Jiri Grygar, Zen objevu 1993

5. Promenne hvezdy

Koncem r. 1992 byl zverejnen 71. doplnek seznamu katalogizovanych promennych hvezd, takze uhrnem je nyni registrovano 30 702 promennych hvezd. Toto cislo se vsak zasluhou druzice Hipparcos vbrzku zvysi asi na desetinasobek! Zatim jsme jeste schopni venovat pozornost zvlaste zajimavym promennym, ale je jiste, ze tento vycet nam v dohledne dobe preroste pres hlavu.

Zda se, ze na samem pokraji stability se nachazi proslula hvezda eta Carinae, ktera dle J. Borgwalda a M. Friedlandera dosahuje hmotnosti 100 MO a svitivosti 5 MLO Prevazna cast zariveho vykonu 1,8.1033 W se vysila v daleke infracervene oblasti spektra diky pohlcovani kratkovlnneho zareni v prachovem obalu o hmotnosti 0,02 MO. Kondenzace prachu zpusobila v letech 1856-1866 zeslabeni opticke jasnosti hvezdy z 0,5 mag na 7 mag. Teplota prachu se odhaduje na pouhych 200 K, zatim co povrch hvezdy ma teplotu 30 kK. Od poloviny r. 1993 se hvezda zjasnuje v radiovem oboru spektra. Na frekvenci 9 GHz se za sedm mesicu zvysil radiovy tok dvakrat. To patrne souvisi s vyvrzenim noveho chuchvalce hmoty o hmotnosti 0,005 MO.

J. Vallerga aj. oznamili na zaklade prehlidky druzice EUVE ve ctyrech pasmech extremne kratkeho ultrafialoveho zareni od 5 do 74 nm, ze nejjasnejsim mimoslunecnim zdrojem v tomto oboru je hvezda epsilon CMa, spektralni tridy B2 II, vzdalena od nas 187 pc. Jeji povrchova teplota cini 25 kK a v pasmu 60 nm je dokonce 30krat jasnejsi nez dosud rekordni zdroj zareni euv - bily trpaslik HZ 43. To znaci, ze ve smeru k teto hvezde se nachazi bublina se snizenym obsahem mezihvezdneho vodiku, ktery silne pohlcuje zareni euv. Podle zminenych autoru jsou dalsimi kandidaty jasnych zdroju zareni euv hvezdy beta a zeta CMa, eta UMa a eta Hya. V temze pasmu byla detektovana jasna Capella, vzdalena od nas jen 13,4 pc. Podle A. Dupreeho aj. zari v jejim euv-spektru cary Fe XV az Fe XXIV pri teplotach od 100 kK do 63 MK, coz prokazuje existenci mocne korony kolem hvezdy.

S. Cully aj. zaznamenali mohutnou euv-erupci promenne hvezdy AU Microscopii dne 15. cervence 1992 z paluby umele druzice EUVE. Pri ctyrdennim souvislem sledovani hvezdy trval vrchol erupce plne dve hodiny a pokles na uroven pozadi cely den. V maximu byl vyzaren vykon az 1023 W a celkova euv-energie erupce dosahla hodnoty 3.1027 J.

Jeste mocnejsi rentgenovou erupci vsak pozorovali T. Preibisch aj. pomoci druzice ROSAT u promenne hvezdy Lk-Ha92, jez patri k typu T Tau. Za pul hodiny vzrostla rentgenova intenzita zdroje v pasmu 0,1 - 2,4 keV vice nez stokrat a navrat k urovni pozadi trval pres 2 hodiny. Celkem tak bylo v mekkem rentgenovem pasmu vyzareno 4.1029J energie, tj. o dva rady vice nez pri typickych erupcich na hvezdach T Tau a o 4 rady vice nez pri nejmohutnejsich erupcich na Slunci.

Pocatkem r. 1993 oznamili E. Guinan aj. opetne slabnuti jasnosti hvezdy Betelgeuze v Orionu vizualni jasnosti + 0,4 mag az na + 0,9 mag koncem unora 1993. Podle A.Hatrese aj. s tim souvisel narust hodnoty radialni rychlosti hvezdy asi o 3 km/s od rijna 1992 do ledna 1993. Predeslou epizodu hvezda prodelala v letech 1988-89.

J. Fernie aj. potvrdili, ze Polarka - cefeida spektralni tridy F 7-8 - prestava pulsovat v periode 4 dnu. V r.1992 klesla amplituda krivky radialnich rychlosti na 0,6 km/s a amplituda svetelnych zmen v oboru V na 0,01 mag. Pricina zaniku pulsaci neni jasna, jelikoz Polarka nelezi na okraji pasma nestability pro cefeidy.

Zajimavou zakrytovou promennou typu W UMa objevili D. Hanzl aj. pri sledovani vybuchu supernovy 1993J. Jde o objekt z katalogu GSC 4383.038, ktery jevi parcialni zakryty s amplitudami 0,41 a 0,35 mag v primarnim a sekundarnim minimu v oboru B v periode 0,53 dne.

