Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
18. septembra 2000
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Zatím se G. Henrymu aj. podařilo fotometricky zaznamenat přechod exoplanety u hvězdy HD 209458 = BD+18.4917 v souhvězdí Pegasa sp. třídy G0 V (V = 7,65; d = 47 pc; stáří 4,5 mld. roků), kolem níž obíhá exoplaneta s minimální hmotností 0,6 M_J- v oběžné době 3,52 dne v průměrné vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Počátkem listopadu 1999 zaznamenali pokles jasnosti mateřské hvězdy o 0,017 mag přesně ve fázi, odpovídající orbitálním elementům exoplanety, odvozeným z křivky radiálních rychlostí o poloamplitudě 81 m/s. Odtud mohli určit poloměr exoplanety na 1,3 R_J, což dává mimořádně nízkou hustotu exoplanety pouhou 1/5 hustoty vody v pozemských podmínkách! Další přechody exoplanety pozorovali R. Rebolo aj., R. Street aj., D. Charbonneau a T. Brown jakož i E. Poretti ještě v průběhu v listopadu. Zeslabení jasnosti hvězdy dosahovalo v průměru (0,025 +/- 0,004) mag a trvalo vždy až 3 h. Odtud se podařilo určit sklon dráhy k rovině kolmé na zorný paprsek 87deg a zpřesnit hodnotu oběžné periody na 3,52474 dne. Tak se navíc podařilo N. Robichonovi a F. Arenouovi zpětně dohledat 5 přechodů, zaznamenaných družicí HIPPARCOS mezi dubnem a listopadem 1991, potvrzujících pokles jasnosti hvězdy během úkazů o 2,3%. Nejnovější měření přechodů W. Boruckim aj. ukázalo, že exoplaneta má rozsáhlou atmosféru, což vedlo k redukci poloměru vlastní planety a ke zvýšení odhadu její průměrné hustoty na 40% hustoty vody v pozemských podmínkách.
Poněkud sporná se ukázala sdělovacími prostředky oslavovaná měření A. Camerona aj., týkající se pozorování proměnné jasnosti hvězdy tau Boo, jež je doprovázena exoplanetou s minimální hmotností 3,9 M_J ve vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Autoři totiž tvrdili, že se jim podařilo 4,2 m reflektorem WHT odhalit světlo exoplanety, odrážené od hvězdy směrem k Zemi, ale patrně šlo pouze o chybnou kalibraci přístroje.
Překvapivě citlivou metodou pro nalézání exoplanet se stává fotometrické sledování gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie, jak už jsem o tom referoval loni. Podle R. Di Stefanové a R. Scalza lze tak poměrně spolehlivě nalézt exoplanety s hmotností větší než má planeta Uran a vzdáleností od mateřské hvězdy větší než 2,7 AU. Autoři soudí, že při soustavném úsilí by tak bylo možné zaznamenat až půltuctu vzdálených exoplanet ročně. Tento výpočet byl potvrzen pozorováními D. Benneta aj., kteří sledovali gravitační mikročočku MACHO-97-BLG-41 a zjistili, že hvězda v pozadí, zesílená po plných 100 dnů mikročočkou, je fakticky dvojhvězda, kolem jejíhož těžiště obíhá exoplaneta. Trpasličí hvězdné složky o hmotnostech 0,6 a 0,16 M_o mají spektrální třídy K a M a exoplaneta obíhající kolem nich má hmotnost (3,5 +/- 1,8) M_J. Složky dvojhvězdy jsou navzájem vzdáleny 1,8 AU, kdežto exoplaneta plných 7 AU od těžiště soustavy. Celý systém je od nás vzdálen 6 kpc.
Na počátku r. 1999 bylo již známo 18 exoplanet a další přibývaly v průběhu roku, jak naznačuje malá tabulka.
Tabulka přírůstků exoplanet
________________________________________________________________
Hvězda Sp M_e a (AU) e per Poznámky
________________________________________________________________
HD 195019 G3 V/IV 3,5 0,14 0,03 18,3 d
HD 217107 G7 V 1,3 0,07 0,14 7,1 d
yps And F8 V 0,7 0,06 0,0 4,6 d hvězda 1,3 M_o a
2,0 0,83 0,23 241 d 3L_o; d=13,5 pc
4,1 2,50 0,30 1269 d stáří 2,6 mld. let
HD 168443 5,0 0,29 0,55 58 d dvojhvězda
HD 210277 1,3 1,12 0,45 437 d hvězda je osamělá
iota Hor G0 V 2,0 0,93 0,16 320 d hvězda 1,03 M_o-
_________________________________________________________________
Obvykle se uvádí, že hvězda yps And je prvním případem mimosluneční planetární soustavy, což však platí jen, pokud se omezujeme na hvězdy hlavní posloupnosti. Vůbec první exoplanetární soustavu nalezli radioastronomové A. Wolszczan aj. v r. 1992 přesným měřením variací příchodu impulsů 6,2 ms pulsaru B1257+12, kde prokázali existenci alespoň tří exoplanet s hmotnostmi srovnatelnými s hmotností Země; mateřskou hvězdou je v tom případě ovšem zhroucená neutronová hvězda. Naproti tomu M. Konacki aj. sledovali změny příchodu impulsů od radiového pulsaru B0329+54 v letech 1994-98 a existenci exoplanet odtud potvrdit nedokázali; spíše jde o nepravidelnosti rotace teprve 5 milionů let staré neutronové hvězdy.
G. Gonzales si všiml, že hvězdy ve slunečním okolí, u nichž již byly prokázány exoplanety, jsou vesměs bohatší na těžší prvky (tzv. kovy) v porovnání se Sluncem. Zatím nejrozsáhlejší program systematického hledání exoplanet metodou variací křivek radiálních rychlostí rozvinuli u I. Keckova dalekohledu S. Vogt aj. Pomocí ultrapřesného spektrografu HIRES hledají exoplanety u 500 Slunci příbuzných hvězd ve vzdálenostech 20--60 pc od Slunce. Předběžně našli už 4 hvězdy, které mají každá alespoň dvě exoplanety. Rozmezí hmotností exoplanet, jež se většinou vyznačují velmi výstřednými drahami, začíná pod 1 M_J a sahá až k maximu kolem 10 M_J, kde už začínají hnědí trpaslíci. Koncem roku 1999 tak bylo celkem objeveno již 28 exoplanet.
G. Basri a E. Martín zjistili, že objekt PPl 15 v Plejádách je tvořen dvojicí hnědých trpaslíků s oběžnou dobou 5,8 d, obíhajících po výstředné dráze s excentricitou 0,42 ve střední vzdálenosti 0,03 AU. Každá složka má hmotnost asi 65 M_J a v jejich spektru jsou vidět čáry lithia. D. Koerner aj. nalezli dvojhvězdy, tvořené trpaslíky třídy L, vzdálené od nás od 18 do 26 pc. Jedna z nich je tvořena trpaslíky spektrální třídy L7, což je zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Složky dvojhvězd jsou vždy stejně jasné a jejich minimální vzájemná vzdálenost se pohybuje v rozmezí 5 -- 9 AU. Zdá se, že obdobné soustavy jsou ve vesmíru běžné; rozhodně je jisté, že alespoň třetina trpaslíků M vykazuje průvodce ve vzdálenostech 3 -- 30 AU.
