Promenne hvezdy jsou, jak znamo, katalogizovany v Generalnim katalogu promennych hvezd, ale mezi nimi je i rada hvezd zarazenych omylem. E. Schmidt aj. promerovali zmeny jasnosti 16 takovych hvezd po dobu pul roku a zjistili, ze mnohe overene promenne na dlouhou dobu - i cela desetileti - ztraceji promennost a stridave tedy do katalogu patri a nepatri.
Velmi zvlastne se chova znama jasna promenna eta Carinae, ktera podle A. van Genderena aj. vykazala v letech 1974 - 1992 radu podivnych minim jasnosti, ktere jsou nejvyraznejsi v ultrafialovem oboru spektra a ktera trvaji vzdy jen nekolik dni. Z 11 minim odvodili periodu 52,3 dne a usuzuji, ze muze jit o jista zatmeni " necim " .
Zakrytova dvojhvezda V 711 Tauri, patrici k "skvrnitemu typu" RS CVn, ma chladnou slozku spektralni tridy K, jez v prosinci 1989 prekvapila gigantickou hvezdnou erupci, ktera pokryla 8 % povrchu hvezdy a zvysila jasnost systemu na desetinasobek standardni svitivosti Slunce. Erupce trvala 7 hodin a navrat k normalu trval plne tri mesice.
Zakrytove dvojhvezdy s dobrymi spektralnimi daty slouzi tez jako normaly pro stanoveni hmotnosti a polomeru hvezd. J. Andersen uvedl, ze nyni jsou k mani udaje o 45 dvojhvezdach spektralnich trid O8 az M1, kde vstupni data dosahuji presnosti az 2 % . Snad nejlepsi udaje mame k dispozici pro zakrytovou dvojhvezdu GG Lupi.
Jednu z nejzvlastnejsich spektroskopickych dvojhvezd HD 137 763 pozorovali A. Duqeunnoy aj. v rozsahle mezinarodni kampani behem pruchodu trpaslici slozky spektralni tridy K periastrem. Obezna perioda systemu cini 890 dnu a po 99,8 % teto doby krivka radialnich rychlosti plynule klesala, aby ve zbylych 0,2 % casu rychlost rostla o plnych 10 km/s ! To lze vysvetlit jedine extremne vysokou excentricitou soustavy, a ta opravdu cini 0,975 ! Pritom i v periastru jsou obe slozky od sebe vzdaleny celych 7 milionu km, cili jde o dobre oddelenou soustavu. System se nachazi ve vzdalenosti 16 pc od Zeme.
Studiem parametru klasicke zakrytove dvojhvezdy Algol se zabyval M. Richards. Ukazal, ze Algol je trojhvezda se spektralnimi typy B8 V, K2 IV a F1 V, kde jednotlive slozky maji po rade hmotnosti 3,7; 0,81 a 1,6 MO a polomery 2,90; 3,5 a 1,4 Ro . Povrchove teploty slozek dosahuji po rade 13 000, 4 500 a 7 000 K. R. Stern aj. ohlasili pozorovani rentgenovvych erupci na Algolu pomoci druzice GINGA. Behem jedne erupce klesla jeji teplota z 67 MK na 36 MK.
Vyzkumu udajne nejhmotnejsi tzv. Plaskettovy hvezdy se venovali W. Bagnuolo aj. Na zaklade pozorovani z druzice IUE zjistili, ze jde o tesnou dvojhvezdu spektralnich trid O 7,5 I a O 6 I s hmotnostmi 42,5 a 51 MO o polomerech 21,5 a 20 RO a povrchovych teplotach 35 100 a 38 400 K. Obezna doba soustavy cini 14,4 dne a sekundar rotuje na rovniku rychlosti 330 km/s, takze se patrne roztaci pritokem hmoty z primarni slozky. Zatim tedy nezname hvezdu s hmotnosti blizkou vypoctene mezi stability ( 100 MO ), kdyz tento nejnadejnejsi kandidat se fakticky rozpulil.