G. Benedict aj. sledovali male zmeny jasnosti Proximy Centauri pomoci pointacnich cidel HST. Zjistili, ze hvezda vykazuje kolisani jasnosti s amplitudou 0,01 mag v periode 41 dnu, coz je nejspis rotacni perioda hvezdy. Prilezitostne se podarilo pozorovat erupce, trvajici az 2 minuty. R. Matthews a G. Gilmore rozebirali otazku, zda je Proxima gravitacne vazana k dvojhvezdne soustave alfa Centauri. Proxima je totiz od teto dvojhvezdy vzdalena asi 13 000 AU a jeji obezna doba kolem teziste systemu by mela byt vetsi nez 1 milion let. Ponevadz v teto vzdalenosti cini unikova rychlost ze systemu jen 0,5 km/s a jelikoz prumerna vzdalenost mezi hvezdami ve slunecnim okoli cini 470 000 AU, povazuji autori domnenku o gravitacni vazanosti za malo pravdepodobnou.

M. Ruffert aj. simulovali na pocitaci srazku bileho trpaslika o hmotnosti 0,5 MO se stejne hmotnou hvezdou hlavni posloupnosti. Pro ruzne pocatecni podminky dostali prakticky shodny vysledek, tj. pri srazce se hvezda hlavni posloupnosti rozbije a vytvori disk kolem bileho trpaslika. Autori uvadeji, ze jeste zajimavejsi prubeh by patrne mela srazka hvezdy hlavni posloupnosti s neutronovou hvezdou, ale zatim nenasli metodu, jak tento pripad dobre spocitat.

V. Trimblova uvadi, ze jako neutronove hvezdy konci objekty s hmotnosti alespon 7 MO, zatimco ke vzniku cerne diry potrebujeme hvezdy s hmotnosti alespon 50 MO - tak vysoka je ztrata hmoty v prubehu vyvoje hvezdy. To znamena, ze jen asi 1% osamelych hvezd konci jako takto zhroucene objekty. Ve dvojhvezdach mohou byt tyto zhroucene slozky bud jiz od chvile vzniku soustavy, ale casteji se asi vytvori az v prubehu jeji existence. Tento proces je temer vzdy doprovazen vznikem akrecniho disku a soustava se navenek prozradi jako rentgenovy zdroj nebo radiovy pulsar. Dvojhvezdy pak umoznuji - jak znamo - urcit hmotnost slozek a tim i neprimo prokazat stupen degenerace zhrouceneho objektu: vse nad 1,4 MO jsou neutronove hvezdy, a nad 3 MO cerne diry.

Prikladem dvojhvezdy s kompaktni slozkou v podobe cerne diry je podle C. Haswella aj. system A 0620-00, objeveny jako rentgenova nova. Nyni se podarilo pomerne dobre rekonstruovat optickou svetelnou krivku systemu, jenz vykazuje tecne zakryty, a z toho odvodit pravdepodobne hmotnosti slozek soustavy. Sekundarni slozka ma hmotnosti nizsi nez 0,8 MO, takze hmotnost kompaktni slozky se pohybuje v rozmezi od 4,2 do 5,6 MO, a to z ni cini prvotridniho kandidata na cernou diru.

Naproti tomu extremne nizke hmotnosti slozek fotograficke dvojhvezdy Ross 614 AB nalezli D. Coppenbarger aj. prostrednictvim 7 let trvajicich mereni poloh slozek metodou skvrnkove interferometrie (uhlova vzdalenost slozek cini jen 1,0" a obezna doba 16,6 roku). Slozky, klasifikovane jako cerveni trpaslici, maji hmotnosti 0,179 a 0,083 MO - nachazeji se tedy u dolni hranice hvezdnych hmotnosti vubec. Pritom jde o blizky system vzdaleny jen 4,1 pc, takze absolutni hvezdne velikosti trpasliku patri rovnez k extremum: 12,8 a 16,1 mag.

L. Mossakovskaja upozornila na podivne chovani zakrytove dvojhvezdy SS Lacertae, ktera mela stejne hluboka primarni a sekundarni minima (pokles o 0,6 mag) v obezne periode 14,4 dne jeste v r. 1898. V r. 1935 se vsak amplituda minim snizila na 0,4 mag a kolem r. 1940 minima zcela vymizela, takze od te doby ma system konstantni jasnost 9,8 mag. Pravdepodobne doslo k interakci s tretim telesem, jez je bud soucasti systemu - a pak muze zpusobit zmenu delky periody nebo zmenu sklonu drahy - anebo jde o bludnou hvezdu, ktera zpusobila rozpad zminene dvojhvezdy.

E. Pavlenko a J. Pelt si zase povsimli ruznosti v obezne dobe a rotacni periode bileho trpaslika v systemu novy V 1500 Cygni, jez vzplanula v r. 1975 a patri k nejjasnejsim novam stoleti. Ukazali, ze rotacni perioda bileho trpaslika (na jehoz povrchu doslo k termonuklearni explosi) se prodluzuje relativnim tempem 3.10-8, takze asi za 290 let dojde k synchronismu rotace a obezne doby.

