Podle J. Luuové nemohou krátkoperiodické komety pocházet z Oortova mračna, jelikož rozložení sklonů drah je anizotropní (převažují nízké sklony k ekliptice), a jelikož je těchto komet příliš mnoho. Zdrojem krátkoperiodických komet musí být tedy plochý disk, čili právě zmíněný Kuiperův pás. Luuová soudí, že pás obsahuje asi miliardu kometárních jader a jeho úhrnná hmotnost dosahuje 2% hmotnosti Země. V pásu jsou ovšem pomíchána kometární jádra s planetkami a dokonce tam nejspíše existují i těžko zařaditelné objekty se smíšenými charakteristikami. Velké poloosy kometárních jader v Kuiperově pásu sahají od 50 AU do 500 AU. Naproti tomu Oortovo mračno je charakterizováno poloosou 40 000 AU (v této vzdálenosti by se jádro Halleyovy komety jevilo jako objekt 61 mag!) a sahá až do 100 000 AU, tj. asi 0,5 pc. Obsahuje přibližně 1 bilion kometárních jader o úhrnné hmotnosti nejméně 100násobku hmotnosti Země.

Kdybychom chtěli charakterizovat minulý astronomický rok jednou větou, téměř určitě bychom ho mohli výstižně označit jako Rok Komet. Jistěže se o to především zasloužila jedinečná astronomická událost, jíž byl dopad úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter, leč i když tuto epochální záležitost vytkneme před závorku, stále zůstává k připomenutí záplava důležitých výsledků.

Úhrnný počet předběžně označených komet nebyl sice loni ani zdaleka rekordní - astronomové vystačili s písmeny abecedy s reservou, když celkem označili jen 23 komet. Přísluním přitom prošlo vcelku 32 komet, z nichž však řada byla objevena již r. 1993. Lepším výsledkem se pak může honosit jen rok 1987, kdy přísluním prošlo 37 komet. Tehdy však astronomové pozorovali 12 komet jasnějších než 11 mag, kdežto loni bylo takových komet 14 a komet jasnějších než 8,5 mag celkem šest.

Nejúspěšnější lovkyně komet ve XX. století Carolyn Shoemakerová se dostala s 32 objevy do závěsu za absolutního rekordmana všech dob Jeana Louise Ponse, jenž v první čtvrtině minulého století nalezl celkem 37 komet. O další dvě místa se dělí W. Brooks a D. Levy s 21 objevy. Nejúspěšnějším vizuálním objevitelem XX. století zůstává Australan W. Bradfield s 16 kometami.

Zdá se, že toto pořadí se již do konce století nezmění, neboť počátkem prosince 1994 byl na Mt. Palomaru ukončen program hledání komet 0,46 m Schmidtovou komorou, započatý z iniciativy E. Shoemakera v r. 1983. V uplynulých letech tak trio manželů Shoemakerových a Davida Levyho (a příležitostně i další pozorovatelé) nalezlo úhrnem 47 komet. Zatímco jejich činnost je u konce, vychází na kometárním nebi další objevitelská hvězda, kalifornský amatér Don Machholz, jenž započal s hledáním právě před 20 lety a svou první kometu objevil v září 1978 po 1700 h hledání. Na druhou objevenou kometu potřeboval dokonce 1742 h do roku 1985. Nyní však jeho vytrvalost přináší početnější plody, když do konce roku 1994 nalezl celkem 9 komet. Dosud tomuto úsilí věnoval plných 2500 nocí a 5600 h, takže na jeden objev potřeboval v průměru 621 hodin.

Neméně neúnavný B. Marsden vydal loni v pořadí již 9. generální katalog kometárních drah s uzávěrkou v dubnu 1994, obsahující celkem 1417 přiblížení komet ke Slunci. Jelikož Mezinárodní astronomická unie rozhodla o radikální změně v označování komet od 1. ledna 1995, vydal rovněž katalog, obsahující převody mezi oběma nomenklaturními systémy pro 878 různých komet a 1444 přiblížení ke Slunci. V katalogu je zachyceno 184 krátkoperiodických komet s oběžnými dobami pod 200 let.

Nový systém označování respektuje okolnost, že někdy bývá nesnadné rozhodnout, zda nově objevené těleso patří mezi komety nebo planetky. Proto se bude uvádět předpona A pro planetky, C pro komety, P pro periodické komety a D pro zaniklé komety. Za tímto písmenem následuje letopočet objevu a pak kombinace velkého písmene latinské abecedy a čísla. Podobně jako je tomu při objevování planetek, označuje písmeno čtrnáctidenní období v běžném roku, kdy k objevu došlo a číslo za ním pořadí objevu v daném čtrnáctidenním intervalu. Komety budou i nadále označovány jménem objevitele, popřípadě jmény dvou prvních nezávislých objevitelů. To znamená, že loni objevená kometa 1994m (Nakamura-Nishimura-Machholz) zůstane nejspíš natrvalo kometou s nejdelším jménem.

Nejjasnější kometou roku se stala kometa McNaught-Russell 1993v, která byla v dubnu až květnu 1994 na hranici viditelnosti očima. Podle S. Nakana jde o periodickou kometu s nejdelší známou a ověřenou periodou 1420 let, neboť předtím byla pozorovatelná r. 574 n.l., kdy na jaře toho roku dosáhla 1 mag. Perihel komety činí 0,87 AU, sklon dráhy k ekliptice 51,6^o. V noci z 8. na 9. června 1994 došlo ke kuriozní konstelaci komety 1993v s kometou Takamizawa-Levy 1994f v souhvězdí Malé medvědice, když se úhlová vzdálenost obou těles zmenšila pod 1^o.

V polovině srpna objevil D. Machholz kometu 1994o (podle nové nomenklatury P 1994 P1), která prošla perihelem 18. září ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce. Při sklonu 13^o, velké poloose 3,0 AU a výstřednosti 0,75 jde o typický křížič, jenž se v nejbližším století přiblíží k Zemi až na vzdálenost 15 milionů km při průměrné oběžné době 5,2 let. Bezprostřední nebezpečí srážky s kometou Machholz 2 tedy nehrozí. (Periodická kometa Machholz 1 byla poprvé pozorována jako kometa 1986 VIII a podruhé jako 1991 XII.)

Velkým překvapením se však stal objev několika úlomků komety Machholz 2 na přelomu srpna a září minulého roku. Úlomek B byl zprvu asi osmkrát slabší než A, jež v té době bylo 7,6 mag, ale v průběhu září se poměr jasností nakonec obrátil a 25. září byl úlomek B dokonce jasnější než A.

