Dátum:
20. októbra 1996
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Způsob tvorby exoplanet nelze patrně pochopit bez toho, abychom poznali, jak vznikají osamělé hvězdy. Dosud jsme byli odkázáni pouze na modelové výpočty, ale zásluhou Hubblova kosmického teleskopu se nyní situace dramaticky změnila. Patrně vůbec nejnádhernější snímek, který dosud HST pořídil, se týká právě procesu, v němž naráz vzniká velké množství osamělých hvězd. Snímek, zveřejněný loni v září, zachycuje podivuhodné tmavé pilíře v plynoprachové *Orlí mlhovině M 16* v souhvězdí Hada ve vzdálenosti 2 kpc. Podle J. Hestera představují tmavé pilíře o lineární délce řádu parseků hustší chladný mezihvězdný plyn - převážně molekulární vodík, který se hroutí vlastní přitažlivostí, takže v něm vznikají hustší chuchvalce - *zárodečné plynné globule* (v angl. EGG - Emission Gaseous Globules). Ty jsou dobře patrné na špičkách "prstíků" tmavých pilířů. Plyn je zvnějšku ozařován ultrafialovým světlem již existujících hmotných mladých hvězd, takže se odpařuje a obnažuje zmíněné hustší globule. Tento proces, zvaný *fotoevaporace*, tak omezuje velikost hvězdných zárodků. Nicméně plyn, zastíněný globulemi, je chráněn před fotoevaporací a krmí globuli, jejíž hmotnost dále roste. Kombinace obou protichůdných tendencí určuje nakonec maximální rozměry plynných globulí a tím i hmotnost příštích hvězd. První fází hvězdného vývoje pak pozorujeme v podobě Herbigových-Harových objektů, vyznačujících se silným hvězdným větrem. C. Burrows ukázal na dalších snímcích HST, jak se hroutí cirkumstelární plynný disk, živící svým materiálem rodící se hvězdu a také zárodečný disk planetární soustavy. Velkým překvapením na snímcích se staly *úzké rychlé výtrysky*, směřující od hvězdného zárodku zpět do cirkumstelárního prostoru a vystřelované rychlostí až 200 km/s do vzdáleností řádu 10^10 km. Výtrysky zřejmě odnášejí přebytečný moment hybnosti, jenž by jinak zabránil vzniku planetární soustavy. Není však jasné, jak výtrysky vznikají a co udržuje jejich úzkou kolimaci do tak velké vzdálenosti od hvězdy. Burrows vidí pozoruhodnou analogii v průběhu procesů různého měřítka, od vznikání hvězd a výbuchů nov po aktivitu v okolí černých děr v jádrech aktivních galaxií a kvasarů.
T. Lanz aj. studovali pomocí spektrografu GHRS HST známou blízkou (16,4 pc) hvězdu * Pictoris* (HD 39060) spektrální třídy A5. jež je obklopena prachovým diskem, který vidíme "zboku". Z analýzy vysokodisperních spekter vyplývá, že efektivní teplota hvězdy činí 8 200 K (třída svítivosti IV-V), svítivost 11,3 LO, hmotnost 1,8 MO a projekce rotační rychlosti 100 km/s. Prachový disk je ohřát až na 5 000 K a pokud v něm vznikají planety, jsou zdálky o mnoho řádů přezářeny spojitým zodiakálním světlem jemného prachu. Autoři tvrdí, že ke vzniku planet je v tomto případě zapotřebí několik set milionů let, takže není vyloučeno, že se vytvoří až později - hvězda totiž mohla vzniknout teprve před 12 miliony lety a teprve se blíží k hlavní posloupnosti nulového stáří (angl. ZAMS - Zero-Age Main Sequence). Alternativně se však hvězda na hlavní posloupnosti už nalézá, je tedy starší než 300 milionů hvězd, takže planety se již v prachovém disku utvořily. M. Pollanen a P. Feldman uveřejnili loni obsáhlý *katalog velmi mladých hvězdných objektů* (angl. YSO - Young Stellar Objects), sestavený na základě digitálního zpracování fotografických přehlídek palomarského atlasu oblohy POSS a Schmidtových komor ESO a UK v červené oblasti spektra. Katalog na 102 kompaktních discích ROM zahrnuje na 600 GB údajů!
Pokrok v pozorování raných fází hvězdného vývoje se zpětně projevuje v lepších *modelech vzniku a raného vývoje hvězd* malých a středních hmotností. Podle F. Pally lze nyní velmi uspokojivě modelovat průběh akrece hmoty na prahvězdy a vzhled dolní části Hertzsprungova-Russellova diagramu. Hvězdy s hmotností 2,5 MO postupují z Hajašiho dráhy na čáru hlavní posloupnosti nulového stáří (angl. ZAMS - Zero-Age Main Sequence) hladce zprava doleva, zatímco pro nižší hmotnosti hvězdy nejprve sestupují svisle dolů a pak se pohybují šikmo doleva nahoru na ZAMS. Tak například hvězdy o hmotnosti Slunce sestupují po Hajašiho dráze svisle dolů po dobu 10^7 let a pak vystupují mírně nahoru a doleva po dobu 10^8 let. Hvězdy s hmotností 2,5 MO stihnou celý běh na ZAMS za 5.10^5 let, kdežto hvězdám o hmotnosti Slunce to trvá řádově 10^8 let, přičemž časové údaje jsou nejisté s faktorem 1:2.
