:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

280. vydání (25.9.2000 )

Dnesni Slunce v ultrafialovem oboru (foto SOHO) Na Slunci minulý týden vyšla obrovská skvrna. Největší za posledních devět roků. Zatím se zdá, že to zahýbalo skutečně jen s astronomy, kteří ji sledují, protože právě ona je -- soudě podle měření pořizovaných v různých důležitých spektrálních čarách -- doslova nabita energií. V případě, že by se uvolnila v jedné mohutné erupci, dočkali bychom se pravděpodobně velmi silné geomagnetické bouře. Ale skvrna jakoby to tušila -- zatím nic takového neprovozuje, což je z hlediska pozorovatelů chráněných tlustou vrstvou atmosféry a mohutnou magnetosférou jistě škoda. Rychlý průzkum internetových vydání periodik ukázal, že se o tomto vcelku výjimečném astronomickém úkazu zmínily jen České noviny, jinak po ní neštěkl ani pes (dokonce ani ten Neviditelný). Není to divné, že taková událost vzbudila jen pramalý zájem? Je to snad kvůli tomu, že stále ještě chceme mít Slunce bez jediné poskvrny? Nebo se skutečně staráme jen o své malé starosti tady na Zemi a co se děje mimo ni, mimo zemskou atmosféru, nás příliš nezajímá? Už se neumíme radovat z nádherných přírodních úkazů? Ještě více mě překvapil fakt, že o obrovském černém fleku na Slunci nepsaly ani bulvární plátky a nepředpovídaly zkázu světa nebo smrtonosné záření. Zatím to vypadá, že skvrna zase bez dalších senzací zapadne do propadliště dějin. Pohledem na Slunce v současné době si ale člověk uvědomí, jak je i ve svém nejbližším okolí naprosto nicotný. Tmavá plocha zabírající pouhé dvě desetitisíciny plochy celého viditelného disku Slunce má přesto dvanáctkrát větší rozměr než Země. Člověka byste museli pětsettisíckrát zvětšit, abyste si ho vůbec na stejnou vzdálenost všimli. A to je trochu moc na to, abychom si nárokovali ničení životního prostředí na jedné planetě zvané Země.

Michal Švanda

 

Podívali jste se na obří sluneční skvrnu? (170 odpovědí)

  • ano (58%)
  • ne, počasí nepřálo (28%)
  • ne, nezajímá mně (14%)

 

 

Zemřel druhý člověk z vesmíru

German Titov, druhý člověk, který okusil slasti i strasti kosmického prostoru, zemřel ve věku 65 let. Tělo bylo nalezeno večer ve středu 20. září v sauně jeho soukromé rezidence. Podle policejní zprávy ho zřejmě zradilo vlastní srdce a on se pak nešťastnou náhodou udusil oxidem uhelnatým.

 Život tohoto jinak "obyčejného" vojenského pilota v řadách sovětských vzdušných sil, změnil zásadním způsobem šestý srpen 1961, kdy se vydal jako druhý člověk této planety na kosmickou cestu kolem světa. Ačkoli ho s jedním obletem předběhl Jurij Gagarin a s kratičkým balistickým skokem i Sheppard s Grissomem, přesto všechno právem patří mezi největší hrdiny dvacátého století. German Titov na oběžné dráze jako vůbec první testoval dlouhodobější vliv beztížného stavu na lidský organismus. Prováděl též jednoduchá meteorologická pozorování, navíc ručně řídil loď Vostok 2 a také jedl, pocítil známou nevolnost, spal a snil.

"Kosmický let je něco jako droga -- jakmile ho jednou vyzkoušíte, už nikdy nechcete nic jiného," prohlásil před časem v jenom televizním rozhovoru. Bohužel, do vesmíru se už nikdy nevrátil. Po tragické smrti Gagarina v roce 1968 mu byla tahle slast -- jako významnému symbolu úspěchů Sovětského svazu, navždy odepřena. Jenom chabou náplastí byla nezbytná popularita, stovky nejrůznějších vyznamenání či malý kráter na Měsíci.

German Titov se narodil 11. září 1935 ve vesnici Verchnyje Žilino u rusko-kazachstánských hranic. Byl zkušebním pilotem, po kosmickém letu pracoval ve výzkumném ústavu a na ministerstvu obrany. V roce 1995 byl jako člen komunistické strany zvolen do dolní komory ruského parlamentu. Po druhé již nekandidoval.

Mnohé z tehdy ohromujících rekordů Titovova letu jsou dávno překonána. Sedmnáct obletů Země, 25 hodin a 18 minut pobytu v beztížném stavu, první spánek, nevolnost či nepravidelný srdeční rytmus... to už dnes nikoho nepřekvapí. Jedna výsada ale Germanu Titovovi kupodivu dodnes zůstala: Ve věku pouhých 25 roků se 6. srpna 1961 stal nejmladším kosmoplavcem. Přejeme mu šťastnou cestu mezi hvězdy!

Jiří Dušek
 

Hrozící katastrofa a jak jí čelit?

aneb Británie se zodpovědně chystá na srážku s asteroidem.

 Kolem Slunce krouží stovky tisíc asteroidů a komet. Některé z nich se mohou na svých drahách těsně přiblížit Zemi, či dokonce se s ní přímo střetnout. Taková srážka je sice velmi málo pravděpodobná, o to horší by však byly případné následky. Jen maličké těleso "tunguzského" rozměru tj. asi 70 metrů, může při svém dopadu zničit oblast rozlohou srovnatelnou s Washingtonem, či třeba českobudějovickým+českokrumlovským okresem. A taková tunguzská katastrofa se může pravděpodobně opakovat každých 250 let.

Přesto pro většinu veřejnosti jsou srážky kosmických těles se Zemí pouze záležitostí science-fiction, případně katastrofických hollywoodských velkofilmů. Pro vědce byly velmi zajímavou variantou chování těles ve sluneční soustavě. Jak se rozvíjel jejich systematický výzkum, a přibývalo objevů blízkozemních asteroidů a komet (Near Earth Objects -- NEOs) i geologických důkazů na Zemi v podobě dopadových kráterů, začaly snahy spojit tyto dva protichůdné pohledy. Byly podnikány hlavně ze strany astronomů s většími či menšími úspěchy. Jejich výsledkem byly zprávy pro americký Kongres z let 1992 a 1995, ustanovení Spaceguard Foundation v roce 1995 či prohlášení Rady Evropy v 1996.

Nejnovější iniciativou na tomto poli je vydání zprávy britské komise pro potenciálně nebezpečné blízkozemní objekty. Její ustavení vyhlásil lord Sainsbury, ministr pro vědu na začátku letošního roku a nyní vydala tříčlenná komise téměř šedesátistránkovou zprávu (660 Kb, pdf). Shrnuje současný stupeň poznání NEOs, rozsah hrozícího nebezpečí, i možnosti ochrany i současnou úroveň výzkumu. Konstatuje, že většina současného výzkumu NEOs připadá na USA. Z Evropy zmiňuje vlastně jen Spaceguard Foundation, kosmické sondy ESA, francouzské a německé projekty, teoretickou skupinu pro dynamiku NEOs v italské Pise a (jiho)českou Kleť.