Mezitím zejména zásluhou mladého ondřejovského astronoma Petra Pravce jsme se dozvěděli o existenci dalších tří úlomků v úhlové vzdálenosti až 5? od složek hlavních. Složka A dosáhla největší jasnosti 7,0 mag dne 2. září, od té doby slábla a měla čím dál difuznější vzhled. Dne 5. října zjistil P. Pravec, že úlomek D se dále rozštěpil na dvě složky, navzájem vzdálené 7". Jak patrno, došlo k rozštěpení komety před průchodem perihelem v r. 1994. I když někteří autoři soudí, že kometa se rozdělila již při minulém průchodu perihelem v r. 1989, je trochu podivné, že kometa tehdy nebyla pozorována, ač prolétala velmi blízko Země. Proto je spíše pravděpodobné, že k rozpadu komety došlo nedávno v důsledku rychlé rotace jádra (rotační perioda patrně činí jen 6 hodin), a že tento rozpad obnovil aktivitu předtím spící komety, takže právě proto se ji nyní podařilo zpozorovat.

Dalším vzácným objektem se loni stala periodická kometa Tempel 1 (1993c), jež v květnu 1994 proletěla ve vzdálenosti jen 0,7 AU od Země a dosáhla přitom 9,5 mag. Kometa totiž nebyla pozorována během 13 návratů a předposlední pozorovaný návrat je z r. 1967. V lednu 1994 jsme zaznamenali již 56. návrat periodické komety Encke, jež přitom dosáhla 7 mag. Ještě příznivější má být příští návrat v červenci 1997, kdy proletí ve vzdálenosti jen 0,19 AU od Země, ale jak už to bývá, bude v té době vidět jedině z jižní polokoule. Ještě blíže - ve vzdálenosti 0,17 AU od Země - proletí v únoru 1996 známá periodická kometa Honda-Mrkos-Pajdušáková. Úhrnný výpočet těsných přiblížení (do 40 milionů km, tj. 0,257 AU) komet a planetek k Zemi pro období let 1994-2005 uveřejnil M. Keesey.

Naši potomci se mohou těšit na příští návrat komety Swift-Tuttle, která dle výpočtu K. Yaua aj. bude optimálně pozorovatelná 12. července 2126, kdy proletí ve vzdálenosti jen 25 milionů km od Země (kometa bývá viditelná očima až do vzdálenosti 0,6 AU, tj. 90 milionů km od Země, takže jde zřejmě o obří kometární jádro; ostatně o tom svědčí i bohatost meteorického roje Perseid, který s kometou souvisí.). Zároveň už je jisté, že se s námi kometa nesrazí ani při přespříštím návratu v r. 2261. Výpočet dráhy je nyní mimořádně spolehlivý ze dvou důvodů. Jednak se podařilo identifikovat kometu v archivních záznamech ze srpna r. 69 př. n.l. a z července r. 188 n.l., a jednak je zřejmé, že na kometu v posledních dvou tisíciletích nepůsobily žádné významnější negravitační efekty (zejména v porovnání s kometou Halley). K. Yau aj. i B. Marsden aj. proto soudí, že jde o velmi hmotné těleso, pro nějž je známý raketový efekt zanedbatelný. V uvedeném intervalu kolísala oběžná doba komety od 127 do 135 let a příznivé podmínky k pozorování očima byly též při návratech v letech 59, 698 a 1079 n.l. Přestože v nejbližším tisíciletí srážka nehrozí, ve vzdálenější budoucnosti je téměř jisté, že se toto obří těleso se Zemí srazí rychlostí asi 60 km/s, a bude ho tedy potřebí včas buď navést na jinou dráhu nebo rozebrat.

Aktivita kometárních jader v malé vzdálenosti od Slunce je snadno vysvětlitelná náhlým přílivem sluneční zářivé energie - tehdy komety ztrácejí nejvíce hmoty v podobě komy, chvostu a meteorických rojů. Mnohem hůře se vysvětluje pozoruhodná aktivita některých komet ve větší vzdálenosti od Slunce, neboť vypařování vodního ledu končí ve vzdálenosti 6 AU od Slunce, a komety často jeví aktivitu a dokonce nápadné výbuchy ještě mnohem dále, až do 10 AU od Slunce.

Zvláštním případem je podle M. Senaye a D. Jewitta periodická kometa Schwassmann-Wachmann 1, jež vykazuje komu na kruhové dráze ve vzdálenosti 6 AU neustále, a často vybuchuje. Zatímco u komet vybuchujících blíže ke Slunci je pravděpodobným zdrojem explozí sublimace vodního ledu, u této komety hraje roli přeměna amorfního ledu na krystalický, což uvolní energii, která ohřeje uvězněný plyn a ten expanduje. Druhou možností je sublimace silně těkavých ledů dusíku a oxidu uhelnatého. Vskutku se podařilo právě u této komety nalézt v submilimetrovém pásmu emise CO.

Komu pozorujeme kolem obřího kometárního jádra Chironu (2060) už od r. 1989, kdy se přiblížil do vzdálenosti 12 AU. Se zájmem čekáme, co se bude dít v příštím roce, kdy Chiron prochází perihelem. Nicméně zatím nic nepřekonává výbuch Halleyovy komety na podzim r. 1991 ve vzdálenosti plných 14,3 AU od Slunce. Nejspíše šlo o fázovou změnu amorfního ledu na krystalický, popřípadě i o sublimaci nějakých jiných sloučenin, ale úkaz je dodnes fakticky nevysvětlen.

Moderní přístrojová technika patrně umožní sledovat případnou aktivitou kometárních jader v ještě větší vzdálenosti od Slunce. Dne 10. ledna 1994 se totiž O. Hainautovi aj. z ESO podařil husarský kousek, když zachytili jádro Halleyovy komety v půli cesty do afelu ve vzdálenosti 2,8 miliardy km (18,7 AU) od Slunce. Užili k tomu kamery SuSI u 3,5 m teleskopu NTT s úhrnnou expozicí 3 h 45 min. Jádro komety se nacházelo jen 0,9" od vypočtené polohy a jevilo se jako objekt V = 26,5 mag. Podle odhadu mělo být jádro 26,6 mag. To znamená, že na snímku je zachyceno holé kometární jádro, bez náznaku komy. K zobrazení jádra stačilo pouhých 9000 fotonů při poměru signálu k šumu 7/1. Při poslední 25-minutové dílčí expozici proletěl ve vzdálenosti pouhých 12" od obrazu komety úlomek umělé družice, jenž mohl svým jasem snímek znehodnotit.

Pro prostou detekci, kdy stačí poměr signálu k šumu 2/1, by měl stávající přístroj NTT stačit až do r. 2000. Mezitím budou určitě k dispozici 8 m dalekohledy, které by měly dát poměr signálu k šumu 5/1 v r. 2000 za 2000 s a v afelu r. 2024 za 7 h. Předpokládá se, že vizuální magnituda  jádra  Halleyovy komety v afelu (36 AU) dosáhne 29,4 mag. Pro budoucí obří přístroj VLT o efektivním průměru zrcadla 16 m by tedy detekce jádra neměla být zvláštním problémem a poprvé v historii astronomie by tak mohla být Halleyova kometa sledovatelná souvisle podél celé dráhové elipsy.

