Dátum:
03. júla 1997
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny M_o, L_o, R_o. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ . ^56 Ni je radioizotop Ni s počtem nukleonů 56, ^4_2 He je jádro hélia (částice alfa) atp.
Originální metoda odhalování těsných vizuálních dvojhvězd během zákrytů hvězd Měsíce, vyvinutá v r. 1985 A. Richichiovou aj., přináší stále jedinečné výsledky. Infračervený fotometr TIRGO umožnil v uplynulém desetiletí pořídit celkem 157 světelných křivek v bezprostředním okolí zákrytu, a a tak se podařilo jednak změřit úhlové průměry některých obřích hvězd a jednak odhalit 54 nových těsných vizuálních dvojhvězd. V loňském roce studovala zmíněná skupina zákryty 15 hvězd, přičemž v 8 případech odhalila druhé složky těsné dvojhvězdy jasnější než K = cca. 11 mag. Úhlová vzdálenost složek se pohybovala od 0,79" po rekordních 0,006" při poměru jasností složek od 1:150 do 1:1. Podobného rozlišení dosahuje britský interferometr COAST, tvořený třemi menšími dalekohledy na základně až 38 m. Tomu se loni podařilo rozlišit těsnější pár známé čtveřice Mizar ve vzdálenosti 0,006". Pro srovnání uveďme, že HST dokáže rozlišit dvojhvězdy stejné jasnosti v minimální úhlové vzdálenosti 0,04". P. Bennett aj. využili interferometru Mark III a pozorování z HST ke komplexní analýze těsné dvojhvězdy zéta-Aurigae, skládající se ze složek spektrálních tříd K4 Ib + B5 V. Jejich hmotnosti jsou srovnatelné (5,8 a 4,8 M_o), ale poloměry se přirozeně velmi liší (148 a 4,5 R_o) podobně jako efektivní teploty (3960 a 15 200 K) a zářivé výkony (4800 a 955 L_o). Velká poloosa relativní oběžné dráhy činí 4,2 AU při vzdálenosti systému 261 pc. Soustava je mladá pouhých 80 milionů let. Podobně P. Harmanec aj. studovali interferometrem prototyp zákrytových dvojhvězd beta-Lyrae a odhalili tak výtryskovou strukturu mezi složkami, ačkoliv vzdálenost systému od nás činí 370 pc. Spektrofotometrie soustavy prokázala výskyt cyklických variací v délce 282 dnů.
T. Lissauer aj. se zabývali stále záhadnou soustavou epsilon Aurigae s oběžnou periodou 27 let a trváním částečného zatmění 2 roky (v maximální fázi je zakryto 48% plochy primární složky - veleobra F0). Vzhled světelné křivky v zákrytu nezávisí na vlnové délce v širokém rozsahu od 400 nm do 5 micro m. Pro hmotnost sekundární složky vycházejí dvě řešení, buď 4 nebo 15 M_o. Tato složka je obklopena akrečním diskem s centrální dírou. Autoři tvrdí, že tento chladný útvar o teplotě pouhých 500 K je zřetelně protažen ve směru oběžné dráhy a dosahuje rozměru neuvěřitelných 7,5 AU.