G. Fritz Benedict aj. hledali pomocí pointeru HST substelární průvodce u blízkých trpaslíků - Proximy Centauri (V645 Cen) a Barnardovy hvězdy, jejichž paralaxy pi činí po řadě 0,772arcsec (1,295 pc) a 0,545arcsec (1,835 pc). U Barnardovy hvězdy je vyloučen průvodce s hmotností > 1 M_J s oběžnou periodou > 60 d, kdežto u Proximy s hmotností > 0,8 M_J s oběžnou periodou v rozmezí 1 -- 1000 d. Hmotnost Proximy Centauri činí 0,11 M_o. K obdobnému závěru dospěli M. Kürster aj. na základě přesných měření radiálních rychlostí Proximy po dobu 4 let. Dostali horní meze pro průvodce v rozmezí 1,1 -- 22 M_J pro oběžné doby 0,75 -- 3000 d a velké poloosy 0,008 -- 2 AU. Nepotvrdili tak údajnou existenci průvodce ve vzdálenosti 0,4 AU od Proximy, jak naznačovaly ojedinělé snímky HST.
S. Stahler aj. studovali vznik hvězd s hmotnostmi 2 --10 M_o, které se tvoří uvnitř mračen ionizovaného vodíku splýváním lehčích hvězd v centru mračen. Kvazistatické hroucení těchto zárodků vede pak ke vzniku velmi raných Herbigových hvězd. A. Natta aj. zjistili, že Herbigovy hvězdy lze rozčlenit na typ HBe s hmotností přes 5 M_o, obklopené dutinami bez prachu a plynu, kdežto u typu HAe s hmotností pod 5 M_o jsou hvězdy vnořeny do klasických cirkmustelárních disků, podobně jako u velmi raných proměnných typu T Tau. Hmotnosti těchto hvězd se pohybují v rozmezí 0,25 -- 1,0 M_o a zatím jich známe na 300. Podle R. Mathieua aj. jde o typické hmotnosti hvězd před vstupem na hlavní posloupnost.
Celkový scénář vývoje hvězd začíná podle téhož autora rozpadem obřího molekulového mračna s hmotností 10^4 --10^6 M_o, typickými rozměry 10 -- 100 pc a teplotou 10 K na zárodečná hvězdná jádra vodíkových molekul. Poměrně protáhlá jádra dosahují hmotností několikanásobku M_o v oblasti o průměru 0,1 pc a hustoty až 10^11 molekul vodíku v krychlovém metru. Magnetická pole v jádrech se pohybují na úrovni 5.10^-9 T. Doklady o existenci prahvězdy přinesli P. André aj. pozorováním mikrovlnného záření zdroje 04191+1522 v molekulovém mračnu TMC v Býku. Prahvězdné jádro dosahuje zářivého výkonu 0,15 L_o a dosud v něm probíhá disociace vodíkových molekul. Je obklopeno prachem o teplotě 12 K.
S. Kurtz aj. se zabývali vznikem velmi hmotných hvězd nad 10 M_o- v horkých molekulových jádrech a ukázali, že fáze gravitačního smršťování trvá v tom případě více než 10^4 roků a vede k tvorbě hvězd tříd O a B, které vesměs značně interagují se svými okolím. Empirický doklad o vzniku hmotných hvězd v mlhovině 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu podala kamera NICMOS HST, když odhalila tisíce mladých hmotných hvězd v mlhovině o lineárním průměru 185 pc. Hvězdy jsou ukryté v rozsáhlých prachoplynových obalech, takže nebyly pozorovatelné kamerou WFPC2, ale zato jsou vidět v infračerveném oboru. Je zřejmé, že v mlhovině (patří k ní i známá supernova 1987A) probíhá před našima očima překotná tvorba velmi hmotných hvězd.
F. Palla a S. Stahler prozkoumali celou oblast zárodečných mlhovin v Orionu, kde určitě probíhá vznik hvězd přímo před našima očima. Napočítali na 900 prahvězd o stáří do 2 milionů let s hmotnostmi v rozmezí 0,1 -- 6 M_o. Ke vzniku hvězd začalo docházet teprve před řádově 10^7 lety a tempo vznikání se postupně zvyšovalo. Rané hvězdy třídy O o hmotnostech 30 -- 50 M_o v konfiguraci typu Trapez tak dokázaly vyčistit své okolí až do vzdálenosti několika parseků. Na krychlový parsek tam dnes připadá 2.10^3 -- 2.10^4 hvězd! Rané hvězdy spektrální třídy O jsou velmi často fakticky těsné (spektroskopické) dvojhvězdy. Podobnou zárodečnou kupu představuje též mlhovina NGC 3603 v souhvězdí Lodního kýlu, vzdálená od nás 7 kpc, o úhrnné svítivosti 10^7 L_o. Obsahuje přinejmenším 6 velmi hmotných hvězd, každá s hmotností = cca. 50 M_o.
V r. 1992 zavedli P. Lenzuni, D. Chernoff a E. Salpeter nový pojem: béžoví trpaslíci. Jde o velmi málo hmotné bílé trpaslíky v rozmezí 0,1 -- 0,3 M_o, na něž ročně dopadá "nekovový" materiál tempem 10^-9 -- 10^-7 M_o. Pak je vnější atmosféra takových bílých trpaslíků opticky průhledná, což urychluje chlazení jejich povrchu a tudíž i snižování jejich zářivého výkonu. Nyní přišel B. Hansen s myšlenkou, že skrytá hmota v okolí galaxií může být zčásti tvořena právě neviditelnými béžovými trpaslíky, což empiricky potvrzuje výskyt gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu, odhalený programem MACHO, který však loni bohužel skončil.
I. Heinrichsen aj. zkoumali pomocí měření infračervené družice ISO podrobně proslulý prachový disk kolem hvězdy beta Pictoris. Poloměr disku výrazně závisí na použité vlnové délce, takže zatímco na 25 microm činí jen 84 AU, na 60 microm dosahuje plných 140 AU. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje až 10^-7 M_o, tj. asi dvojnásobek hmotnosti našeho Měsíce. Skládá se z nepatrných prachových zrníček o rozměrech od 1 microm až po 5 mm a jejich teplota činí v průměru 85 K. D. Barrado y Navascués aj. srovnávali stáří beta Pic se 160 okolními trpaslíky třídy M a dostali tak hodnotu 20 milionů let, což značí že beta Pic je mezi nimi prakticky nejmladší. Právě pro mladé hvězdy je fenomén Vega běžný.
P. Tuthill aj. studovali Wolfovu-Rayetovu hvězdu WR104 v souhvězdí Střelce pomocí metody aperturního maskování u Keckova dalekohledu. Ačkoliv šlo o hvězdu 13 mag, docílili tak skvělého úhlového rozlišení 0,02arcsec (pětkrát lepší než HST!). Zjistili, že z povrchu hvězdy uniká prach po spirálových drahách. J. Monnier využil mapování povrchu veleobra VY CMa toutéž metodou u Keckova dalekohledu a zobrazování adaptivní optikou 3,6 m teleskopem ESO k určení základních parametrů hvězdy, vzdálené od nás 1,5 kpc. Zářivý výkon hvězdy dosahuje hodnoty 2.10^5 L_o při hmotnosti 25 M_o a povrchové teplotě 2,8 kK. Hvězda ročně ztrácí 2.10^-4 M_o, ale ani to nestačí, aby se vyhnula gravitačnímu zhroucení a výbuchu jako supernova již asi za 10 tisíc let!