Součástí zprávy je 14 doporučení pro britskou vládu. Prvních devět je "domácích" pro podporu výzkumu NEOs ve Spojeném království, dalších pět "mezinárodních" pro koordinaci aktivit v evropském měřítku. Zahrnují :

  • Vybudování 3-m dalekohledu pro hledání malých NEOs umístěného na jižní polokouli.
  • Data z dalekohledů s velkým zorným polem, ač pořizovaná pro jiné účely, denně (nočně) kontrolovat i za účelem hledání NEOs.
  • Angažovat se v Evropské kosmické agentuře, aby se jedním z cílů připravované družici GAIA stalo i hledání NEOs.
  • Vyčlenění 1-m Johannes Kapteyn dalekohledu na Kanárských ostrovech pro následná pozorování pro určení drah NEOs.
  • Jednat ohledně vymezení alespoň malého podílu pozorovacího času na vhodných dalekohledech, na nichž má Velká Británie podíl, pro spektroskopická pozorování NEOs.
  • Zkoumat spolu s dalšími partnery možnost vyslání malých kosmických misí k jednotlivým typům NEOs.
  • Spolu s Mezinárodní astronomickou unií a dalšími státy se podílet na financování Minor Planet Center, celosvětové centrály pro shromažďování dat, výpočty drah a koordinaci pozorování asteroidů a komet.
  • Podporovat mezioborové studie vlivů střetů s kosmickými tělesy na Zemi v příslušných britských i mezinárodních organizacích.
  • Zabývat se studiemi praktických možností pro zmírnění následků případné srážky a jak odklonit blížící se těleso.
  • Spolu s ostatními vládami i mezinárodními organizacemi vytvořit fórum pro jednání o vědeckých aspektech i možnostech obrany a zmírnění následků srážek s asteroidy a kometami, podobné např. mezivládnímu fóru o změnách klimatu.
  • Jednat s dalšími evropskými vládami o co nejlepším přispění k mezinárodnímu úsilí jak se vypořádat s NEOs, koordinovat evropské aktivity a být partnerem USA na tomto poli, to vše hlavně prostřednictvím ESA, ESO, ESF a EU.
  • Vláda by měla ustanovit zvláštní orgán, který se bude NEO zabývat.
  • Pro koordinaci NEO aktivit ve Spojeném království ustanovit British Centre for Near Earth Objects.
  • Jedním z nejdůležitějších úkolů tohoto centra by bylo poskytování přímých a srozumitelných informací jednak pro širokou veřejnost, pro média a pro parlament, vládu a úřady, na druhou stranu pak pro vědeckou komunitu.
Britská vláda si ponechává čas na odpověď do konce roku, a můžeme tedy být zvědavi, co z ambiciózních plánů bude schváleno. Možná máte nyní pocit, že se astronomové zbůhdarma zaplétají do diplomacie a politiky. Ale ti kdož jsou nejen astronomy, ale z nutnosti i "astronomickými úředníky" vědí, jak důležitý je pro práci kladný postoj nadřízených úřadů. Ono už to, že britský ministr pro vědu je ochoten se nebezpečím hrozícím ze srážky Země s asteroidem či kometou zabývat a předložit zprávu vládě je blýskáním na časy. Natož pokud prosadí, aby se možností srážek s asteroidem zabývala Evropská unie (vidíte, co nás všechno v EU čeká?). Zpráva je pro mne podporou (zatím alespoň morální) všem odborníkům, kteří se daným problémem zabývají a občas přitom jsou pouze podezíráni ze strašení lidí. A doufám, že dojde správné odezvy.
Jana Tichá
Zdroj: Observatoř Kleť
 

Žeň 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, že již vznikají nápady, jak pozorovat přirozené družice (měsíce) exoplanet. P. Sartoretti a J. Schneider oprášili 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 již snadno měřitelné 1 procento. Pokud má takový "exojupiter" větší družici, dostaneme další 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 níž obíhá exoplaneta s minimální hmotností 0,6 MJ v oběžné 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 RJ, což dává mimořádně nízkou hustotu exoplanety pouhou 1/5 hustoty vody v pozemských podmínkách! Další přechody exoplanety pozorovali R. Rebolo aj., R. Street aj., D. Charbonneau a T. Brown jakož i E. Poretti ještě v průběhu v listopadu. Zeslabení jasnosti hvězdy dosahovalo v průměru (0,025 +/- 0,004) mag a trvalo vždy až 3 hodiny. Odtud se podařilo určit sklon dráhy k rovině kolmé na zorný paprsek 87o a zpřesnit hodnotu oběžné periody na 3,52474 dne. Tak se navíc podařilo N. Robichonovi a F. Arenouovi zpětně dohledat 5 přechodů, zaznamenaných družicí HIPPARCOS mezi dubnem a listopadem 1991, potvrzujících pokles jasnosti hvězdy během úkazů o 2,3 %. Nejnovější měření přechodů W. Boruckim aj. ukázalo, že exoplaneta má rozsáhlou atmosféru, což vedlo k redukci poloměru vlastní planety a ke zvýšení 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, jež je doprovázena exoplanetou s minimální hmotností 3,9 MJ ve vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Autoři totiž tvrdili, že se jim podařilo 4,2m reflektorem WHT odhalit světlo exoplanety, odrážené od hvězdy směrem k Zemi, ale patrně šlo pouze o chybnou kalibraci přístroje.

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

Na počátku roku 1999 bylo již známo 18 exoplanet a další 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, že hvězda upsilon And je prvním případem mimosluneční planetární soustavy, což však 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 ovšem 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; spíše jde o nepravidelnosti rotace teprve 5 milionů let staré neutronové hvězdy.

G. Gonzales si všiml, že hvězdy ve slunečním okolí, u nichž již byly prokázány exoplanety, jsou vesměs bohatší na těžší prvky (tzv. kovy) v porovnání se Sluncem. Zatím nejrozsáhlejší 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. Předběžně našli už čtyři hvězdy, které mají každá alespoň dvě exoplanety. Rozmezí hmotností exoplanet, jež se většinou vyznačují velmi výstřednými drahami, začíná pod 1 MJ a sahá až k maximu kolem 10 MJ, kde už začínají hnědí trpaslíci. Koncem roku 1999 tak bylo celkem objeveno již 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) Mo a klasifikaci potvrdili objevem čar neutrálního lithia v jeho atmosféře. Stáří kupy se odhaduje na 1 až 5 milionů let. S. Leggett aj. zjistili na základě infračervené fotometrie z IRTF na Havaji, že prototyp hnědých trpaslíků Gl229B má hmotnost 25 MJ, efektivní teplotu 900 K a stáří 0,5 miliardy let. J. Kirpatrick aj. potvrdili pomocí spekter z Keckova teleskopu, že 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. Titíž autoři uvedli, že při "dvoumikronové" přehlídce 2MASS nalezli na ploše 371 čtverečních stupňů celkem 20 nových objektů spektrální třídy L, takže celkový počet rozpoznaných hnědých trpaslíků tak rázem stoupl čtyřikrát. J. Gizis aj. využili téže přehlídky k vyhledávání hnědých trpaslíků v otevřené hvězdokupě Hyády, jejíž stáří se odhaduje na 625 milionů let. Žádní hnědí trpaslíci však nalezeni nebyli, což svědčí o skutečném deficitu objektů s hmotností 0,06 až 0,08 Mo v této hvězdokupě.

G. Basri a E. Martín zjistili, že objekt PPl 15 v Plejádách je tvořen dvojicí hnědých trpaslíků s oběžnou dobou 5,8 dne, obíhajících po výstředné dráze s excentricitou 0,42 ve střední vzdálenosti 0,03 AU. Každá složka má hmotnost asi 65 MJ 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, což je zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Složky dvojhvězd jsou vždy stejně jasné a jejich minimální vzájemná vzdálenost se pohybuje v rozmezí 5 až 9 AU. Zdá se, že obdobné soustavy jsou ve vesmíru běžné; rozhodně je jisté, že alespoň třetina trpaslíků M vykazuje průvodce ve vzdálenostech 3 až 30 AU.

G. Fritz Benedict aj. hledali pomocí pointeru HST substelární průvodce u blízkých trpaslíků - Proximy Centauri (V645 Cen) a Barnardovy hvězdy, jejichž 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 MJ s oběžnou periodou >60 dne, kdežto u Proximy s hmotností >0,8 MJ s oběžnou periodou v rozmezí 1 až 1000 dne. Hmotnost Proximy Centauri činí 0,11 Mo.