Jak uvádí O. Hainaut aj., jádra některých dalších komet se zdařilo pozorovat ještě ve větších vzdálenostech než je zatímní rekord pro jádro komety Halleyovy. Týmž přístrojem NTT totiž pořídili obrazy jader komety Shoemaker 1984 XV ve vzdálenosti 17 AU, komety Bowell 1982 I ve vzdálenosti 23 AU a komety Schuster 1975 I dokonce ve vzdálenosti 31 AU od Slunce. Jádra byla vesměs slabší než 27 mag v oboru V, a odtud se daly určit po řadě horní meze poloměrů příslušných kometárních jader na 3,4, 5,4 a 10,3 km.

P. Lamy a I. Toth mezitím ohlásili přímou detekci jader komet na snímcích Hubblovým kosmickým teleskopem (HST). Širokoúhlou kamerou WFPC I pozorovali jádro periodické komety Faye 1991 ve vzdálenosti 0,6 AU od Země a odhadli tak jeho poloměr na 2,7 km. Poloměr komety Schwassmann-Wachmann 2 činí 1,6 km, komety 1983 V maximálně 0,2 km a Encke 1,8 km. Shodou okolností jsme měli loni jedinečnou příležitost sledovat kometu Schwassmann-Wachmann 2 poměrně blízko Země, když 23. ledna 1994 byla k Zemi nejblíže za období osmi století od r. 1600 do r. 2400. V r. 1997 totiž těsné setkání s Jupiterem změní její dráhu natolik, že v perihelu bude od Slunce vzdálena 3,4 AU, namísto současných 2,1 AU.

2.4. Srážka komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem

O klíčové úloze Jupiteru při vývoji kometárních drah jsme se mohli dramaticky přesvědčit v druhé polovině července 1994, kdy se ve vzdálenosti 770 milionů km od Země (5,15 AU) odehrála astronomická událost století - srážka komety s Jupiterem. Nebyla to sice první pozorovaná srážka kosmických tělese ve sluneční soustavě, neboť již v r. 1979 se podařilo zaznamenat dopad komety do Slunce ( a až dosud bylo takových dopadů zaznamenáno patnáct), ale k výjimečnosti události zejména přispěla okolnost, že srážka byla včas předpovězena, takže se na ni mohli astronomové pečlivě připravit.

Celý příběh komety Shoemaker-Levy 9 byl již vícekrát podrobně zpracován (v Říši hvězd zejména v článku prof. V. Vanýska: ŘH 75:1994, str. 186), takže následující odstavce si nečiní nárok na úplnost. Chtěl bych si všimnout spíše těch údajů, kterým dosud nebyla v populárně-vědecké literatuře věnována větší pozornost.

Jak uvádějí A. Carusi aj., "šňůrka perel", představující kometu Shoemaker-Levy 9, byla poprvé snímkována japonskými astronomy-amatéry ve dnech 15. a 17. března 1993, dále pak 19. března M. Lindgrenem na ESO a E. Helinovou na Mt. Palomaru. Nikdo z těchto autorů snímků však objev neoznámil, jelikož podivný tvar kometární "úsečky" považovali za kazy v emulzi. Vícečetnost úlomků objevil J. Scotti dalekohledem Spacewatch v Arizoně dne 26. března - na snímku bylo možné rozlišit alespoň pět oddělených jadérek. První předpověď možnosti srážky alespoň některých úlomků s Jupiterem pochází z 22. května 1993, když byly zpracovány polohy úlomků do 18. května včetně. Patrně se nikdy nepodaří zjistit, kdy byla kometa zachycena Jupiterem, jehož sféra vlivu má střední poloměr asi 0,3 AU. Soudí se, že to mohlo být někdy v desetiletí 1920-30, a že původní kometa o průměru kolem 5 km přišla z hlavního pásma planetek. Byla to tedy krátkoperiodická kometa Jupiterovy rodiny komet. Definitivní důkaz, že všechny pozorované úlomky A až W (písmena I a O byla vynechána úmyslně kvůli možné záměně s číslicemi) se s Jupiterem určitě srazí, byl předložen 22. listopadu 1993.

Od té doby se rozeběhla příprava velkolepé mezinárodní pozorovací kampaně, do níž se zapojily velké pozemní dalekohledy na všech kontinentech včetně Antarktidy a všechny dostupné astronomické umělé družice a kosmické sondy. Historickým štěstím byla úspěšná oprava HST v prosinci 1993, takže od ledna 1994 byly úlomky opakovaně sledovány s vrcholným úhlovým rozlišením právě kamerami HST. To štěstí se ještě znásobilo, když 5. července 1994 došlo na palubě HST k selhání paměti v počítači a během opravy se objevil falešný poplach, že selhaly také gyroskopy. Naštěstí se do 9. července zdařilo poruchu odstranit.

Výpočty dráhy jednoznačně ukázaly, že dne 8. července 1992 se celistvé jádro původní komety přiblížilo k Jupiteru na vzdálenost 91 000 km od centra planety, tj. něco přes 21 000 km od vnějšího okraje oblačného příkrovu, neboli 1,3 poloměru Jupiteru. Kometa tak vnikla hluboko pod Rocheovu mez, která činí přibližně 2,4 poloměru Jupiteru, a vzhledem ke své křehkosti a malé soudržnosti se začala rozpadat na menší úlomky navzájem srovnatelných velikosti. Podle Z. Sekaniny se jádro komety začalo drobit asi 2 hodiny po největším přiblížení a úlomky se seřadily "ve směru letu" - příčné pohyby byly zanedbatelné.

Podle F. Billebauda a J. Lebretona se pak úlomky od sebe vzdalovaly díky negravitačním silám. Typický úlomek o průměru 1 km měl hmotnost řádu 10¹¹ kg a při rychlosti 60 km/s vůči Jupiteru nesl kinetickou energii řádu 10²⁰ J. Pozorování z HST mezi lednem a červencem 1994 prokázalo dle T. Rettiga aj., že vnitřní oblasti každého úlomku si zachovaly stálou jasnost až do května, pak však přece jen zřetelně zeslábly, patrně vlivem slapového protažení proudu částic ve směru letu. Také prachové komy úlomků zřetelně zeslábly, ale ohraničená jasná jádra úlomků se zachovala až do konce. Občas vyslovované pochybnosti o kometárním charakteru úlomků se však posléze nepotvrdily: zcela jistě šlo o pravé kometární jádro s nízkou hustotou (0,5násobek hustoty vody) a vysokou porézností. Úlomky měly zcela určitě velmi nepravidelný tvar a rotovaly kolem své osy v periodách řádu několika málo hodin. To neobyčejně ztížilo výpočty očekávané fyzikální interakce úlomků s atmosférou Jupiteru.

Rozsáhlé numerické výpočty interakce narážely na samozřejmou obtíž, že nikdo pořádně nezná vertikální profil Jupiterovy atmosféry - ironií osudu se o něm něco dozvíme až v prosinci 1995, když do atmosféry vstoupí sestupný modul kosmické sondy Galileo. Stejně tak nebyly k dispozici vhodné kalibrace - výbuchy vodíkových pum měly energii maximálně 10¹⁸ J, což je řádově srovnatelné s energií výbuchu tunguzského meteoritu. Jediný porovnatelný výbuch na Zemi se odehrál před 65 miliony let při dopadu meteoritu Chixculub - jeho energie se odhaduje na 10²³ J, jenže stopy po impaktu jsou již prakticky smyty.