A. Dupree a A. Sobel zkoumali pomocí ultrafialových měření HST v letech 1997-99 disk veleobra Betelgeuse v Orionu. Zatímco úhlový průměr optického kotoučku hvězdy činí jen 0,055arcsec, v ultrafialovém oboru naměřili průměr 0,125arcsec. Na rozměrném povrchu byly zjištěny jasné "skvrny", které rotují spolu s hvězdou. K. Strassmeier aj. sledovali ultrafialovou světelnou křivku obří hvězdy HD 12545 sp. třídy K0 v letech 1985-98, jež patří mezi zákrytové typu RS CVn. Obr v soustavě rotuje synchronně v periodě 24 dnů a v lednu 1998 se ultrafialově zjasnil s amplitudou 400x větší než tomu bývá při erupcích na Slunci! Na jeho povrchu se vyskytuje obrovská eliptická tmavá skvrna o rozměrech os 20 x 12 R_o. R. Griffin a A. Lynes-Gray určili základní parametry obřího Arkturu sp. třídy K1,5 III. Při poloměru 23 R_o a vzdálenosti od nás 10,8 pc má povrchovou teplotu 4290 K a snížený obsah kovů v porovnání se Sluncem. N. Turner aj. se pokoušeli 2,5 m Hookerovým reflektorem na Mt. Wilsonu ve spojení s adaptivní optikou najít průvodce Arkturu, ohlášeného při zpracování měření družice HIPPARCOS jako objekt o 3,3 mag slabší než Arktur a v úhlové vzdálenosti 0,26arcsec od něho, leč marně. Přitom citlivost měření by dovolila najít průvodce dokonce o 4,5 mag slabší.
D. Figer aj. studovali pomocí HST NICMOS mateřskou hvězdu nedávno nalezené Pistolové mlhoviny v blízkosti centra Galaxie. Infračervená pozorování prokazují, že mlhovina byla vyvržena z velmi hmotné mateřské hvězdy o rekordní svítivosti 4 ML_o- (dosud éta Car - 3 ML_o) ve dvou epizodách před méně než 10 tisíci lety. Mlhovinné obaly pak byly ionizovány zářením okolních horkých hvězd v kupě Kvintuplet. Celkem tak hvězda ztratila plných 10 M_o, což je rovněž výrazně rekordní hodnota, svědčící jak o mocném hvězdném větru tak o intenzívním magnetickém poli mateřské hvězdy.
A. Richichiová aj. pokračovali v hledání těsných dvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem a nalezli dalších 20 podvojných systémů s úhlovými vzdálenostmi 0,01 -- 0,57arcsec, čímž počet takto objevených dvojhvězd vzrostl na 58. A. Udalski aj. zpracovali rozsáhlý statistický soubor pozorování 1459 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu pomocí aparatury OGLE, primárně určené pro hledání gravitačních čoček na ploše 2,4 čtverečního stupně. Katalog obsahuje zákrytové jasnější než 20 mag s periodami v rozmezí 0,3 -- 200 dnů a je velmi homogenní a z 80% úplný. Proto jej lze využít jak k určení vzdálenosti celé galaxie tak i ke stanovení absolutních rozměrů složek dvojhvězd a jejich teplot s vynikající přesností několika málo procent. Statistické studie těsných dvojhvězd vedly už před několika desítkami let k objevu dvou efektů, jejichž fyzikální příčina není dodnes jasná: v r. 1908 zjistil J. M. Barr, že v souboru 30 spektroskopických dvojhvězd převažují polohy periastra poblíž nejvzdálenějšího bodu oběžné dráhy při pohledu ze Země. V polovině století pak ukázali O. Struve a J. Sahade, že spektrální čáry sekundárních složek těsných dvojhvězd se zeslabují, když se od nás tyto složky následkem oběžného pohybu relativně vzdalují, a naopak.
D. Koerner aj. objevili pomocí Keckova teleskopu tři binární soustavy trpaslíků spektrální třídy L; z toho dva lithiové a třetí dokonce obsahuje hvězdu spektrální třídy L7, což je zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Dvojhvězdy se nacházejí ve vzdálenostech 18 -- 26 pc od nás a jejich stejně svítivé složky jsou 5 -- 10 AU od sebe, takže patrně jde o naprosto běžné systémy. V průměru asi 35% trpaslíků třídy M má své hvězdné průvodce, vzdálené 3 -- 30 AU.
A. van Genderen aj. uveřejnili výsledky soustavných 24letých vícebarevných fotoelektrických měření výjimečné dvojhvězdy étaCarinae, klasifikované jako svítivá modrá proměnná (typ LBV). Světelná křivka jeví variace s periodami 1 -- 4 roky a ultrafialové záření horké složky dvojhvězdy o povrchové teplotě 22 kK vykazuje proměnnost s periodou 5,52 roku, což je oběžná doba soustavy. Složka je obklopena svítícím diskem, který budí k záření. Jasnost disku osciluje s typickou periodou 200 d. Podle měření z HST STIS se mlhovina Homunculus kolem éta Car s úhlovým průměrem 17arcsec začala výrazně zjasňovat v prosinci 1997 a na jaře r. 1999 byla nejjasnější za posledních 130 let a největší za posledních 50 let, když dosáhla vizuální hvězdné velikosti 5,2. Podle C. Sterkena aj. však nedošlo k výbuchu hvězdy. R. Schulteová-Ladbecková aj. soudí, že takový výbuch se odehrál počátkem 19. stol., kdy hvězda vyvrhla 2,5 M_o látky, z níž vznikl zmíněný Homunculus.
Podle R. Humphreysové aj. došlo koncem 19. stol. k dalšímu výbuchu, podobně jako u Pistolové hvězdy. K. Davidson aj. uvádějí, že během r. 1998 vzrostla jasnost éta Car v širokém spektrálním pásmu zhruba dvakrát, zatímco Homunculus se zjasnil o 30%, což způsobilo odpaření části prachu v mlhovině. Hvězda je fakticky velmi nestabilní již od počátku 18. stol. Největší výbuch se odehrál mezi lety 1837-1860 a zopakování úkazu je nyní dost pravděpodobné. N. Langer aj. tvrdí, že hmotnost hlavní složky éta Car činí až 35 M_o, a že během svého vývoje ztratí až 80% původní hmoty, takže fáze LBV předchází fázi hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Počátkem září 1999 sledovala hvězdu rentgenová družice Chandra a nalezla tam horký centrální zdroj o teplotě 60 MK a podkovovitý vnější prsten o teplotě 3 MK. Konečně K. Išibaši aj. se zabývali ověřením domněnky o dvojhvězdné povaze tohoto jedinečného objektu na základě pozorování rekurentního rentgenového záření v soustavě, jejíž oběžná perioda 5,52 roků je dobře potvrzena za předpokladu, že druhá složka obíhá po překvapivě výstředné dráze s excentricitou > 0,6.
