Žeň objevů 1997 (XXXII.) - Díl C


Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M_o, L_o, R_o. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ . 

2. Hvězdy

2.1. Prahvězdy a velmi mladé hvězdy

Doslova zlatým dolem pro zkoumání vlastností vznikajících hvězd se stal oblak poblíž hvězdy rho Oph, kde byla podle N. Grosse aj. pozorována v březnu 1995 rentgenová supererupce pomocí družice ROSAT. Kolem prahvězdy, odhalené na infračerveném snímku, se nachází hustý akreční disk, jehož vnitřní okraj je od hvězdy vzdálen 10 AU a vnější plných 100 AU, a na něj pak padají částice plynného obalu o poloměru 10^4 AU. Bezprostředně na hvězdu navazuje magnetická plazmová bublina s rozměry od 0,05 AU do 0,2 AU, v níž došlo ke zmíněné supererupci. Y. Sakimoto aj. odhalili rentgenové záření dalších 4 prahvězd v tomto oblaku pomocí rentgenové družice ASCA. Ukazuje se, že rentgenové záření vysílají i málo hmotné prahvězdy během bipolárního výtoku hmoty ve velmi rané fázi svého vývoje. Ve fázi proměnných hvězd typu T Tau přesahuje jejich rentgenový výkon celkový zářivý výkon Slunce o 2-4 řády. T. Green a C. Lada našli v této oblasti celkem 5 prahvězd o povrchové teplotě asi 3500 K, s průměrným stářím pouze 100 tisíc roků a relativně velmi rychlou rotací povrchu rychlostí 26 km/s. Svědčí to o rychlé akumulaci látky z okolního plynu. Autoři soudí, že během nejbližších milionů let se prahvězdy změní v proměnné hvězdy typu T Tau a asi za 50 milionů let se z nich vyvinou běžné hvězdy hlavní posloupnosti.

Podobně HST pozoroval zajímavý proces vynucené tvorby hvězd kolem Kuželové mlhoviny NGC 2264 v souhvězdí Jednorožce. Infračervený zdroj, nalezený zde před časem D. Allenem, vysílá energetické částice, jež stlačují okolní prach a plyn natolik, že to vedlo k zárodečným kondenzacím pro 6 dalších hvězd ve vzdálenosti zlomku světelného roku od mateřské infračervené prahvězdy. HST rovněž pořídil překrásný snímek známé mlhoviny M8 = NGC 6523 (Laguna) v souhvězdí Střelce, vzdálené od nás 1,5 kpc. Při vysokém rozlišení zobrazil teleskop Bokovy globule, obloukové rázové vlny, ionizované špičky a výběžky, prsteny, uzlíky a výtrysky - vesměs doklady o současném vznikání hvězd v této pozoruhodné soustavě.

Do třetice také infračervená družice ISO odhalila podle L. Testiho aj. kamerou ISOCAM, pracující na vlnové délce 15 microm, prahvězdu v rovině Galaxie v galaktické délce l = 45deg. E. Churchwell si povšiml, že v těch oblastech, kde se v molekulových mračnech tvoří velmi hmotné hvězdy, se křídla čar CO téměř bez výjimky vyskytují v emisi a asi polovina bodových zdrojů jeví bipolární výtrysky. Vesměs jde o objekty s vysokou bolometrickou svítivostí až o 6 řádů vyšší než u Slunce. Výtrysky jsou paradoxně dokladem rychlé akrece hmoty na prahvězdu tempem až 0,01 M_o/rok.

2.2. Hvězdná astrofyzika a osamělé hvězdy

K. de Boer aj. zjistili za pomocí družice HIPPARCOS, že střední hmotnost hvězd vodorovné větve diagramu H-R (efektivní teploty 7,5 -- 9 kK), činí pouze 0,38 M_o; zřetelně méně, než pro ně vychází z teorie hvězdného vývoje (0,6 M_o). Tatáž družice posloužila M. Feastovi a R. Catchpolovi k revizi nulového bodu vztahu perioda-svítivost pro klasické cefeidy. Z 223 cefeid, jejichž polohy určoval HIPPARCOS, vybrali 26 případů s nejkvalitnějšími údaji o trigonometrických paralaxách. Odtud pak mohli odvodit revidované vzdálenosti pro blízké galaxie, takže např. Velké Magellanovo mračno se "odsunulo" do vzdálenosti 55 kpc a galaxie M31 v Andromedě dokonce na 890 kpc, tj. plných 2,9 milionu světelných let. V odpovídajícím poměru se pak rovněž snížilo průměrné stáří kulových hvězdokup v Galaxii na 11 miliard let. K podobnému závěru dospěli nezávisle při studiu téhož pozorovacího materiálu o cefeidách rovněž A. Sandage a G. Tammann.

G. Laughlin aj. se zabývali vývojem hvězd v nejspodnější části hlavní posloupnosti, tj. pro rozsah hmotností 0,08 -- 0,25 M_o. Termonukleární přeměna vodíku tam pak trvá celých 10 biliónů let. Hvězdy tohoto typu jsou navíc po téměř celou svou existenci plně konvektivní a pokud mají hmotnost nižší než 0,20 M_o, nestanou se z nich vůbec nikdy červení obři. Přejdou totiž rovnou do stádia héliového bílého trpaslíka. Jakkoliv jde o malé počáteční hmotnosti, jde fakticky o nejvýznamnější úsek hlavní posloupnosti, neboť převážná většina hvězd v Galaxii spadá do zmíněného intervalu hmotností, takže tyto hvězdy nakonec rozhodnou o osudu celé soustavy. Jak ukazují výpočty, po přechodu do stádia bílých trpaslíků hvězdy vychladnou na pouhých 63 K a jejich bolometrická svítivost se bude pohybovat na úrovni biliontiny současné svítivosti Slunce, takže velmi stará galaxie typu Mléčné dráhy bude v úhrnu stěží dosahovat zářivého výkonu našeho Slunce!