M. Richardsová aj. podrobili rozboru měření variací profilu čáry H_alfa trojhvězdy Algol z let 1976-77, vzdálené od nás 31 pc. Složky soustavy mají spektrální třídy B8 V, K2 IV a F2 V., přičemž první dvě složky se navzájem zakrývají. Odtud bylo poprvé možné metodou Dopplerovy tomografie odvodit mapu rozložení materiálu kolem sekundární složky a ukázat, že soustava je v tomto ohledu dlouhodobě stabilní. G. Albright a M. Richardsová využili téže metody k mapování akrečních disků v algolidách TT Hya, SW Cyg, U CrB a U Sge. Ukázali, že nejstabilnější akreční disky mají soustavy s oběžnou periodou delší než 4,5 dne. Přenos hmoty mezi složkami se děje tempem (10^-7 -- 10^-11) M_o/rok. S. Schiller se vrátil k historii podivuhodné zákrytové dvojhvězdy SS Lacertae, jež byla objevena r. 1921 C. Hoffmeisterem jako člen otevřené hvězdokupy NGC 7209 s oběžnou periodou 14,4 dne. Amplituda zákrytů dosahovala O,5 mag a ve spektru soustavy bylo vidět pouze čáry primární složky, odpovídající spektrální třídě B9 V. V poslední době však zákryty vymizely, ale zato se R. Stefanikovi aj. podařilo v loňském roce objevit čáry, příslušející sekundární složce. To lze objasnit patrně tak, že stabilita systému byla narušena průletem třetího tělesa, jež pozměnilo sklon oběžné roviny k zornému paprsku, deformovalo oběžnou elipsu dvojhvězdy, ale soustavu nerozbilo, takže se nyní jeví jako spektroskopická dvoučárová dvojhvězda. Konečně G. Rauw aj. studovali zákrytovou dvojhvězdu WR22, jejíž primární složka patří mezi Wolfovy-Rayetovy hvězdy spektrální třídy WM7, kdežto sekundární složka je klasifikována jako O 7,5. Soustava má velmi dlouhou oběžnou dobu 80,35 dne a výstřednou dráhu s excentricitou O,55. Autoři ukázali, že primární složka patří mezi nejhmotnější známé hvězdy s dobře určenou hmotností 72 M_o, a že v jejím nitru dosud hoří vodík.
Nejbližší trojhvězda alfa Centauri se stala jedním z posledních objektů výzkumů dnes už legendární ultrafialové družice IUE. Pozornost se soustředila na nejslabší a nejbližší složku zmíněné trojice, známou Proximu Centauri spektrální třídy dM4. Během léta 1995 sledovala družice aktivitu hvězdy v čarách ionizovaného hořčíku na 280 nm a odhalila několik erupcí i rozsáhlé aktivní oblasti na povrchu červeného trpaslíka. Amplituda změn jasnosti čar dosahovala 25% v rotační periodě 31,5 dne.To znamená, že Proxima Centauri rotuje o něco rychleji než alfa Cen B, které jedna otočka trvá 36,8 dne.
Ve výzkumu nov se největší pozornost stále soustřeďuje na nejjasnější novu desetiletí V1974 Cygni, která vzplanula v únoru 1992 a od té doby je nepřetržitě sledována všemi prostředky pozemní i kosmické astronomie. J. Krautter aj. uveřejnili výsledky jejího pozorování družicí ROSAT mezi dubnem 1992 a prosincem 1993. Nova se vynořila v měkkém rentgenovém pásmu 22. dubna 1992 a v maximu v létě 1993 dosáhla 2,5tisícnásobku jasnosti úrovně pozadí, načež její rentgenová jasnost klesla na sedminásobek úrovně pozadí počátkem prosince 1993. Podle S. Balmanové aj. měl pozůstatek novy nejvyšší teplotu 590 kK 500. den po výbuchu. Nova byla rovněž sledována v ultrafialovém pásmu družicí IUE a spektrografem GHRS na HST. Podle S. Austina aj. vykazovala nova zakázané čáry NeIII a NeV a zastoupení He, N, O, Ne a Fe bylo pro novy nadprůměrné, což prakticky znamená, že do expandujícího obalu se dostaly prvky z jádra bílého trpaslíka. Bílý trpaslík typu ONeMg má podle autorů vysokou hmotnost 1,3 M_o. Infračervená družice ISO našla dle A. Salamy aj. v pásmu 7,6 -- 51,8 nm zakázané čáry NeIII, NeV a NeVI, dále OIII a OIV, přičemž zastoupení neonu v obalu novy bylo 27krát vyšší než v atmosféře Slunce. Při výbuchu ztratil bílý trpaslík asi 1.10^-4 M_o v plynné obálce, rozpínající se rychlostí přibližně 1000 km/s. Podobně T. Hayward aj. nalezli mezi 54. a 882. dnem po explozi ve středním infračerveném pásmu zakázané čáry NeII, NeVI a MgVII. Odtud odvodili dokonce 50krát vyšší zastoupení neonu a 5krát vyšší zastoupení hořčíku v obalu novy v porovnání se Sluncem.