C. Sandberg Lacy aj. upozornili na velmi pozoruhodnou zákrytovou dvojhvězdu V907 Sco, objevenou teprve r. 1964. Archivní snímky totiž ukázaly, že během XX. stol. zákryty přinejmenším dvakrát vymizely a opět naskočily (1899-1918 a 1963-1986). Autoři to vysvětlují hierarchickou vícenásobností složitého systému, jenž je především vizuální dvojhvězdou, jehož jasnější složka je sama minimálně trojhvězdou. V trojici se nachází těsná zákrytová dvojhvězda s oběžnou periodou 3,8 d a vzdálená třetí složka třídy K (nebo snad bílý trpaslík?) s oběžnou dobou 99,3 d. Jelikož oběžné roviny nejsou koplanární, projeví se to zpětným pohybem uzlů dráhy zákrytové dvojhvězdy s periodou 68 let. Zákryty se proto pozorují jen po třetinu zmíněné uzlové periody a můžeme je znovu čekat kolem r. 2030.
P. Tuthill aj. využili na jaře 1998 metody aperturního maskování u Keckova teleskopu k opakovanému infračervenému zobrazení těsné dvojhvězdy WR104, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a složky třídy OB. Objevili tak krásnou Archimedovu spirálu prachu, vyvěrající ze složky OB rychlostí 1600 km/s a obtékající celý systém s periodou 220 dnů. Prachová spirála vzniká srážkou hvězdných větrů složek dvojhvězdy, vzdálené od nás 2,3 kpc.
J. Schweickardt aj. opravili parametry Wolfovy-Rayetovy dvojhvězdy WR 22 = HD 92740 na základě nového spektroskopického materiálu. Absolutní hvězdná velikost soustavy dosahuje -6,85 mag v oboru V a oběžná doba složek o hmotnostech 55 a 21 M_o činí 80,3 d. D. Pourbaix aj. spočítali nové elementy nejbližší dvojhvězdy alpha Cen na základě mikrometrických a spektroskopických měření. Při paralaxe pi = 0,737arcsec (1,357 pc) dostali poloosu 24 AU; výstřednost e = 0,52; oběžnou dobu 79,9 roků; sklon dráhy 79,1deg a hmotnosti složek 1,16 a 0,97 M_o. Stáří soustavy odhadli na 2,7 mld. let. Titíž autoři studovali také zákrytovou dvojhvězdu gamma Per = HD 18925, jež má ve spektru čáry obou složek sp. tříd G8 III a A3 V o hmotnostech 3,1 a 2,0 M_o. Nejbližší zákryt složek proběhne v r. 2005. Při úplné fázi zákrytu primární složky sp. třídy B8 V známého polodotykového Algola, vzdáleného od nás 28,5 pc, pozorovali 30. srpna 1997 J. Schmitt a F. Favata obří rentgenovou erupci na jeho průvodci sp. třídy K2 III. Složky mají hmotnosti 3,25 a 0,8 M_o; poloměry 3,0 a 3,3 R_o a zářivé výkony 149 a 6 L_o. Poloosa dráhy dosahuje hodnoty 0,067 AU při oběžné době 2,87 d.
L. Leedjärv aj. studovali dlouhoperiodický (20,3 d) zákrytový systém VV Cep = HD 208816 během posledního zákrytu v letech 1997-98. Minimum se opozdilo proti předpovědi o 68 dnů, tj. bezmála o 1% samotné délky periody. Raná složka sp. třídy B má hmotnost 8 M_o, kdežto průvodce sp. třídy M pouze 2,5 M_o. Je to polopravidelná proměnná hvězdy s amplitudou změn jasnosti 0,3 mag, jež vyplňuje Rocheův lalok pouze v okolí periastra. Soustava vykazuje značnou výstřednost e = 0,35 a látka mezi složkami přetéká pouze kolem periastra tempem až 4.10^-4 M_o/rok.
G. Torres aj. určili velmi přesné elementy zákrytové a dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy V364 Lac s oběžnou periodou 7,3 d a výstředností dráhy 0,29 o stáří 620 milionů let. Rotace primární složky je vinou velké výstřednosti dráhy synchronizována s oběžnou periodou pouze v bezprostředním okolí periastra. Soustava vykazuje stáčení přímky apsid v periodě 2810 let; z toho 17% představuje příspěvek, vyplývající z obecné teorie relativity. Hmotnosti složek činí 2,33 a 2,30 M_o; jejich poloměr 3,31 a 2,98 R_o, efektivní teploty 8250 a 8500 K. I. Ribas aj. se věnovali určování elementů oddělené zákrytové dvojhvězdy CD Tau sp. třídy F6 V o hmotnostech po řadě 1,44 a 1,37 M_o; poloměrech 1,80 a 1,58 R_o a efektivních teplotách 6,2 kK. Systém obsahuje navíc třetí složku o hmotnosti 1 M_o, poloměru 0,9 R_o a efektivní teplotě 5250 K a je starý 2,6 mld. let.
Vzápětí objevil M. Jamamoto galaktickou Novu Sgr 1999 (V4444 Sgr), jež dosáhla 27. dubna maxima V = 7,2, ale pak velmi rychle zeslábla. Australan P. Williams nalezl 22. května 1999 jako první velmi jasnou Novu Velorum 1999 (V382 Vel) v poloze 10^h 44^m -52deg25arcmin, jež ještě týž den dosáhla maxima V = 2,6 a stala se tak jednou z nejjasnějších nov století. Při předpokládané vzdálenosti 2 kpc měla v maximu absolutní hvězdnou velikost -8,7 mag, a amplituda jasnosti od klidového stavu dosáhla 13,8 mag. Podle archivních snímků nastalo vzplanutí z hvězdy původně 16,4 mag již asi den před Williamsovým objevem. Spektroskopie prokázala silné emise v ultrafialovém, optickém i infračerveném pásmu, rychlost rozpínání obalů 2400 km/s a příslušnost k typu ONeMg, podobně jako poslední jasná nova na severní polokouli (V1974 Cyg z r. 1992). Nova po maximu rychle slábla, takže již 5. června přestala být očima viditelná. V maximu vydávala dle měření družice BeppoSAX rentgenový zářivý výkon až 5.10^26 W, ale ještě koncem listopadu se jevila jako měkký rentgenový zdroj s maximem záření černého tělesa pro energii 40 eV a tepelným plazmatem s maximální energii na 1 keV. V srpnu dosáhla nebulárního stádia.
Na severní polokouli nalezl 13. července A. Tago Novu Aquilae 1999 (V1493 Aql) jako objekt 8,8 mag v poloze 19^h 08^m +12deg31arcmin, jejíž obaly se rozpínaly rychlostí 3400 km/s. D. Moro aj. nenašli předchůdce do mezné hvězdné velikosti 21 mag, takže rozkmit činil více než 12 mag. Také tato nova patřila k velmi rychlým, neboť počátkem srpna zeslábla již na 13 mag, v polovině září na 15 mag a koncem října na 16 mag. Koncem srpna objevil W. Liller Novu Circinis 1999 (DD Cir) jako objekt 7,7 mag, jež však počátkem září klesla na 10 mag a v polovině listopadu na 11 mag. Konečně 1. prosince nalezl A. Pereira Novu Aquilae 1999 č. 2 (V1494 Aql) v poloze 19^h 23^m +4deg57arcmin jako objekt 6,9 mag, jež o dva dny později dosáhla maxima 4,1 mag, když před vzplanutím se jevila jako hvězdička 16 mag. Již 8. 12. byla zpozorována v submilimetrovém oboru pomocí radioteleskopu JCMT. O tři dny později přestala být očima viditelná a koncem roku zeslábla na 7,5 mag.