Již v r. 1959 ukázal M. Schmidt, že tempo tvorby hvězd je přímo úměrné hustotě plynu v galaxiích. J. Audouze a J. Silk nyní připomněli, že vznik první generace hvězd v galaxiích má rozhodující vliv na zastoupení chemických prvků v těchto soustavách. Tzv. *metalicita* (poměr zastoupení chemických prvků hmotnějších než helium k zastoupení vodíku) může pak kolísat ve velmi širokých mezích, od 0,0001 až po 0,02. Zatímco protonově-protonový řetězec v nitru hvězd se obejde bez výskytu těžších prvků (mohou tedy vzniknout hvězdy s metalicitou přesně rovnou nule), nelze vysvětlit existenci těžších prvků ve vesmíru bez termonukleárních reakcí, při nichž tyto prvky vznikají. Všeobecně se traduje, že základní metalickou termonukleární reakci (skladbu tří jader hélia na jádro uhlíku) objevil v r. 1952 E. Salpeter, ale již před ním ji navrhl E. Öpik.
G. Meynet proto chápe hvězdy jako jedinečné spojky mezi mikroskopickou a makroskopickou fyzikou. Vždyť hydrostatická rovnováha se udržuje ve hvězdách hlavní posloupnosti řádově po miliardy let. Když r. 1993 zveřejnili Iglesias a Rogers experimentálně změřené opacity základních složek hvězdného plynu při teplotách nad 100 kK (tzv. experiment OPAL), ukázalo se, že opacita hvězdného materiálu je při těchto teplotách až třikrát vyšší, než se předtím usuzovalo z modelových výpočtů. Tak se podařilo objasnit chování proměnných hvězd typu Cephei, ale problémy zůstávají pro hvězdy, které nejsou v hydrostatické rovnováze. K nim patří zejména velmi hmotné hvězdy s hmotností nad 30 MO, kde ztráta hmoty silným hvězdným větrem hraje důležitou evoluční roli. Tyto hmotné hvězdy zřejmě podstatně přispívají k supervětru celé mateřské galaxie. Tak například známá galaxie M 82 v UMa ztrácí ročně asi 1,3 MO hmoty hvězdným supervětrem a nadsvítivá galaxie Arp 220 dokonce 50 MO. To znamená, že metalické prvky vzniklé termonukleárními reakcemi se v dané galaxii příliš neohřejí. To je zřejmě důvod, proč v rentgenovém záření mezi kupami galaxií pozorujeme silné zastoupení železa. Tak se spojila problematika vývoje hvězd s chemickým vývojem celých galaxií. Také četnost výbuchů supernov souvisí s počtem vznikajících velmi hmotných hvězd. Standardní četnost jedné supernovy II. typu za století v dané galaxii znamená, že v této soustavě vzniklo 13 500 hvězd třídy O. V nadsvítivé infračervené galaxii IRAS 01003-2238 s překotnou tvorbou hmotných hvězd lze pak očekávat 45 supernov za 100 let.
Vůbec nejhmotnější hvězdy patří do vzácné skupiny svítivých proměnných hvězd (angl. LBV - Luminous Blue Variables). Mezi nimi vyniká *eta Carinae*, jež proslula v r. 1846, kdy se zjasnila na 0 mag a při tomto výbuchu ztratila podle A. Franka aj. několik hmot Slunce během pouhých dvou desetiletí. Je obklopena a vlastně i částečně zahalena hustou mlhovinou Homunculus, jež má zřetelně bipolární tvar. Dnes stále ztrácí hmotu intenzívním leč silně proměnným hvězdným větrem o rychlosti 800 km/s. V letech 1992-94 kolísalo tempo ztráty hmoty v poměru 1:3 a ve stejném poměru rostla ultrafialová svítivost hvězdy, takže okolní mračna neutrálního plynu se postupně ionizovala. M. Corcoran aj. zjistili pomocí družice ROSAT proměnnost tvrdého rentgenového záření hvězdy v poměru 1:2 během pouhých čtyř měsíců na konci r. 1992.
Podobnou svítivou modrou proměnnou hvězdu se patrně podařilo odhalit pomocí HST v galaxii NGC 2366, náležející do skupiny galaxií M 81 ve vzdálenosti 3,5 Mpc. V této galaxii se totiž nachází obří oblast ionizovaného vodíku NGC 2363, v níž byl na počátku roku 1996 odhalen jasný bod 18 mag, jenž byl před tímto datem určitě slabší než 22 mag. Bod je obklopen mlhovinou, projevující se silnou emisí v čáře H- do vzdálenosti 1,5 pc od centra. Absolutní hvězdná velikost objektu dosahuje -10 mag.
J. Parker aj. se zabývali velmi mladou kompaktní hvězdokupou R136 u hvězdy 30 Doradus, kde našli větší počet velmi hmotných hvězd třídy O a WR. Ukázali, že jde o současně vzniklé objekty o stáří asi 3 miliony let, z nichž nejhmotnější dosahují 80 MO - to je též patrně horní mez hvězdné hmotnosti, kdy se hvězda nachází na Eddingtonově mezi (hmotnější hvězdy se působením tlaku záření ihned rozpadají).
P. Bertin aj. odhalili z vysokodisperních ultrafialových spekter GHRS HST hvězdný vítr u blízké jasné hvězdy *Sírius A*. Rychlost větru činí 20 až 80 km/s v blízkosti hvězdného povrchu, takže daleko od hvězdy dosáhne maxima kolem 1300 km/s. Hvězda tak ročně ztrácí nanejvýš 1,5.10^-12 MO. G. Gatewood a J. de Jonge určili nově trigonometrické vzdálenosti *Altaira* (d = 5,09 pc, V = 2,2 mag, R = 1,63 RO) a *Vegy* (d = 7,69 pc, V = 0,60, R = 2,68 RO). Přitom zjistili, že tyto hvězdy nemají žádné hvězdné průvodce ba ani doprovodné hnědé trpaslíky.