Z modelových výpočtů M. Mac Lowa a K. Zahnleho na superpočítači Cray C-90 vyplynulo, že kinetická energie nárazu se uloží po náhlém zabrzdění úlomku pod vrcholky Jupiterových mračen a vznikne ohnivá koule o ekvivalentní energii až 1 Tt TNT (3.10²² J), která bude svisle stoupat vzhůru, přičemž se rozepne a ochladí z původních 3 kK na několik set kelvinů. Konkurenční model z vojenské laboratoře SANDIA ukázal, že hmota úlomku bude rozdrcena a asi polovina z ní bude vyvržena zpět v úzkém kanálu ve směru příletu téměř stejnou rychlostí, jakou úlomek dopadl. Z modelu vyplynulo, že tento zpětný efekt bude mít tvar "atomového hřibu", tj. v kanálu se bude nalézat "noha" hřibu, a nad atmosférou se rozprostře vějířovitý "klobouk". Konečně T. Takata aj. uvažovali o ledovém tělese o průměru 2 km, jehož kinetická energie se náhle uvolní v hloubce as 300 km pod hranicí mraků. Plyn se ohřeje rázovou vlnou, disociuje a částečně ionizuje. Horký plyn bude svisle stoupat vzhůru rychlostí asi 1 km/s.

Zatímco teoretici přepočítávali své hypotetické scénáře, úlomky komety se naposledy nejdále vzdálily od Jupiteru dne 14. července 1993 na plných 50 milionů km, tedy až na samotný okraj jeho gravitační sféry vlivu. Od té chvíle se pak řítily po spirále smrti vstříc osudu, na nějž byli pozemští astronomové a fyzikové opravdu velmi zvědavi. V květnu 1994 byly již rozestřeny po délce 1,1 milionů kilometrů ve směru letu a těsně před dopadem na plných 28 milionů km.

V sobotu 16. července 1994 panovalo patrně největší napětí v přednáškovém sále Ústavu pro kosmický teleskop STScI v Baltimore ve státě Maryland. Tam se totiž z celého světa sbíhaly informace a tam byli také shromážděni přední američtí novináři. Bezpečnostní opatření byla tak přísná, že David Levy, který si zapomněl identifikační kartu, se do sálu málem vůbec nedostal. Na nedaleké marylandské univerzitě drželi studenti pohotovost u centrálního počítače, vtipně přezvaného na "Exploder", v němž se prostřednictvím sítě Internet neustále aktualizovaly údaje ze všech observatoří i kosmických aparatur. Tato služba mimochodem přispěla rozhodující měrou k úspěchu celé pozorovací kampaně. Zároveň šlo o vpravdě zatěžkávací zkoušku toho, co Internet zvládne. Za pouhých 10 dnů hlavní pozorovací kampaně vyřídil Exploder téměř 2 miliony dotazů, včetně nesčíslných přenosů barevných snímků z míst dopadu!

První zpráva o dopadu úlomku A přišla ze španělské observatoře Calar Alto (3,5 m reflektor, pracující v pásmu infračerveného záření) ve 20 h 15 min světového času. Maximum jasnosti záblesku převýšilo standardní jasnost Jupiterovy družice Io. Zpráva byla vzápětí nezávisle potvrzena z Evropské jižní observatoře v Chile a konečně i z HST - to už se v STScI připíjelo šampaňským. Tím více se čekalo na dopad jasnějšího úlomku B, který však k překvapení všech prakticky vůbec nebyl zaznamenán. Tak se dramaticky ukázalo, že jasnost úlomků před dopadem přímo nesouvisela s mohutností úkazu v Jupiterově atmosféře. Nejvíce se totiž čekalo od úlomků Q_1,2 , které však poměrně zklamaly. Nakonec největší odezvy přišly od "prostředních" úlomků G, H, K a L a poměrně výrazně se projevil i poslední úlomek W. Podobně jako úlomek B zklamaly i úlomky F, N, P, T, U a V, jež asi představovaly jen volně spojené "hromady smetí", které se vlivem slapů Jupiteru těsně před dopadem zcela rozptýlily. Úlomky J a M se ztratily již dávno před vlastním dopadem. Poslední úlomek W pak důstojně ukončil celou sérii impaktů v pátek 22. července v 8 h 6 min UT.

Rekonstrukce dopadových úkazů se protáhla vinou pomalého přenosu dat z kosmické sondy Galileo, který trval až do února 1995. Přitom právě údaje z Galilea byly v mnoha směrech nezastupitelné, jelikož šlo fakticky o jediný přístroj, který měl přímý výhled na místa impaktu (sonda Voyager 2 nezískala žádná užitečná data - kamera na sondě totiž již byla vypojena a ultrafialový spektrometr ani radioteleskop nezaznamenaly ze vzdálenosti plných 6,1 miliardy km od Jupiteru žádnou měřitelnou odezvu). Pro omezenou přenosovou kapacitu mohla ovšem sonda pořídit jen 100 záběrů ze vzdálenosti 1,6 AU od Jupiteru. Tak se podařilo zachytit dopady úlomků D, E, K, N, V a W v optickém pásmu a úlomků C, F, G a R v infračerveném oboru spektra s nejvyšším rozlišením až 2 000 km.

Velmi cenné údaje se podařilo získat pro úlomek G, jenž byl sledován ultrafialovým spektrometrem a fotopolarimetrem a o 5 s později infračerveným spektrometrem. Při zabrzdění úlomku v atmosféře vznikla ohnivá koule o průměru 10 km a teplotě až 7500 K, jež stoupala vzhůru po dobu 1,5 minuty a přitom se rozpínala rychlostí až 2,2 km/s na průměr stovek kilometrů a ochladila na 400 K. Ultrafialová světelná křivka se dala sledovat po dobu 10 s, kdežto infračervená přes 1,5 minuty. V maximu dosáhl záblesk 15% jasnosti celého Jupiteru, ale přesto se nezdařilo zachytit původně avizované odlesky na některých velkých družicích Jupiteru.

Pouze P. Andrewsová aj. viděli po dopadu úlomku B po dobu 20 s neobvyklé změny Jupiterovy družice Io při vizuálním pozorování v dalekohledech o průměru zrcadel od 0,2 do 0,5 m. Skupina pozorovatelů byla rozmístěna na ploše o průměru asi 60 m a nezávisle viděli, jak se družice Io dvakrát zjasnila a její barva se změnila ze žluté na bílou. Bílé pulsace trvaly asi 4 s, pak se barva během 10 s opět vrátila na obvyklou žlutou.

K všeobecném překvapení však jak HST tak pozemní teleskopy zaznamenaly záblesky u úlomku G s o u č a s n ě s pozorováním sondy Galileo, což lze vysvětlit jedině rozptylem světla na materiálu vysoko nad atmosférou Jupiteru - lze se pouze dohadovat, jak se tam takový materiál ocitnul. Po 124 s od hlavního záblesku pozorovala sonda další záblesk zhruba čtyřikrát slabší, což byl zřejmě druhý impakt odštěpku z úlomku G. Explozívní hřib úlomku G dosáhl výšky až 3300 km nad hranicí mračen, zhruba 20 minut po vlastním impaktu. Téže výšky dosáhly také explozívní hřiby úlomků A, E a W.