V radiovém oboru studovali S. Eyeres aj. rozpínající se obal novy pomocí interferometru MERLIN na vlnových délkách 60 a 180 mm. Již 80. den po explozi byli schopni rozlišit rozpínající se radiovou obálku, kterou sledovali až do 682. dne po explozi, kdy její plošná jasnost klesla na úroveň pozadí. Ukázali, že obálka je protažené ve směru sever-jih, takže rozpínání v různých směrech probíhá rozličnými rychlostmi. Loni pak S. Balmanová aj. ohlásila objev optické obálky v čáře H_alfa, pozorované poprvé 1559. den po explozi (27. 5. 1996). Obálka má ve čtyřech hlavním směrech úhlové poloměry 125" x 190" x 140" x 142" a podle názoru autorů jde o reflekční mlhovinu, ozářenou světlem výbuchu, takže světelná ozvěna se musí šířit rychlostí světla. To vskutku potvrdila další pozorování 16. 6. 1996 a nezávisle L. Rosino aj., kteří tutéž obálku nalezli již v červenci 1994 a znovu v květnu 1995. Odtud lze nezávisle určit vzdálenost novy, která pak vychází na (1,85 +/- 0,05) kpc, ve výtečné shodě s dřívějším určením D. Chochola aj. (1,77 +/- 0,11) kpc.
V polovině prosince 1995 dosáhla maxima mimořádně pomalá Nova Cassiopeiae, objevená již 24. 8. 1995. Expansní rychlost před maximem dosahovala pouze 360 km/s, ale po maximu vzrostla až na 1060 km/s. V době maxima vykazovala absorpční spektrum veleobra třídy F, jež se po maximu změnilo v emisní s čarami vodíku, hélia a ionizovaného železa. Podle U. Munariho aj. měla prenova B = 19,0 mag, takže amplituda výbuchu přesáhla 10 mag a v tom se podobá novám HR Del a PU Vul z let 1967 a 1968. Nova je stále sledována profesionálními astronomy stejně jako amatéry, neboť v průběhu celého loňského roku byla i v dosahu menších přístrojů. V červenci 1996 objevil Y. Sakurai Novu Sagittarii jako objekt 10 mag, patrně těsně po maximu. I tato nova patří k pomalým, podobně jako Nova Crucis, kterou koncem srpna 1996 objevil W. Liller jako objekt 11,4 mag. Nova dosáhla maxima 9,9 mag až počátkem září loňského roku a její plynná obálka se v té době rozpínala rychlostí 2000 km/s.
Z historických nov je stále sledována nova V1500 Cyg, jež 20 let po výbuchu klesla dle I. Semeniukové aj. na 18 mag a vykazuje stabilní oběžnou periodu 0,1396 dne. M. Friedjung aj. ukázali z rozboru absorpčních profilů, že obálka expanduje stylem "Hubblova expanse" - jako prostor v kosmologických modelech. Rychlejší hvězdný vítr doslova vymete plynnou obálku, jež novu obklopovala před výbuchem. Také nova GK Per, která vzplanula na počátku století a poté dle S. Pezzuta aj. dosáhla minima r. 1917, je již od r. 1986 pod snadnou pozorovatelskou kontrolou, neboť se v mezidobí podstatně zjasnila. V r. 1996 dokonce jevila erupční aktivitu, když v únoru dosáhla 12,4 mag. Družice ASCA odhalila její aktivitu v rentgenovém pásmu 0,5 -- 10 keV, když k silnému výbuchu došlo 4. března 1996 souběžně s dalším optickým zjasněním až na V = 11,8 mag. Záření vykazovalo sinusovou modulaci v periodě 351 s a s relativní intenzitou 10 mCrab. Při vzdálenosti novy 525 pc to odpovídá rentgenovému zářivému výkonu 6.10^26 W, zatímco bolometrický výkon činí dokonce 3.10^27 W. Z hvězd podobných novám představuje stálou záhadu pomalá Nova Sagittarii, jež dosáhla v lednu 1996 jasnosti 12,5 mag (předtím byla nejméně od r. 1930 určitě slabší než 14 mag) a v průběhu února se dále zjasnila až na 11,4 mag. Spektrum novy však vypadá velmi netypicky; jde o zčervenalou hvězdu G o vysoké svítivosti, ale naprosto bez emisních čar. Podle všeho se musela zjasnit až o 10 mag. Expanse obalu, v němž byly nalezeny čáry He, C, N a Si, se děje rychlostí pouhých 100 km/s. Někteří autoři proto soudí, že obří hvězda prodělává závěrečný héliový záblesk ve shodě s teorií termonukleárního vývoje hvězd v asymptotické větvi obrů. Kolem novy byla koncem února 1996 pozorována kruhová mlhovinka o úhlovém průměru 30" a planetární mlhovina o průměru 45".