M. Kato vypocital prubeh svetelne krivky Novy Cygni 1978 pomoci nedavno publikovanych opacit OPAL a zjistil, ze teorie dava vytecny souhlas s pozorovanou svetelnou krivkou v ultrafialovem i optickem oboru pro hmotnost bileho trpaslika 1,0 MO. To je o plne 0,3 MO mene, nez jak vychazelo z "pred-Opalovych" analyz. Autor upozornuje, ze to plati obecne, tj. hmotnosti bilych trpasliku v soustavach explodujicich jako novy jsou vesmes vyrazne nizsi, nez se dosud soudilo.

To je dle J. Hayese a J. Trurana pomerne znepokojujici, jelikoz tzv. Eddingtonova mez pro zarivy vykon hvezdy s hmotnosti 1,4 MO cini jen -7,1 mag, tj. 38 000 LO, neboli 1,5.1031 W, a tedy pro nizsi hmotnosti je jeste nizsi. Naproti tomu vetsina nov v nasi Galaxii, Velkem Magellanove mracnu a galaxii M 31 v Andromede miva v maximu absolutni vizualni hvezdnou velikost az -8,5 mag, a po dobu nekolika dnu zustavaji jasnejsi nez -7 mag. Jde tedy o silne supereddingtonovske vyzarovani, jez neumime teoreticky modelovat. M. Della Valle a M. Livio vsak upozornuji, ze nase vedomosti o novach jsou nutne neuplne, jelikoz rocne v prumeru pozorujeme jen 4 galakticke novy, ackoliv jejich skutecny pocet se pohybuje kolem 20 pripadu. I to je vsak temer 4krat mene, nez dosud statistiky uvadely.

Lonsky rok vsak prinesl velkou urodu pomerne jasnych nov, takze to jiste vylepsilo statistiku. Z tech jasnejsich uvadim Novu Ophiuchi 1993, kterou nalezl Australan D. Camilleri 14. dubna jako objekt 9,5 mag, jenz zeslabl na 12, 9 mag behem jednoho mesice. Pote Japonec M. Yamamoto zpozoroval dne 14. kvetna Novu Aquilae 1993 jako objekt 7,6 mag, ktera zeslabla o 3 mag do 23. cervna, kdyz jeste 2. cervna byla 8,8mag. Nasledovala Nova Sagittarii 1993, kterou 14. zari objevil M. Sagano jako objekt 9,0 mag. Nova dosahla maxima 7,9 mag o dva dny pozdeji a koncem zari jiz klesla na 9,6 mag. O den pozdeji vzplanula Nova Lupi 1993 jako objekt 7,7 mag, kterou vsak zpozoroval W. Liller az 19. zari, kdy uz nova poklesla na 8,0 mag.

To vse vsak zastinila Nova Cassiopeiae 1993, objevena Japoncem K. Kanatsu 7. prosince jako objekt 7,5 mag, lec stale se zjasnujici az do 18. prosince, kdy byla 5,6 mag. Predchudce novy na snimku Palomarskeho atlasu mel B = 18 mag. S. Shore aj. novu sledovali intenzivne v ultrafialovem oboru spektra pomoci druzice IUE a zjistili, ze ultrafialovy tok novy vzrostl od okamziku vzplanuti asi trikrat a dosahl maxima 22. prosince, nacez se udrzel na teto maximalni vysi az do 12. ledna 1994, kdy nova opticky poklesla slabe pod 7 mag. Ve spektru novy byly pozorovany silne vodikove cary a dale tzv. "zelezna opona" car ionizovaneho zeleza. Plynny obal se rozpinal rychlosti 1680 km/s. Z intenzity interstelarnich absorpci se vzdalenost novy odhaduje na 5 kpc. Bolometricka hvezdna velikost novy zustala konstantni v obdobi od 15. prosince 1993 do 11. unora 1994. V te dobe se dle infracervenych mereni M. Kidgera aj. zacala vytvaret tepla prachova obalka, coz vedlo k silnemu poklesu vizualni hvezdne velikosti na 10,5 mag v polovine unora. Nicmene daleko nejvice praci bylo i loni venovano nove V 1974 Cygni, ktera vzplanula 19. unora 1992 a stala se mezitim zrejme nejdukladneji sledovanou novou v historii astronomie. Prispela k tomu jak jeji jasnost tak zejmena pomerne povlovny vyvoj, coz je do jiste miry paradoxni, jelikoz dle prvotniho poklesu opticke jasnosti lze podle Chochola aj. novu charakterizovat jako rychlou. Tito autori uverejnili jak obsahlou fotometrii tak i spektroskopii novy az do nastupu koronalni faze v zari 1992. Urcili vzdalenost novy na 1,8 kpc a odtud odvodili, ze vzplanuti bylo vyrazne nadkriticke vuci Eddingtonove mezi, pricemz bolometricka jasnost novy v maximu cinila -7,6 mag a hmotnost bileho trpaslika jen 0, 83 MO.