Podle J. Bahcalla však dosavadní výsledky pozorování HST nenasvědčují předpokladu o vysoké početnosti nejméně hmotných hvězd v Galaxii. Počítání červených trpaslíků v intervalu jasností 20 -- 26 mag dalo dvacetkrát méně takových objektů v porovnání s extrapolací funkce hmotnosti, případně v porovnání s výskytem hnědých trpaslíků a gravitačních mikročoček. Pokud nejsme obětí nějakého rafinovaného výběrového efektu, jsou prostě hvězdy v intervalu hmotností 0,1 -- 0,3 M_o v Galaxii nedostatkovým zbožím.

Na opačném konci hmotnostní stupnice pak dle R. Kudritzkého stojí hvězdy s hmotnostmi nad 100 M_o, jež jsou ovšem velmi vzácné. V naší Galaxii se několik takových hvězd, vhodných nejspíše pro kosmické zápasy Sumo, nalézá v souhvězdí Lodního kýlu (Carina) - hvězdy HD 93250 a 93129A mají hmotnosti nejméně 100 a snad až 130 M_o. Nicméně ještě hmotnější objekty Mk 42 a Sk -67.211deg, dosahující 200 M_o, byly rozpoznány v sousedním Velkém Magellanově mračnu. Jejich efektivní teploty činí po řadě 50,5 a 57 kK. Podle V. Canuta se u hmotných hvězd s konvektivním jádrem nejvíce uplatňuje mechanismus přestřelování (overshooting), když konvektivní víry přesahují až do pásma, kde je hvězda v zářivé rovnováze a přinášejí tam materiál s vyšší molekulovou hmotností. Jelikož svítivost hvězdy závisí na vysoké mocnině molekulové hmotnosti, jsou hmotné hvězdy výrazně nadsvítivé. Zatím nejsvítivější hvězdu odhalila nová kamera NICMOS, instalovaná loni na HST. Hvězda se nachází v tzv. Pistolové mlhovině ve Střelci o rozměru 1,2 pc, vzdálené od nás 7,7 kpc. Hvězda je zastíněna hustými mezihvězdnými mračny, ale kdyby byl mezihvězdný prostor směrem k nám průhledný, viděli bychom ji snadno očima jako objekt 4 mag. Její zářivý výkon totiž dosahuje 1.10^7 L_o, takže během pouhých 3 sekund vyzáří tolik světla jako Slunce za rok. Obří hvězda o poloměru 1 AU měla při svém zrodu před 2 miliony let hmotnost 200 M_o, leč existence Pistolové mlhoviny nasvědčuje tomu, že výraznou část své hmoty již při různých spojitých i explozívních procesech poztrácela. Při dvou výbuších před 4 a 6 tisíci lety ztratila hvězda celkem 10 M_o a hvězdný vítr odnáší 10^10krát více látky než sluneční vítr ze Slunce. Proto se u této masívní hvězdy již dávno obnažilo horké jádro hvězdy o povrchové teplotě 100 kK a za nějaké 2 miliony roků hvězda konečně vybuchne jako velmi hmotná supernova.

F. Crifo aj. revidovali vzdálenost hvězdy beta Pictoris na základě měření družice HIPPARCOS na (19,3 +/- 0,2) pc, což znamená, že se nachází těsně před hlavní posloupností, anebo už přímo na ni. To znamená, že přítomnost planet uvnitř pozorovaného prachového prstenu je vysoce pravděpodobná. O přítomnosti planet svědčí též deformace prachového disku, odhalené na podrobném snímku HST. C. Grady aj. zkoumali prostřednictvím družice IUE hvězdu HD 100546, starou pouhých 10 milionů let a vyznačující se podobným prachovým prstenem. Ve spektru z března 1995 rozpoznali čáry Mg II, Si II, C I, O I, Zn II a S II a soudí, že vznikají početnými dopady komet a planetek na mateřskou hvězdu.

Dobrá rozlišovací schopnost HST umožnila S. Heapové aj. rozlišit v husté hvězdokupě R136a kdysi považované za nadhvězdu přinejmenším 15 hvězd s průměrnou hmotností přes 40 M_o, starých jen 2 miliony roků. Přesto však i HST bledne v porovnání s prototypem optického interferometru Námořní observatoře Spojených států, skládající se ze tří zrcadel o průměru 0,35 m, který již umožnil rozlišit kotoučky červených obrů alpha Ari a alpha Cas s úhlovým průměrem pouhých 0,005", takže lze očekávat, že přístroj nakonec dosáhne neuvěřitelné rozlišovací schopnosti 0,0001". Britský tříprvkový optický interferometr COAST se základnou 6 m dokázal dle D. Burnse aj. během 11 dnů měření v říjnu 1995 rozlišit kotouček známého červeného veleobra alpha Ori (Betelgeuse). Průměr kotoučku 0,0051" se zmenšuje s klesající vlnovou délkou a měření dovolují přímo určit i stupeň jeho okrajového ztemnění.