Zajimave vysledky prineslo soustavne sledovani Novy Muscae 1991, ktera vzplanula nejprve jako rentgenovy prechodny zdroj GRS 1124-68 pocatkem ledna 1991. S. Brandt aj. zjistili, ze v pasmu 6 - 15 keV dosahl rentgenovy tok novy dvou maxim dne 13. a 24. ledna, a ze system patri k nepocetne tride rentgenovych nov s nizkou hmotnosti pruvodce. Podle M. Della Valleho opticky protejsek dosahl maxima V = 13,5 mag rovnez 13. ledna a jeho predchudce mel na snimku z r. 1984 B = 20,8 mag. Pocatkem r. 1992 klesl na V = 20,5 mag, coz umoznilo spektroskopickou analyzu soustavy. Tu vykonali J. McClintock aj. pomoci 4 m teleskopu CTIO v dubnu 1992 a zjistili, ze jde o dvojhvezdu s obeznou dobou 10,4 h a funkci hmotnosti ( 3,1 + 0,5 ) MO , pricemz amplituda radialni rychlosti sekundarni slozky dosahuje plnych 411 km/s. Odtud plyne, ze primarni slozka je temer urcite cerna dira. To potvrdili F. Cheng aj. ze spekter porizenych v kvetnu 1991 Hubblovym kosmickym teleskopem, kdyz odhadli jeji hmotnost na 8 MO.
Jeste nadejnejsim kandidatem na hvezdnou cernou diru se stala rekurentni nova V 404 Cygni, ktera rentgenove vzplanula v r. 1989 a patri zjevne rovnez ke skupine rentgenovych nov s nizkou ( 1 MO ) hmotnosti pruvodce spektralni tridy G - K . Podle J. Casarese aj. jde o dvojhvezdu s obeznou periodou 6,5 dne a funkci hmotnosti 6,3 MO pri amplitude radialni rychlosti 211 km/s. Odtud plyne, ze primarni slozka je cernou dirou s hmotnosti kolem 10 MO .
Mezi nekolika relativne jasnymi novami roku 1992 zaujala bezesporu jedinecne misto Nova Cygni 1992, kterou objevil americky astronom-amater P. Collins 19. unora jako objekt 6,8 mag. Nova dosahla maxima V = 4,3 mag 24. unora a az do poloviny brezna byla viditelna ocima. Od te doby slabne relativne pomalu; koncem r. 1992 se jeji vizualni hvezdna velikost pohybovala tesne nad 10 mag. Stala se tak po 17 letech nejjasnejsi novou od proslule novy V 1500 Cygni, ktera tehdy dosahla 2 mag. V mezidobi se jednak obecne zlepsily teoreticke predstavy o novach, ale zejmena se zdokonalila pozorovaci technika. Nova Cyg 1992 byla tudiz zkoumana s vysokym spektralnim rozlisenim v ultrafialove, opticke i infracervene oblasti spektra a jeji svetelna krivka je znama take v radiovem a rentgenovem pasmu elektromagnetickeho spektra. Na pozorovani novy se take podilely kosmicke observatore IUE, HST, Voyager, Rosat a Compton.
Na optickych merenich jasnosti a spektra se ucastnili take nasi astronomove na observatorich v Ondrejove, Brne, Skalnatem Plese a v Rimavske Sobote, jak o tom svedci zejmena cetne cirkulare IAU. V teto chvili je temer nemozne prehledne pojednat o nejzajimavejsich vysledcich dosavadniho vyzkumu novy, takze se omezim na nekolik poznamek v nadeji, ze nekdo brzy napise o teto pozoruhodne soustave samostatny clanek. Nova po maximu nejprve dosti rychle slabla a jiz 65 dnu po explozi dospela do nebularni faze. Od kvetna zacaly spektru dominovat typicke zakazane cary kysliku a neonu a zhruba 200 dnu po vybuchu nastoupila koronalni faze, charakterizovana zakazanymi carami vysoce ionizovanych prvku Al, Mg a Ca. V te dobe zacala v ultrafialove casti spektra svitit " zelezna opona" car ionizovaneho zeleza, ktere se navzajem prekryvaji.