H. Kjeldsen aj. odhalili periodické oscilace povrchu hvězdy * eta Carinae* pomocí spektrografu u 2,5 m reflektoru NOT na La Palma. Hvězda spektrální třídy G0 II o hmotnosti 1,1 MO a poloměru 2 RO osciluje s periodou 20 min, v dobré shodě s teorií. J. Brandt aj. sestavili atlas ultrafialového spektra červeného veleobra *Betelgeuse ( Ori)* na základě pozorování GHRS HST. Betelegeuse je od nás 190 pc daleko, sp. třídy M2 Iab a má efektivní teplotu 3620 K. Její hmotnost odhadli na 15 - 30 MO, poloměr činí 1350 MO, svítivost 1,3.10^5 LO a úhlový průměr dosahuje 0,049" v infračerveném pásmu na 800 nm. Betelgeuse nemá korónu, ale přesto ztrácí hmotu ročním tempem až 1.10^-5 MO.
*Betelgeuse* je rovněž nepravidelnou proměnnou hvězdou, jež od září 1994 zeslábla o 0,4 mag a v březnu 1995 dosáhla V = 0, 80 mag. Podle K. Kampera skončil loni pokles amplitudy radiálních rychlostí cefeidy *Polárky* , jež se ustálila na hodnotě 1,5 km/s. Podobně L. Berdnikov a O. Voziakova oznámili, že i další "cefeida, která přestala pulsovat" - *RU Camelopardalis* - si uchovává původní periodu pulsací 22 dnů a amplitudu jasnosti 0,03 mag. D. Mourard aj. měřili změny úhlových rozměrů prototypu klasických cefeid * Cephei* pomocí dvouprvkového optického interferometru (zrcadla o průměru 1,5 m na základně až 67 m). Určili střední úhlový průměr cefeidy (1, 64 0, 22) mas (obloukové milivteřiny) s amplitudou 25% v periodě 5,37 dne. Hvězda má největší úhlový průměr ve fázi 0,4 a nejmenší ve fázi 0,9. Je od nás vzdálena (242 38) pc.
V Galaxii zatím známe jen 750 cefeid, ale to se nyní rychle mění zásluhou pozorovacích programů hledání gravitačních mikročoček. Podle C. Alcocka aj. bylo v programu MACHO objeveno ve Velkém Magellanově mračnu již 45 rázových cefeid, pulsujících současně ve dvou sousedních radiálních módech. V naší Galaxii je známo jen 11 rázových cefeid. Zpracování jednoho roku pozorování v zorném poli 0,5 čtverečního stupně (tj. asi 8 milionů hvězd!) přineslo až dosud objev více než 40 000 nových proměnných hvězd, z čehož je 25 000 polopravidelných i nepravidelných červených proměnných, 8 000 hvězd typu RR Lyr, 1 500 klasických cefeid a 1 200 zákrytových dvojhvězd. Navíc se podařilo odhalit existenci zcela nového typu proměnných hvězd, jejichž světelná křivka jeví většinou konstantní jasnost, ale čas od času se obloukem zvedá až o 25% klidové hodnoty a potom se souměrně vrátí zpět do klidového stavu. Alcock nazval tyto proměnné anglickým slovem *bumpers* - česky by snad šlo říkat boulovité proměnné.
V programu EROS bylo dle J. Beaulieua aj. objeveno ve Velkém Magellanově mračnu dalších 97 rázových cefeid a v programu OGLE nalezli A. Udalski aj. v jediném Baadeho okně v galaktické výduti již 644 proměnných hvězd, z toho 352 zákrytových dvojhvězd a z toho 77 dotykových dvojhvězd. Statistika ukázala, že program OGLE dokáže nalézt 80% periodických a 65% libovolných proměnných hvězd v daném poli. Takové počty a zejména homogennost výsledků jsou vskutku nevídané. Vždyť všemi klasickými postupy bylo v r. 1994 objeveno jen necelých 500 proměnných hvězd, a jejich úhrnný počet v kartotéce 27. komise IAU činí pouhých 31 193 proměnných - zhruba za 200 let soustavného hledání.
Ukazuje se čím dál zřetelněji, že v průběhu vzniku hvězd z mezihvězdných mračen je tvorba osamělých hvězd (byť obklopených planetární soustavou) spíše výjimkou než pravidlem. Nejnovější odhady naznačují, že v Galaxii mají vícenásobné hvězdy značnou převahu - představují asi 90% z celkového počtu hvězd. To je pro astrofyziku spíše výhoda, neboť pro klasické dvojhvězdy lze v principu získat četné důležité údaje, které se pro osamělé hvězdy dají jen nepřímo a nepřesně odhadovat. Podle D. Schönbernera a P. Hoce jsou údaje o hmotnostech a absolutní svítivosti raných hvězd založeny na podrobných pozorováních pouhých 14 dvojhvězd s hmotnostmi od 1,3 MO do 25 MO a efektivními teplotami do 6,7 do 38 kK.
S. P. Zwart a F. Verbunt ukázali, že pokud jde o dvojhvězdy s vysokými hmotnostmi složek, které posléze vybuchují jako supernovy I. typu, naděje soustavy na přežití jednoho či dokonce obou výbuchů supernov bez rozpadu dvojhvězdy vzrůstá, je-li původní oběžná dráha složek výstředná. To prakticky znamená, že značná část původních dvojhvězd splyne v jedinou hvězdu, která posléze vybuchne jako supernova II. typu. Lze tak rovněž vysvětlit vysoké zastoupení binárních radiových pulsarů a rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností složek. Tyto hmotné dvojhvězdy mají přirozeně značný vliv i na vývoj mladých hvězdokup, v nichž vznikly. L. Vaz aj. studovali *hmotnou dvojhvězdu LZ Centauri*, skládající se z hvězd třídy B, jež po 12 milionech let právě končí svůj pobyt na hlavní posloupnosti. Obě složky mají touž efektivní teplotu 26,5 kK, poloměry 8,4 resp. 9,1 RO, svítivosti 3,1.10^4 LO resp. 3,6.10^4 LO a hmotnosti 12,5 MO a 13,5 MO. Při oběžné době 2,76 dne se prakticky dotýkají.