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 až 22 MJ pro oběžné doby 0,75 až 3000 d a velké poloosy 0,008 až 2 AU. Nepotvrdili tak údajnou existenci průvodce ve vzdálenosti 0,4 AU od Proximy, jak naznačovaly ojedinělé snímky HST.

Loni přišel B. Hansen s názorem, že právě béžoví trpaslíci mohou představovat větší 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, že 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 až 60 Mo. V některých případech se z prstů již zrodily hvězdy, mladé 250 tisíc až 3 miliony let.

S. Stahler aj. studovali vznik hvězd s hmotnostmi 2 až10 Mo, 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, že Herbigovy hvězdy lze rozčlenit na typ HBe s hmotností přes 5 Mo, obklopené dutinami bez prachu a plynu, kdežto u typu HAe s hmotností pod 5 Mo 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 až 1,0 Mo 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 téhož autora rozpadem obřího molekulového mračna s hmotností 104 až 106 Mo, typickými rozměry 10 až 100 pc a teplotou 10 K na zárodečná hvězdná jádra vodíkových molekul. Poměrně protáhlá jádra dosahují hmotností několikanásobku Mo v oblasti o průměru 0,1 pc a hustoty až 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 Lo 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 Mo v horkých molekulových jádrech a ukázali, že fáze gravitačního smršťování trvá v tom případě více než 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, když odhalila tisíce mladých hmotných hvězd v mlhovině o lineárním průměru 185 pc. Hvězdy jsou ukryté v rozsáhlých prachoplynových obalech, takže nebyly pozorovatelné kamerou WFPC2, ale zato jsou vidět v infračerveném oboru. Je zřejmé, že v mlhovině (patří k ní i známá supernova 1987A) probíhá před našima 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 našima očima. Napočítali na 900 prahvězd o stáří do 2 milionů let s hmotnostmi v rozmezí 0,1 až 6 Mo. Ke vzniku hvězd začalo docházet teprve před řádově 107 lety a tempo vznikání se postupně zvyšovalo. Rané hvězdy třídy O o hmotnostech 30 až 50 Mo v konfiguraci typu Trapez tak dokázaly vyčistit své okolí až do vzdálenosti několika parseků. Na krychlový parsek tam dnes připadá 2.103 až 2.104 hvězd! Rané hvězdy spektrální třídy O jsou velmi často fakticky těsné (spektroskopické) dvojhvězdy.

Podobnou zárodečnou kupu představuje též mlhovina NGC 3603 v souhvězdí Lodního kýlu, vzdálená od nás 7 kpc, o úhrnné svítivosti 107 Lo. Obsahuje přinejmenším 6 velmi hmotných hvězd, každá s hmotností 50 Mo.

2.4. Hvězdná astrofyzika
T. Henry aj. ověřovali vztah hmota-svítivost pro dolní část linie hlavní posloupnosti v rozmezí hmotností hvězd 0,08 až 0,20 Mo pomocí měření z HST. Odvodili odtud pro rozhraní mezi hvězdami a hnědými trpaslíky kritickou hmotnost v rozmezí 0,074 až 0,082 Mo. F. Bakamura a M. Unemura studovali rozmezí hmotností hvězd III. populace (I. generace) a zjistili, že tyto hvězdy měly minimální hmotnost 3 Mo a maximální 16 Mo. M. Albrow aj. využili 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: béžoví trpaslíci. Jde o velmi málo hmotné bílé trpaslíky v rozmezí 0,1 až 0,3 Mo, na něž ročně dopadá "nekovový" materiál tempem 10-9 až 10-7 Mo. Pak je vnější atmosféra takových bílých trpaslíků opticky průhledná, což urychluje chlazení jejich povrchu a tudíž i snižování jejich zářivého výkonu.

Nyní přišel B. Hansen s myšlenkou, že skrytá hmota v okolí galaxií může být zčásti tvořena právě neviditelnými béžovými trpaslíky, což empiricky potvrzuje výskyt gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu, odhalený programem MACHO, který však loni bohužel skončil.

2.5. Osamělé hvězdy
H. Plets a C. Vynckier se zabývali tzv. fenoménem Vegy, což je výskyt prachových obálek kolem běžných osamělých hvězd, objevený poprvé družicí IRAS právě u Vegy. Obecným příznakem fenoménu je přebytek infračerveného záření v pásmu 60 mikrometrů. Z přehlídky IRAS vyplývá, že 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 družice ISO. Objevili je u 84 blízkých hvězd spektrálních tříd A až K a zjistili, že se vyskytují jen u těch hvězd, jejichž stáří nepřesahuje 300 až 400 milionů let. Autoři soudí, že zánik prachových disků souvisí se vznikem planet v okolí mateřské hvězdy. Tak např. náš Edgeworthův-Kuiperův pás měl zpočátku hmotnost kolem 40 MZ v podobě prstence rozptýleného prachu, ale postupně prakticky zmizel zhruba v průběhu 600 milionů let.

I. Heinrichsen aj. zkoumali pomocí měření infračervené družice ISO podrobně proslulý prachový disk kolem hvězdy beta Pictoris. Poloměr disku výrazně závisí na použité vlnové délce, takže zatímco na 25 mikrometrech činí jen 84 AU, na 60 mikrometrech dosahuje plných 140 AU. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje až 10-7 Mo, tj. asi dvojnásobek hmotnosti našeho Měsíce. Skládá se z nepatrných prachových zrníček o rozměrech od 1 mikrometru až 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, což značí že beta Pic je mezi nimi prakticky nejmladší. Právě pro mladé hvězdy je fenomén Vega běžný.

P. Tuthill aj. studovali Wolfovu-Rayetovu hvězdu WR104 v souhvězdí Střelce pomocí metody aperturního maskování u Keckova dalekohledu. Ačkoliv šlo o hvězdu 13 mag, docílili tak skvělého úhlového rozlišení 0,02" (pětkrát lepší než HST!). Zjistili, že z povrchu hvězdy uniká prach po spirálových drahách. J. Monnier využil mapování povrchu veleobra VY CMa toutéž 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 Lo při hmotnosti 25 Mo a povrchové teplotě 2,8 kK. Hvězda ročně ztrácí 2.10-4 Mo, ale ani to nestačí, aby se vyhnula gravitačnímu zhroucení a výbuchu jako supernova již 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 zjištěny 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, jež 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 větší než tomu bývá při erupcích na Slunci! Na jeho povrchu se vyskytuje obrovská eliptická tmavá skvrna o rozměrech os 20x12 Ro.

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

D. Figer aj. studovali pomocí HST NICMOS mateřskou hvězdu nedávno nalezené Pistolové mlhoviny v blízkosti centra Galaxie. Infračervená pozorování prokazují, že mlhovina byla vyvržena z velmi hmotné mateřské hvězdy o rekordní svítivosti 4 MLo (dosud éta Car -- 3 MLo) ve dvou epizodách před méně než 10 tisíci lety. Mlhovinné obaly pak byly ionizovány zářením okolních horkých hvězd v kupě Kvintuplet. Celkem tak hvězda ztratila plných 10 Mo, což je rovněž 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, že při výpočtech vývoje těsných dvojhvězd pomocí Rocheova modelu dostáváme soustavně nesprávné údaje pro fáze přenosu látky mezi složkami, jelikož Rocheův model je jednorozměrnou aproximací fakticky trojrozměrného problému. Huang si vybral modelovou soustavu s hmotnostmi složek 9 a 6 Mo a zjistil, že přesný trojrozměrný výpočet znamená, že přenos látky v příslušné fázi vývoje těsné dvojhvězdy začíná dříve a trvá rovněž déle, než podle Rocheova modelu.