Podle P. Weissmana trvala bolidová fáze, odpovídající prvnímu záblesku, asi 5 s, načež následoval nejmocnější záblesk - zabrzdění úlomku spojené se vznikem horké ohnivé koule. Pozvolný pokles jasnosti po tomto druhém záblesku pak odpovídal stoupání a rozpínání chladnoucí ohnivé koule v atmosféře planety.

Pro další hlavní úlomky H a L zaznamenalo Galileo nárůst jasnosti bolidu během 2 s, takže šikmá dráha (úlomky vstupovaly do atmosféry planety pod úhlem 45^o) činila 120 km. Pak se uchovala stálá jasnost úkazu po dobu 29 s, načež během několika sekund světlo zmizelo. Jasnost úlomku L v maximu byla o 20% vyšší než maximální jasnosti úlomku G, a tento výkon již žádný úlomek nepřekonal.

Poslední úlomek W byl sledován Galileem v záběrech kamerou se zeleným filtrem po 2,33 s. Intenzívní záblesk nastal asi 7,5 minuty předtím, než byl zpozorován explozívní hřib na okraji Jupiteru. Záblesk zvyšoval svou intenzitu až k zahlcení detektoru, avšak opět vymizel během necelých 7 sekund. Mohlo jít buď o bolid, nebo výbuch při zabrzdění úlomku. V té době byla dle výpočtů ohnivá koule plných 140 km pod terminátorem planety, ale i v tomto případě souběžně s Galileem zaznamenal HST zřejmě odlesk záblesku vysoko nad atmosférou Jupiteru.

Pro úlomky H, L, a Q₁ se zdařilo odvodit z pozorování sondou časy impaktů s přesností na 1 s. Dopady ostatních úlomků se podařilo zaznamenat s chybami od 10 s do 7 minut. Všechny dopady se odehrály soustavně přibližně o 5-7 minut později, než uváděly poslední předpovědi. (Některé úlomky sledoval HST ještě několik hodin před dopadem na Jupiter.) Příčinou tohoto nesouladu jsem téměř určitě soustavné chyby poloh opěrných hvězd v monumentálním obřím hvězdném katalogu GSC, který byl před několika lety sestaven pro potřebu HST. Dopad komety na Jupiter tak bezděky přispěl k odhalení nevelké systematické chyby v takto definované souřadnicové soustavě, kterou by se asi tak hned nepodařilo zjistit klasickou astrometrií.

Z. Sekanina aj. vypočítali, že menší úlomky a prach z rozpadlé komety budou na Jupiter dopadat až do konce září 1994, a že impaktní oblast se mezi 27. červencem a 22. srpnem přesune na přivrácenou stranu planety s ideální geometrií kolem 3. září. Přitom se měla zásahová oblast přemístit postupně z jižní polokoule planety na polokouli severní. Nicméně žádné pozorované efekty z té doby ohlášeny nebyly.

Nesplnily se též naděje, vkládané do radiových měření sluneční kosmické sondy Ulysses, která byla v kritické době vzdálena od Jupiteru 5,3 AU a příznivou shodou okolností se nacházela nad 31^o jovigrafické šířky, 2,5 AU pod rovinou ekliptiky. Měla tedy rovněž přímý výhled na místa dopadů a očekávalo se, že se podaří zaznamenat okamžiky všech impaktů v rádiovém pásmu pod 1 MHz. Ani v jednom případě však nebyl měřitelný signál zachycen.

Naproti tomu se zřetelně projevilo celkové zvýšení radiového šumu Jupiteru v mikrovlnném oboru na frekvencích vyšších než 1,4 GHz. J. Wilson uvedl, že mikrovlnná emise Jupiteru začala anomálně stoupat již l6. července ještě před dopadem úlomku A a dosáhla maxima 23. července (tedy až po skončení celé impaktní epizody), kdy mikrovlnný šum Jupiteru přesáhl klidovou hodnotu o plných 25%. Teprve počátkem srpna se mikrovlnný šum Jupiteru vrátil k normálu. Tato data byla potvrzena radioteleskopy v USA (Greenbank, Goldstone, Socorro), Austrálii, Holandsku a Německu.

Největší efekty v období 17. až 20. července pozorovali M. Kesteven aj. na australských radioteleskopech v pásmu 1,43 GHz, kdy klidová hodnota vzrostla více než sedminásobně a na této úrovni se ještě držela řadu dní. Podle všeho šlo o zvýšení šumu ve vnitřních radiačních pásmech Jupiteru, které vysílaly netepelné synchrotronové záření. Zdrojem záření byly energetické elektrony, zachycené magnetickým polem planety. Podle P. Galopeaua začal vzrůst synchrotronového záření planety na všech frekvencích zejména od 18. července a dosáhl maxima 21. července, kdy přesáhl klidovou hodnotu až o 40% v pásmu 3,3 GHz, zatímco běžné fluktuace nepřevyšují 5% klidové hodnoty.

Ukrajinský dlouhovlnný radioteleskop UTR-2 odhalil rádiové impulsy v pásmu 18 - 25 MHz mezi 25. a l7. minutou před dopadem úlomku A. Indický 10,4 m mikrovlnný radioteleskop v Bangalore byl dokonce schopen rozpoznat radiové odezvy po některých konkrétních impaktech na frekvenci 86 GHz. Paradoxně nejvyšší odezvu (čtyřnásobek klidové hodnoty), trvající plné 3 minuty, vykázal nenápadný úlomek E a nejdelší odezvu bezmála 6 minut zaznamenali po dopadu úlomku K, kdy se však úroveň šumu zvýšila maximálně o 50%. Podobně 14 m radioteleskop v Ahmedabadu, měřící na frekvenci 4,15 GHz zachytil zvýšení radiového šumu Jupiteru na dvojnásobek ihned po dopadu úlomku A. Návrat k normálu nastal až 25. července. Radiové záblesky po dopadech dalších úlomků K, N, P₂ a S dosáhly až pětinásobku klidové hodnoty; objevovaly se se zpožděním asi půl hodiny po impaktu a jejich doznívání trvalo od 19 do 36 minut.

Poměrně nečekaným překvapením byl nárůst rentgenové emise Jupiteru asi 3 minuty před dopadem úlomku K, který odhalila družice ROSAT. J. Waite aj. zjistili, že více rentgenového záření po dopadech úlomků K, P₂ a W vykázaly konjugované body (tj. body se stejnou zeměpisnou délkou, avšak souměrnou severní šířkou) v Jupiterově atmosféře, než samotná místa impaktů. Také tato pozorování svědčí o výskytu vysoce energetických elektronů, jež se pohybovaly podél magnetických siločar. Tato pozorování ostatně podpořily ultrafialové snímky HST v pásmech 140-210 nm a 310-360 nm, pořízené 23 h po dopadu prvního úlomku, na nichž jsou patrné polární záře u obou pólů Jupiteru, přičemž severní polární záře je dokonce intenzívnější než jižní.