R. Samec a D. Terrell studovali dotykovou dvojhvězdu *YZ Phoenicis* s mimořádně krátkou oběžnou dobou 0,235 dne (nejnižší teoreticky myslitelná oběžná doba pro kontaktní dvojhvězdy činí 0,22 d). Jelikož během zákrytu dochází k totalitě o trvání 15 min, je výpočet elementů soustavy velmi spolehlivý. Ukazuje se, že soustavu tvoří dva trpaslíci třídy K, kteří se svými povrchy téměř dotýkají. Poměr jejich hmotností činí 0,4 a oběžné rychlosti dosahují několika set km/s. Poloměry obou trpaslíků činí 0,42 RO a 0,34 RO, zatímco efektivní teploty 5,2 kK se shodují. Primární složka je tedy hmotnější než sekundární, ale její průměrnou teplotu ovlivňuje teplá skvrna o poloměru 54 deg na jejím povrchu. Jelikož trpaslíci vlastní mohutné konvektivní obálky, lze očekávat výrazný dynamový efekt a tedy i silné magnetické pole na jejich povrchu. To znamená, že jak hvězdná aktivita v chromosférách tak hvězdný vítr budou velmi intenzívní.
Patrně nejlehčího červeného trpaslíka *Gliese 105C* objevili D. Golimowski aj. pomocí koronografu s adaptivní optikou na Mt. Palomaru. Gliese 105AB je astrometrická dvojhvězda ve vzdálenosti 8,2 pc od nás. Průvodce C se nachází v úhlové vzdálenosti 3,3" od dvojhvězdy, má infračervenou absolutní magnitudu K = 9,7 mag a odtud vyplývá jeho nízká hmotnost 0,84 MO. T.Marsh studoval *soustavu PG 1101+364*. tvořenou dvěma bílými trpaslíky s oběžnou dobou 0,14 dne. Obě složky jsou stejně teplé, avšak větší složka je méně hmotná v poměru hmot 0,87. Hmotnější složka má jen 0,31 MO. Autor odhaduje, že asi 20% bílých trpaslíků v Galaxii se nachází v soustavách tohoto typu.
D. Benest a J. Duvent uvažovali o možnosti, že *Sírius ( CMa)* je trojhvězdou, přičemž známý průvodce B obíhá v periodě 50,1 let po dráze s výstředností 0,59 (v úhlové vzdálenosti 4 - 12" od Síria A). Již od r. 1894 se však pozorují jisté nepravidelnosti dráhové elipsy složky B, podporované také měřeními změn radiální rychlosti. Ty by se údajně daly vysvětlit přítomností třetího tělesa C s hmotností kolem 0,05 MO a absolutní hvězdnou velikostí 15 - 20 mag, tj. vizuální velikosti 18,5 - 23,5 mag. Složka C by měla obíhat ve střední vzdálenosti 19 AU od složky A v periodě zhruba 6 let. Největší naději na její odhalení by snad poskytla infračervená pozorování v pásmu K. W. van Hamme aj. podrobili analýze světelnou křivku proslulé *těsné dvojhvězdy Lyrae* za posledních 150(!) let. Primární složka je sp. třídy B7 II a kolem ní obíhá sekundární složka, vyplňující svůj Rocheův lalok, v periodě 12,9 dne. Její povaha však zůstává stále záhadou. Kromě toho však autoři nalezli další periodu změn jasnosti soustavy v trvání 9 měsíců s poloviční amplitudou 2%. Je nepochybné, že studium této podivuhodné zákrytové dvojhvězdy přinese ještě mnoho překvapení.
Uplynulý rok byl neuvěřitelně bohatý na poměrně jasné novy. Koncem ledna 1995 vzplanula *Nova Circini*, která dosáhla 7, 5 mag a vzápětí *Nova Aquilae*, jež dosáhla 7. února 1995 8 mag. Následovala *Nova Centauri*, která byla 23. února 7,2 mag. Další jasná nova vzplanula počátkem března ve Velkém Magellanově mračnu, kdy dosáhla 11,3 mag. Největší pozornost však vzbudila *Nova Cassiopeiae 1995*, která byla objevena 24. srpna jako objekt 10 mag. Na snímcích z palomarského atlasu oblohy z r. 1954 byl nalezen její předchůdce jako objekt 18,5 mag v červeném filtru. Malá rychlost rozpínání plynné obálky pouhých 400 km/s nasvědčovala tomu, že půjde o velmi pomalou novu. To se vskutku potvrdilo, když nova dosáhla prvního maxima 8,9 mag teprve 13. září 1995 a dále se dotáhla na 8,5 mag počátkem listopadu a největšího lesku 7,0 mag nabyla až 19. prosince 1995. Teprve pak přišel vánoční pokles a na Nový rok 1996 byla již 8,8 mag.
Pozorování z družice IUE od konce září 1995 potvrdila, že bolometrická svítivost novy se v celém období nezměnila, a že prenebulární fáze vývoje novy započala až 6. ledna 1996, když zesílily dovolené i zakázané emisní čáry. Vše nasvědčuje tomu, že pozorujeme další případ tzv. symbiotické novy, jejímž prototypem se stala nova PU Vul. Je však jisté, že o nově Cas 1995 hodně uslyšíme i v průběhu letošního roku.