H. Nussbaumer a M. Vogel uveřejnili rozbor spekter zákrytové symbiotické novy PU Vulpeculae, pořízených ultrafialovou družicí IUE v letech 1992-95. Nova se skládá z červeného obra o hmotnosti 0,9 M_o a bílého trpaslíka o hmotnosti mírně menší než 0,5 M_o. Poloměr obří složky je větší než 82 R_o a k zákrytům bílého trpaslíka dochází v periodě 13,4 let - jde o jedinou zákrytovou soustavu mezi symbiotickými dvojhvězdami. Pozorovaný zákryt proběhl v letech 1993 - 1995 se středem v dubnu 1994. Větší množství prací bylo věnováno symbiotické trojhvězdě CH Cygni, jež podle A. Skopala aj. nebyla aktivní od r. 1885 až do konce 50. let. Počátkem 60. let však soustava počala jevit symbiotické rysy a prodělala epizody zvýšené aktivity v letech 1967-70, 1977-86 a 1992-95. Odtud autoři odvodili orbitální periody symbiotického páru na 2,1 roku a třetí složky na 15,6 roku. Na přelomu září a října 1995 se optická a ultrafialová jasnost soustavy náhle snížila a v červnu 1996 dosáhla od r. 1929 historického minima 10,4 mag. Červený veleobr v systému ztrácí ročně 2.10^-6 M_o. M. Mikolajewski aj. připomněli, že jde o nejjasnější symbiotickou soustavu vůbec, která počátkem 80. let našeho století dosáhla 5 mag. Tito autoři uvádějí pro symbiotický pár, skládající se z červeného obra a magnetického bílého trpaslíka ve velmi výstředné dráze, poněkud kratší oběžnou periodu 747 dnů a soudí, že i tento obr prodělal termonukleární héliový záblesk.
Další nápadný pokles jasnosti předvedla jedna z nejpozoruhodnějších symbiotických hvězd FG Sagittae, jež poprvé překvapila poklesem v srpnu 1992, které tehdy jako první zachytil J. Papoušek. V té době T. Iijima aj. pořídili podivné spektrum červeného veleobra na konci asymptotické obří větve s pásy molekuly C_2 (saze ??). Tyto pásy zmizely, když se hvězda r. 1993 opět zjasnila zhruba na 10 mag (předtím bývala 9,2 mag). V následujícím roce hvězda znovu slábla až na 14,4 mag v srpnu 1994; absorpce C_2 se souběžně opět vynořily a zesílily. Pak se hvězda téměř vrátila k normálu, a poslední pokles započal v červenci 1995 - byť s několika přerušeními - až na absolutní minimum od r. 1894, které nastalo v dubnu 1996, kdy hvězda zeslábla na V = 16 a B = 17 mag.
Stářím kataklyzmických proměnných hvězd se zabývali U. Kolb a R. Stehle. Ze statistik oběžných dob pro 270 kataklyzmických dvojhvězd odvodili, že tyto soustavy lze podle jejich vztahu k tzv. mezeře v periodách kataklyzmických dvojhvězd (3 -- 4 h) rozdělit na mladé (pod 1,5 miliardy roků) pro periody delší než je zmíněná mezera, a staré (3 -- 4 miliardy roků) s periodami kratšími než je mezera.