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

A. Richichiová aj. pokračovali v hledání těsných dvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem a nalezli dalších 20 podvojných systémů s úhlovými vzdálenostmi 0,01 až 0,57", čímž 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 ploše 2,4 čtverečního stupně. Katalog obsahuje zákrytové jasnější než 20 mag s periodami v rozmezí 0,3 až 200 dnů a je velmi homogenní a z 80 % úplný. Proto jej lze využít jak k určení vzdálenosti celé galaxie tak i ke stanovení absolutních rozměrů složek dvojhvězd a jejich teplot s vynikající přesností několika málo procent. Statistické studie těsných dvojhvězd vedly už před několika desítkami let k objevu dvou efektů, jejichž fyzikální příčina není dodnes jasná: v roce 1908 zjistil J. M. Barr, že v souboru 30 spektroskopických dvojhvězd převažují polohy periastra poblíž nejvzdálenějšího bodu oběžné dráhy při pohledu ze Země. V polovině století pak ukázali O. Struve a J. Sahade, že spektrální čáry sekundárních složek těsných dvojhvězd se zeslabují, když se od nás tyto složky následkem oběžného 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, což je zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Dvojhvězdy se nacházejí ve vzdálenostech 18 až 26 pc od nás a jejich stejně svítivé složky jsou 5 až 10 AU od sebe, takže patrně jde o naprosto běžné systémy. V průměru asi 35 % trpaslíků třídy M má své hvězdné průvodce, vzdálené 3 až 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 až 4 roky a ultrafialové záření horké složky dvojhvězdy o povrchové teplotě 22 kK vykazuje proměnnost s periodou 5,52 roku, což je oběžná doba soustavy. Složka 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 nejjasnější za posledních 130 let a největší za posledních 50 let, když dosáhla vizuální hvězdné velikosti 5,2. Podle C. Sterkena aj. však nedošlo k výbuchu hvězdy. R. Schulteová-Ladbecková aj. soudí, že takový výbuch se odehrál počátkem 19. stol., kdy hvězda vyvrhla 2,5 Mo látky, z níž vznikl zmíněný Homunculus.

Podle R. Humphreysové aj. došlo koncem 19. stol. k dalšímu výbuchu, podobně jako u Pistolové hvězdy. K. Davidson aj. uvádějí, že během roku 1998 vzrostla jasnost éta Car v širokém spektrálním pásmu zhruba dvakrát, zatímco Homunculus se zjasnil o 30 %, což způsobilo odpaření části prachu v mlhovině. Hvězda je fakticky velmi nestabilní již od počátku 18. století. Největší výbuch se odehrál mezi lety 1837-1860 a zopakování úkazu je nyní dost pravděpodobné. N. Langer aj. tvrdí, že hmotnost hlavní složky éta Car činí až 35 Mo, a že během svého vývoje ztratí až 80 % původní hmoty, takže fáze LBV předchází fázi hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Počátkem září 1999 sledovala hvězdu rentgenová družice Chandra a nalezla tam horký centrální zdroj o teplotě 60 MK a podkovovitý vnější prsten o teplotě 3 MK. Konečně K. Išibaši aj. se zabývali ověřením domněnky o dvojhvězdné povaze tohoto jedinečného objektu na základě pozorování rekurentního rentgenového záření v soustavě, jejíž oběžná perioda 5,52 roků je dobře potvrzena za předpokladu, že druhá složka 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 totiž ukázaly, že během XX. stol. zákryty přinejmenším dvakrát vymizely a opět naskočily (1899-1918 a 1963-1986). Autoři to vysvětlují hierarchickou vícenásobností složitého systému, jenž je především vizuální dvojhvězdou, jehož jasnější složka je sama minimálně trojhvězdou. V trojici se nachází těsná zákrytová dvojhvězda s oběžnou periodou 3,8 dne a vzdálená třetí složka třídy K (nebo snad bílý trpaslík?) s oběžnou dobou 99,3 dne. Jelikož oběžné 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 můžeme je znovu čekat kolem roku 2030.

P. Tuthill aj. využili na jaře 1998 metody aperturního maskování u Keckova teleskopu k opakovanému infračervenému zobrazení těsné dvojhvězdy WR104, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a složky třídy OB. Objevili tak krásnou Archimedovu spirálu prachu, vyvěrající ze složky OB rychlostí 1600 km/s a obtékající celý systém s periodou 220 dnů. Prachová spirála vzniká srážkou hvězdných větrů složek 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 oběžná doba složek o hmotnostech 55 a 21 Mo činí 80,3 dne. D. Pourbaix aj. spočítali nové elementy nejbližší 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; oběžnou dobu 79,9 roků; sklon dráhy 79,1o a hmotnosti složek 1,16 a 0,97 Mo. Stáří soustavy odhadli na 2,7 mld. let. Titíž autoři studovali také zákrytovou dvojhvězdu gama Per = HD 18925, jež má ve spektru čáry obou složek sp. tříd G8 III a A3 V o hmotnostech 3,1 a 2,0 Mo. Nejbližší zákryt složek proběhne v roku 2005.

Při úplné fázi zákrytu primární složky 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. Složky mají hmotnosti 3,25 a 0,8 Mo; poloměry 3,0 a 3,3 Ro a zářivé výkony 149 a 6 Lo. Poloosa dráhy dosahuje hodnoty 0,067 AU při oběžné 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 složka sp. třídy B má hmotnost 8 Mo, kdežto průvodce sp. třídy M pouze 2,5 Mo. Je to polopravidelná proměnná hvězdy s amplitudou změn jasnosti 0,3 mag, jež vyplňuje Rocheův lalok pouze v okolí periastra. Soustava vykazuje značnou výstřednost e = 0,35 a látka mezi složkami přetéká pouze kolem periastra tempem až 4.10-4 Mo/rok.

G. Torres aj. určili velmi přesné elementy zákrytové a dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy V364 Lac s oběžnou periodou 7,3 d a výstředností dráhy 0,29 o stáří 620 milionů let. Rotace primární složky je vinou velké výstřednosti dráhy synchronizována s oběžnou 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 složek činí 2,33 a 2,30 Mo; jejich poloměr 3,31 a 2,98 Ro, 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 Mo; poloměrech 1,80 a 1,58 Ro a efektivních teplotách 6,2 kK. Systém obsahuje navíc třetí složku o hmotnosti 1 Mo, poloměru 0,9 Ro 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 družice HIPPARCOS. Vyšlo jim, že bod je o 0,28 mag jasnější, než při předešlém rozboru téhož pozorovacího materiálu zjistili J. Fernley aj., což dává větší 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 Ro a povrchová teplota 2300 K. Hvězda ročně ztrácí až 10-6 Mo.

2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné
Těsně před koncem roku 1998 se objevila nova v Malém Magellanově mračnu, jež počátkem ledna 1999 dosáhla V = 13,5 mag, ale o dva měsíce později byla už 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 další nova s maximem 16,8 mag, následována novou 17,0 mag koncem srpna. V trpasličí nepravidelné galaxii NGC 6822, jež patrně patří do Místní soustavy galaxií, byla 23. června objevena nova, jež dosáhla 17,3 mag. V satelitu galaxie v Andromedě NGC 205 (M110) se 17. srpna podařilo objevit novu, jež dosáhla 17,5 mag. Koncem dubna se objevil podivný objekt v galaxii NGC 3198, jenž dosáhl absolutní hvězdné velikosti -12 mag, což je příliš mnoho na novu, ale příliš málo na supernovu.