Nenápadná hvězda 10 mag v souhvězdí Hadonoše, uvedená v Gliesově katalogu pod číslem 710, je od nás nyní vzdálena 19 pc, ale podle měření vlastního pohybu směřuje téměř přímo k nám, takže za pouhý milion roků se přiblíží na 0,3 pc a stane se jednou z nejjasnějších hvězd na obloze s magnitudou +0,6.

2.3. Proměnné hvězdy

Posledního maxima prototypu mirid omikron Ceti v únoru 1997 využili M. Karouka aj. k zobrazení kotoučku proměnné hvězdy pomocí HST. Na ultrafialovém snímku je patrná rozsáhlá atmosféra Miry o poloměru 0,03", což při vzdálenosti 120 pc dává poloměr hvězdy 3,3 AU. Z kotoučku navíc vybíhá plynný proud směrem k průvodci Miry, kterým je bílý trpaslík, obíhající ve vzdálenosti 70 AU.

M. Lattanzi aj. využili pointerů FGS na HST v pásmu 583 nm k interferometrickému zobrazení kotoučků dalších dvou mirid - R Leonis o rozměrech 0,070" x 0,078" a W Hydrae, jež má rovněž oválný tvar o rozměrech 0,076" x 0,091". Podle F. van Leeuwena aj. byly již odvozeny úhlové rozměry pro 8 mirid a jelikož se pomocí družice HIPPARCOS podařilo pro všechny určit i jejich trigonometrické vzdálenosti, lze odtud odvodit i jejich rozměry lineární. Nejmenší takto změřenou miridou je R Cas s poloměrem 1,35 AU a největší R Hya s poloměrem 9,0 AU - tato mirida na místě Slunce by sahala bezmála k dráze Saturnu! Mirida R Cas byla zobrazena 6 m dalekohledem BTA metodou skvrnkové interferometrie v daleké červené oblasti 714 nm, a tu se ukázalo, jak výrazně závisí rozměr hvězdy na vlnové délce, neboť při vzdálenosti 150 pc vychází její poloměr na 4,2 AU. Interferometrie poukazuje i v tomto případě na eliptický vzhled o hlavních rozměrech 0,042" x 0.056".

Z 16 mirid, které mají trigonometrické paralaxy, pulsuje naprostá většina v I. harmonické frekvenci; pouze dvě miridy s periodou pulsací delší než 400 dnů pulsují v základním módu. Mezi ně patří R Leporis s periodou pulsací 427 dnů, která je zároveň nejbližší miridou ve vzdálenosti pouze 101 pc. Její bolometrický zářivý výkon činí 2 200 L_o. Nejméně pět blízkých mirid jeví rychlou ztrátu hmoty, což je asi pro tyto proměnné hvězdy naprosto typické.

Mezi cefeidami budí asi stále nejvíce pozornosti Polárka, klasifikovaná současně jako žlutý veleobr. Amplituda jejích pulsací se totiž v minulém desetiletí neustále snižovala, takže se už očekávalo, že pulsace zcela vymizí. I když k tomu bezmála došlo v r. 1992, od té doby se Polárka jakoby mátoří a loni činila amplituda pulsací 1,8 km/s, zatímco v r. 1992 pouze 0,6 km/s. V podobném poměru vzrostla i amplituda jasnosti na 0,03 mag. N. Evansové aj. se podařilo pomocí vysokodispersního spektrografu GHRS HST odvodit hmotnost cefeidy V350 Sgr, jež činí (5,2 +/- 0,9) M_o, a projekci obvodové rychlosti rotace 150 km/s.

Družice HIPPARCOS umožnila zpřesnit i hodnotu střední absolutní hvězdné velikosti pro krátkoperiodické proměnné typu RR Lyr na M_v = (+0,72 +/- 0,04) a pro prototyp RR Lyr se podařilo určit trigonometrickou vzdálenost (230 +/- 30) pc. Odtud určená vzdálenost Velkého Magellanova mračna 45,9 kpc však bohužel vůbec nesouhlasí se vzdáleností, odvozenou z kalibrace vzdáleností cefeid, jež činí 55,0 kpc a ta se opět liší od vzdálenosti, určené kalibrací mirid - 52,5 kpc. Stále se tedy zřejmě nedaří odstranit všechny zdroje systematických chyb v měření této fundamentální vzdálenosti, na níž přirozeně závisí celá stupnice extragalaktických vzdáleností a potažmo i odhad stáří vesmíru.

Pozoruhodný vývoj prodělala loni jedna z nejsvítivějších hvězd v Galaxii eta Carinae, vzdálená od nás 2,3 kpc. Hvězda je známa svými anomálně mohutnými výbuchy v polovině minulého století, kdy patřila k nejjasnějším hvězdám celé oblohy, a mlhovinou Homunculus, jež je výsledkem onoho gigantického výbuchu. Od konce r. 1996 totiž počala růst její rentgenová jasnost v pásmu 2--10 keV, charakterizovaná rovněž krátkými vzplanutími v intervalu 85,1 dnů. Zejména na přelomu pololetí 1997 dosáhla tato aktivita vrcholu. V listopadu téhož roku oznámili radioastronomové, že na vlnové délce 7 mm radiový tok hvězdy od maxima v r. 1995 poklesl třikrát, a že se zde rýsuje perioda 5,5 roku. V prosinci loňského roku se tuto periodu podařilo potvrdit i na základě optických spekter. Eta Car je zřejmě spektroskopická dvojhvězda, ale její hlavní složka je navíc sama těsnou dvojhvězdou. Pádný důkaz o tom podali M. Corcoran aj. pomocí měření proměnností rentgenového záření na družici RXTE, jež vykazují pozvolný nástup během měsíců a pak náhlý pokles během dnů. To lze vysvětlit přítomnosti průvodce, jenž obíhá svítivou modrou složku po výstředné dráze v periodě 85,1 dne, takže v periastru se hvězdné větry obou složek srážejí a ohřívají až na 60 MK. Hmotnosti obou složek se pohybují kolem 70 M_o.