V porovnání s těmito novami je překvapující, že Nova Cas 1995 (V723 Cas) byla i 4 roky po vzplanutí stále dosti jasná (K = 11,2) a její infračervené spektrum vykazovalo četné dovolené emisní čáry vodíku a hélia jakož i zakázané čáry vysoce ionizovaného Ca a Si. S. Lépine aj. oznámili, že 25. února 1999 se znovu zjasnila rekurentní nova U Sco, která předtím vybuchla v letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Ačkoliv jde o nejkratší intervaly mezi rekurentními novami, je jisté, že některá vzplanutí v mezidobí nebyla zpozorována. Koncem února 1999 dosáhla maxima 7,6 mag, tj. amplituda zjasnění dosáhla 10 mag. Spektroskopie pomocí STIS HST umožnila první přímé měření zrychlení obálky, jež činí 4,1 m/s^2. Koncem března 1999 přešlo spektrum do nebulární fáze. Podle U. Munariho aj. jde o zákrytovou soustavu s periodou 1,23 d. Spektroskopicky se nový výbuch podobal předešlému z r. 1987, když rychlost rozpínání obálky klesla za 23 dnů z 10000 km/s na 4000 km/s. P. Kahabka aj. zjistili z pozorování rentgenové družice BeppoSAX, že měkké rentgenové záření novy se vynořilo za 20 dnů po optickém maximu a dosáhlo hodnot řádu 10^29 W při teplotě povrchu bílého trpaslíka 0,9 MK. T. Harrison aj. určili pomocí HST trigonometricky vzdálenosti tří trpasličích nov SS Aur, SS Cyg a U Gem postupně na 200, 166 a 96 pc, což je vůbec poprvé, kdy vzdálenosti takto přesně známe. Zatímco při termonukleárním výbuchu klasické novy se uvolní energie řádu 10^38 J, u trpasličích nov jde jen o řádově 10^33 J.
M. Somers a T. Naylor zkoumali, jak se chladí bílý trpaslík v nově V1500 Cyg z r. 1975 po výbuchu. Ukázali, že přivrácené polokoule sekundární složky - červeného trpaslíka o povrchové teplotě jen 3 kK je bílým trpaslíkem ohřívána na 8 kK, což je zatím nejlepší příklad takového ozařování. Z měření dále vyplývá, že během příštích asi 280 let toto přídavné ohřívání skončí, což je důkazem ochlazování bílého trpaslíka. Podobný efekt byl objeven u starých nov DN Gem (1912) a WY Sge (1783) jakož i pro "neonovou" novu V1974 Cyg (1992). S. Wanajo aj. studovali nukleosyntézu v novách typu ONeMg a zjistili, že příslušní bílí trpaslíci mají mít hmotnost kolem 1,1 M_o, což souhlasí s pozorováním novy V1974 Cyg, a že při výbuchu odvrhnou více než 10^-4 M_o. Spatřují zde i zrod krátkožijícího radionuklidu 26^Al v naší Galaxii.
M. Oriová se věnovala rentgenovým pozorováním optických a rekurentních nov. Ukázala, že odtud plyne typická konfigurace příslušné těsné dvojhvězdy, skládající se z bílého trpaslíka a hvězdy hlavní posloupnosti a hmotnosti podobné Slunci. Oběžné doby soustav se pohybují v intervalu 2,5 -- 8 h a amplitudy zjasnění v rozmezí 8 -- 15 mag pro klasické novy; rozkmit pro rekurentní novy je nižší. Během výbuchu se uvolní energie 10^37 -- 10^39 J díky překotné termonukleární reakci na dně akreované vodíkové slupky bílého trpaslíka. Na rozdíl od supernov nevzniká po výbuchu rázová vlna, nýbrž intenzívní hvězdný vítr, řízený tlakem záření z bílého trpaslíka. Po výbuchu má povrch trpaslíka teplotu až 0,25 -- 10 MK a září s výkonem řádu 10^31 W převážně v měkkém rentgenovém pásmu. Není vyloučeno, že akrece vodíku z hvězdy hlavní posloupnosti na bílého trpaslíka pokračuje po výbuchu novy bez přerušení, takže vede k růstu hmotnosti hvězdy a nakonec i k jejímu zániku při explozi bílého trpaslíka v podobě supernovy třídy I.
Rekurentní novy jsou vzácné; dosud jich známe jen deset a jejich vzplanutí se opakují v rozmezí 10 -- 30 let. Sekundární složkou soustavy je v tomto případě hvězdný obr a oběžné doby v soustavách se blíží 1 roku. S. Balmanová a H. Ögelman uveřejnili výsledky rentgenových měření z družice ROSAT pro slavnou jasnou Novu Persei 1901. Je to první případ, kdy bylo v pásmu 0,1 -- 2,4 keV odhaleno rentgenové záření z obálky novy. Podle těchto měření má hvězda povrchovou teplotu 2 MK a vydává rentgenový zářivý výkon 8.10^24 W. Při výbuchu byla odhozena hmota 7.10^-5 M_o tempem 1200 km/s.
J. Sokoloski a L. Bildstein zjistili, že také známá symbiotická dvojhvězda Z And obsahuje bílého trpaslíka o hmotnosti 0,65 M_o se silným magnetickým polem nad 10 T. Přesná fotometrie odhalila oscilace trpaslíka s periodou 28 min a sklon oběžné roviny 47deg při oběžné době 759 d. B. Judin pozoroval infračervenou světelnou křivku symbiotické miridy V407 Cyg a odvodil tak periodu 745 d, přičemž pokles jasnosti během pulsací přesahuje 3 mag a mirida ročně ztrácí 5.10^-7 M_o- látky. R. Coradi aj. dokázali zobrazit mlhoviny, obklopující symbiotické miridy He2-147, HM Sge a V1016 Cyg, jejichž stáří odhadli pouze na stovky roků. Mlhoviny se rozpínají rychlostí asi 100 km/s a svědčí o velké ztrátě látky z těchto soustav.
R. Kuschnig aj. vyzkoušeli Dopplerovo zobrazování povrchu hvězdy CU Vir třídy Ap o teplotě 12,5 kK. Odhalili tak existenci rozsáhlé heliové skvrny, obklopující magnetický pól hvězdy a dále výskyt prvků Si, Cr a Fe všude tam, kde jsou magnetické siločáry vodorovné. Rozložení Mg po povrchu se odlišuje a tak všechno svědčí o tom, že chemické anomálie jsou vyvolávány magnetickou difúzí. J. Budaj ukázal, že fyzikální vlastnosti dvojhvězd se složkami třídy Ap jsou závislé na elementech oběžné dráhy, tj. chemická pekuliarita i magnetické pole se snižují s rostoucí výstředností dráhy a delší oběžnou dobou. Existuje též souvislost mezi indukcí magnetického pole hvězdy Ap a jejich výskytem ve dvojhvězdě.