Vzápětí objevil M. Jamamoto galaktickou Novu Sgr 1999 (V4444 Sgr), jež 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 10h 44m -52 25o, jež ještě týž den dosáhla maxima V = 2,6 a stala se tak jednou z nejjasnějších 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 již asi den před Williamsovým objevem. Spektroskopie prokázala silné emise v ultrafialovém, optickém i infračerveném pásmu, rychlost rozpínání obalů 2400 km/s a příslušnost k typu ONeMg, podobně jako poslední jasná nova na severní polokouli (V1974 Cyg z roku 1992). Nova po maximu rychle slábla, takže již 5. června přestala být očima viditelná. V maximu vydávala dle měření družice BeppoSAX rentgenový zářivý výkon až 5.1026 W, ale ještě 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 19h 08m +12 31o, jejíž obaly se rozpínaly rychlostí 3400 km/s. D. Moro aj. nenašli předchůdce do mezné hvězdné velikosti 21 mag, takže rozkmit činil více než 12 mag. Také tato nova patřila k velmi rychlým, neboť počátkem srpna zeslábla již 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, jež však počátkem září klesla na 10 mag a v polovině listopadu na 11 mag. Konečně 1. prosince nalezl A. Pereira Novu Aquilae 1999 č. 2 (V1494 Aql) v poloze 19h 23m +4 57o jako objekt 6,9 mag, jež o dva dny později dosáhla maxima 4,1 mag, když před vzplanutím se jevila jako hvězdička 16 mag. Již 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, že 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 jakož i zakázané čáry vysoce ionizovaného Ca a Si. S. Lépine aj. oznámili, že 25. února 1999 se znovu zjasnila rekurentní nova U Sco, která předtím vybuchla v letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Ačkoliv jde o nejkratší intervaly mezi rekurentními novami, je jisté, že některá vzplanutí v mezidobí nebyla zpozorována. Koncem února 1999 dosáhla maxima 7,6 mag, tj. amplituda zjasnění dosáhla 10 mag. Spektroskopie pomocí STIS HST umožnila první přímé měření zrychlení obálky, jež činí 4,1 m/s2. Koncem března 1999 přešlo spektrum do nebulární fáze. Podle U. Munariho aj. jde o zákrytovou soustavu s periodou 1,23 dne. Spektroskopicky se nový výbuch podobal předešlému z roku 1987, když rychlost rozpínání obálky klesla za 23 dnů z 10000 km/s na 4000 km/s. P. Kahabka aj. zjistili z pozorování rentgenové družice BeppoSAX, že 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, což 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, že přivrácené polokoule sekundární složky -- červeného trpaslíka o povrchové teplotě jen 3 kK je bílým trpaslíkem ohřívána na 8 kK, což je zatím nejlepší příklad takového ozařování. Z měření dále vyplývá, že během příštích asi 280 let toto přídavné ohřívání skončí, což je důkazem ochlazování bílého trpaslíka. Podobný efekt byl objeven u starých nov DN Gem (1912) a WY Sge (1783) jakož i pro "neonovou" novu V1974 Cyg (1992). S. Wanajo aj. studovali nukleosyntézu v novách typu ONeMg a zjistili, že příslušní bílí trpaslíci mají mít hmotnost kolem 1,1 Mo, což souhlasí s pozorováním novy V1974 Cyg, a že při výbuchu odvrhnou více než 10-4 Mo. Spatřují zde i zrod krátkožijícího radionuklidu 26Al v naší Galaxii.

M. Oriová se věnovala rentgenovým pozorováním optických a rekurentních nov. Ukázala, že odtud plyne typická konfigurace příslušné těsné dvojhvězdy, skládající se z bílého trpaslíka a hvězdy hlavní posloupnosti a hmotnosti podobné Slunci. Oběžné doby soustav se pohybují v intervalu 2,5 až 8 hodiny a amplitudy zjasnění v rozmezí 8 až 15 mag pro klasické novy; rozkmit pro rekurentní novy je nižší. Během výbuchu se uvolní energie 1037 až 1039 J díky překotné termonukleární reakci na dně akreované vodíkové slupky bílého trpaslíka. Na rozdíl od supernov nevzniká po výbuchu rázová vlna, nýbrž intenzívní hvězdný vítr, řízený tlakem záření z bílého trpaslíka. Po výbuchu má povrch trpaslíka teplotu až 0,25 až 10 MK a září s výkonem řádu 1031 W převážně v měkkém rentgenovém pásmu. Není vyloučeno, že akrece vodíku z hvězdy hlavní posloupnosti na bílého trpaslíka pokračuje po výbuchu novy bez přerušení, takže 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 až 30 let. Sekundární složkou soustavy je v tomto případě hvězdný obr a oběžné doby v soustavách se blíží 1 roku. S. Balmanová a H. Ögelman uveřejnili výsledky rentgenových měření z družice ROSAT pro slavnou jasnou Novu Persei 1901. Je to první případ, kdy bylo v pásmu 0,1 až 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 Mo 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 Mo. Složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě větší než 200 let. Mirida dodávala na povrch bílého trpaslíka látku tempem 10-7 Mo/rok. K předešlému vzplanutí došlo v roce 1894. Podobně A. Richards aj. zkoumali pomocí radiointerferometrů MERLIN a VLA symbiotickou novu HM Sge, vzdálenou od nás 1,0 kpc, jež vzplanula roku 1975, když se zjasnila o 6 mag a od té doby zůstala v maximu. Chladná složka dvojhvězdy o povrchové teplotě jen 3 kK vykazuje pulsace s periodou 523 dne a druhá horká složka 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 oběžnou periodu 956,5 d, přičemž největší amplitudu vykazuje křivka v oboru U.