4.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci
Naprostým převratem ve studiu planetárních mlhovin se staly jedinečné snímky nejbližší (140 pc) planetární mlhoviny NGC 7293 = Helix (Hlemýžď) v souhvězdí Vodnáře, které získali C. OÝDell a K. Handron pomocí HST. Tato mlhovina má na snímcích doslova obří úhlový průměr 15Ý (lineární průměr 0,5 pc!). Snímky Hlemýždě lze směle označit za astronomické fotografie roku 1996, neboť obsahují nevídané a pozoruhodné detaily struktury mlhoviny. Jsou zde především patrné protáhlé mlhovinky ve tvaru obřích "pulců" s ocásky dlouhými desítky miliard kilometrů, vzdálené asi bilion kilometrů od centrální hvězdy, a dále kometární uzlíky o průměru miliard kilometrů. Ocásky pulsů směřují radiálně od hvězdy, jako špice obřího kola od bicyklu. Autoři se domnívají, že podobnost s kometami není náhodná, že totiž v závěrečné etapě vývoje mateřské hvězdy se vypaří kometární jádra v tamějším Oortově oblaku a rychlá plynná obálka obří hvězdy se sráží s pomalejším plynem, vyvrženým hvězdou o několik desítek tisíc let předtím. Odtud lze odhadnout, že kometární uzlíky by se měly nejpozději za 10^5 let rozpadnout. Prachové částice by se však přitom mohly slepit a vytvořit kompaktní ledové planety obdobné Plutu v naší sluneční soustavě. Tyto ledové planety nakonec opustí mateřskou hvězdu a stanou se interstelárními trampy.
J. Meaburn aj. studovali na těchže snímcích pohyby uzlíků v čáře [OIII] a zjistili, že expandují rychlostí 10 km/s, zatímco planetární mlhovina se rozpíná rychlostí 24 km/s. Kinematiku pohybů bude ovšem možné nezávisle určit porovnáním snímků v odstupu několika let. R. Talcott odhaduje stáří této planetární mlhoviny na 25 tisíc let a teplotu mateřského bílého trpaslíka 120 kK.
J. Provencal využil HST k pořízení kvalitních spekter bílého trpaslíka Prokyon B, kde až dosud panovaly pochybnosti o tom, zda bílý trpaslík vyhovuje vztahu hmotnost-poloměr pro bílé trpaslíky. Autor určil absolutní vizuální hvězdnou velikost Prokyonu B 10,75 mag a jeho efektivní teplotu (8000 -- 400) K. Tak se potvrdilo, že i tento bílý trpaslík zmíněnému vztahu perfektně vyhovuje. T. Fleming aj. hledali bílé trpaslíky v katalogu rentgenových zdrojů z přehlídky ROSAT, jež obsahuje 55 000 zdrojů. Mezi nimi identifikovali celkem 176 bílých trpaslíků. z toho však jen 10% je horkých, s teplotami nad 20 kK a zářivým výkonem nad 10^22 W.
Při studiu pozůstatku po slavné supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu hraje HST rovněž první housle. C. Pun aj. studovali snímky z HST za 4,5 roky od vypuštění teleskopu na oběžnou dráhu. Poslední snímek byl pořízen v březnu 1995, tj. 2932. den po výbuchu. Porovnání vzhledu prstenu, který na konci sledovaného období dosáhl průměru 0,2" (taková struktura je stále ještě nerozlišitelná obřími pozemskými přístroji), poukazuje na rovnoměrné rozpínání tempem 2500 km/s. Prsten je o 20% větší v oboru ultrafialovém v porovnání s oborem optickým a má mírně protáhlý tvar s poměrem os 1,2 : 1. Mezi říjnem 1994 a únorem 1996 vzrostla v čáře [NII] jasnost prstenu o 15%, zatímco zbytek prstenu zeslábl o 5 -- 10 %. N. Panagia aj. zkoumali vnější prsteny kolem této supernovy, které zřejmě souvisejí s plynem, vyvrženým veleobřím předchůdcem supernovy již asi před 10 000 lety. G. Hasinger aj. analyzovali rentgenové záření supernovy na základě měření družice ROSAT v letech 1991-95 a zjistili, že měkké rentgenové záření supernovy stouplo v tomto období z 0,8.10^27 W na bezmála trojnásobek. Autoři předvídají, že tento nárůst se nápadně zrychlí kolem r. 2003, kdy rázová vlna supernovy dospěje k vnějšímu prstenu.