Od zacatku dubna bylo jasne, ze jde o vzacny typ novy s prevahou prvku ONeMg, ktera je nejspis nejblizsi novou tohoto typu ve vzdalenosti 1,7 kpc od Slunce. Rentgenove zareni novy bylo poprve zachyceno na pocatku nebularni faze, kdy rentgenovy vykon novy dosahl 1025 W a posleze vzrostl az na 1027 W. Podle S.. Starrfielda ztratila nova v prvni fazi vybuchu nejmene 1.10-4MO hmoty
Prekvapenim se stal necekany pokles jasnosti centralni hvezdy planetarni mlhoviny He 1-5, ktera je znama jako kataklyzmicka promenna FG Sge. Pokles jasnosti v optickem oboru ohlasil pocatkem zari J. Papousek a posleze vyslo najevo, ze hvezda zacala slabnout uz v cervenci. V polovine srpna se pokles opticke jasnosti zrychlil a koncem zari hvezda zeslabla na nejnizsi hodnotu od r. 1890 ( V = 12,9 ). Podle J. Jurscika se hvezda od konce minuleho stoleti postupne zjasnovala a zmenila ve veleobra diky heliovemu zablesku ve slupce, jak vyplyva z modelu vyvoje trpaslicich hvezd. Jeji spektrum se prubezne menilo od F6 I az po K2 Ib a pri pruchodu pasmem nestability v 60. letech tohoto stoleti zacala pulsovat s periodou 10 dnu, ktera se do 80. let prodlouzila na 100 dnu. V te dobe se zjasnovani zastavilo a jasnost ustalila na V = 9 mag. Nynejsi pokles se projevil v ultrafialovem, optickem i infracervenem pasmu, avsak od rijna se zmenil v pomaly vzestup - zda se, ze slo o jakysi zastin materialem, vyvrzenym v podstate jednorazove.
Planetarni mlhoviny zrejme predstavuji neco vice, nez co je videt na prvni pohled, jak upozornili B. Balick aj. Ukazuje se, ze za hranicemi opticky pozorovatelne mlhoviny se nachazi na 90% hmotnosti mlhoviny v podobe chladneho prachu a plynu. Tato opticky neviditelna hala palnetarnich mlhovin se prostiraji az do vzdalenosti 1 pc od centralni hvezdy. Behem aktivni faze vyvrhne centralni hvezda do sveho okoli asi 10% sve hmotnosti behem nejvyse 10 000 let.
Po odvrzeni vnejsich obalu se - jak znamo - centralni hvezdy planetarnich mlhovin stanou bilymi trpasliky. Nejteplejsiho bileho trpaslika v planetarni mlhovine NGC 2440 v souhvezdi Lodni zade se podarilo odhalit pomoci Hubblova kosmickeho teleskopu - jeho povrch je teplejsi nez 200 kK. Z teorie plyne, ze v soucasne dobe nemohou byt v Galaxii bili trpaslici chladnejsi nez 3 500 K - za dobu trvani Galaxie proste nestacili vice vychladnout. M. Livio pocital Eddingtonovu svitivost pro bileho trpaslika s hmotnosti na Chandrasekharove mezi 1,4 MO. Ukazal, ze to odpovida absolutni vizualni hvezdne velikosti - 7,1 mag. Ve skutecnosti vsak novy, ktere jsou vesmes bilymi trpasliky postizenymi prekotnou termonuklearni reakci na povrchu hvezdy, tuto maximalni hodnotu behem vybuchu casto prekracuji, a tim mimo jine kazi vyuziti explozi nov v cizich galaxii ke kalibraci extragalaktickych vzdalenosti.
Jestlize je bily trpaslik soustavne krmen plynem sousedni slozky tesne dvojhvezdy, vede to podle K. Nomota aj. nakonec k termonuklearnimu vzplanuti celeho bileho trpaslika, coz se navenek projevi jako exploze supernovy typu I. Ponevadz hmotnosti takto postizenych bilych trpasliku lezi na Chandrasekharove mezi, je zarivy vykon techto supernov navzajem dobre srovnatelny a proto se tyto supernovy hodi jako tzv. standardni svicky k urcovani vzdalenosti galaxii
Hledanim supernov v cizich galaxiich se v poslednich letech soustavne zabyva tym Univerzity v Berkeley, ktery pouziva zrcadloveho teleskopu o prumeru 0,76 m a kamery CCD. Mezna hvezdna velikost prehlidky dosahuje 16,5 mag a kazdou noc pristroj zkontroluje na 600 galaxii. Za poslednich pet let se tak podarilo nalezt 20 novych supernov, nejcasteji v pozdnich spiralnich galaxiich obdobnych Mlecne draze. Z toho pak plyne prumerna cetnost vzplanuti supernovy v Galaxii na jeden pripad za 30 let.
Nejmladsim znamym pozustatkem supernovy v Galaxii je znamy radiovy zdroj Cas A. Odhaduje se, ze prislusna supernova tam vzplanula kolem r. 1657 ve vzdalenosti asi 2,9 kpc od Slunce a jejim predchudcem byla masivni Wolfova-Rayetova hvezda o hmotnosti 25 - 6O MO . G. Woan a P. Duffet-Smith studovali pozustatek na frekvencich 8l,5 a 408 MHz pomoci jednomiloveho radioteleskopu v Cambridgi s cilem nalezt v oblasti o prumeru 4Ý pripadny radiovy pulsar s periodou od 0,02 do 4 s. Zadne impulsy nenasli, podobne jako u vetsiny z dosud zkoumanych 180 pozustatku supernov - pouze u 8 se nasly radiove pulsary.