Mezitím pokračovalo studium předešlé *Novy Cas 1993*, která již dostala definitivní označení V705 Cas. K. Kijewski aj. demonstrovali přednosti kamery CCD pro přesnou fotometrii. Stačil jim k tomu 0,2 m reflektor, s jehož pomocí dokázali pořídit čtyřbarevnou (BVRI) světelnou křivku novy již od vzestupu k maximu přes vytváření prachové obálky až do hlubokého minima 5 měsíců po maximu. Soustava postačuje k monitorování proměnných do 14 mag, což dává i amatérům velkou příležitost ke sledování proměnných hvězd, ale i k fotometrii a astrometrii planetek či hledání supernov v cizích galaxiích. Podle V. Jelkina je V705 Cas od nás vzdálena 0,9 - 1,4 kpc, její absolutní vizuální hvězdná velikost činila v maximu -6,8 mag a obálky se rozpínaly rychlostmi 550 a 1330 km/s. Hmotnost bílého trpaslíka, jenž byl zdrojem vzplanutí, činí 0,71 MO. Naproti tomu radiointerferometrická měření systémem MERLIN v Cambdridži dala v červenci 1995 úhlový průměr rozpínající se obálky 200 mas, což odpovídá vzdálenosti novy 2,5 kpc. Nelze však vyloučit, že britští autoři použili chybné hodnoty expansní rychlosti obálky, neboť měli na výběr mezi rychlostmi, lišícími se v poměru 1:2,4. Pokud by použili vyšší z obou naměřených rychlostí, dostali by vzdálenost asi 1 kpc, v dobré shodě s Jelkinem.
A. Slavin aj. se zabývali určením vzdáleností nov ze zobrazení expandujících plynných obálek, což se až dosud podařilo celkem ve 13 případech, mezi jinými pro novy DQ Her, FH Ser, HR Del, GK Per a V1500 Cyg. Odhalili přitom korelaci mezi rychlostí obálky a její elipticitou a potvrdili též souvislost mezi rychlostí vývoje novy a rychlostí expanse plynné obálky. M. della Valle a M. Livio použili zmíněných souvislostí též pro určování vzdáleností extragalaktických nov ve Velkém Magellanově mračnu a v galaxii v Andromedě M31. Odtud dokonce odvodili nezávisle vzdálenost kupy galaxií v souhvězdí Panny na (18,6 3,3) Mpc.
G. Schmidt a J. Liebert zkoumali spektrografem FOS HST slavnou *novu V1500 Cyg*, která vzplanula v r. 1975 a stala se pro pozorovatele na severní polokouli jednou z nejjasnějších nov 20. stol. Ukázali, že bílý trpaslík o hmotnosti 0,9 MO má při poloměru 0,009 RO a svítivosti 5 LO povrchovou teplotu 95 kK. Sekundární složka je hvězdou hlavní posloupnosti vyplňující Rocheův lalok o poloměru 0,34 RO, jejíž teplota dosahuje 3 kK na odvrácené, ale zato 8 kK na přivrácené polokouli k bílému trpaslíku. Nova V1500 Cyg je od nás vzdálena 0,9 kpc a patří k typu magnetických trpaslíků AM Her (polary).
Největší množství prací je ovšem věnováno *Nově V1974 Cygni*, která od svého vzplanutí v únoru 1992 je stále sledována prakticky ve všech spektrálních pásmech, od radiových vln až po tvrdé rentgenové záření. Infračervená spektra v pásmu 1 - 5 m v období do 500. dne po explozi zpracoval C. Woodward. Původní tempo expanse dosáhlo až 3 400 km/s a od 80. dne se objevily koronální čáry Al, Ca, Mg, Ne a S. Autor odhadl hmotnost bílého trpaslíka na 1 MO. P. Rafanelli aj. uveřejnili pozorování optických spekter až do 670. dne po explozi a zjistili maximum ionizace kolem 500. dne ( červenec 1993). Vzdálenost novy odhadli na 2,8 kpc.
Naproti tomu D. Chochol aj. snesli další důkazy pro podstatně nižší vzdálenost novy 1,8 kpc. Poukázali totiž na složitou strukturu expandujících obálek v podobě ekvatoreálního prstenu a polárních chuchvalců, jež se rozpínaly rozličnými rychlostmi, ale pro určení vzdálenosti metodou nebulární paralaxy (ze snímků HST) je nejvýznamnější střední rychlost expanse pouze 900 km/s. V. Jelkin získal profily emisní čáry H- v říjnu 1994 a zjistil vskutku, že široký profil je rozčleněn na mnoho vrcholků. I. Semeniuková aj. určili střední periodu světelné křivky v letech 1993-94 na 0,0813 dne, což je zřejmě oběžná doba ve dvojhvězdě, kdežto perioda O,O85 představuje rotační periodu bílého trpaslíka.
Zmíněné oběžné době odpovídá též perioda změn křivky měkkého rentgenového záření, jak ji na základě měření družice ROSAT určili J. Krautter aj. Koncem r. 1992 se stala nova V1974 Cyg prakticky nejjasnějším zdrojem měkkého rentgenového záření na obloze, tj. asi o dva řády svítivější než jiné klasické novy v rentgenovém oboru. Toto záření zesláblo teprve dva roky po výbuchu a je výtečným dokladem pro konstantní bolometrickou svítivost novy dlouho po výbuchu. Naproti tomu tvrdé rentgenové záření novy bylo zaznamenáno jen v prvních dnech až měsících po explozi a zářivý výkon dosáhl v tomto pásmu nanejvýš řádu 10^27 W. Již v této chvíli je zřejmé, že údaje o nově V1974 Cyg představují vůbec nejrozsáhlejší a nejkomplexnější materiál o kterékoliv nově v celé historii oboru.
2.6. Kataklyzmické a symbiotické hvězdy
Počátkem dubna 1995 vybuchla trpasličí nova *AL Comae*, poprvé od r. 1975. Při výbuchu se zjasnila o 3,3 mag a na její světelné křivce byly pozorovány periodické modulace s periodami 40,8 min a 81,5 min s amplitudami až 0,18 mag. E. Sion aj. (členem jeho týmu byl také náš krajan I. Hubený) studovali pomocí HST spektra trpasličích nov *VW Hyi a U Gem* těsně po vzplanutí, když se jejich akreční disk zřítil na povrch bílého trpaslíka, čímž se uvolnila energie řádu 10^28 J, tj. asi o 4 řády nižší než při výbuchu klasické novy. Při oběžné periodě těchto trpasličích nov kratší než 3 h vycházejí rozměry systémů menší než 1 milion km. Bílý trpaslík v dvojhvězdě U Gem má rotační periodu kratší než 4 min, v dvojhvězdě VW Hyi dokonce jen 1 min! Vysoké rychlosti rotace bílých trpaslíků nejsou však vyvolány roztáčením dopadajících částic akrečního disku, neboť v soustavách nebylo zjištěno rentgenové záření. Relativní chladnost povrchu bílých trpaslíků je ostatně značným překvapením podobně jako anomálie v jejich chemickém složení.