Podle T. Kippera a V. Kločkové klesla během r. 1998 teplota mlhoviny z 8 kK na polovinu. Na jaře 1999 v ní byla pozorována silná infračervená emisní čára neutrálního hélia jakož i infračervené spojité spektrum, odpovídající teplotě prachu pouze 1,1 kK. Je už jisté, že jsme v tomto případě očitými svědky závěrečného héliového záblesku, vyplývajícího z teorie hvězdného vývoje, což ve hvězdě výrazně mění poměr vodíku k lithiu díky Cameronově-Fowlerově termonukleární reakci. Je to také patrně první případ, kdy se před našim očima hvězda mění na proměnnou typu R CrB. Obdobné héliové záblesky předtím zřejmě prodělaly nova Aql 1919 č. 2 (V605 Aql) a FG Sge. Všechny tyto hvězdy proběhly za několik málo desítek let napříč celým diagramem HR. Samotná R CrB se počátkem ledna 1999 zjasnila na 7,5 mag, ale do konce měsíce opět zeslábla na 10 mag.
Dosud nejpodrobnější snímek pověstné prstencové mlhoviny M57 v Lyře pořídil koncem r. 1998 HST. Tak se ukázalo, že při vzdálenosti 600 pc činí průměr této planetární mlhoviny 0,3 pc, přičemž prostorově jde o válec s osou směřující k Zemi. R. Henry aj. studovali rozměrnou (úhlový průměr 16arcmin) planetární mlhovinu Hlemýžď (Helix) = NGC 7293, jež je od nás vzdálena 213 pc a jejíž centrální hvězda má teplotu 120 kK a svítivost 100 L_o. Předchůdce bílého trpaslíka měl hmotnost 6,5 M_o a samotná mlhovina obsahuje více než 0,3 M_o. Spektrálně se v ní podařilo prokázat zastoupení prvků C, N, O, Ne, S a Ar, zcela ve shodě s teorií termonukleárního vývoje hvězd. A. Gutiérrezová-Morenová aj. ohlásili první úspěšná trigonometrická měření vzdálenosti planetárních mlhovin, pro něž pak vycházejí úctyhodné vzdálenosti 0,77, 1,9 a 3,3 kpc. To má zásadní význam pro kalibraci vzdálenosti planetárních mlhovin, jež tradičně slouží k určování vzdáleností význačných rysů v naší Galaxii.
G. Schmidt aj. se zabývali studiem bílých trpaslíků se silným magnetických polem nad 10 T. Dnes jich známe kolem 50 a rekordní pole dosahují až 100 kT; přesto však magnetičtí bílí trpaslíci tvoří jen několik málo procent obecné populace bílých trpaslíků. Jejich nejnovější katalog sestavili G. McCook a E. Sion s údaji o 2249 kompaktních objektech. B. Hansen propočítal délku chladnutí bílých trpaslíků (do jejich relativní neviditelnosti, když se stanou tzv. černými trpaslíky) v Galaxii a vyšlo mu rozmezí 6 -- 11 mld. let pro bílé trpaslíky v galaktickém disku a 7,5 -- 11 mld. let pro trpaslíky v galaktickém halu. Odtud pak dle autora vyplývá, že skrytou hmotu v Galaxii nemusí tvořit pouze temná hmota, ale zčásti i tyto staré - fakticky vyhaslé - hvězdné pozůstatky, které prostě září příliš málo. K témuž závěru dospěli i S. Hodgin aj., kteří studovali infračervené spektrum bílého trpaslíka WD0346+246 v souhvězdí Býka. Hvězda o poloměru 0,012 R_o a hmotnosti 0,65 M_o má povrchovou teplotu 3,5 kK a svítivost 2.10^-5 L_o, což je důkaz, že jde o pozůstatek staré hvězdy II. populace, náležející do galaktického hala.
Velkým překvapením loňského roku se stal objev supernovy 1999J ve Velkém Magellanově mračnu, neboť dosáhla pouze 17 mag (pro srovnání připomeňme, že slavná supernova 1987A měla v maximu 3 mag !), ačkoliv patří k mimořádně svítivému typu Ia. Patrně jde o nějakou pekuliární variantu a/nebo vysokou extinkci ve směru k pozorovateli.
Podobný rozruch vyvolala podivná supernova 1998bw v galaxii ESO 184-G82, která je podezřelá z totožnosti se zábleskovým zdrojem záření gama GRB 980425. V březnu a červnu 1999 její optická jasnost stále exponenciálně klesala tempem 1,5 -- 1,7 mag za 100 dnů, takže je klasifikována jako třída Ib. Koncem října vzplanula supernova 1999em II. typu v galaxii NGC 1637 v Eridanu, vzdálené od nás 7,8 Mpc. Vzápětí ji sledovala družice Chandra a určila tak rentgenový zářivý výkon supernovy na řádově 10^31 W. Navzdory tomu však aparatura VLA v Socorru neodhalila v téže době žádné rádiové záření supernovy, což je fyzikálně téměř nepochopitelné. Teprve 1. prosince se podařilo objevit na místě supernovy kompaktní radiový zdroj s tokem 0,19 mJy na frekvenci 8,4 GHz.
Velkovýrobnou supernov lze po loňském objevu supernovy 1999gn nazvat její mateřskou galaxii M61 (NGC 43O3) v Panně, neboť v téže soustavě byly pozorovány supernovy 1926A, 1961I a 1964F. Nejlépe studovanou supernovou typu Ic je podle E. Barona aj. supernova 1994I, jež vzplanula koncem března toho roku ve známé Vírové galaxii M51 v Honicích psech. J. Millardová aj. tvrdí, že v jádře této supernovy se před výbuchem stačil vytvořit pouze uhlík a kyslík, což vysvětluje anomálně nízkou rychlost rozpínání fotosféry 7000 km/s oproti standardním 17500 km/s. Uvolněná energie dosáhla "jen" 10^44 J.
N. Suntzeff aj. a S. Jha aj. využili supernovy 1998bu třídy Ia v galaxii M96 (NGC 3369) ve skupině galaxií Leo I ke kalibraci vzdálenosti galaxie, určené nezávisle pomocí cefeid. Autoři tvrdí, že takto stanovené vzdálenosti mají chybu pouhých 5%; bohužel zatím známe jen 4 galaxie, kde v moderní době vzplanuly supernovy Ia, a kde současně můžeme měřit světelné křivky cefeid. Výsledkem je přirozeně velmi přesná hodnota Hubblovy konstanty H_o rozpínání vesmíru, jež odtud vyplývá: H_o = (64 +/- 7) km/s/Mpc.