Zvlášť cenné výsledky poskytla téměř souvislá měření ultrafialového toku i spekter planety neúnavnou družicí IUE. Podle R. Prangeho aj. byl Jupiter pod nepřetržitou kontrolou družice od 13. do 24. července a měření ještě pokračovala až do polovina srpna 1994. Detailně byly zkoumány dopadové oblasti A, B, E, G, J, Q, R, S a W. Každá oblast se v pásmu vlnových délek 115 až 330 nm nejprve zjasnila o 10-20%, a tento prvotní úkaz vymizel asi 2 h po impaktu. Následoval zřetelný pokles ultrafialového albeda zasažené oblasti asi o 50%. Ve spektru se objevilo velké množství nových absorpcí a emisí, zejména síry, křemíku a sodíku. Ve velké výšce nad atmosférou se vytvořila absorbující mračna o průměru až 12 000 km.

Ta se ostatně projevila i v optickém oboru jako proslulé tmavé skvrny, jejichž temnost (zvláště impaktu G) byla nevídaná. I ve zcela malých amatérských dalekohledech šlo o nejvýraznější jevy na kotoučku planety vůbec - zřetelnější než proslulá Velká rudá skvrna, s níž měly srovnatelné rozměry - ale na rozdíl od níž byly položeny o stovky kilometrů výše v atmosféře. Největší skvrnu představoval komplex po dopadech úlomků G, D a S, pak pár impaktů K a W, a konečně oblasti L, R a Q_1. Materiál skvrn představuje z větší části vyvrženou rozptýlenou hmotu kometárních úlomků, jak prokázala spektrální analýza. Z infračervených pozorování létající laboratoře KAO totiž G. Bjoraker aj. odhalili v ohnivých koulích úlomků G a K molekulární pásy vody zhruba půl hodiny po impaktech. Tyto pásy po dvou hodinách opět vymizely.

Skvrny samy se ukázaly až překvapivě trvanlivé. Byly dobře pozorovatelné až do konjunkce Jupiteru se Sluncem ( 17. listopadu 1994) a v podobě souvislého pásu je bylo vidět ještě koncem prosince 1994, když se Jupiter opět vynořil ze sluneční záře na ranním nebi. Svědčí to o malém vertikálním promíchávání materiálu skvrn s vlastní atmosférou planety, zatímco horizontální proudění rovnoběžné s rovníkem skvrny v podstatě slilo v jediný tmavý pás.

Původní impaktní oblasti byly vždy asymetrické, s tmavým jádrem na východní straně a protažené ve směru k jihovýchodu, což souviselo s tím, že úlomky vnikaly do atmosféry pod úhlem 45^o a také ohnivé koule stoupaly šikmo. Tmavé oblasti (v blízkém infračerveném oboru byly světlé) byly obklopeny asymetrickými prstenci, což fakticky představovalo rázové vlny, šířící se od místa dopadu rychlostí 4 500 km/h. Pod těmito tmavými oblastmi prosvítala normální struktura Jupiterovy atmosféry, čímž se potvrdilo, že úlomky zanikaly relativně vysoko a materiál komety se přitom příliš nesmíchal s materiálem atmosféry Jupiteru. Ve skvrnách byly zpočátku pozorovány čpavek, sirovodík, sirouhlík, oxid uhelnatý, acetylen a etan, dále síra, hořčík, železo a křemík.

Údaje o množství energie, uvolněné při jednotlivých dopadech, jsou dosud velmi nejisté. Je však zřejmé, že světelná účinnost záblesků byla nízká a představovala jen setinu či tisícinu kinetické energie úlomku. Větší část energie se tedy přeměnila na rázovou vlnu a turbulenci, případně na produkci rychlých ionizovaných částic. Pro světelnou energii největších záblesků se uvádějí hodnoty slabě nad 10¹⁹ J, zatímco úhrnná energie všech úlomků vychází až na 4.10²³ J, což je srovnatelné s energií meteoritu Chicxulub (řádově 10 Tt TNT), který dopadl na Zemi před 65 miliony lety.

Po loňské srážce komety s Jupiterem tedy zmizely poslední pochyby o tom, že obdobné srážky se Zemí představují opravdu celosvětovou hrozbu pro život na Zemi. Není divu, že již v srpnu ustavila NASA komisi pro identifikaci potenciálních impaktních křížičů Země (tj. planetek i kometárních jader). Komisi předsedá spoluobjevitel komety E. Shoemaker a z dalších známých astronomů v ní zasedají D. Rabinowicz (iniciátor programu Spacewatch) a J. Rahe (koordinátor pozorování Halleyovy komety v programu IHW). Komise má navrhnout vhodnou metodu pro identifikaci nebezpečných těles během nejbližších desetiletí. Předběžně se počítá s projektem Spaceguard, jenž by sestával z 6 teleskopů o průměru zrcadla 2,5 m, které by sledovaly dráhy objektů, přibližujících se k Zemi (NEO) po dobu 20 let. Samotné dalekohledy by přišly na 250 milionů dolarů a dalších 200 milionů dolarů by spolkl jejich provoz. Je to vlastně relativně malá cena za pocit kosmického bezpečí pro lidstvo.

Ve světle loňského kobercového bombardování Jupiteru nabývají nového významu historické záznamy o pozorování tmavých skvrn v atmosféře Jupiteru zkušenými pozorovateli v minulosti. S. O?Meara uvádí, že menší tmavé skvrny na Jupiteru byly naposledy pozorovány v prosinci 1941, a předtím W. Herschelem r. 1780, G. Airym r. 1834, E. Antoniadim a C. Flammarionem r. 1896 a znovu E. Antoniadim r. 1926. Kdyby byly všechny tyto úkazy vyvolány dopady komet, pak by loňská událost byla stěží událostí století. Jupiter je však v každém případě jedinou planetou sluneční soustavy, kde mají takové úkazy poměrně vysokou četnost, což přirozeně souvisí s tím, že jde o zdaleka nejhmotnější planetu. Například na Saturn dopadají komety 300krát vzácněji než na Jupiter.

3. Sluneční soustava

3.1. Planetární systém

Přesouvání drobných těles sluneční soustavy vůči velkým planetám probíhá přirozeně neustále a vede dříve nebo později buď ke srážkám těles, anebo k vymetení drobných těles ze sféry vlivu celé sluneční soustavy. D. Dermott aj. vysvětlují existenci prachového prstence v okolí Země, který odhalila v r. 1983 infračervená družice IRAS, jako produkt zachycení rozdrceného materiálu, který se k Zemi neustále přesouvá z hlavního pásma planetek. Z numerického modelu vyplývá, že prach se opravdu usadí ve tvaru prstenu a jeho částečky se dostanou do rezonance se Zemí, takže jsou v tomto pásu uzamčeny.