R. Manchester a B. Paterson se snažili odhalit optické pulsace pozůstatku po supernově v intervalu period od 0,2 ms do 10 s a nenašli žádné variace do V = 24,6 mag. To se zdá podivné, neboť tato mez je nejméně o 1 mag slabší než kdyby na tom místě zářil mnohem starší optický pulsar v Krabí mlhovině. Obecně se totiž má za to, že jasnost pulsarů s časem uplynulým od exploze klesají. Svědčí o tom okolnost, že dosud byly nalezeny jen tři optické pulsary, a ve všech případech jde o velmi mladé pozůstatky supernov. Loňský rok znamenal doslova průlom v objevování velmi vzdálených supernov ve speciálním programu HRSS (High-Redshift Supernova Survey) u 4 m reflektoru CTIO v Chile. Bylo jich nalezeno kolem 50, z toho nejvzdálenější 1996az, objevená 8. října, vykazuje červený posuv z = 0,84 a jasnost R = 24,0. Tento program přinese v budoucnosti zcela zásadní výsledky jak při výzkumu fyzikální povahy supernov tak zejména při zlepšení stupnice kosmologických vzdáleností galaxií.
Při studiu starých pozůstatků supernov se především podařilo ukázat, že historické supernovy z r. 1006 (Lup), 1572 (Cas) a 1604 (Oph) se po čase znovu natolik zjasnily, že byly opět viditelné očima. To by skýtalo naději, že něco podobného nám ještě předvede i supernova 1987A. Dále pak záhadná očima neviditelná supernova v Kasiopeji z druhé poloviny 17. stol., kterou známe díky radiovému a rentgenovému zdroji Cas A, vybuchla až r. 1680, nikoliv r. 1657, jak se dosud většinou uvádělo.
Nicméně patrně nejzávažnější loňský výsledek se týká rentgenových pozorování pozůstatku supernovy z r. 1006 na rozhraní souhvězdí Vlka a Kentaura ve vzdálenosti 700 pc. Podle S. Reynoldse zjistila družice ASCA synchrotronovou emisi elektronů s energií až 100 TeV, urychlovaných pravděpodobně v rázové vlně ze supernovy. Odtud lze vysvětlit i existenci kosmického záření o extrémně vysoké energii, které pozorují pozemské Čerenkovovy detektory až do energií 100 EeV. R. Willingale aj. zpracovali rentgenová měření z družice ROSAT v měkkém pásmu rentgenového záření a odvodili odtud pravděpodobnou hmotnost neutronové hvězdy 1,7 M_o a energii exploze 4.10^42 J, takže tato supernova patřila zřejmě k I. typu.
K. Bracherová oznámila, že dle snímků z let 1913-1921 se měnil vzhled Krabí mlhoviny - pozůstatku po supernově z r. 1054, vzdáleném od nás 2,1 kpc. Odtud se podařilo určit střední rychlost expanse 1400 km/s, tj. jeden světelný rok za 200 let. Průměr mlhoviny dosahuje nyní již 3 pc. Přítomnost synchrotronové emise je potvrzována polarizací záření mlhoviny. Podle J. Hestera aj. potvrdily série snímků z HST, pořizované po dnech v intervalu několika měsíců rozpínání mlhoviny, ale navíc zde nalezli rychlé výtrysky, pohybující se od centra rychlostí až O,5 c. Struktura expandující mlhoviny se podobá těm, jež známe z pozorování nov, tj. v polárním směru vidíme bipolární výtrysky a v rovníkové rovině vane hvězdný vítr. Hvězdný vítr naráží na již existující cirkumstelární materiál a interakce se projevuje plápoláním - tzv. tančícími přízraky.
Ostatně N. Langer a S. Woosley ukázali, že souvislost mezi novami a supernovami je těsnější, než obvykle připouštíme. Jestliže v soustavě těsné dvojhvězdy přibírá bílý trpaslík s uhlíkově-kyslíkovým jádrem vodík z průvodce tempem alespoň 10^-7 M_o/rok, vyhne se tak osudu novy (pro klasickou novu nesmí tempo přenosu hmoty z průvodce na bílého trpaslíka přesáhnout 10^-9 M_o/rok) a směřuje přímo k explozi jako supernova typu I. K tomu dojde teprve tehdy, když hmotnost bílého trpaslíka vzroste akrecí na 1,39 M_o a existence této kritické hmotnosti je hlavním důvodem, proč exploze supernov I. typu mají téměř vždy stejnou svítivost a slouží proto jako tzv. standardní svíčky při určování vzdáleností mateřských galaxií. Detaily klasifikace supernov jsou ovšem závislé právě na jejich výskytu ve dvojhvězdách a tím se i určení standardních svíček poněkud komplikuje. S. Woosley a R. Eastman tak například usuzují, že supernovy podtříd Ib a Ic jsou fakticky masivní hvězdy, které ztratili vodíkovou obálku buď výměnou hmoty ve dvojhvězdě anebo hvězdným větrem.