Hvězdu eta Car řadíme k velmi vzácnému typu svítivých modrých proměnných hvězd, k nimž patří též známý prototyp P Cygni, vzdálený od nás 1,7 kpc. F. Najarro aj. určili z profilů vodíkových a héliových čar poloměr hvězdy 75 R_o, zářivý výkon 5,6.10^5 L_o a roční ztrátu hmoty 3.10^-5 M_o. Také tato hvězda prodělala velké výbuchy v letech 1600 a 1660 a v současné době se opět dlouhodobě zjasňuje.

2.4. Těsné dvojhvězdy

A. Richichiová aj. pokračovali na italských a španělských pozorování v rozlišování dvojhvězd metodou zákrytů hvězd Měsícem. Při 16 zákrytech nalezli rychlou fotometrií v blízkém infračerveném pásmu plných 16 průvodců v úhlových vzdálenostech 0,005" -- 0,6" od hlavní složky těsné dvojhvězdy, z toho 9 průvodců bylo odhaleno poprvé a 4 další byly potvrzeny, takže jen 3 hvězdy zůstaly podle těchto měření i nadále osamělé.

Tomu dobře odpovídá fakt, že vůči Slunci nejbližším objektem je dokonce trojhvězda alpha Centauri, vzdálená 1,3 pc. Skládá se z jasné dvojice hvězd (A + B) hlavní posloupnosti spektrálních tříd G2 a K2, které kolem sebe obíhají v periodě 81,2 let a dále z proslulé Proximy Cen (Gliese 551), spektrální třídy dM5e, jež je od zmíněné dvojice vzdálena 1400 AU (v současné době na straně přivrácené ke Slunci - proto je to nyní Proxima) Na základě měření z družice IUE odvodili J. Jay aj., že zatímco Proxima je zcela konvektivní hvězda, složka A je pouze povrchově konvektivní. Složka A rotuje kolem své osy nejrychleji v periodě 23 dnů, zatímco složka B nejpomaleji jednou za 36,9 dnů. Proxima, charakterizovaná jako eruptivní trpaslík, rotuje o něco pomaleji než Slunce, totiž jednou za 30,1 dne. Nejnověji A. Schultz aj. oznámili, že na snímcích z července a října 1996, pořízených spektrografem FOS HST, zaznamenali ve vzdálenosti 0,5" (tj. 0,5 AU) od Proximy o 7 mag slabší - tedy patrně substelární - objekt, jenž se v intervalu 103 dnů vůči Proximě zřetelně posunul.

Jasná hvězda 4 mag fi Persei, vzdálená od nás 220 pc, byla loni sledována spektrografem GHRS HST. Podle D. Giese aj. se skládá z masivní primární složky o hmotnosti 9 M_o a podtrpaslíka o hmotnosti pouze 1 M_o. Podtrpaslík byl ve skutečnosti původně hlavní složkou o hmotnosti 6 M_o, jenž však předal značnou část své látky dnešnímu primáru o původní hmotnosti 5 M_o. Tak se fakticky obnažilo teplé nitro podtrpaslíka, jehož povrchová teplota dosahuje 50 kK a jenž svou svítivostí převyšuje svítivost Slunce 200x. Přenášená látka vytváří kolem dnešní primární složky rotující akreční disk, jehož šířka převyšuje průměr primáru osmkrát. Plyn, dopadající z akrečního disku na povrch primáru (hvězdy třídy Be), ho roztáčí na vysokou rychlost 450 km/s. Soustava, jež byla tudíž zastižena v relativně krátkém období intenzívního přenosu látky, je stará asi 10 milionů let a stejně dlouhá budoucnost ji ještě čeká. Potom se směr výměny látky obrátí a dnešní podtrpaslík se zhroutí na bílého trpaslíka.

2.5. Novy a příbuzné objekty

Mezi sledovanými novami stále zastává výjimečné postavení Nova V1974 Cygni, jež sice vzplanula již v únoru 1992, leč pro svou vysokou jasnost a pomalý pokles se stala nejlépe studovanou novou v dějinách astronomie. D. Chochol aj. vypracovali na základě spekter z ondřejovského 2 m teleskopu a na základě snímků expandujících obalů z HST kinematický model rozpínající se obálky, jež se skládá z rychlé tenké vnější a pomalejší husté vnitřní slupky. Slupky vytvářejí rovníkový prsten a dále kulová i polární zhuštění, pohybující se v silném magnetickém poli. Prsten je k zornému paprsku skloněn pod úhlem 39deg a vzdálenost novy od nás, odvozená z expanse obalů, nyní dobře souhlasí se vzdáleností, odvozenou klasickými postupy, když činí 1,8 kpc. Rozpínání obalů novy přímo potvrdili P. Garnavich a J. Raymond ze spekter, pořízených mezi říjnem 1996 a květnem 1997. Za 200 dnů se poloměr obálky zvětšil o 10". Z měření v blízké infračervené oblasti určili C. Woodward aj. celkovou ztrátu hmoty této novy při explozi na 4.10^-4 M_o. S. Shore aj. odvodili z ultrafialových spekter IUE a GHRS HST, že původní teplota povrchu novy-bílého trpaslíka dosahovala 300 kK, avšak do konce r. 1997 klesla na 20 kK a její zářivý výkon na 30 L_o. Konečně D. Skillman aj. a A. Retter aj. se zabývali rozborem tzv. hrbů (superhumps) na světelné křivce novy v letech 1993-1996. Tyto hrby vznikají skládáním dvou blízkých period 117 a 122 min, přičemž kratší z nich je vyvolána oběžným pohybem samotné těsné dvojhvězdy. Hmotnost bílého trpaslíka pak vychází v rozmezí 0,75 -- 1,07 M_o.