J. Laskar užil metody numerické simulace pro zevrubné prozkoumání chaotických jevů v drahách planet sluneční soustavy. Postupoval tak, že na superpočítači IMB RS 6000/370 spočítal v newtonovské aproximaci dráhy osmi velkých planet na 10 miliard let do minulosti a pak zpětně o 15 miliard let do přítomnosti a budoucnosti. Tento výpočet uskutečnil celkem čtyřikrát, pokaždé s nepatrně pozměněnými počátečními podmínkami. Za jeden den strojového času lze vypočítat vývoj dráhy v údobí jedné miliardy let. Tím se přirozeně nedá rekonstruovat dráha jednotlivého tělesa sluneční soustavy, nýbrž jen statisticky posoudí, do jaké míry dané těleso podléhá chaotickému vývoji dráhy.

Z Laskarových výpočtů plyne, že Venuše a Země vykazují jen nepatrný sklon k chaosu, na rozdíl od Merkuru, kde se může výstřednost dráhy přiblížit k jedné, tj. Merkuru hrozí vyvržení ze sluneční soustavy při blízkém setkání s Venuší již během nejbližších 3,5 miliard let. Naproti tomu výstřednost dráhy Země a Venuše nepřesáhne 0,06 a sklon se mění nanejvýš o 1^o. Mnohem větší chaotické tendence jeví Mars, kde se sklon mění až o 6^o a výstřednost může kolísat až o 0,16. Naproti tomu velké planety počínaje Jupiterem a konče Neptunem jsou vůči chaosu dlouhodobě velmi odolné.

J. Maddox shrnul údaje o vývoji sluneční soustavy od doby jeho vzniku před 4,5 miliardami let. Gravitační hroucení Praslunce trvalo jen 50 milionů let, původní zastoupení vodíku v nitru Slunce činilo 71% podle hmotnosti a do současnosti kleslo na 36% . Centrální teplota Slunce činí  15,4 MK a centrální hustota dosahuje 146násobku hustoty vody v pozemských podmínkách. Ve vzdálenosti 74% poloměru Slunce se nachází dno konvektivní zony o teplotě 2 MK. Konvektivni zona obsahuje jen 1,7% hmoty Slunce.

Termonukleární reakce v nitru Slunce bude probíhat ještě 6,4 miliardy let, avšak již během nejbližších 600 milionů let vzroste zářivý výkon Slunce o 10%, což způsobí vypaření povrchové vody na zemských souších. Voda v oceánech se vypaří během 3,5 miliardy let - to už bude zářivý výkon Slunce vyšší o 33% proti současnosti. Venuše a Země se však poněkud vzdálí od Slunce, jehož hmotnost klesne o 28% . V čase 6,5 miliard let od současnosti proběhne zhroucení slunečního jádra, v němž se vodík zcela vyčerpá. Místo toho začne probíhat termonukleární reakce hélia ve slupce kolem jádra při teplotě nad 100 MK. Poloměr Slunce, které se tak stane červeným obrem, vzroste na 100 milionů km v čase 7,2 miliardy let od současnosti. Na pozemské obloze bude Slunce vytínat úhel plných 69^o a jeho svítivost vzroste na 2350násobek dnešní hodnoty. V čase 7,4 miliardy let od současnosti se po čtyřech krátkých záblescích Slunce rychle změní na horkého miniaturního bílého trpaslíka.

W. Kurth se zabýval otázkou, jak rozsáhlá je heliosféra, v níž převládá působení slunečního magnetického pole nad interstelárním. Jediná data o velkorozměrové struktuře interplanetárního magnetického pole poskytují dosud stále vysílající kosmické sondy Pioneer 10 a 11 a Voyager 1 a 2. Autor odtud odhaduje, že tzv. heliopausa, představující mezní vrstvu slunečního a interstelárního magnetického pole, se nachází v intervalu od 116 do 177 AU od Slunce, tj. nejméně dvakrát dále, než kde se sondy nyní pohybují.

(Začátek souboru 4SLUNCE.HVE)

3.2. Slunce

Při výzkumu Slunce sehrává nyní zcela mimořádnou úlohu kosmická sonda ULYSSES, vypuštěná ze Země 6. října 1990, jež byla na svou kvazipolární dráhu vzhledem ke Slunci navedena při těsném přiblížení k Jupiteru 8. února 1992. O sluneční polární sondě se začalo uvažovat již v r. 1959 a původní plán počítal s vypuštěním dvou identických sond, jež by zkoumaly polární oblasti Slunce současně na severu i na jihu od rovníku. Úsporné škrty v programu NASA však nakonec způsobily, že se odborníci museli spokojit s jedinou sondou, financovanou napůl NASA a napůl ESA, která navštěvuje polární oblasti postupně.

První - jižní - průlet započal ve vzdálenosti 430 milionů km od Slunce 26. června 1994, když sonda dosáhla 70^o sluneční jižní šířky a vrcholil 13. září loňského roku, kdy se sonda nalézala na 80,2^o jižní šířky ve vzdálenosti 350 milionů km od Slunce. Jižní polární průlet pak skončil 5. listopadu 1994, kdy se sonda vrátila na 70^o jižní šířky, pohybovala se vůči Slunci rychlostí 26,9 km s^-1 a dále klesala ke slunečnímu rovníku, nad nímž proletěla 12. března 1995 ve vzdálenosti 200 milionů km od Slunce. Oba průlety se tedy uskutečňují v období těsně před minimem sluneční činnosti, a proto se nyní usilovně hledají finanční možnosti pro prodloužení celé mise až do let 2000 - 2001, kdy sonda celý manévr zopakuje v době kolem předpokládaného příštího maxima sluneční činnosti.

Sonda o užitečné hmotnosti 370 kg a rozměrech 3 x 3 x 2 m nese na své palubě celkem 9 přístrojů, měřících parametry slunečního větru a meziplanetárního magnetického pole, radiové a rentgenové záření Slunce, výskyt energetických neutrálních i ionizovaných atomů, částice, prach a fotony záření gama. Za první čtyři roky své činnosti předala sonda na Zemi tempem 60 Mb/d zhruba 10 GB vědeckých dat, jež nyní významně rozhojnily naše poznatky o stavu meziplanetárního prostoru a zejména pak přinesla první údaje o oblastech vzdálených od ekliptiky.

Komplexní zhodnocení mise bude přirozeně možné až po zpracování výsledků ze severního průletu mezi 20. červnem a 30. zářím 1995, ale již první údaje z jižního průletu jsou namnoze zcela neočekávané a významně pozměňují naše dosavadní představy o Slunci i o jeho působení na meziplanetární prostředí.

Tak se především zjistilo, že neexistuje dipólové magnetické pole Slunce, takže indukce magnetického pole v polárních oblastech je téměř stejná jako nad rovníkem. Následkem toho tam nevzrůstá intenzita galaktického kosmického záření tak výrazně, jak se čekalo. Naproti tomu rychlost slunečního větru v polárních oblastech je bezmála dvojnásobná oproti větru v okolí rovníku a dosahuje 750 km s^-1. V polárním větru se pozorují rázové vlny, které vznikají po srážkách s pomalejším ekliptikálním větrem.