E. Robinson aj. využili rychlého fotometru HSP na HST ke sledování eruptivní dvojhvězdy *Z Chameleontis* po dobu dvou eruptivních cyklů. Jasnost hvězdy kolísá mezi 15,5 a 17,3 mag v periodě 107 min, přičemž zatmění trvají vždy 12 min. Teplota bílého trpaslíka v erupci dosahuje 20 kK, zatímco v minimu se snižuje na 15,7 kK. Na vrcholu erupce dominuje v ultrafialovém oboru spektra záření z akrečního disku kolem bílého trpaslíka. Na jeho vnější okraj přitéká plyn ze sekundární složky tempem 5.10^-9 MO za rok. Vysoce energetickým zářením nemagnetických kataklyzmických hvězd se zabýval F. Verbunt, a to na základě měření družic ROSAT a EUVE. Záření vzniká v malých oblastech poblíž povrchu bílých trpaslíků a dosahuje maximální svítivosti nanejvýš řádu 10^25 W. Jeho fluktuace jsou podstatně menší než obdobné změny v optickém a ultrafialovém oboru spektra. Y. Osaki rozlišuje tři podtřídy nemagnetických kataklyzmických dvojhvězd, a to U Gem, Z Cam a SU UMa. Přenos hmoty do akrečního disku a jeho následné zhroucení na bílého trpaslíka trvá od několika málo dnů do 20 dnů a opakuje se po 20 až 300 dnech. Soustava se přitom zjasní o 2 - 6 mag.
E. Kolotilov aj. studovali tříbarevnou (UBV) světelnou křivku symbiotické novy *PU Vulpeculae* v letech 1989-1994 včetně dalšího výrazného poklesu mezi zářím 1993 a zářím 1994, jenž se podobal poklesu v r. 1980. Povaha těchto poklesů je stále nejasná. Zmínění autoři soudí, že jde o zákryt vybuchující složky chladným obrem. Počátkem roku 1995 se počala zvyšovat aktivita symbiotické dvojhvězdy *CH Cygni*. Projevilo se to výskytem emisních čar s profily typu P Cygni i absorpčními složkami, odpovídajícími expansním rychlostem od 500 km/s do 1420 km/s. Aparaturou HUT na raketoplánu se počátkem března 1995 podařilo získat kvalitní ultrafialové spektra v pásmu 80 - 320 nm. Podle A. Skopala jde o nejpodivnější symbiotickou soustavu vůbec. Kromě základní oběžné periody dvojhvězdy 15,6 let totiž nalezl ještě další periodu 756 d, takže jde patrně o trojhvězdu! L. Leedjärv a M. Mikolajewski se domnívají, že vysoké rychlosti absorpčních složek ve spektru vznikají v důsledku vrtulového efektu. Rychle rotující magnetosféra bílého trpaslíka totiž vymršťuje hmotu ven, takže kolem hvězdy vzniká opticky tlustá kvazistabilní obálka, v níž pozorujeme čáry H, He, Ca II a F II. Období od r. 1992 až do současnosti představuje zvláště zajímavou fázi aktivity této nejvýše pozoruhodné symbiotické soustavy.
Patrně nejstaršího a nejchladnějšího bílého trpaslíka *ESO 439-26* nalezli M. Ruizová aj. Je od nás vzdálen 42 pc, takže při vizuální jasnosti 20,5 mag je jeho absolutní hvězdná velikost 17,4 mag, tedy o plnou magnitudu slabší než u ostatních bílých trpaslíků v galaktickém disku. Trpaslík, jehož atmosféra obsahuje pouze helium, má hmotnost 1,21 MO a efektivní teplotu 4 560 K, z čehož vyplývá stáří 6,4 miliardy let, tedy mnohem méně, než je pro hvězdy v galaktickém disku běžné. S. Vennes aj. sledovali pomocí družice IUE bílého trpaslíka *EUVE J0254-053*, jenž je průvodcem chladného podobra třídy K0 - hvězdy HD 18131, vzdáleného od nás 80 pc. Ve spektru jsou patrné obě složky této dvojhvězdy, přičemž spektrum bílého trpaslíka dominuje v pásmu vlnových délek kratších než 200 nm. Odtud vychází efektivní teplota bílého trpaslíka na 30 kK.
K výzkumu vzdálených bílých trpaslíků začíná rozhodující měrou přispívat HST. T. von Hippel aj. nalezli pomocí HST bílé trpaslíky 25 mag ve dvou otevřených hvězdokupách a ihned se tak objevil nápadný rozpor, týkající se jejich stáří. Z modelových křivek chladnutí bílých trpaslíků vychází totiž pro tyto objekty stáří (9,0 2,0) miliard let, kdežto isochronní stáří samotných hvězdokup je řádu jedné miliardy let. R. Elsonová aj. studovali pomocí HST barevné diagramy bohaté *kulové hvězdokupy Centauri* (NGC 5139), vzdálené od nás asi 5 kpc. Dokázali tak sledovat hlavní posloupnost až do mezní jasnosti I = 26 mag a objevili též čtyři bílé trpaslíky 24 - 25 mag, což jsou v této chvíli nejvzdálenější známí bílí trpaslíci vůbec.