J. Sokoloski a L. Bildstein zjistili, že také známá symbiotická dvojhvězda Z And obsahuje bílého trpaslíka o hmotnosti 0,65 Mo se silným magnetickým polem nad 10 T. Přesná fotometrie odhalila oscilace trpaslíka s periodou 28 min a sklon oběžné roviny 47o při oběžné době 759 dní. B. Judin pozoroval infračervenou světelnou křivku symbiotické miridy V407 Cyg a odvodil tak periodu 745 d, přičemž pokles jasnosti během pulsací přesahuje 3 mag a mirida ročně ztrácí 5.10-7 Mo látky. R. Coradi aj. dokázali zobrazit mlhoviny, obklopující symbiotické miridy He2-147, HM Sge a V1016 Cyg, jejichž 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. vyzkoušeli 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 všude tam, kde jsou magnetické siločáry vodorovné. Rozložení Mg po povrchu se odlišuje a tak všechno svědčí o tom, že chemické anomálie jsou vyvolávány magnetickou difúzí. J. Budaj ukázal, že fyzikální vlastnosti dvojhvězd se složkami třídy Ap jsou závislé na elementech oběžné dráhy, tj. chemická pekuliarita i magnetické pole se snižují s rostoucí výstředností dráhy a delší oběžnou dobou. Existuje též 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, že objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž se prozradil výbuchem v roce 1996, vykazuje rychlý vývoj, aniž by to ohrozilo existenci hvězdy. D. Pollaco zjistil, že objekt je obklopen planetární mlhovinou starou nanejvýš 24 tisíc let o průměru 1,4 pc při vzdálenosti zhruba 6,5 kpc. Hmotnost bílého trpaslíka činí asi 0,7 Mo. F. Kerber aj. určili jeho teplotu na 95 kK a ve spektru mlhoviny odhalili deficit vodíku, který narůstá, jak se během vzplanutí tvoří stále další těžší prvky. Pokles jasnosti hvězdy je vyvolán tvorbou molekul a prachu v okolí chladnoucího bílého trpaslíka. Titíž autoři zpracovali také infračervená měření soustavy na družici ISO, vykonaná v průběhu jednoho roku počínaje únorem 1997. Za tu dobu stoupl infračervený zářivý tok soustavy o celý řád, což vysvětlují tvorbou horkého prachu v okolí hvězdy, jež takto ročně ztrácí až 10-7 Mo. 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, avšak bohatá na prach, v němž 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 jakož i infračervené spojité spektrum, odpovídající teplotě prachu pouze 1,1 kK. Je už jisté, že jsme v tomto případě očitými svědky závěrečného héliového záblesku, vyplývajícího z teorie hvězdného vývoje, což ve hvězdě výrazně mění poměr vodíku k lithiu díky Cameronově-Fowlerově termonukleární reakci. Je to také patrně první případ, kdy se před našim očima hvězda mění na proměnnou typu R CrB. Obdobné héliové záblesky předtím zřejmě prodělaly nova Aql 1919 č. 2 (V605 Aql) a FG Sge. Všechny 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 nejpodrobnější snímek pověstné prstencové mlhoviny M57 v Lyře pořídil koncem roku 1998 HST. Tak se ukázalo, že při vzdálenosti 600 pc činí průměr této planetární mlhoviny 0,3 pc, přičemž prostorově jde o válec s osou směřující k Zemi. R. Henry aj. studovali rozměrnou (úhlový průměr 16o) planetární mlhovinu Hlemýžď (Helix) = NGC 7293, jež je od nás vzdálena 213 pc a jejíž centrální hvězda má teplotu 120 kK a svítivost 100 Lo. Předchůdce bílého trpaslíka měl hmotnost 6,5 Mo a samotná mlhovina obsahuje více než 0,3 Mo. 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 úspěšná trigonometrická měření vzdálenosti planetárních mlhovin, pro něž pak vycházejí úctyhodné vzdálenosti 0,77, 1,9 a 3,3 kpc. To má zásadní význam pro kalibraci vzdálenosti planetárních mlhovin, jež tradičně slouží k určování vzdáleností význačných rysů v naší 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 až 100 kT; přesto však magnetičtí bílí trpaslíci tvoří jen několik málo procent obecné populace bílých trpaslíků. Jejich nejnovější katalog sestavili G. McCook a E. Sion s údaji o 2249 kompaktních objektech. B. Hansen propočítal délku chladnutí bílých trpaslíků (do jejich relativní neviditelnosti, když se stanou tzv. černými trpaslíky) v Galaxii a vyšlo mu rozmezí 6 až 11 mld. let pro bílé trpaslíky v galaktickém disku a 7,5 až 11 mld. let pro trpaslíky v galaktickém halu. Odtud pak dle autora vyplývá, že skrytou hmotu v Galaxii nemusí tvořit pouze temná hmota, ale zčásti i tyto staré -- fakticky vyhaslé -- hvězdné pozůstatky, které prostě září příliš málo. K témuž závěru dospěli i S. Hodgin aj., kteří studovali infračervené spektrum bílého trpaslíka WD0346+246 v souhvězdí Býka. Hvězda o poloměru 0,012 Ro a hmotnosti 0,65 Mo má povrchovou teplotu 3,5 kK a svítivost 2.10-5 Lo, což je důkaz, že jde o pozůstatek staré hvězdy II. populace, náležející do galaktického hala.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
Neuvěřitelné štěstí potkalo F. Manucciho a A. Ferraru, když zjistili, že na snímku Hubblova hlubokého pole HDF-N z prosince 1995 se nachází supernova typu Ib s kosmologickým červeným posuvem z = 0,95, jejíž jasnost se během souhrnné 8,5-denní expozice snížila v oboru I o 0,9 mag, ale nezměnila v oboru B. Během následujících 2 let její jasnost neustále klesala. Další supernovu 26 mag v témže 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, přičemž 4 z nich mají červený posuv z > 1 a rekord přehlídek nyní drží supernova 1999fv, jejíž 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, že 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 totožnosti se zábleskovým zdrojem záření gama GRB 980425. V březnu a červnu 1999 její optická jasnost stále exponenciálně klesala tempem 1,5 až 1,7 mag za 100 dnů, takže 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 družice Chandra a určila tak rentgenový zářivý výkon supernovy na řádově 1031 W. Navzdory tomu však aparatura VLA v Socorru neodhalila v téže době žádné rádiové záření supernovy, což 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 téže soustavě byly pozorovány supernovy 1926A, 1961I a 1964F. Nejlépe studovanou supernovou typu Ic je podle E. Barona aj. supernova 1994I, jež vzplanula koncem března toho roku ve známé Vírové galaxii M51 v Honicích psech. J. Millardová aj. tvrdí, že v jádře této supernovy se před výbuchem stačil vytvořit pouze uhlík a kyslík, což 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. využili supernovy 1998bu třídy Ia v galaxii M96 (NGC 3369) ve skupině galaxií Leo I ke kalibraci vzdálenosti galaxie, určené nezávisle pomocí cefeid. Autoři tvrdí, že takto stanovené vzdálenosti mají chybu pouhých 5 %; bohužel zatím známe jen 4 galaxie, kde v moderní době vzplanuly supernovy Ia, a kde současně můžeme měřit světelné křivky cefeid. Výsledkem je přirozeně velmi přesná hodnota Hubblovy konstanty Ho rozpínání vesmíru, jež odtud vyplývá:

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

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

Q. Wang zjistil na základě rentgenových pozorování družice ROSAT, že 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 až 260 pc, obsahujících velkou energii v podobě rázových vln ze supernovy. Z 93 pozůstatků totiž nejméně 51 vykazuje měřitelné rentgenové záření a jejich stáří činí v průměru 1 milion let. Autor odtud usuzuje, že jde o pozůstatky po výbuších hypernov, kdy se hmotná hvězda rázem zhroutí na černou díru, a jež se od supernov liší asi o řád vyšším 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, že mračna ionizovaného vodíku v této galaxii jsou v průměru větší a zářivější než proslulé mračno kolem hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu, kde vzplanula supernova 1987A.

Pozůstatek této nejbližší supernovy století je čím dál ostřeji sledován, když se ukázalo, že zcela podle předpovědi začíná rázová vlna výbuchu dohánět mnohem pomalu se rozpínající plynný obal původního veleobra, což vede ke zjasnění takto postižených uzlíků v obalu. Na snímku HST z počátku ledna 1999 je patrné, že 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 však téměř určitě není splněn, neboť prsten jeví zřetelnou nesouměrnost jak v optickém tak i radiovém spektrálním pásmu. Supernova též posloužila jako svérázný světlomet, ozařující intergalaktický prostor mezi Velkým Magellanovým mračnem a pozorovatelem na Zemi, což se zvlášť dobře projevuje na výskytu Dopplerově posunutých složek ultrafialových spektrálních čar C, Mg, Al, Si, P, Cl, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni a Zn ve spektrech z družice IUE. Tak lze získat trojrozměrnou představu o struktuře mezihvězdného a intergalaktického prostředí a navíc se tak potvrdilo, že tzv. metalicita (tj. zastoupení prvků těžších než hélium) Velkého Magellanova mračna jež téměř dvakrát nižší než metalicita Galaxie. Z pozorování družice ISO vychází podle P. Lundqvista aj., že 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 družice RXTE v pásmu energií 0,5 až 100 keV. Mlhovina W50 patří svými úhlovými rozměry 2 x 1o k největším pozůstatkům po supernově v celé Galaxii a dvojhvězda SS 433 s oběžnou dobou 13,1 d a protilehlými výtrysky plynu s rychlostí 26 % rychlosti světla se nachází prakticky v centru mlhoviny. Díky výtryskům víme, že rotační osa kompaktní složky vykonává precesní pohyb s periodou 163 dnů a vrcholovým úhlem 40o. Nyní se ukázalo, že výtrysky souvisejí s tvarem mlhoviny, což se projevuje mj. netepelným synchrotronovým rentgenovým zářením v mocné rázové vlně -- tj. při srážce výtrysků s obálkou po supernově. Podle všeho 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 totiž koinciduje s měkkým zábleskovým zdrojem záření gama (magnetarem) SGR 1627-41 ve Štíru. Ve směru zorného paprsku k nám se nachází celkem 8 obřích molekulových mračen a tak lze ukázat, že zábleskový zdroj interaguje s mračnem, jež 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 využili obří anténní soustavy VLA k podrobnému pozorování pozůstatku po Keplerově supernově (3C-358) z roku 1604 v Hadonoši. Tak se jim podařilo zúžit meze vzdálenosti supernovy na interval 4,8 až 6,4 kpc. K. Kinugasa a H. Cunemi studovali v říjnu 1993 týž pozůstatek v rentgenovém pásmu 0,5 až 10 keV pomocí japonské družice ASCA. Obdrželi vzdálenost cca 4 kpc a rychlost rozpínání rentgenových uzlíků 200 km/s. J. Hughes porovnal tyto výsledky se staršími měřeními družice ROSAT před 5,5 lety a Einstein před 17,5 lety. Zjistil tak, že rentgenová vlákna v mlhovině se rozpínají dvojnásobnou rychlostí v porovnání s rádiovými měřeními rozpínání, což nasvědčuje volnému pohybu prázdným prostorem, a to pak asi znamená, že Keplerovu supernovu máme klasifikovat jako typ II.