Ultrafialovou spektroskopii novy pomoci druzic IUE a HST za obdobi od unora 1992 do dubna 1993 publikoval S. Shore, jenz poukazal na vysokou rychlost rane expanse obalky az 4500 km/s, ktera posleze klesla na 1800 km/s. Hlavnim problemem, jenz vyplynul z ultrafialovych mereni, je prilis velka hmotnost vyvrzeneho plynneho obalu radu 1.10-4 MO, kterou nelze teoreticky objasnit.

Nova V 1974 Cygni je prvou novou v dejinach astronomie, ktera byla sledovana take v oboru extremniho ultrafialoveho zareni od 26. listopadu do 9. prosince 1992, v pasmech 6,5 - 19 a 16 - 36 nm z paluby umele druzice EUVE. Podle G. Stringfellowa aj. lze ocekavat, ze nova je v koronalni fazi i zdrojem mekkeho rentgenoveho zareni a podoba se tak rentgenove nove Sco X-1. Jeji vzdalenost je nutne vetsi nez 0,5 kpc, ale nemuze byt zase prilis velika, jelikoz mezihvezdna latka neni prilis propustna pro zareni EUV.

Tim vice odborniky prekvapilo tvrzeni F. Paresce, ze nova se naleza ve vzdalenosti 3,2 kpc, coz autorovi vyplynulo ze snimku expandujiciho prstence kolem novy, zobrazeneho HST. Na snimku z 31. kvetna 1993 mel prstenec kruhovy tvar o polomeru 0,13", obsahoval vsak cetne uzliky a mezery, svedcici o nehomogenite expandujiciho materialu. Pokud zname prumernou rychlost expanse, lze z uhloveho rozmeru prstenu vskutku snadno odvodit vzdalenost, ale je otazka, zda hodnota expanse 1500 km/s, kterou zvolil Paresce, je vskutku spravna. Paresce dale urcil, ze polomer prstenu byl 400 AU a jeho tloustka 4 AU. I jemu vychazi hmotnost expandujici obalky radu 10-4 MO.

Vubec nejdrive vsak expandujici obal novy rozlisili A. Quirrenbach aj. pomoci optickeho interferometru MarkIII, a to jiz 10. den po vzplanuti, kdy polomer obalu cinil jen 1,9 miliarcsec a kdy se obal rozpinal prumernou rychlosti 1100 km/s. V radiovem oboru se obal podarilo rozlisit P. Pavelinovi aj. pomoci britskeho interferometru MERLIN 80.den po explozi. Tito autori predevsim upozornili, ze poloha udajneho predchudce novy nesouhlasi s polohou radioveho zbytku novy, takze amplituda vzplanuti presahla 16 mag a je srovnatelna s rozkmitem vzplanuti supernov! Tito autori odvodili vzdalenost novy 1,8 kpc, uhrnnou kinetickou energii explose 3.1038 J a hmotnost vyvrzene obalky alespon 7.10-5 MO. Radiovy tok novy vzrostl mezi 80. a 172. dnem po explozi temer o rad a teplota povrchu hvezdy se zvysila z 10 kK na 60 kK, coz je novy rekord pro novy.

M. Taylorova se v lednu 1993 pokusila nalezt kratkodobe opticke variace novy pomoci rychleho fotometru HSP na HST. Odhalila jen nepatrne variace s amplitudou do 0,003 mag a periodami l4,5, popripade 9,5 min. Teprve v rijnu 1993 odhalili J. DeYoung a R. Schmidt meritelne variace infracervene jasnosti novy s amplitudou 0,16 mag a s periodou 1,95 h, tj. 0,081 dne, coz by snad mohla byt orbitalni perioda dvojhvezdy.

U symbioticke dvojhvezdy V 1329 Cygni (= HBV 475), ktera na sebe upozornila mohutnym vybuchem v r. 1966, zjistili Hric aj. na zaklade fotografickych mereni jasnosti soustavy v letech 1979-1991, ze po explozi se patrne diky uniku hmoty ze systemu vyrazne prodlouzila obezna perioda o plnych 11,4 dne a cini v soucasne dobe 963,3 dne.

Patrne nejpozoruhodnejsi spektralni zmeny v historii moderni astronomie prodelala centralni hvezda planetarni mlhoviny He 1-5. oznacena jako promenna FG Sagittae. Jeste r. 1955 byla spektralne klasifikovana jako veleobr B 4 I, aby postupne probehla velky usek diagramu HR: v r. 1967 mela spektrum A 5 Ia, r. 1980 pak F6-7 I, r. 1983 jiz byla spektralni tridy G, a nyni se jevi jako K I! Podle A. van Genderena prosla v letech 1972-1983 pasem nestability, v nemz pozorujeme cefeidy - jeji pulsace vsak mely asi petkrat delsi periodu nez pulsace cefeid stejne svitivosti. Hmotnost hvezdy se odhaduje na 0,65 MO.