Na Interamerické observatoři CTIO v Cerro Tololo v Chile probíhá již pátým rokem program hledání nejvzdálenějších supernov, který má obzvláštní význam pro zlepšení kalibrace vzdáleností kup galaxií a tedy i pro určení hodnoty Hubblovy konstanty. S. Perlmutterovi aj. se tak v loňském roce zdařilo nalézt *supernovu 1995at*, která se nachází v galaxii s červeným posuvem z = 0,65 a dosáhla maximální jasnosti R = 20,1 mag. Celkem tak bylo objeveno již téměř tucet supernov s červenými posuvy z = 0,4. Nejúspěšnější amatérský lovec supernov R. Evans přidal do své sbírky *supernovu 1995V*, která dosáhla 15. vizuální magnitudy a patří k typu II.
R. Strom aj. objevili v okolí *pozůstatku supernovy PSR 0833-45* v souhvězdí Plachet úlomek z exploze jak v rentgenovém tak i radiovém oboru spektra. Jde o jakousi kosmickou střelu, pohybující se nadzvukově vůči okolnímu prostředí. Stáří pulsaru (a tedy i supernovy) se odhaduje na 11 000 let, vzdálenost na 0,5 kpc, takže průměr pozůstatku činí asi 60 pc.
K. Kojama aj. oznámili objev netepelného rentgenového záření v *pozůstatku po supernově z r. 1006* v souhvězdí Vlka. Družicí ASCA odhalili kromě standardního spojitého tepelného rentgenové záření na okrajích mlhoviny také záření netepelné. To velmi pravděpodobně znamená, že elektrony v mlhovině jsou urychlovány až na 100 TeV ,takže vydávají radiové synchrotronové záření v pásmu 1 - 10 GeV. Souběžně jsou zřejmě urychlovány i ionty. Příčinou jevu je patrně Fermiho mechanismus urychlování nabitých částic rázovými vlnami supernov. To má zásadní význam pro určení zdroje vysokoenergetického primárního kosmického záření ve vesmíru. B. Schaefer se zabýval historickými záznamy o pozorování patrně vůbec nejjasnější *supernovy 1054* v souhvězdí Býka, o níž máme dobré údaje z Dálného východu, ale zato žádné z Evropy. Nyní se ukazuje, že supernovu viděli jednak v Cařihradu a jednak v italské Boloni a patrně také ve Vlámsku a v Římě. Kupodivu se však o supernově nezmiňuje Shakespeare ve své tragédii Macbeth, ač právě v té době se odehrála historická bitva mezi skotským a anglickým králem, takže takové "znamení na nebi" by se dramatikovi jistě velmi hodilo. Supernova dosáhla maxima jasnosti v červenci r. 1054, ale pokud lze věřit italským pozorováním, vzplanula již 12. dubna toho roku.
Nepřetržitou pozornost budí nejslavnější supernova novověku *SN 1987A* ve Velkém Magellanově mračnu. A. Crotts aj. studovali trojrozměrnou geometrii expandujících plynných obalů na základě pozorování světelných ozvěn v cirkumstelární mlhovině. Obálka se skládá ze dvou laloků a kruhového ekvatoreálního prstenu. Z dnešního úhlového rozměru prstenu lze odvodit vzdálenost supernovy 53 kpc. Lineární rozměry prstenu určili P. Plait aj. na 5.10^15 km a jeho příčnou šířku na 9.10^14 km. Bipolární planetární mlhovina vznikla již před 10 000 lety v době, kdy předchůdce supernovy byl ještě červeným veleobrem. Nyní ji ionizoval záblesk extrémního ultrafialového záření při výbuchu supernovy.
H. Loyd aj. identifikovali na snímku HST dva eliptické prstence po stranách známého kruhového prstenu. Podle jejich názoru lze existenci a tvar prstenů objasnit složitou interakcí materiálu, který byl vyvržen ve fázi červeného veleobra, s hustým pomalým hvězdným větrem mateřské hvězdy, a dále s rychlým řídkým větrem pozdějšího modrého veleobra. Podle zmíněných autorů měl červený veleobr navíc ještě hvězdného průvodce, který s mateřskou hvězdou posléze splynul při obíhání v odporujícím prostředí. Původní mateřská hvězda měla hmotnost 20 MO a její průvodce 5 MO. Fáze červeného veleobra trvala přinejmenším 100 000 let a roční ztráta hmoty dosahovala 3.10^-5 MO, takže soustava ztratila velmi mnoho hmoty dávno před výbuchem. Poloměr vnějších eliptických prstenů činí 1,3.10^16 m. K podobnému vysvětlení existence soustavy prstenů dospěli nezávisle také C. Martin a D. Arnett.
Kinematický model prstenů předložili J. Meaburn aj., kteří je považují za obří "pneumatiky". expandující rychlostmi od 8 do 25 km/s. L. Burderi a A. King připomínají, že struktury v okolí supernovy byly až do r. 1993 považovány spíše za okrajové zjasnění vnějších částí cirkumstelární mlhoviny, a teprve kvalitní snímky HST z r. 1994 potvrdily, že jde o pravé prsteny. C. Burrows aj. však soudí, že tyto detailní snímky vyžadují nový fyzikální model celého komplexu.
J. Percival aj. se pokoušeli rychlým fotometrem HSP na HST nalézt příznaky pulsaru v pozůstatku supernovy. Měřili jasnost supernovy v pásmu 160 - 700 nm opakovaně od června 1992 do listopadu 1993, kdy střední magnituda pozůstatku byla V = 18,2 mag, avšak nenalezli žádné periodické fluktuace jasnosti nad mez V = 24 mag v intervalu 200 s - 10 s. Průběh ultrafialové světelné křivky z měření družice IUE od 24. 2. 1987 do 9. 6. 1992 (dny 1,6 - 1567 po výbuchu) popsali C. Pun aj. Ultrafialové záření supernovy nejprve rychle zesláblo vinou poklesu teploty fotosféry a růstu opacity v obalu supernovy. Minimum ultrafialového toku nastalo již 44. den po výbuchu (pouhé 0,04% maxima úhrnného toku). Od té doby ultrafialové záření opět vzrůstalo a dosáhlo maxima 800. den po explozi, kdy představovalo 7% úhrnného toku.