Ještě pomalejší klasickou novou se stala Nova Cas 1995 (V723 Cas), která byla na přelomu let 1996 a 1997 rozpoznána jako zesilující se rádiový zdroj v pásmu vlnových délek kolem 60 mm. Podle optických spekter z července 1997 vstoupila totiž do nebulární fáze teprve dva roky po vlastním výbuchu. Mezi vůbec nejdéle sledované novy patří GK Persei, jež vzplanula na počátku století r. 1901 a jež byla loni rozpoznána družicí ROSAT jako rentgenový zdroj. V pásmu 0,1 -- 2,4 keV je pozorovatelná rozpínající se obálka do vzdálenosti až 60" od bílého trpaslíka. Obálka má eliptický vzhled s četnými uzlíky, jejichž poloha se však liší od polohy uzlíků optických. Další starou novou BT Monocerotis, jež vzplanula r. 1939, se zabývali D. Smith aj. Nova je v současné době 16 mag a jelikož je současně zákrytovou dvojhvězdou, umožnilo to určit základní parametry soustavy, především pak hmotnost obou složek. Ta činí 1,0 M_o pro bílého trpaslíka a 0,9 M_o pro jeho průvodce spektrální třídy G8 V. Bílý trpaslík rotuje kolem své osy velkou projektovanou rychlostí 138 km/s, což je stejně udivující jako jeho vysoká hmotnost. Soustava je od nás vzdálena 1,7 kpc.

II. katalog kataklyzmických proměnných hvězd vydali R. Downes aj. a počet položek v něm poprvé překročil tisícovku. M. Diaye a A. Bruch zkoumali rozložení oběžných dob pro kataklyzmické proměnné hvězdy a speciálně pro novy. Asi třetina kataklyzmických proměnných lze zařadit ke klasickým novám, jež se vyskytují v těsných dvojhvězdách s oběžnými periodami od 1,4 h do 48 h. Většina oběžných period však spadá do úzkého pásma 3 -- 4 h. Naproti tomu se prakticky nevyskytují oběžné periody 2 -- 3 h. Úhrnná četnost nov v Galaxii za rok není známa příliš přesně a rozliční autoři udávají hodnoty od 11 až po 260 nov za rok. A. Shafter přichází nyní se zlatou střední hodnotou 35 nov ročně. Pro studium trpasličích nov se ukázal být přímo nepostradatelným ultrafialový spektrograf GHRS na HST. E. Sion aj. zkoumali trpasličí novu VW Hyi asi měsíc po výbuchu a odhalili v jejím spektru přebytek dusíku, kyslíku, křemíku, hliníku a zvláště fosforu. Posledně jmenované prvky vznikají zachycováním protonů v těžších atomových jádrech během překotné termonukleární reakce jader C,N,O na povrchu bílého trpaslíka a jejich výskyt ve spektru je vlastně prvním přímým důkazem, že v trpasličích novách tato překotná reakce vskutku probíhá. Bílý trpaslík o hmotnosti 0,9 M_o o poloměru 6500 km rotuje rychlostí 400 km/s a jeho povrchová teplota dosahuje 22 kK. Gravitační červený posuv čar na jeho povrchu činí 58 km/s.

F. Cheng aj. pořídili ultrafialové spektrum trpasličí novy WZ Sge, jejíž parametry doslova zlomily všechny rekordy pro tento typ objektů. Bílý trpaslík, na němž dochází k překotné termonukleární reakci, totiž rotuje s obvodovou rychlostí plných 1200 km/s a efektivní teplota na jeho povrchu dosahuje jen 15 kK. Je členem velmi těsné dvojhvězdy s oběžnou periodou pouhých 81 minut. Amplituda světelné křivky při explozi dosahuje plných 7 mag, přičemž výbuchy se opakují v mimořádně dlouhé periodě 33 let.

A. Skopal aj. analyzovali světelnou křivku a spektrum symbiotické dvojhvězdy BF Cygni od r. 1890 do r. 1996. Soustava je od nás vzdálena 5 kpc a skládá se z jasného obra třídy M5 o hmotnosti 2 M_o, poloměru 260 R_o a zářivém výkonu 5000 L_o jakož i z horké kompaktní složky o hmotnosti 0,35 M_o a výkonu 1,4 L_o. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 757,3 dne, přičemž primární obří složka téměř vyplňuje svůj Rocheův lalok. Soustava prodělala během posledního století několik zábleskových epizod, vyvolaných akrecí látky na horkou složku, a klasické výbuchy v letech 1920 a 1989. Na povrchu horké složky probíhala v letech 1895-1960 termonukleární reakce.