Kosmologicky velmi vzdálené supernovy umožnily před dvěma lety poprvé ukázat, že s rostoucí vzdáleností se tempo rozpínání vesmíru překvapivě zvyšuje, neboť supernovy s velkým červeným posuvem z > 0,3 jsou opticky nápadně slabé, ale tento závěr zpochybnili A. Riess aj., když ukázali, že absolutní hvězdná velikost supernov Ia závisí na kosmologické epoše. Pokud se absolutní zářivý výkon supernov Ia v maximu zvedl za posledních 5 miliard let o 25%, pak tím lze předešlá pozorování přirozeně vysvětlit, bez předpokladu o zvyšování tempa rozpínání vesmíru. Vskutku, náběh světelné křivky k maximu je pro blízké supernovy o 2,5 dne delší, než pro supernovy vzdálené, což zmíněnou evoluci svítivosti supernov potvrzuje, neboť vyšší svítivost se dá dosáhnout za delší dobu. Pro současné supernovy činí odpovídají absolutní hvězdná velikost -19,45 mag - to je důvod, proč je používáme jako tzv. standardní svíčky, ale nyní je zřejmé, že zde je zakopán kosmologický vývojový pes.
Q. Wang zjistil na základě rentgenových pozorování družice ROSAT, že obří spirální galaxie M101 (NGC 5457) ve Velké medvědici, vzdálená od nás 7,2 Mpc, obsahuje mimořádně vysoký počet rentgenově zářících pozůstatků supernov v podobě rozpínajících se plynových bublin o průměru až 260 pc, obsahujících velkou energii v podobě rázových vln ze supernovy. Z 93 pozůstatků totiž nejméně 51 vykazuje měřitelné rentgenové záření a jejich stáří činí v průměru 1 milion let. Autor odtud usuzuje, že jde o pozůstatky po výbuších hypernov, kdy se hmotná hvězda rázem zhroutí na černou díru, a jež se od supernov liší asi o řád vyšším výdajem energie v období vzplanutí. Podmínkou je jednak rychlá rotace původní hvězdy a jednak velmi silné magnetické pole na jejím povrchu. Domněnce o hypernovách odpovídá skutečnost, že mračna ionizovaného vodíku v této galaxii jsou v průměru větší a zářivější než proslulé mračno kolem hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu, kde vzplanula supernova 1987A.
Pozůstatek této nejbližší supernovy století je čím dál ostřeji sledován, když se ukázalo, že zcela podle předpovědi začíná rázová vlna výbuchu dohánět mnohem pomalu se rozpínající plynný obal původního veleobra, což vede ke zjasnění takto postižených uzlíků v obalu. Na snímku HST z počátku ledna 1999 je patrné, že první horká skvrna v rovníkovém prstenu kolem supernovy se neustále zjasňuje a dosáhla magnitudy R = 20,65. Poslední 4 roky činí tempo zjasňování 0,0024 mag/d. Při průměrné rychlosti rozpínání rázové vlny 12000 km/s a za předpokladu kulové souměrnosti lze odtud přímou geometrickou cestou odvodit i vzdálenost supernovy od nás na (50 +/- 6) kpc. Tento předpoklad však téměř určitě není splněn, neboť prsten jeví zřetelnou nesouměrnost jak v optickém tak i radiovém spektrálním pásmu.
Supernova též posloužila jako svérázný světlomet, ozařující intergalaktický prostor mezi Velkým Magellanovým mračnem a pozorovatelem na Zemi, což se zvlášť dobře projevuje na výskytu Dopplerově posunutých složek ultrafialových spektrálních čar C, Mg, Al, Si, P, Cl, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni a Zn ve spektrech z družice IUE. Tak lze získat trojrozměrnou představu o struktuře mezihvězdného a intergalaktického prostředí a navíc se tak potvrdilo, že tzv. metalicita (tj. zastoupení prvků těžších než hélium) Velkého Magellanova mračna jež téměř dvakrát nižší než metalicita Galaxie. Z pozorování družice ISO vychází podle P. Lundqvista aj., že pozůstatek supernovy 1987A je obklopen chladným prachem o teplotě 37 K.
S. Safi-Harb a R. Petre studovali pozůstatek supernovy W50 a rentgenovou dvojhvězdu SS 443 pomocí družice RXTE v pásmu energií 0,5 -- 100 keV. Mlhovina W50 patří svými úhlovými rozměry 2deg x 1deg k největším pozůstatkům po supernově v celé Galaxii a dvojhvězda SS 433 s oběžnou dobou 13,1 d a protilehlými výtrysky plynu s rychlostí 26% rychlosti světla se nachází prakticky v centru mlhoviny. Díky výtryskům víme, že rotační osa kompaktní složky vykonává precesní pohyb s periodou 163 dnů a vrcholovým úhlem 40deg. Nyní se ukázalo, že výtrysky souvisejí s tvarem mlhoviny, což se projevuje mj. netepelným synchrotronovým rentgenovým zářením v mocné rázové vlně - tj. při srážce výtrysků s obálkou po supernově. Podle všeho vzniká přitom také kosmické záření s energiemi minimálně do 240 TeV.
Neobyčejně zajímavé výsledky při studiu pozůstatku po supernově G337.0-0.1 získali S. Corbel aj. pomocí 15 m mikrovlnného radioteleskopu SEST v ESO. Poloha pozůstatku totiž koinciduje s měkkým zábleskovým zdrojem záření gama (magnetarem) SGR 1627-41 ve Štíru. Ve směru zorného paprsku k nám se nachází celkem 8 obřích molekulových mračen a tak lze ukázat, že zábleskový zdroj interaguje s mračnem, jež je od nás vzdáleno 11 kpc. Optická extinkce v mračnu dosahuje závratných 43 mag (zeslabení světla v poměru 1:10^17 !), ale neutronová hvězda-magnetar stará pouhých 5 tisíc let uniká z mračna velkou příčnou rychlostí řádu 10^3 km/s.
F. Stephenson a D. Green identifikovali pozůstatek historické supernovy z r. 1181 AD jako radiový zdroj 3C-58 (G130.7+3.1). E. Reynoso a W. Goss využili obří anténní soustavy VLA k podrobnému pozorování pozůstatku po Keplerově supernově (3C-358) z r. 1604 v Hadonoši. Tak se jim podařilo zúžit meze vzdálenosti supernovy na interval 4,8 -- 6,4 kpc. K. Kinugasa a H. Cunemi studovali v říjnu 1993 týž pozůstatek v rentgenovém pásmu 0,5 -- 10 keV pomocí japonské družice ASCA. Obdrželi vzdálenost cca 4 kpc a rychlost rozpínání rentgenových uzlíků 200 km/s. J. Hughes porovnal tyto výsledky se staršími měřeními družice ROSAT před 5,5 lety a Einstein před 17,5 lety. Zjistil tak, že rentgenová vlákna v mlhovině se rozpínají dvojnásobnou rychlostí v porovnání s rádiovými měřeními rozpínání, což nasvědčuje volnému pohybu prázdným prostorem, a to pak asi znamená, že Keplerovu supernovu máme klasifikovat jako typ II.
Nová družice Chandra zkoumala koncem září Krabí mlhovinu, jež je pozůstatkem po supernově z r. 1054, vzdálené od nás 1,8 kpc. Nalezla tak jasný rentgenový prsten ve vzdálenosti 0,3 pc kolem jádra mlhoviny, pomocí něhož se do plynného obalu přenáší zářivá energie z centrálního pulsaru. Kolmo na spirálovitý prsten jsou pozorovány jasné výtrysky, jež jsou namířeny ve směru prostorového pohybu pulsaru. M. Amenomori aj. zjistili tibetskou aparaturou pro studium energetického kosmického záření, že Krabí mlhovina vysílá souběžně také záření gama s energiemi až desítek TeV, čímž se definitivně stává nenahraditelnou laboratoří fyziky vysokých energií.