V srpnu 1992 si J. Papousek povsiml nahleho poklesu jeji jasnosti (celkem o 3 mag), ktery dle T. Iijimy a F. Strafelly byl vyvolan kondenzaci uhliku v atmosfere hvezdy. Swanovy pasy molekularniho uhliku byly v atmosfere hvezdy poprve zjisteny jiz v listopadu 1981. Podle R. Stoneho aj. cini stari planetarni mlhoviny 6000 let a jeji vzdalenost od nas 2,5 kpc. Tito autori si povsimli i vyrazneho zvyseni zastoupeni vzacnych zemin v atmosfere hvezdy zhruba na 25-ti nasobek puvodni hodnoty.

D. Pollaco a S. Bell studovali centralni dvojhvezdu UU Sagittae planetarni mlhoviny Abell 63, ktera je od nas vzdalena neco pres 3 kpc. Obezna perioda dvojhvezdy cini O, 465 dne a hmotnosti slozek jsou po rade 0,63 a 0,29 MO. Hmotnejsi hvezda je mimoradne zhavym bilym trpaslikem o teplote 117 500 K, zatimco teplota sekundarni slozky je jen 7300 K.

Temer stejne zhavy je i bily trpaslik v jadre planetarni mlhoviny IW-2, jak ukazali F. Bruhweiler a W. Feibelman. Poridili totiz ultrafialove spektrum objektu pomoci druzice IUE, navzdory jeho magnitude V = 17,7 - je to dosud nejslabsi objekt zachyceny spektrografem IUE a zaroven nejpokrocilejsi hvezda kdy identifikovana v jadru planetarni mlhoviny. Velky uhlovy prumer mlhoviny nasvedcuje tomu, ze jde o blizky objekt ve vzdalenosti pouze 325 pc od Slunce.

Nicmene nejvetsi a nejstarsi planetarni mlhovinu rozpoznali S. Kawaler a P. Appleton v okoli centralni hvezdy RXJ 2117+34, objevene druzici ROSAT. Mlhovina ma uhlovy prumer 13Ý, coz pri vzdalenosti 1,4 kpc znaci linearni prumer 5 pc. Autori odhadli stari planetarni mlhoviny na 150 000 let.

Bili trpaslici - hvezdy na konci hvezdneho vyvoje - mohou za vhodnych podminek pripravit nejuzasnejsi hvezdny ohnostroj v podobe vybuchu supernovy typu Ia. Podle S. Kenyona aj. exploduje bily trpaslik nasledkem detonace helia pri prekroceni kriticke hmotnosti objektu. Dosud se melo za to, ze tato kriticka hmotnost se rovna tzv. Chandrasekharove mezi, tj. priblizne 1,4 MO. Nyni vsak A. Renzini ukazal, ze nejde o podminku nutnou, ze k detonaci dochazi jiz tehdy, kdyz bily trpaslik o hmotnosti 0,6 az 0,8 MO pribere akreci 0,2 MO a exploduje. Renzini si totiz povsiml, ze supernovy Ia se vyskytuji i v eliptickych galaxiich, kde tvorba hvezd jiz davno skoncila. Potom jsou vhodnymi kandidaty pro budouci exploze - symbioticke hvezdy!

Podle D. Branche a D. Millera je prumerna absolutni bolometricka hvezdna velikost supernov typu Ia rovna -19,72 mag, pokud je Hubblova konstanta rovna 50 km/s/Mpc. S tim vsak prilis nekoresponduje zjisteni S. van den Bergha, podle nehoz byla absolutni hvezdna (vizualni) velikost supernovy S And (1885) v galaxii M 31 jen -18,7 mag, kdezto supernovy 1937C v galaxii IC 4182 -19,8 mag. Podobne Tychonova supernova z r. 1572 dosahla asi jen -19 mag. Autor odtud uzavira, ze rozptyl maximalnich jasnosti supernov typu Ia je proste vetsi, nez se dosud tvrdilo, a to ma neblahe dusledky pro jejich pouziti jako tzv. standardnich svicek pri urcovani vzdalenosti galaxii.

S. van den Bergh uvedl zname udaje pro supernovy v Galaxii, ktere vzplanuly v poslednich dvou tisiciletich:

                Seznam galaktickych supernov
ÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄ
     Rok exploze   Typ  Vzdal. (kpc)  Pozustatek   Pozn.
ÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄ
        185        II       0,95      RCW 86     rtg. zdroj
       1006        Ia        2        Lup
       1054        II        2        Krabi mlh.  pulsar
       1181        II?      2,6       3C-58?     rad. zdroj
       1572        Ia       3,2                  SN Tycho
       1604        II       4,1       halo Gal.  SN Kepler
       1670?       Ibc      2,8       Cas A      rad. zdroj
ÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄ

Podle D. Blaira a A. Williamse jsou supernovy Ia obecne vysledkem akrece hmoty na stare hvezdy II. populace, kdezto typy Ib a Ic dusledkem zhrouceni jadra v mladych obrech I. populace hvezd. Spolecnym rysem supernov I. typu je nepritomnost vodikovych car ve spektru. Supernovy II. typu vznikaji - jak znamo - gravitacnim zhroucenim velmi hmotnych hvezd a tak neni divu, ze se nevyskytuji v eliptickych galaxiich, kde uz takove hvezdy davno vyhynuly. Zname je zejmena ze jasnych ramen spiralnich galaxii. Podle obou autoru jen asi tretina supernov ma za nasledek vznik radioveho pulsaru.