I v loňském roce byla pečlivě sledována nově podobná proměnná V4334 Sgr (objekt Sakurai), kde příčinou vzplanutí je zřejmě závěrečný héliový záblesk, k němuž došlo patrně již koncem r. 1994. Přímá pozorování započala v únoru 1996. Infračervený tok proměnné od dubna 1996 neustále stoupal, zejména v pásmech RIJK, což lze objasnit svícením horkého cirkumstelárních prachu. Podle H. Duerbecka aj. je objekt Sakurai od nás vzdálen 8 kpc a představuje vlastně bílého trpaslíka - žhavé jádro planetární mlhoviny. Jeho zářivý výkon dosáhl r. 1997 plných 10 000 L_o, ačkoliv se teplota fotosféry ochladila z 8 na 6 kK. Fotosféra se totiž pomalu rozpíná a větší rozměry dávají větší zářivý výkon navzdory poklesu efektivní teploty. V březnu téhož roku byly zaznamenány dramatické změny ve spektru objektu.

A. Frank se zabýval vznikem bipolárních mlhovin kolem starých hvězd. Interakce hustého pomalého a rychlého řídkého hvězdného větru způsobí vznik dvou bublin a bipolárních výtrysků, jak se podařilo nádherně doložit na sugestivních snímcích HST. Hustý vítr odnese během řádově 10^4 let velké množství hmoty, jelikož vnější vrstvy obra jsou slabě gravitačně vázány a rozptylují do interstelárního prostoru těžší prvky.

2.6. Bílí trpaslíci

J. Dupuis aj. identifikovali pomocí družice EUVE velmi hmotného bílého trpaslíka J1746-706 o povrchové teplotě 46,5 kK a hmotnosti 1,2 M_o, jehož stáří odhadli na méně než 50 milionů let. J. Provencal aj. určili pomocí HST základní parametry bílého trpaslíka Prokyon B, jenž je ve vizuálním oboru 10,9 mag a obíhá kolem Prokyonu A v periodě 40,8 roků. Při hmotnosti 0,62 M_o a poloměru 0,0096 R_o má totiž jádro bílého trpaslíka vyšší hmotnost, než odpovídá hmotnosti jádra z uhlíku, což je naprosto záhadné; jeho povrchová teplota dosahuje pouze 8,7 kK. Autoři tvrdí, že původní hmotnost Prokyonu B činila 1,7 M_o. Naproti tomu Sirius B dosahuje při poloměru 0,0074 R_o hmotnosti 1,03 M_o a druhý nejjasnější bílý trpaslík 40 Eri B, vzdálený od nás podle H. Shipmana aj. přesně 5 pc, má poloměr 0,013 R_o a hmotnost pouze 0,50 M_o. Potvrzuje se tak Chandrasekharův teoretický výpočet, podle něhož je poloměr bílého trpaslíka nepřímo úměrný jeho hmotnosti.

K. Werner a T. Rauch a M. Barstow aj. se zabývali bílým trpaslíkem V471 Tau, jenž je členem zákrytové dvojhvězdy, kde druhou složku představuje hvězda spektrální třídy K2 V o hmotnosti 0,8 M_o. Soustava je od nás vzdálena necelých 47 pc a patří tedy do otevřené hvězdokupy Hyády. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 0,5 dne s totalitou o trvání 50 min, přičemž fáze sestupu a vzestupu světelné křivky trvají pouhých 68 s. Bílý trpaslík má při poloměru 0,010 R_o a efektivní teplotě 34 kK hmotnost 0,76 M_o. V rentgenovém oboru vykazuje pulsace s periodou 555 s. D. Finely a a D. Koester objevili nejmladší visuální dvojhvězdu PG 0922+162, tvořenou degenerovanými složkami o hmotnostech 0,79 M_o a 1,10 M_o. Obě složky mají touž efektivní teplotu 22 kK. Původní hmotnosti degenerovaných objektů dosahovaly ovšem 6,5 M_o a 3,8 M_o, takže ve stádiu bílého trpaslíka se v souladu s teorií ocitly teprve před 90 resp. 260 miliony let.

2.7. Supernovy

Ačkoliv od výbuchu slavné supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu uplynulo již celé desetiletí, zájem o tento jedinečný objekt rozhodně neklesá. Astrofyzikům stále vrtá hlavou, jak je možné, že bezprostředním předchůdcem supernovy byl v tomto případě modrý - a nikoliv červený - veleobr. Podle S. Woosleye aj. došlo k přeměně červeného veleobra na modrý asi 20 tisíc let před vlastní explozí. Hvězdný vítr červeného veleobra byl pomalejší a hustší s roční ztrátou hmoty řádu 10^-5 M_o, kdežto mladší modrý veleobr ztrácel hvězdným větrem ročně jen 10^-7 M_o, poněvadž byl řidší, ale zato byl rychlejší, takže vítr z červeného veleobra postupně dohání, a to se projevuje rázovou vlnou v plynných obalech kolem supernovy. Podle F. Meyera se původně chladná vnější obálka tím ohřívá a ionizuje a my pozorujeme vnější úzký prsten s velkým kontrastem hustoty.

Prsten se dle J. Puna a R. Kirshnera rozpíná rychlostí 9 km/s, ale jelikož bude v dohledné době dostižen produkty vlastní exploze, šířícími se v rázové vlně rychlostí 0,05 c, začne se výrazně zjasňovat a brzy po roce 2000 by měl dosáhnout až 13 mag (nyní je asi 21 mag). Tomu odpovídá situace ze snímku HST, pořízeného v červenci 1997, na němž je v porovnání se obdobným snímkem z února 1994 patrné zjasnění kompaktního uzlíku poblíž vnitřního prstenu o plných 50%. Ještě zřetelněji se týž efekt projevil ve spektrech prstenců, pořízených spektrografem STIS HST koncem září a počátkem října 1997, na nichž jsou zřetelné emise vícenásobně ionizovaného uhlíku, dusíku, kyslíku a hélia. Přesné spektroskopické změření rychlosti rozpínání obálky umožnilo porovnáním s úhlovými rozměry prstence určit nezávisle vzdálenost supernovy na 51,2 kpc. To je v dobré shodě s údaji N. Panagii aj., kteří z ultrafialové světelné křivky družice IUE a ze snímků rozpínajícího se prstence z HST dostali pro vzdálenost supernovy (50,9 +/- 1,8) kpc a odtud odvodili pro vzdálenost centra Velkého Magellanova mračna hodnotu 51,5 kpc.