M. Agüeros a R. Green měřili po 13 let rozpínání radiové mlhoviny Cas A radiointerferometrem v britské Cambridži na frekvenci 151 MHz. Mlhovina je pozůstatkem poněkud tajemné supernovy, která vybuchla někdy ve druhé polovině 17. století, ale tehdejšími astronomy nebyla vůbec zaznamenána, ačkoliv jde ještě dnes o vůbec nejjasnější radiovou mlhovinu na obloze - byla objevena jako první mimosluneční radiový zdroj již r. 1949. Ze změřeného tempa rozpínání vychází dolní mez jejího stáří na 300 roků. K. Stankevič aj. tvrdí, že z tempa rozpínání 5290 km/s a současného poloměru mlhoviny 1,7 pc plyne, že supernova vybuchla přesně r. 1680. M. Wright aj. studovali tentýž pozůstatek pomocí VLA v pásmu 28 -- 87 GHz a odvodili tak jeho vzdálenost na 3,4 kpc.
Rentgenová družice Chandra odhalila koncem srpna 1999 v centru pozůstatku bodový rentgenový zdroj, jenž má v pásmu energií 2 -- 10 keV pouhé 0,3 promile toku z mlhoviny, ale je prakticky jisté, že jde o neutronovou hvězdu jako vlastní pozůstatek po výbuchu supernovy. Z těchto měření vyšlo současné tempo rozpínání 4500 km/s a stáří 320 let, v dokonalé shodě se Stankevičovým odhadem. Vynikající rozlišovací schopnost družice umožnila poprvé určit chemické složení rozpínajících se obalů pomocí jaderných spektrálních čar. Vzápětí byl objekt dohledán B. Aschenbachem v archivu družice ROSAT. Autor soudí, že jde o záření černého tělesa neutronové hvězdy o povrchové teplotě 1,6 MK. Týž zdroj našli v archivu družice Einstein z let 1979 a 1981 G. Pavlov a V. Zavlin, což především ukazuje, že za celých 20 let se objekt měřitelně neposunul, a také že jeho zářivý výkon je po celou dobu stálý. Zdá se však, že záření je příliš intenzívni pro osamělou chladnoucí neutronovou hvězdu, čili by mohlo jít o jakousi "horkou skvrnu" na jejím povrchu. Družice Chandra při prvních pokusných záběrech sledovala úspěšně také pozůstatek po supernově N132D (LMC X-1) ve Velkém Magellanově mračnu. Pozůstatek má průměr 25 pc a stáří asi 3000 let, tj. průměrné tempo rozpínání něco přes 8000 km/s, a jeho teplota se blíží 10 MK.
R. Fesen aj. našli předloni pozůstatek po supernově 1885 v galaxii M31 v Andromedě, jenž se jeví v siluetě proti centrální výduti galaxie jako temný disk o průměru 0,7arcsec, takže jeho lineární průměr činí 2,5 pc. Při rychlosti rozpínání 11000 km/s odtud vychází vzdálenost supernovy na (725 +/- 70) kpc v dosti dobré shodě s jiným určeními vzdálenosti M31. V srpnu 1885 dosáhla supernova maxima V = 5,85, ale není známo žádné pozorování prostým okem - byla objevena E. Hartwigem v Dorpatu v Estonsku dalekohledem, ale dopis o objevu se bohužel vinou zlotřilého místního poštmistra, jenž odlepoval a znovu prodával dražší známky z obálek, ztratil, a tak o ní máme velmi málo aktuálních zpráv, neboť supernova po objevu velmi rychle zeslábla (o 2 mag za prvních 12 dnů po objevu). (Navíc tehdy nikdo netušil, že jde o supernovu; tehdy se vědělo jen o mnohem méně zářivých klasických novách, což následně oddálilo rozpoznání povahy spirálních mlhovin o plných 40 let.) Ze spektrálního rozboru čar v obálce se nyní podařilo určit chemické složení a hmotnost jednotlivých složek vyvrženého materiálu, jenž obsahuje mj. neutrální a ionizované železo a vápník, což dokazuje, že šlo o supernovu typu Ia.
A. Cha aj. hledali čáry interstelárního vápníku a sodíku ve spektrech 68 svítivých hvězd tříd OB ve směru k k pozůstatku po supernově v souhvězdí Plachet (Vela X). Určili tak jejich vzdálenosti v rozmezí od 190 do 2800 pc a to umožnilo revidovat vzdálenost pozůstatku Vela X na pouhých 250 pc, dvakrát blíže než se dosud soudilo. W. Blair aj. z pozorování vlastních pohybů v pozůstatku pomocí HST tvrdí, že však jde jen o dolní mez skutečné vzdálenosti objektu. Titíž autoři odvodili obdobně z pozorování pohybů plynných vláken revidovanou vzdálenost 440 pc (dosud se udávalo 770 pc) pro známou smyčkovou mlhovinu v Labuti, jež je rovněž pozůstatkem po supernově, která prý vybuchla před pouhými 5 tisíci lety (dosud se udávalo stáří 18 tisíc let).
Podle P. Dragiceviche aj. vzplanou v naší Galaxii asi 2 supernovy za 100 let, takže se nemůžeme divit, že od r. 1604 jsme ještě nepozorovali žádnou supernovu očima, ale už je to opravdu na spadnutí! M. Reinecke aj. propočítali termonukleární výbuch bílého trpaslíka z uhlíku a kyslíku, jenž dosáhl Chandrasekharovy meze 1,39 M_o a stává se supernovou Ia. I. Hachisu aj. ukázali, jak vznikne supernova třídy I v symbiotické dvojhvězdě, složené z bílého trpaslíka a červeného obra. Silný hvězdný vítr z bílého trpaslíka vede totiž ke zvýšení přetoku látky z červeného obra na bílého trpaslíka, čímž se zvýší hmotnost bílého trpaslíka na Chandrasekharovu mez. Jelikož tento hvězdný vítr odnáší moment hybnosti ze soustavy, vzniká z původně širokého hvězdného pár velmi těsná dvojhvězda, což usnadňuje vznik supernovy z kataklyzmických proměnných typu T CrB nebo RS Oph. U rekurentních nov typu U Sco se červený obr s héliovým jádrem změní na bílého trpaslíka s jádrem C+O a odtud je opět jen pověstný krůček k explozi supernovy typu I. E. Marietta aj. zkoumali vliv exploze supernovy třídy Ia na osudy sekundární složky dvojhvězdy. Pokud je tímto průvodcem hvězda hlavní posloupnosti, ztratí 0,16 M_o své hmoty díky rozpínající se obálce supernovy. Pokud je průvodcem červený obr, činí ztráta dokonce 0,54 M_o, čili většinu vnějších obalů hvězdy. Směrem odvráceným od výbuchu vzniká za sekundární složkou chvost vyvrženého materiálu a náraz obálky na průvodce mu udělí přídavnou prostorovou rychlost 50 -- 90 km/s. Svítivost průvodce vzroste až na 5 kL_o.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 29. septembra 2000