A. Thorpe si polozil otazku, ktere hvezdy v nasem sirsim kosmickem okoli mohou v nejblizsich tisiciletich vybuchnout jako supernovy. Jako nejnadejnejsi kandidaty uvadi predevsim cerveneho veleobra Betelgeuze v Orionu ve vzdalenosti 200 pc a dale Ras Algheti ( alfa Her ), Antares (alfa Sco ), Miru ( o Cet ) a my Cep. Mimoradne nadejnym kandidatem je masivni marnotratne zarici hvezda eta Carinae, ktera se naleza nastesti pro nas v bezpecne vzdalenosti 2,8 kpc. Autor konecne odhaduje, ze jedna slozka tesne dvojhvezdy U Sco vybuchne jako supernova asi za 100 000 let.
Nejslavnejsi supernova moderni ery 1987A ve Velkem Magellanove mracnu pritahuje stale mnoho pozornosti. R. West a R. Mcnaught znovu co nejpodrobneji rekonstruovali nastup jejiho vzplanuti v unoru 1987. Posledni snimek, na nemz je jeste supernova nepritomna, pochazi z unora 23,09 UT. Zkuseny pozorovatel promennych A. Jones ji nevidel jeste ve 23,39 UT. Na snimku z 23,44 UT vsak jiz supernova dosahla 5,9 mag a jeji jasnost dale stoupala na 5,3 mag v 23,62 UT a 4,7 mag ve 24,45 UT. Podle P. Podsiadlowskeho aj. byl predchudcem supernovy modry veleobr B3 I s polomerem 45 Ro, povrchovou teplotou 16 000 K a svitivosti 1,1 . 105 Lo, jenz vsak mel hvezdneho pruvodce !. Dvojhvezdnou povahou lze vysvelit nektere zvlastnosti prubehu vybuchu teto supernovy.
R. Chevalier shrnul prvnich pet let sledovani supernovy rozborem svetelne krivky, ktera dosahla maxima az 40-60 dnu uvolneni neutrin a ktera nyni klesa mnohem pomaleji, nez kdyby slo o pouhou disipaci energie vybuchu 1,4.1044 J. Podle nedavnych mereni 122 keV cary kobaltu druzici Compton je jiste, ze pridavnym zdrojem energie je radioaktivni rozpad radionuklidu kobaltu, cimz se da objasnit prebytek jasnosti mezi 120. a 900. dnem po explozi. Pokracujici prebytek jasnosti vsak musi mit nejaky dalsi zdroj, a neni jasne, jaky, nebot zvolna sili presvedceni, ze po teteo supernove nezbyla rychle rotujici neutronova hvezda, nebot tam asi neni zadny radiovy pulsar. Jelikoz puvodni hmotnost veleobra byla blizka spodni hranici pro spontanni vznik cerne diry, neni vylouceno, ze behem nekolika desitek minut po explozi napadala na vzniklou neutronovou hvezdu dalsi hmota a neutronova hvezda se pak bleskove zhroutila v cernou diru.
L. Wang a M. Rose studovali rychlost uhloveho
rozsirovani dvou svetelnych prstencu kolem zbytku supernovy,
ktere vznikaji interakci zablesku supernovy s cirkumstelarnim
prachem a plynem z doby pred vybvchem. Ukazali, ze prstence se
rozsiruji uhlovou rychlosti 3"/mesic a na pocatku r. 1992 mely
uhlove prumery 73" a 125". To pri vzdalenosti supernovy
odpovida fiktivni rychlosti expanse 25c ( jde ovsem jen o
iluzi, vyvolanou klouzanim svetelneho svazku po vrstve prachu
ve vzdalenosti 122 a 316 pc od supernovy ). Nicmene D. Luo aj.
tvrdi, ze ten pravy ohnostroj nas ceka az v r. 2002, kdy do
teto oblasti dospeje podstatne pomalejsi razova vlna exploze.
Pak bude prsten zarit vykonem 1029 W, zatimco soucasny vykon
vlastniho pozustatku je 1.1030 W. ( Pozustatek po vybuchu
supernovy - Krabi mlhovina - zari 938 let po explozi stale
jeste vykonem 2.1031 W. )