Nová družice Chandra zkoumala koncem září Krabí mlhovinu, jež 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 něhož se do plynného obalu přenáší zářivá energie z centrálního pulsaru. Kolmo na spirálovitý prsten jsou pozorovány jasné výtrysky, jež jsou namířeny ve směru prostorového pohybu pulsaru. M. Amenomori aj. zjistili tibetskou aparaturou pro studium energetického kosmického záření, že Krabí mlhovina vysílá souběžně také záření gama s energiemi až desítek TeV, čímž 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 Cambridži na frekvenci 151 MHz. Mlhovina je pozůstatkem poněkud tajemné supernovy, která vybuchla někdy ve druhé polovině 17. století, ale tehdejšími astronomy nebyla vůbec zaznamenána, ačkoliv jde ještě dnes o vůbec nejjasnější radiovou mlhovinu na obloze -- byla objevena jako první mimosluneční radiový zdroj již roku 1949. Ze změřeného tempa rozpínání vychází dolní mez jejího stáří na 300 roků. K. Stankevič aj. tvrdí, že z tempa rozpínání 5290 km/s a současného poloměru mlhoviny 1,7 pc plyne, že supernova vybuchla přesně roku 1680. M. Wright aj. studovali tentýž pozůstatek pomocí VLA v pásmu 28 až 87 GHz a odvodili tak jeho vzdálenost na 3,4 kpc.

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

Družice Chandra při prvních pokusných záběrech sledovala úspěšně 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 blíží 10 MK.

R. Fesen aj. našli předloni pozůstatek po supernově 1885 v galaxii M31 v Andromedě, jenž se jeví v siluetě proti centrální výduti galaxie jako temný disk o průměru 0,7", takže 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 žádné pozorování prostým okem -- byla objevena E. Hartwigem v Dorpatu v Estonsku dalekohledem, ale dopis o objevu se bohužel vinou zlotřilého místního poštmistra, jenž odlepoval a znovu prodával dražší 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 netušil, že jde o supernovu; tehdy se vědělo jen o mnohem méně zářivých klasických novách, což následně oddálilo rozpoznání povahy spirálních mlhovin o plných 40 let.) Ze spektrálního rozboru čar v obálce se nyní podařilo určit chemické složení a hmotnost jednotlivých složek vyvrženého materiálu, jenž obsahuje mj. neutrální a ionizované železo a vápník, což dokazuje, že šlo 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 umožnilo revidovat vzdálenost pozůstatku Vela X na pouhých 250 pc, dvakrát blíže než se dosud soudilo. W. Blair aj. z pozorování vlastních pohybů v pozůstatku pomocí HST tvrdí, že však jde jen o dolní mez skutečné vzdálenosti objektu. Titíž autoři odvodili obdobně z pozorování pohybů plynných vláken revidovanou vzdálenost 440 pc (dosud se udávalo 770 pc) pro známou smyčkovou mlhovinu v Labuti, jež je rovněž pozůstatkem po supernově, která prý vybuchla před pouhými 5 tisíci lety (dosud se udávalo stáří 18 tisíc let).

Podle P. Dragiceviche aj. vzplanou v naší Galaxii asi 2 supernovy za 100 let, takže se nemůžeme divit, že od roku 1604 jsme ještě nepozorovali žádnou supernovu očima, ale už je to opravdu na spadnutí!

M. Reinecke aj. propočítali termonukleární výbuch bílého trpaslíka z uhlíku a kyslíku, jenž dosáhl Chandrasekharovy meze 1,39 Mo a stává se supernovou Ia. I. Hachisu aj. ukázali, jak vznikne supernova třídy I v symbiotické dvojhvězdě, složené z bílého trpaslíka a červeného obra. Silný hvězdný vítr z bílého trpaslíka vede totiž ke zvýšení přetoku látky z červeného obra na bílého trpaslíka, čímž se zvýší hmotnost bílého trpaslíka na Chandrasekharovu mez. Jelikož tento hvězdný vítr odnáší moment hybnosti ze soustavy, vzniká z původně širokého hvězdného pár velmi těsná dvojhvězda, což 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 složky dvojhvězdy. Pokud je tímto průvodcem hvězda hlavní posloupnosti, ztratí 0,16 Mo své hmoty díky rozpínající se obálce supernovy. Pokud je průvodcem červený obr, činí ztráta dokonce 0,54 Mo, čili většinu vnějších obalů hvězdy. Směrem odvráceným od výbuchu vzniká za sekundární složkou chvost vyvrženého materiálu a náraz obálky na průvodce mu udělí přídavnou prostorovou rychlost 50 až 90 km/s. Svítivost průvodce vzroste až na 5 kLo.

(pokračování)

Věnováno památce vynikajícího pozorovatele Observatória na Skalnatom Plese Milana Antala (1935-1999) z Piešťan, 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
 

Chandra hledá černé díry

Kdo by nikdy neslyšel o fenoménu černých děr? Když už je nepovažuje za prosté gravitačně zkolabované hvězdy, tak je zná alespoň z různých sci-fi coby brány do jiné dimenze nebo nástroje pro cesty časem. Ale jak se vlastně hledají černé díry? A jsou vůbec černé?

 Černé díry jsou fenoménem, který je již delší dobu odborníky přijímán jako samozřejmost. Vesmír bez černých děr by byl něco jako francouzské brambory bez pepře. Je jich sice málo, ale bez nich to není ono. Jde skutečně o gravitačně zhroucené hvězdy, které byly původně natolik hmotné (více než osm Sluncí), že na konci života nevydržely gravitační tlak a zhroutily se do velmi malého tělesa -- černé díry. Jejich "rozměr" je pak dán tzv. schwarzschildovým poloměrem, který vychází pouze z původní hmotnosti hvězdy. Pro Slunce například činí tři kilometry, pro Zemi asi devět milimetrů.

Dovedete si představit, jaké asi musí v černé díře vládnout poměry, když by se měla celá velká Země (s vámi nebo bez vás, to už je zanedbatelné) vtěsnat do podobné kuličky, s jakou se děti snaží na jaře trefit do důlku?

Černým děrám dal pojmenování v roce 1968 profesor A. Wheeler, čímž velmi elegantně vyjádřil jejich dvě základní vlastnosti -- a totiž, že jsou to díry, protože co se ocitne v blízkosti, stane se jejich součástí a už nikdy se nevrátí zpět a jsou černé, protože gravitace je tu tak silná, že z ní neunikne ani světlo. Ale jak tedy víme o jejich existenci?

Šanci odhalit černou díru máme jen v případě, že je součástí vícenásobného systému. V takovém případě ze svého hvězdného kolegy vysává látku, která pak vytváří kolem černé díry akreční disk. Ten ale pořád ještě pozorovat nemůžeme. Látka v akrečním disku padá po spirále k nenasytnému jícnu černé díry. Cestou rotuje a zahřívá se na vysokou teplotu, takže vyzařuje rentgenové záření, které již můžeme registrovat.