Ztotozneni radioveho pulsaru s pozustatkem po supernove nebyva vsak nijak lehke, jak znovu ukazali D. Frail aj. V r. 1985 byl objeven radiovy pulsar PSR 1758-23, ktery byl napadny promennou dispersni mirou a velkym rozptylem impulsnich signalu s periodou 0,42 s. Autori odhadli jeho stari na 58 800 let a vzdalenost na 3 kpc. Zminena promennost je zrejme vyvolana interakci signalu se shluky ionizovaneho materialu - pozustatku po supernove W28. Pulsar se vlivem velkeho vlastniho pohybu vsak uz dostal daleko od centra pozustatku.

Podle W. McAdama aj. byla nejvetsi pricna rychlost 2300 km/s namerena pro pulsar PSR 1757-24. Zmineni autori objevili souvislost pulsaru PSR 1706-44 s pozustatkem supernovy CG 342-02, jenz byl nalezen druzici COS-B jako 10. nejjasnejsi zdroj zareni gama na obloze. Pulsar sedi na oblouku na okraji viditelne obalky pozustatku supernovy, coz opet svedci o jeho vysoke pricne rychlosti asi 900 km/s ve vzdalenosti 3 kpc. Impulsni periodu 0,10 s se nyni podarilo prokazat i v oboru zareni gama zasluhou aparatury EGRET na druzici COMPTON. Je to teprve ctvrty pulsar v oboru zareni gama a pro vsechny se jiz podarilo najit pozustatky supernovy. Autori se domnivaji, ze to souvisi s relativnim mladim pulsaru gama, ktere v tomto pripade cini jen 17 300 let.

N. Gehrels a W. Chen se znovu zabyvali pozoruhodnym pulsarem gama, zvanym Geminga v souvislosti s tim, ze slunecni soustava se zrejme naleza na okraji dutiny horkeho interstelarniho plynu o teplote 1 MK a velmi nizke hustote. Tato "mistni bublina" je urcite mladsi nez 10 milionu let a skoro jiste je dusledkem exploze supernovy ve vzdalenosti od 10 do 60 pc od Slunce. Touto supernovou mohla byt nejspis prave Geminga.

S. Kulkarni a D. Frail objevili pozustatek supernovy na miste rekurentniho zdroje mekkeho zareni gama SGR 1806-20. Pozustatek se jevi jako amorfni radiova mlhovina o teplote 40 keV a rovnez jako zdroj zareni gama G 10.0-0.3. Zdroj se jiz nejmene stokrat zablyskl v oboru mekkeho zareni gama a tak autori soudi, ze jde o mladou neutronovou hvezdu, ktera v prvnich 500 letech po explozi supernovy jevi tuto podivuhodnou aktivitu.

S. van den Bergh a R. McClure uvadeji, ze podle statistik by mely ve vzdalenosti do 4 kpc od Slunce vybuchnout v prumeru 2,3 supernovy typu II za tisic let. Ve skutecnosti byly objeveny 4 takove supernovy za dva tisice let, coz sice podporuje statistiku, ale nestaci na vysvetleni cetnosti velkych vymirani zivocichu a rostlin v geologicke minulosti Zeme. Odhaduje se totiz, ze k velkem vymirani by doslo po vybuchu supernovy ve vzdalenosti pod 3 pc od Slunce. Jelikoz k velkym vymiranim dochazi na Zemi v prumeru jednou za 200 milionu let, nestaci cetnost supernov v Galaxii o plne dva rady - jinymi slovy od supernov nam behem existence zivota na Zemi zadne nebezpeci nehrozi.

Neunavny S. van den Bergh uverejnil tez doplnek vseobecneho katalogu supernov pro obdobi 1989 - duben 1993. Obsahuje celkem 203 polozek, pricemz supernovy jasnejsi nez 16 mag byvaji obvykle objeveny jiz pred maximem jasnosti, na rozdil od supernov slabsich. Celkem je nyni znamo 864 supernov v cizich galaxiich, ale jen 10% tohoto poctu bylo objeveno na zaklade systematickych programu, coz ma smysl pro statisticka setreni. Kralem systematiku je stale australsky astronom-amater R. Evans, ktery v letech 1980-1988 nasel 24 supernov behem 75 000 pozorovani 855 jasnejsich galaxii, coz je vpravde heroicky vykon. Nyni se rozebehly soustavne prehlidky na observatorich v Asiagu v Italii, na Krymu a na Cerro Tololo v Chile. R. Treffers zapocal obdobny program u 0,76 m reflektoru Leuschnerovy observatore v Kalifornii, jehoz mezna hvezdna velikost dosahuje 17 mag. Jeste vykonnejsi je system S. Perelmuttera aj., instalovany na teleskopu I. Newtona na Kanarskych ostrovech. Behem tydne je program schopen automaticky zkontrolovat 10 000 galaxii a objevit supernovy jasnejsi nez 22 mag. Celkem maji autori v umyslu prohlednout 300 000 galaxii!