Rozlišení supernov na základní třídy I a II navrhl již r. 1941 na základě tehdejší statistiky pro světelné křivky supernov v cizích galaxiích R. Minkowski. Supernovy třídy Ia dosáhnou maxima optické jasnosti za 10 a 20 dnů po výbuchu a pak následuje pokles, kdy během měsíce zeslábnou o 3 mag. Podle J. Niemeyera klesá pak jasnost supernovy exponenciálně přibližně o 1 mag za měsíc díky uvolňování energie radioaktivním rozpadem ^56 Ni na ^56 Co a posléze na ^56 Fe. Tento autor se též zabýval prošlehnutím termonukleárního plamene v supernovách typu Ia a ukázal, že v maximu výbuchu dosahuje supernova zářivého výkonu 10^36 W (to je desetina zářivého výkonu celé galaxie!), takže během několika měsíců vyzáří energii 10^46 J. Rozpínání cárů supernovy probíhá rychlostí řádu 10^4 km/s.
Pro explozi supernov II. typu, které vznikají zhroucením jádra dostatečně masivní hvězdy (nad 8 M_o) by podle výpočetních simulací nestačil samotný odraz hroutícího se materiálu od nestlačitelné neutronové "pecky", takže pomoci musejí neutrina, zadržená na krátkou dobu v hustém a tedy i pro neutrina neprůhledném materiálu v okolí neutronové pecky. Tak se po 0,1 s od odrazu obnoví rázová vlna, neutrina se definitivně odpoutají od ostatní látky supernovy a zhroucená masivní hvězda opravdu exploduje. H. Bethe ukázal, že rázová vlna vzniká v konvektivní obálce hroutící se hvězdy a rozpadá se již ve vzdálenosti asi 300 km od neutronové pecky, jejíž hmotnost určil na 1,35 M_o.
5. Neutronové hvězdy a pulsary
F. Nasuti aj. sledovali soustavně optický protějšek pulsaru PSR 0531+21 v Krabí mlhovině po dobu šesti let a zjistili, že hvězda V = 16,5 mag vykazuje ploché spojité spektrum bez čar a její jasnost klesá ročně o 0,008 mag, zatímco teorie předvídá pokles 0,005 mag. Podobně zkoumali také známý pulsar v souhvězdí Plachet PSR 0833-45, opticky identifikovaný již před dvaceti lety B. Laskerem jako objekt B = 23,7. Ukázali z vícebarevné fotometrie, že i zde se objevuje přebytek záření proti Planckově křivce pro černé těleso jako u neutronové hvězdy v Krabí mlhovině. Teplota povrchu neutronové hvězdy je relativně vysoká - snad až 1,7 MK. Odhadli též její stáří na 20 000 let a vzdálenost na 500 pc. Odtud vyplývá lineární příčná rychlosti 128 km/s. U tohoto pulsaru byl 13. října loňského roku pozorován další a relativně velký (2,15,10^-6) skok v periodě. S. Shemar a A. Lyne sledovali skoky v periodě pulsarů soustavně pro 279 pulsarů a nashromáždili údaje ekvivalentní pozorování jednoho pulsaru po dobu 2500 let. Za tuto "dobu" odhalili 25 skoků v periodě u 10 vesměs velmi mladých pulsarů. Odtud lze poměrně dobře usuzovat na vnitřní stavbu neutronových hvězd.
