jako vlastní pozůstatek po výbuchu supernovy. Z těchto měření vyslo současné tempo rozpínání 4500 km/s a stáří 320 let, v dokonalé shodě se Stankevičovým odhadem. Vynikající rozlisovací schopnost druzice umoznila poprvé určit chemické slození rozpínajících se obalů pomocí jaderných spektrálních čar. Vzápětí byl objekt dohledán B. Aschenbachem v archivu druzice ROSAT. Autor soudí, ze jde o záření černého tělesa neutronové hvězdy o povrchové teplotě 1,6 MK. Týz zdroj nasli v archivu druzice Einstein z let 1979 a 1981 G. Pavlov a V. Zavlin, coz předevsím ukazuje, ze za celých 20 let se objekt měřitelně neposunul, a také ze jeho zářivý výkon je po celou dobu stálý. Zdá se vsak, ze záření je přílis intenzívni pro osamělou chladnoucí neutronovou hvězdu, čili by mohlo jít o jakousi "horkou skvrnu" na jejím povrchu.

Druzice Chandra při prvních pokusných záběrech sledovala úspěsně také pozůstatek po supernově N132D (LMC X-1) ve Velkém Magellanově mračnu. Pozůstatek má průměr 25 pc a stáří asi 3000 let, tj. průměrné tempo rozpínání něco přes 8000 km/s, a jeho teplota se blízí 10 MK.

R. Fesen aj. nasli předloni pozůstatek po supernově 1885 v galaxii M31 v Andromedě, jenz se jeví v siluetě proti centrální výduti galaxie jako temný disk o průměru 0,7", takze jeho lineární průměr činí 2,5 pc. Při rychlosti rozpínání 11000 km/s odtud vychází vzdálenost supernovy na (725 +/- 70) kpc v dosti dobré shodě s jiným určeními vzdálenosti M 31. V srpnu 1885 dosáhla supernova maxima V = 5,85, ale není známo zádné pozorování prostým okem -- byla objevena E. Hartwigem v Dorpatu v Estonsku dalekohledem, ale dopis o objevu se bohuzel vinou zlotřilého místního postmistra, jenz odlepoval a znovu prodával drazsí známky z obálek, ztratil, a tak o ní máme velmi málo aktuálních zpráv, neboť supernova po objevu velmi rychle zeslábla (o 2 mag za prvních 12 dnů po objevu). (Navíc tehdy nikdo netusil, ze jde o supernovu; tehdy se vědělo jen o mnohem méně zářivých klasických novách, coz následně oddálilo rozpoznání povahy spirálních mlhovin o plných 40 let.) Ze spektrálního rozboru čar v obálce se nyní podařilo určit chemické slození a hmotnost jednotlivých slozek vyvrzeného materiálu, jenz obsahuje mj. neutrální a ionizované zelezo a vápník, coz dokazuje, ze slo o supernovu typu Ia.

A. Cha aj. hledali čáry interstelárního vápníku a sodíku ve spektrech 68 svítivých hvězd tříd OB ve směru k k pozůstatku po supernově v souhvězdí Plachet (Vela X). Určili tak jejich vzdálenosti v rozmezí od 190 do 2800 pc a to umoznilo revidovat vzdálenost pozůstatku Vela X na pouhých 250 pc, dvakrát blíze nez se dosud soudilo. W. Blair aj. z pozorování vlastních pohybů v pozůstatku pomocí HST tvrdí, ze vsak jde jen o dolní mez skutečné vzdálenosti objektu. Titíz autoři odvodili obdobně z pozorování pohybů plynných vláken revidovanou vzdálenost 440 pc (dosud se udávalo 770 pc) pro známou smyčkovou mlhovinu v Labuti, jez je rovněz pozůstatkem po supernově, která prý vybuchla před pouhými 5 tisíci lety (dosud se udávalo stáří 18 tisíc let).

Podle P. Dragiceviche aj. vzplanou v nasí Galaxii asi 2 supernovy za 100 let, takze se nemůzeme divit, ze od roku 1604 jsme jestě nepozorovali zádnou supernovu očima, ale uz je to opravdu na spadnutí!

M. Reinecke aj. propočítali termonukleární výbuch bílého trpaslíka z uhlíku a kyslíku, jenz dosáhl Chandrasekharovy meze 1,39 M_o a stává se supernovou Ia. I. Hachisu aj. ukázali, jak vznikne supernova třídy I v symbiotické dvojhvězdě, slozené z bílého trpaslíka a červeného obra. Silný hvězdný vítr z bílého trpaslíka vede totiz ke zvýsení přetoku látky z červeného obra na bílého trpaslíka, čímz se zvýsí hmotnost bílého trpaslíka na Chandrasekharovu mez. Jelikoz tento hvězdný vítr odnásí moment hybnosti ze soustavy, vzniká z původně sirokého hvězdného pár velmi těsná dvojhvězda, coz usnadňuje vznik supernovy z kataklyzmických proměnných typu T CrB nebo RS Oph. U rekurentních nov typu U Sco se červený obr s héliovým jádrem změní na bílého trpaslíka s jádrem C+O a odtud je opět jen pověstný krůček k explozi supernovy typu I. E. Marietta aj. zkoumali vliv exploze supernovy třídy Ia na osudy sekundární slozky dvojhvězdy. Pokud je tímto průvodcem hvězda hlavní posloupnosti, ztratí 0,16 M_o své hmoty díky rozpínající se obálce supernovy. Pokud je průvodcem červený obr, činí ztráta dokonce 0,54 M_o, čili větsinu vnějsích obalů hvězdy. Směrem odvráceným od výbuchu vzniká za sekundární slozkou chvost vyvrzeného materiálu a náraz obálky na průvodce mu udělí přídavnou prostorovou rychlost 50 az 90 km/s. Svítivost průvodce vzroste az na 5 kL_o.

(pokračování)

Věnováno památce vynikajícího pozorovatele Observatória na Skalnatom Plese Milana Antala (1935-1999) z Piesťan, zakladatele a prvního ředitele Hvězdárny v Úpici, čestného člena České astronomické společnosti Vladimíra Mlejnka (1920-1999) a dlouholetého pozorovatele Hvězdárny v Ondřejově Zdeňka Pěkného (1923-1999).

Jiří Grygar