Je zajimave, ze nektere galaxie jsou jaksi nachylnejsi k explozim supernov. Tak napriklad dle R. Fesena od r. 1909 byly nalezeny jiz tri supernovy v blizke galaxii M 101 (NGC 5457) ve Velke Medvedici. Posledni z nich, oznacena 1970G, dosahla v maximu magnitudy B = 11,5 a patrila zretelne k typu II. Od r. 1972 do r. 1975 byla tez radiovym zdrojem, a znovu se stala radiove hlucnou od r. 1991, kdy na vlnove delce 200 mm dosahuje toku 0,21 mJy. V lete 1992 se pozustatek zjasnil i opticky a je opet sledovatelny. To nejspise souvisi s narazem caru po explozi supernovy na cirkumstelarni material.

Podobne kuriozni je pripad galaxie MCG 10-24-007, kde G. Gomez a R. Lopez pozorovali dve supernovy 1992R a 1992AC v intervalu explozi mene nez 2 mesice od sebe - obe patri k typu Ia. Jelikoz cerveny posuv galaxie cini z = 0,052, jde o zatim nejvzdalenejsi znamou galaxii s vice supernovami a soucasne jde o vubec nejkratsi interval mezi explozemi supernov v teze galaxii.

Podobne jako v predeslych letech se i loni venovalo mnoho pozornosti pozustatku po supernove 1987A ve Velkem Magellanove mracnu. Objevitel I. Shelton rekonstruoval dostupne udaje z kritickeho obdobi kolem kolapsu supernovy dne 23,33 UT unora 1987, urceneho z okamziku prichodu neutrin do podzemnich detektoru. Na jeho vlastnim snimku, porizenem na observatori Las Campanas v Chile dne 23,08 UT byla hvezda 12,12 magnitudy, v case + 0,074 dne (tj. 1,8 h) po kolapsu byla podle pozorovani A. Jonese z Noveho Zelandu slabsi nez 7,5 mag, kdezto v case +0,128 d (3 h) po kolapsu dosahla jiz 5,9 mag. V case 24,336 UT byla V = 4,78, B-V = 0,0 a U-B = -0,8. V nasledujicim pulroku vykonal Shelton fotoelektricka mereni jasnosti supernovy v systemu UBVRI behem 74 jasnych noci.

V cervnu a listopadu 1992 a v breznu 1993 byl pozustatkem supernovy sledovan rychlym fotometrem HSP na HST s cilem objevit pripadne impulsy pulsaru. V te dobe klesla jasnost pozustatku jiz na V = 18,2, ale zadne periodicke signaly v intervalu od 0,4 ms od 0,5 s nalezeny nebyly, pricemz mezna hvezdna velikost cinila 23 mag. Od cervence 1990 je pozorovano radiove zareni pozustatku, jehoz intenzita se podle L.Staveleye-Smitha postupne zvysuje a rozmer zdroje se zvetsuje az na soucasny polomer 130 pc. J. Xu aj. objevili dve dalsi opticky viditelne svetelne ozveny na materialu ve vzdalenosti 1030 a 1060 pc od pozustatku. Poprve je pozorovali 18. zari 1991, ale v kvetnu 1993 mely ozveny polomer jiz plne 4Ý. L. Wang a E. Wampler opakovane studovali vzhled hlavniho prstenu kolem supernovy na snimcich z teleskopu NTT observatore ESO v Chile. Od ledna 1992 do prosince 1993 prsten zeslabl o 20%, ale jeho vnitrni vzhled se dramaticky zmenil, zejmena pokud jde o jasne uzliky a temne mezery mezi nimi. Vcelku vsak poloha a intenzita uzliku souhlasi s radiove urcenou strukturou prstenu.

J. Beuermann aj. a P. Gorenstein aj. ohlasili objev mekkeho rentgenoveho zareni pozustatku po supernove. Prvni naznaky aktivity v pasmu 0,5 - 2,0 keV byly zjisteny jiz v rijnu 1991, ale zretelny signal ziskala druzice ROSAT az v unoru 1992 a mereni pokracovala az do kvetna tehoz roku. Odtud vyplyva rentgenovy vykon dvou bodovych zdroju v miste pozustatku na 1027 W.