R. Campsbell aj. určili z pozorování interferometrem VLBI trigonometrickou paralaxu pulsaru PSR B2021+51 pí = (0,0095 +/- 0,0037)", tj. vzdálenost 1,05 kpc (to je vůbec rekordní vzdálenost změřená trigonometricky!) i jeho úhlový vlastní pohyb. D. Nice aj. studovali vlastnosti binárního pulsaru PSR J1518+4904 s impulsní periodou 41 ms a oběžnou dobou 8,6 d. Jelikož relativní zpomalování periody je menší než 4.10^-20, svědčí to o rekordním stáří pulsaru nominálně 16 miliard let! Dráha binárního pulsaru vykazuje výstřednost e = 0,25 při promítnuté délce velké poloosy dráhy 6.10^6 km a tak se zde uplatňuje relativistické stáčení periastra rychlostí 0,011 deg/rok. Odtud pak vychází hmotnost soustavy na 2,6 M_o, a obě složky jsou nejspíše neutronovými hvězdami.
G. Pavlov aj. hledali optické resp. ultrafialové protějšky mladých (stáří 10^5 let až 2.10^7 let) radiových pulsarů B0656+14. B0950+08 a B1929+10 pomocí HST. Ve všech třech případech byly protějšky zobrazeny jako hvězdy 25 -- 27 mag a s výjimkou prvního případu jde o tepelné záření neutronových hvězd s povrchovou teplotou 70 +/- 300 kK. Pulsar B0656+14 je zřejmě "přihříván" diferenciální rotací neutronové hvězdy, což nezávisle potvrdili A. Shearer aj. z fotometrie u 6 m reflektoru SAO. Optické pulsy dosahují v oboru B hodnoty 26,4 mag a jsou o fázi 0,2 opožděny proti pulsům radiovým; souhlasí však s fází impulsů v oboru záření gama. J. Lundgren aj. se pokoušeli pomocí HST najít průvodce u 6 milisekundových pulsarů a ve 4 případech vskutku uspěli. Ve třech případech jsou těmito průvodci velmi staří a chladní bílí trpaslíci, kteří předávají hmotu na pulsar tempem o řád nižším než je kritická tzv. Eddingtonova akrece.
J. Halpern studoval binární pulsar J1012+5307, objevený D. Lorimerem v r. 1995 ve vzdálenosti 520 pc. Impulsní perioda pulsaru činí jen 5,3 ms a jeho oběžná doba 0,58 dne. Družice ROSAT odhalila slabé rentgenová záření z povrchu staré neutronové hvězdy, což je relativní vzácnost, neboť dosud bylo takové záření zjištěno jen u tří milisekundových pulsarů. Průvodce pulsaru je bílým trpaslíkem s nízkou hmotností 0,15 M_o i povrchovou teplotou jen 9,4 kK. F. Alberts aj. upozornili, že zatímco charakteristické stáří Lorimerova pulsaru, odvozené ze zpomalování periody, dosahuje 7 miliard let, teplota bílého trpaslíka nasvědčuje stáří menšímu než 300 000 let. "Chyba" je patrně na straně bílého trpaslíka, jenž nejspíše chladne mnohem pomaleji, než se dosud z teorie soudí.
D. Lorimer aj. ukončili hledání nových milisekundových pulsarů radioteleskopem v Parkesu. Našli celkem 17 binárních milisekundových pulsarů s dispersní mírou pod 31 pc.cm^-3, rotačními periodami kratšími než 30 ms a s indukcí magnetického pole kolem 5.10^4 T. Tak vzrostl počet známých milisekundových pulsarů v galaktickém disku na 35. Průvodci jsou vesměs bílí trpaslíci s hmotnostmi pod 0,3 M_o.
J. Biggs a A. Lyne zkoušeli najít nové pulsary v 85 kulových hvězdokupách, 29 pozůstatcích supernov a 3 přechodných rentgenových zdrojích s velmi hubeným výsledkem pouze 4 případů, vesměs v kulových hvězdokupách. J. Bell shrnul výsledky, získané přesným měřením period a jejich časové proměnnosti pro radiové pulsary. Jsme tak schopni určovat vnitřní stavbu neutronových hvězd, ověřovat efekty obecné teorie relativity, určovat nepřímo vlastnosti mezihvězdného prostředí, hledat binární pulsary resp. planetární průvodce neutronových hvězd, zlepšovat efemeridy ve sluneční soustavě, ověřovat stabilitu časových normálů, zlepšovat kvalitu vztažných soustav souřadnic a přispívat k řešení otázek kosmologie.
Last update: July 03, 1997