T. McCray soudí, že předchůdcem supernovy byla fakticky velmi těsná dvojhvězda, jež splynula právě před 20 tisíci lety, a to způsobilo proměnu červeného veleobra na modrý. Při výbuchu supernovy se vytvořily izotopy kobaltu ^56 Co v množství 0,07 M_o a ^57 Co v množství 0,003 M_o, jejichž postupný radioaktivní rozpad přispívá nyní výrazně k pozorované jasnosti pozůstatku supernovy. Podle N. Chugaie aj. odpovídá ultrafialové a optické emisní spektrum pozůstatku, pořízené 8 let po výbuchu HST, radioaktivní luminiscenci chladného plynu o teplotě pouhých 150 K, přičemž hlavní zdrojem svícení plynu se zářivým výkonem 10^29 W je radioaktivní rozpad dceřiného izotopu ^44 Ti v množství 1,5.10^-4 M_o. Podle T. Narity aj. je téměř jisté, že uvnitř pozůstatku se nenalézá rádiový resp. optický pulsar, což je další nečekaná komplikace, pro níž není jednoznačné vysvětlení. Podle K. Nomota aj. činí hmotnost expandující obálky supernovy 10 M_o a její celková energie dosahuje fantastické hodnoty 1,3.10^44 J; přitom předchůdce měl před výbuchem poloměr jen 48,5 R_o. Mezi ostatními pozorovacími výsledky je patrně nejvýznamnější důkaz J. Marcaida aj., že tempo rozpínání obalů supernovy 1993J v galaxii M 81 se intervalu od půl roku do 42 měsíců po explozi zpomalilo asi o 15%, jak vyplývá z radiointerferometrických měření na vlnových délkách 36 a 60 mm. Počáteční rychlost expanze přitom dosahovala 15 000 km/s.

Zcela novou kapitolu ve výzkumu supernov otevírají soustavné přehlídky zaměřené na objevování kosmologicky vzdálených supernov, neboť supernovy se pro své rekordní zářivé výkony ideálně hodí jako pravé majáky vesmíru k průzkumu kosmických hlubin. Za pouhých 8 měsíců loňského roku tak bylo údajně objeveno přes 1100 (!) supernov, ač skutečný počet bude nakonec o něco nižší, jelikož paradoxně není nijak jednoduché odlišit takto vzdálené a tudíž opticky slabé supernovy od nesrovnatelně bližších planetek sluneční soustavy. V říjnu 1996 byl ustaven na observatoři Cerro Tololo v Chile nový rekord z = 0,84 pro červený posuv kosmologicky vzdálené supernovy v souhvězdí Ryb, jež byla v době maxima R = 24 mag. Již koncem dubna 1997 byl však tento rekord pomocí 3,7 m reflektoru CFHT na Mauna Kea překonán P. Garnavichem aj. pro supernovu 1997ck v souhvězdí Herkula, pro níž Keckův teleskop nalezl červený posuv z =0,97. Vzdálenost této supernovy sice poněkud závisí na přijatém kosmologickém modelu, ale okrouhle ji lze odhadnout na 8 miliard světelných let.

Podobně vzdálené jsou také supernovy 1997ff a 1997fg, snímkované koncem prosince HST v proslulém Hubblově hlubokém poli (HDF) v souhvězdí Velké Medvědice. Jsou to také zatím nejslabší pozorované supernovy, když 1997ff měla na Štědrý den 1997 magnitudu I = 26,8. A. Riess aj. ukázali, že u supernovy 1996bj s červeným posuvem z = 0,57 stárne její spektrum po explozi pomaleji, než pro supernovy blízké. Za 10 dnů pozemského času se totiž její spektrální vzhled změnil jakoby jen o 3,3 dne, což alespoň v prvním přiblížení lze objasnit relativistickou dilatací času, která by ovšem pro uvedený červený posuv měla dát fiktivní zestárnutí o 6,4 dne.

Nová pozorování supernov podněcují také teoretické výpočty a modely průběhu vlastního výbuchu. A. Burrows shrnul nejnovější modelování gravitačního hroucení masivních hvězd, jež vede k supernovám II. typu. Po katastrofálním zhroucení hvězdy se odražená rázová vlna a také neprůhledná neutrinosféra na chvíli zastaví, ale pak je prudký ohřev neutriny opět uvede do pohybu. Výbuch probíhá asféricky, což se navenek projeví rychlým vlastním pohybem neutronové hvězdy (pulsaru) tempem nad 300 km/s.

S. Mineshiga aj. studovali průběh gravitačního kolapsu masivních hvězd s ohledem na možnost vzniku černé díry. Ukázali, že pokud má hvězda před zhroucením hmotnost vyšší než 50 M_o, vzniká černá díra přímo zhroucením neutronové hvězdy, kdežto pro původní hmotnosti v rozmezí 20 -- 50 M_o může dojít ke kolapsu neutronové hvězdy na černou díru opožděně, například už jen tím, že po vlastním výbuchu spadne část vymrštěné hmoty zpět na neutronovou hvězdu. Totéž se stane v případě, že se masivní hvězda nalézá v těsné dvojhvězdě a po explozi pokračuje přetékání hmoty z průvodce do akrečního disku kolem neutronové hvězdy. To je údajně případ opticky nevýrazných supernov typů Ib a Ic, anebo i klasických typů II, pokud jejich maximální zářivý výkon byl nápadně nízký. Právě tak by se potom dala objasnit pozorování pozůstatku supernovy 1987A, kde - jak jsem již uvedl - patrně nevznikl pulsar.