H. Bethe zhodnotil soucasny stav teorie uvolneni energie pri vybuchu teto supernovy. Nejvetsi cast energie predala plasti hvezdy neutrina - totiz 0,8.1044 J. Polovinu tohoto mnozstvi pridala nukleosynteza v razove vlne,, takze celkova energie supernovy by mela byt 1,2.1044 J, coz je ve slusne shode s pozorovanymi 1,4.1044 J.

Jestlize tedy pozorovatele ze severni polokoule svym kolegum z polokoule jizni pravem zavideli jedinecny ukaz z r. 1987, loni se vahy preklopily zpet, kdyz spanelsky astronom-amater F. Garcia ohlasil v noci z 28. na 29. brezna bajecny ulovek jasne supernovy 1993J ve zname galaxii M 81 (NGC 3031) ve Velke Medvedici. Predtim vsak po dobu peti let sledoval celkem 650 galaxii a vykonal uhrnem 25 000 negativnich pozorovani. V dobe objevu mela supernova 12 mag ve visualnim oboru, avsak o tri dny pozdeji dosahla maxima 10,7 mag, takze byla viditelna i v mensich dalekohledech. Po maximu jeji jasnost pozvolna klesala az do 5. dubna 1993, kdy se jeji jasnost pocala v ruznych oborech optickeho spektra opet zvysovat, aby kolem 18. dubna 1993 dosahla druheho maxima 10, 9 mag. Teprve od te doby jeji jasnost plynule klesala , behem leta vstoupila do nebularni faze a koncem zari mela jiz zhru- ba 14,5 mag.

Jelikoz galaxie M 81 je casto snimkovana, bylo celkem snadne objevit hvezdu-predchudce, coz se podarilo rade autoru. Ukazali, ze predchudce byla hvezda zhruba 20. hvezdne velikosti v oboru V, jejiz jasnost vsak kolisala priblizne o 1, 5 mag. Vetsina autoru se shoduje v nazoru, ze slo o cerveneho veleobra spektralni tridy K 0 Ia, ve shode se standardni teorii exploze supernov II. typu. Podle rovnez shodneho mineni vetsiny autoru mel predchudce puvodni hmotnost kolem 15 MO, ale byl soucasti tesne dvojhvezdy, s jejiz druhou slozkou si intenzivne vymenoval hmotu, takze pritom ztratil valnou cast sve obalky bohate na vodik.

Proto napr. A. Ray aj. soudi, ze pri vybuchu supernovy se rozptylilo jen 0,2 MO vodiku a zaroven asi 0,05 MO radioaktivniho 56Ni. Nejvetsi cast rozpinajici se obalky pripadla dle P. Murdina na helium, avsak celkova hmotnost obalky dosahla jen 2,5 MO. V. Utrobin soudi, ze celkova hmotnost cerveneho veleobra tesne pred vybuchem cinila jiz jen 4 MO, a z toho 3 MO pripadaly na heliove jadro. Podle T. Shigezany aj. odpovida prvni maximum svetelne krivky razovemu ohrevu tenke obalky veleobra, kdezto sekundarni maximum souvisi s radioaktivnim rozpadem 56Ni a 56Co. Tenkost obalky zpusobila, ze se pomerne rychle rozplynula, coz vedlo k brzkemu objevu rentgenoveho i radioveho zareni jiz nekolik dnu po vlastni explozi, jejiz pocatek kladou autori na 27,5 UT brezen 1993. Podle J. Lewise aj. byla supernova 23 h pred objevem slabsi nez 16 mag, ale 4,5 h pred objevem se jiz zjasnila na 13,5 mag.

Prizniva poloha objektu pro pozorovatele na severni polokouli jakoz i bleskova informacni sluzba umoznila do pozorovaci kampane rychle zapojit jak velke opticke teleskopy tak take zarizeni pracujici v ostatnich oborech elektromagnetickeho spektra. Vyjimkou vsak byl HST, ktery se pro technicke obtize nemohl vubec uplatnit.

Opticke spektrum zpocatku vykazovalo jen modre spojite spektrum bez car, prekryte uzkymi interstelarnimi absorpcemi. Pozdeji se vsak objevily cary vodiku a helia, svedcici o expansi obalky rychlosti az 13 000 km/s. Pozorovani z druzice IUE prokazalo nejprve silne ultrafialove zareni, jez vsak do konce brezna pokleslo o 40% a pozdeji vymizelo.

Jiz 2. dubna byla supernova zachycena antenou VLA na frekvenci 22,5 GHz.

Druzice ROSAT objevila prvni znamky rentgenoveho zareni jiz 3. dubna, kdy dosahlo teploty 7 keV, ale predstavovalo jen tisicinu optickeho toku zareni. Od kvetna 1993 vsak tato teplota klesala na 0,5 keV v listopadu 1993. Podobne vysledky ziskala i japonska druzice ASCA. Jak uvadeji shodne H. Zimmermann aj. a Y. Tanaka aj., zarivy vykon v rentgenovem pasmu dosahoval zpocatku hodnoty 5.1032 W. Uhrnnou energii exploze odhadli ruzni autori slabe nad 1044 J.