Až donedávna astronomové objevovali tímto způsobem jen dva druhy černých děr -- buď černé díry s hmotností řádově srovnatelnou s hmotnostmi hvězd, nebo obří černé díry, které jsou řádově milionkrát hmotnější, než Slunce. Ty první vznikají již dříve popsaným způsobem při explozích supernov, ty druhé se nacházejí typicky v centrech galaxií a tvoří gravitační centra těchto hvězdných ostrovů.

Podle našich představ by přitom měly existovat černé díry i mezi dvěma uvedenými extrémy, dlouhou dobu se však takové zástupce nalézt nepodařilo. Po několika náznacích se však na tuhle "váhovou" kategorii narazilo asi 600 světelných let od centra galaxie M 82. Nikoho určitě nepřekvapí, že klíčovou roli přitom sehrála rentgenová observatoř Chandra. Nalezená černá díra je přinejmenším pětsetkrát hmotnější než naše Slunce a není větší než Měsíc.

Otázkou zůstává, jak může černá díra takovéto velikosti vůbec vzniknout. Snad by to šlo gravitačním kolapsem "hyperhvězdy" nebo spojením více černých děr, možná jde ale o výsledek zcela jiných procesů.

"Taková černá díra by se mohla klidně uhnízdit v centru galaxie a stát se pak supermasivní černou dírou tak, jak je známe," komentoval objev dr. Hironori Matsumoto z Massachusetts Institute of Technology. Existence černé díry "střední hmotnosti" v galaxii M 82 vyplývala již z předchozích pozorování kosmických observatoří, avšak teprve snímky z Chandry s vysokým rozlišením daly vědcům prakticky jistotu. Jiné vysvětlení pozorovaného jevu, než že objekt je černou děrou, je totiž nepravděpodobné. Astronomové každopádně doufají, že tento důkladné prozkoumání objevu poopraví a doplní teorii vývoje hvězd.

Michal Švanda
Zdroj: Chandra News a další
 

Astronomický víkend v Ostravě

Již po osm let se každé září koná na půdě ostravského planetária a hvězdárny Astronomický víkend určený všem zájemcům o astronomii a kosmonautiku. Tento rok byl věnován jednoznačnému tématu: Deset let Hubblova kosmického dalekohledu.

Již během časných ranních hodin soboty 23. září proudily na hvězdárnu skupinky lidí, kteří byli ochotni vyměnit ranní vyspávání za přednášky astronomů zvučných jmen. Skvělý tým hvězdárny, nehledě na to, zda šlo o demonstrátora či hlavního pracovníka, se staral o zdárný chod akce a směroval návštěvníky do přednáškového sálu, kde měl jako první vystoupit Ing. Marcel Grün -- ředitel pražského planetária i hvězdárny a vyhlášený odborník na astronomii a zejména kosmonautiku, se svoji přednáškou "Oči na oběžné dráze aneb kosmická astronomie na prahu 21. století". Po oficiálním úvodu RNDr. Tomáše Gráfa a několika výstižných Murphyho zákonech, kterých pro nás bylo připraveno ještě dostatek, se ujal slova.

Slovo odborník na kosmonautiku je zcela na místě. Neznám nikoho, kdo by dokázal tak neúnavně vyprávět. Zapamatovat si jednotlivé sondy, rakety, raketoplány či data startů není těžké, ale vysvětlovat elektrické zapojení a ještě porovnat jejich výhody a nevýhody, vyžaduje notnou dávku znalostí a zcela jistě i nadšení. Kromě poutavého povídání o historii, startu a fungování Hubblova dalekohledu se návštěvníci dozvěděli i informace z pozadí těchto projektů, jež často zůstávají veřejnosti skryty.

Krátkou přestávku se snažili všichni využít k doplnění energie. Díky prozřetelnosti organizátorů byl zřízen bufet, ve kterém by se jistě ztratil nejeden labužník, nemluvě o neustále se usmívající obsluze. Po nasycení našich hladových žaludků jsme se opět ponořili do víru dalších přednášek.

Na řadě byl Mgr. Jiří Dušek s přednáškou "S Hubblem na konec vesmíru aneb kosmické metry". Velmi tajemný úvod, kdy vlastně nikdo nevěděl, o čem je řeč, pomalu a nenásilně přešel k vysvětlení, jak se vlastně měří vzdálenosti v astronomii. Pro některé návštěvníky bylo určitě překvapením, že astronomové doposud neznají přesně stáří vesmíru a že bude trvat ještě hodně dlouho, než tomuto problému přijdou na kloub. Nesmělo chybět ani vysvětlení, proč a jak, právě Hubble přispívá k výzkumu vesmíru.

Po další přestávce pro nás byla připravena přednáška s názvem "Top 30 aneb obrázky plné barev" v podání Tomáše Havlíka z Ostravské hvězdárny. Konečně jsme zjistili, proč jsou obrázky z HST tak barevné (a okousané) a co to vlastně způsobuje. Dokonce nám bylo demonstrováno, jak přesně vědečtí specialisté upravují získaný obraz, který pak zdobí obálku nejednoho magazínu. Přednáška byla zakončena vyhlášením soutěže o nejhezčí objekt, jež HST zaslal z kosmu. První místo patřilo známým "Sloupům stvoření".

Ještě než se všichni rozutekli, tak stačili "demokraticky" hlasovat o večerním programu v planetáriu. Byl zvolen program o bolidu, jež nedávno dopadl do nádrže Morávka. Večer se kupodivu umoudřilo počasí, takže jsme mohli plně využít místního dalekohledu k pozorování oblohy. Dnešek však měl být pouze předehra.

V neděli ráno byl "den D". Tedy určitě pro návštěvníky. V 9:00 začínal svoji přednášku známý astronom doktor Jiří Grygar: "Klíčové objevy HST aneb Galileo Galilei II." Málokdo si nechal ujít přednášku člověka, jež stojí za takovými knihami jako Okna vesmíru dokořán, Vesmír či multimediálním projektem ASTRO 2001, jež přiblížil astronomii široké veřejnosti. V přednášce jsme se vrátili o pár století zpět a vyslechli si o počátcích astronomie, která se zviditelnila hlavně zásluhou Galilea Galileiho, jež žil na přelomu 16. a 17. století a který i s nepatrným vybavením dosáhl na svou dobu převratných objevů. Pak už to byl jen malý krůček v proudu času k HST. Pan Grygar nás provedl dopodrobna historií, jež předcházela vznik a následné vypuštění kosmického dalekohledu.

Konečně jsme se také dozvěděli z jakých důvodů HST v prvních měsících svého života nefungoval a jakým způsobem byla "vyléčena" jeho slepota. Také nám byla nastíněna blízká budoucnost Hubble a jiných, jemu podobných dalekohledů, které se tak stanou očima lidstva do hlubokého vesmíru a snad mu pomohu odpovědět na tisíce nezodpovězených otázek.

Tím se vyčerpaly veškeré informace o tématu semináře a my jsme jen mohli poděkovat přednášejícím za pečlivě připravené příspěvky potleskem. Nesmím také opomenout poděkovat pracovníkům Hvězdárny a planetária v Ostravě za bezchybně zorganizovanou akci, kterých se koná velmi málo, proto potěší vidět tak dobře odvedenou práci.

I když jsem kvůli Ostravskému astronomickému víkendu urazil něco přes 700 kilometrů, zmokl a moc toho nenaspal, nelituji jediného okamžiku stráveného mezi lidmi, pro které je astronomie velkou zálibou a dokáží ji podat ostatním lidem v poutavé formě. A ještě jedna věc... už vím co budu dělat příští rok koncem září.

Oldřich Myslivec
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...