H. Bethe (nar. 1907; nositel Nobelovy ceny z r. 1967) a G. Brown se zabývali modelováním exploze supernovy a zjistili, že vlastní exploze proběhla během pouhých 3 s, neutrina se uvolnila v prvních 12 s a hvězda vyvrhla 0,075 MO izotopu 56Ni. Hvězdný zbytek má hmotnost menší než 1,56 MO, takže pokud se zhroutil na černou díru, znamená to současně horní mez pro hmotnost stabilních neutronových hvězd. Podobně je soustavně sledován pozůstatek po nedávné jasné supernově na severní polokouli *SN1993J* v galaxii NGC 3031 (M 81). Na snímku z konce prosince 1994 objevil A. Crotts průvodce supernovy ve vzdálenosti 0,84" od pozůstatku, jenž má I = 22,7 mag. Již 8 měsíců po explozi zpozorovali J. Marcaide aj. pomocí radiové interferometrie VLBI rozpínající se plynnou slupku o poloměru 0,75 mas. Slupka se rozpíná zpomaleně - z původních 18 000 km/s kleslo tempo expanse na 16 000 km/s. Odtud vyplývá také vzdálenost galaxie M 81 (3,8 0,8) Mpc. R. Barbon aj. určili maximální absolutní bolometrickou jasnost supernovy na -17,6 mag, přičemž po sobě následovala dvě oddělená stejně vysoká maxima.
Podle J. Cohenové aj. nejevil předchůdce supernovy, snímkovaný v osmdesátých letech tohoto století, žádné fluktuace jasnosti v mezích přesnosti fotografické fotometrie (0,2 mag) . T. Young aj. určili poloměr expandující fotosféry supernovy na 3.10^11 m, hmotnost hvězdy před výbuchem na 12 - 17 MO. vyvrženou hmotnost na 1,9 - 3,5 MO a množství vyvrženého izotopu 56Ni na 0, 12 MO. Titíž autoři obdrželi pro *supernovu 1994I* v galaxii M 51 hmotnost hvězdy před výbuchem 13 - 20 MO, vyvrženou hmotnost 0,9 - 1,3 MO a množství izotopu 56Ni 0,07 MO. Podle K. Nomota aj. byly supernovy 1993J a 1994I velmi užitečné pro určení povahy předchůdců a tím i rozlišení jednotlivých typů supernov (Ia, Ib, Ic, II, IIb, IIl). Supernova 1993J byla zřejmě dvojhvězdou s tenkou vodíkovou obálkou (typ IIb), zatímco supernova 1994I, náležející k typu Ic, ztratila vodík a helium ve fázi společné obálky dvojhvězdy, takže její povrch tvořil uhlík a kyslík. První hydrodynamický *model výbuchu supernovy třídy Ia* na superpočítači zveřejnili D. Garcia-Senz a S. Woosley. Bílí trpaslík spaluje uhlík klidnou termonukleární reakcí, dokud centrální teplota hvězdy nestoupne nad 700 MK. Pak se však v nitru objeví termonukleární chuchvalce, volně plovoucí rychlostmi až 100 km/s okolním prostředím. To vede k překotnému průběhu termonukleární reakce, takže teplota chuchvalců stoupá až na 10 GK a jejich rychlost se zvýší až na zlomek rychlosti zvuku. V tu chvíli dojde ke "krátkému spojení", kdy termonukleární "plamen" prošlehne celou hvězdou a ta je vzápětí zničena explozí.
Podle P. Ruize-Lapuenteho aj. vznikají supernovy typu Ia buď v symbiotických dvojhvězdách, kde jednu složku tvoří "obnažený" bílý trpaslík s uhlíkem a kyslíkem na svém povrchu, anebo je druhou složkou soustavy heliová hvězda, která dodává helium na povrch standardního bílého trpaslíka tak dlouho, až dojde k termonukleární detonaci. Z toho pak plyne, že supernovy Ia jsou astrofyzikálně poměrně homogenní skupinou a dobře se hodí jako tzv. standardní svíčky při určování vzdálenosti cizích galaxií.
A. Burrows aj. studovali podrobnosti *gravitačního hroucení supernov II. typu*. Při hustotách plynu nad 10^12 kg m-3 začínají volné protony pohlcovat elektrony, takže vzniká neutronový plyn. Při hustotě 10^17 kg m-3 zastaví další hroucení silná jaderná interakce. Tepelná energie hroucení se mění na energii hydrodynamickou, čímž vzniká rázová vlna, která obal hvězdy rozmetá. Pokračování téhož scénáře studovali H. Janka a E. Müller pro hvězdu s hmotností 15 MO. Budoucí neutronová hvězda v centru se musí spokojit s hmotností 1,2 MO, avšak během několika sekund po nastartování rázové vlny dopadá na jádra další hmota. Jak uvedli P. Dawson a R. Johnson, přes 70% supernov v Galaxii nedosáhne v maximu viditelnosti očima a více než polovina je slabších než V = 13 mag vinou mezihvězdné extinkce. Skutečná četnost výbuchů supernov všech typů v Galaxii pak činí asi 3 případy za 100 roků. Zároveň je zřejmé, že prvních 600 let našeho tisíciletí bylo kromobyčejně bohaté na očima viditelné supernovy. Objev další supernovy v Galaxii je v každém případě na spadnutí a bude vyžadovat speciální "znecitlivění" detektorů záření: supernova bude pro moderní matice CCD atd. zkrátka příliš jasná!
Last update: November 14, 1996