K. Nomoto aj. se zase věnovali přehledu o dějích, které vedou k výbuchu supernov typu Ia, což jsou obecně nejzářivější supernovy prakticky konstantního maximálního zářivého výkonu. Nutnou podmínkou vzniku takové supernovy je existence těsné dvojhvězdy, v níž kompaktní složku představuje bílý trpaslík, nabírající hmotu akrecí z druhé složky dvojhvězdy. Je-li původní hmotnost mateřské hvězdy nižší než 8 M_o, vzniká z ní nakonec bílý trpaslík, tvořený uhlíkem a kyslíkem. Jestliže hustota nitra bílého trpaslíka stoupne nad 10^12 kg/m^3, stane se hoření uhlíku v nitru díky silné elektronové degeneraci výbušným a termonukleární plamen doslova prošlehne celou hvězdou a tím ji zničí. Energie exploze řádu 10^44J je s ohledem na víceméně konstantní hmotnost akreujících bílých trpaslíků (1,3 M_o) rovněž konstantní a tato okolnost činí ze supernov Ia vynikající "standardní svíčky" pro fotometrické měření vzdáleností cizích galaxií. Takto lze ze světelných křivek zejména velmi vzdálených supernov určovat nejenom hodnotu Hubblovy konstanty rozpínání vesmíru, ale i hodnotu kosmologické konstanty a parametru omega, jenž určuje poměr hustoty vesmíru k hustotě kritické a tím i charakter geometrie prostoru. Podle E. Cappellara aj. je však tento obraz příliš zjednodušený, neboť nepočítá se vznikem radioaktivního izotopu ^56 Ni v proměnlivém množství od 0,1 do 1,1 M_o, což přirozeně významně ovlivní zmíněný maximální zářivý výkon a vede k příliš velkém rozptylu v určování zmíněných kosmologických parametrů.

Z. Wang aj. se zabývali měkkým rentgenovým zdrojem RX J1713.7-3946 v souhvězdí Štíra s efektivní teplotou 55 MK, jenž byl rozpoznán E. Pfeffermanem a B. Aschenbachem r. 1996 ve vzdálenosti 1,1 kpc. Ukázali, že jde nejspíše o rentgenový pozůstatek supernovy, která vzplanula r. 393 n.l., kdy dosáhla na pozemské obloze zhruba 0 mag a byla pozorovatelná očima skoro 8 měsíců. To ovšem značí, že její absolutní hvězdná velikost dosáhla jen -13 mag, takže spadá do skupiny opticky nevýrazných nov, jak je studovali Mineshiga aj.

G. Vasisht a E. Gotthelf analyzovali pulsní rentgenovou emisi v radiově tichém pozůstatku supernovy Kes 73 (1E 1841-045) v souhvězdí Štítu. Rentgenové záření kolísá s amplitudou 30% v poměrně dlouhé periodě 11,8 s, kterou autoři považují za rotační periodu neutronové hvězdy. Jelikož stáří pozůstatku činí pouze 2000 roků, znamená to, že původní rychlá rotace neutronové hvězdy musela být výrazně zbrzděna mimořádně silným magnetickým polem s indukcí řádu 8.10^8 T (!). Tak silné pole je průvodním jevem tzv. magnetarů, jež mohou mít snadno vazbu i na jiné vzácné případy, totiž tzv. měkké opakovače záblesků gama (soft-gamma repeaters) - vesměs by pak šlo o mladé pozůstatky supernov s rekordními magnetickými poli. Na druhé straně družice RXTE objevila v pozůstatku supernovy N157B ve Velkém Magellanově mračnu pulsace v tvrdém oboru záření gama (2 -- 25 keV) s extrémně krátkou periodou 16,11 ms, které se prodlužují tempem 5.10^-14, což dělá dojem přítomnosti černé díry, opět ve shodě s Mineshigovou klasifikací.

R. Sankrit a J. Hester shrnuli údaje o proslulém pozůstatku supernovy v Krabí mlhovině. Ta byla v r. 1054 n.l. pozorována očima ve dne po dobu 3 týdnů a v noci po dobu 22 měsíců. Mlhovinu poprvé pozoroval J. Bevis r. 1731 a po něm C. Messier r. 1758, jenž ji pod pořadovým číslem 1 zařadil do svého proslulého katalogu. Název Krabí mlhovina pochází od W. Parsonse (lorda Rosseho), jenž ji nakreslil na základě vizuálních pozorování svým 1,8 m reflektorem. Možnou genetickou souvislost mlhoviny se supernovou 1054 uvažoval jako první K. Lundmark v r. 1921. E. Reynoso aj. zkoumali po dobu 10 let pomocí antény VLA na frekvenci 1,4 GHz rádiový pozůstatek Tychonovy supernovy v Kasiopeji z r. 1572. Zjistili, že rádiová mlhovina se rozpíná o 0,1% za rok,takže do mezihvězdného prostředí se při výbuchu dostala energie řádu 10^44 J. Odtud také plyne, že šlo o supernovu třídy Ia.
 



Sestavil: Richard Komžík