Dále byly ve vysoké jižní heliografické šířce objeveny dlouhoperiodické elektromagnetické vlny s periodou nad 10 hodin (!), jež zřejmě ohřívají a urychlují polární sluneční vítr, který vychází převážně z koronálních děr. Koronální ejekce hmoty, známé dosud jen z pásma ekliptiky, kde způsobují poruchy v zemské magnetosféře, se vyskytují rovněž ve vysokých heliografických šířkách. Mají vzhled obrovských mračen ionizovaného plynu o hmotnostech až 10 miliard tun a rozměrech až 50 milionů km.

Podle J. Goslinga jsou koronální ejekce hmoty vlastní příčinou poruch typu magnetických bouří a polárních září na Zemi. Na snímcích koróny, pořízených v ultrafialovém oboru spektra, mají vzhled obřích smyčkovitých bublin, zahrnujících až čtvrtinu slunečního obvodu a souvisejí zřetelně s eruptivními protuberancemi. Koronální ejekce hmoty byly fakticky objeveny až počátkem 70. let tohoto století, i když nepřímé důkazy jejich existence měli astronomové již dříve. Podle zmíněného autora jsou chromosférické sluneční erupce až vedlejším projevem vzniku koronální ejekce. To tedy znamená, že dosud udávaná souvislost mezi erupcemi na Slunci a poruchami zemské magnetosféry je vlastně falešná - podstatným důvodem pro vznik poruchy je právě interakce zemské magnetosféry s mračnem koronální ejekce. Nárazem koronální ejekce hmoty na zemskou magnetosféru dojde k rekonexi a prolomení ochrany magnetosféry, takže částice slunečního větru i uvolněná energie se dostane dovnitř. Zde pak nastává celá posloupnost energetických přeměn, vedoucí nakonec k magnetickým bouřím a polárním zářím. Tyto úkazy tedy způsobují lokální urychlené částice, nikoliv snad energetické částice ze slunečních erupcí.

Koronální ejekce vznikají díky turbulentním pohybům ve sluneční atmosféře a lze je proto chápat jako specifický projev velkorozměrových deformací slunečního magnetického pole. Když se následkem turbulence vzedme mračno koronální ejekce, táhne sebou opačně směrované magnetické silokřivky, které se nakonec protnou - dochází k tzv. rekonexi magnetických siločar (magnetické krátké spojení) a tím ke vzniku sluneční erupce. Anihilace opačně polarizovaných magnetických polí uvolní energii v podobě rentgenového záření a vysoce energetických částic. Erupce ovšem zdaleka nedosahuje schopnosti koronální ejekce, pokud jde o urychlování energetických částic. Částice, urychlené erupcí, se pohybují jen v úzkých svazcích, takže pravděpodobnost zásahu Země je nepatrná. Naproti tomu koronální ejekce vystřelují energetické částice do celého poloprostoru kolem Slunce.

Podle S. Masudy aj. jsou však erupce výrazným zdrojem tvrdého rentgenového záření ze Slunce. Autoři rozlišují kompaktní a dvojvláknové sluneční erupce, přičemž právě dvojvláknové souvisejí s popsaným mechanismem, odstartovaným eruptivní protuberancí. Podle měření japonské družice JÓKÓ se u obou typů erupcí uvolňují energetické částice v místě, kde dojde k magnetické rekonexi, takže fyzikální popis obou variant erupcí je shodný.

A. Heath srovnal svou pozorovací řadu sledování slunečních skvrn viditelných neozbrojeným okem v letech 1959-1993 se standardními křivkami, charakterizující sluneční činnost v témže období. Úhrnem pozoroval 357 slunečních skvrn, tj. v průměru 10,2 skvrny za rok a zjistil, že maximum výskytu těchto velkých skvrn se oproti konvenčně určenému maximu sluneční činnosti soustavně opožďuje.

S. Sofia aj. měří soustavně úhlové rozměry Slunce speciálním sextantem na stratosférickém balonu s úhlovou chybou do 0,003". Z těchto měření vyplývá, že Slunce je nepatrně zploštělé, když polární poloměr Slunce je jen o 6 km kratší než poloměr rovníkový. Dlouhodobá stability těchto měření dosahuje 0,02" a umožňuje tak ověřit náznaky sekulárních variací slunečního průměru. Tyto náznaky jsou založeny na podrobné analýze úplných zatmění Slunce v minulosti a nasvědčují tomu, že průměr Slunce kolísá o 700 km (tj. 0,05% v relativní míře) v periodě 90 let. Odtud lze pak nepřímo usuzovat na malé variace zářivého výkonu Slunce, což lze ovšem dnes měřit přímo pomocí dutinových radiometrů na oběžné dráze kolem Země.

W. Dziembowski analyzoval spolehlivost současných modelů slunečního nitra, odvozených z helioseismologických měření oscilací slunečního povrchu. Tvrdí, že zatímco vnější vrstvy Slunce jsou popsány modelově výtečně, nejistoty vzrůstají směrem k centru naší nejbližší hvězdy. Stavba Slunce v rozsahu od středu do 5% slunečního poloměru je zkrátka dosud nejasná. Tato nejistota však není schopna sama o sobě objasnit problém deficitu slunečních neutrin, jenž se tak definitivně stává chronickým neduhem moderní astrofyziky i částicové fyziky.

Nejnovější rozbor výsledků experimentu GALLEX dává podle T. Kirstena aj. hodnotu neutrinového toku ze Slunce 79 SNU, a podobný experiment SAGE dává dle V. Gavrina aj. hodnotu jen nevýznamně nižší. Tyto hodnoty představují zhruba tři pětiny očekávaného neutrinového toku. Oba experimenty mají nejnižší prahovou energii pro sluneční neutrina 0,233 MeV. Prahová energie pro klasický Daviesův experiment v dole Homestake činí 0,814 MeV a dlouhodobý průměr měřeného neutrinového toku činí (2,3 ± 0,2) SNU, tj. 1/3 očekávaného toku. Konečně nejvyšší prahovou energii 7,5 MeV má japonský experiment v dole Kamiokande, dávající asi 50% očekávaného neutrinového toku ze Slunce. Zatím však pouze japonský experiment je řádně kalibrován. Ostatní experimenty pronásledují nepříjemné efekty pozadí, ale snad se časem podaří je omezit, neboť jak v Itálii (GALLEX) tak na Kavkaze (SAGE) probíhají nyní nezávislá určení okamžité intenzity kosmického záření, které je za velkou část šumu pozadí odpovědné.

Výsledky z experimentů Kamiokande a Homestake jsou citlivě závislé na spolehlivé znalosti funkce vedlejších větví termonukleárního řetězce ve Slunci - jde tedy o správné určení produkce nuklidů ⁷Be a ⁸B, kde mohou být specifické (astro)fyzikální problémy.

S velmi působivým řešením problému slunečních neutrin nyní přicházejí E. Levy a T. Ruzmajkinová, kteří si povšimli nápadné okolnosti, že k vysvětlení optické svítivosti Slunce termonukleární reakcí musí být v galiových experimentech dosažen neutrinový tok alespoň 80 SNU, jak se vskutku pozoruje. Autoři proto soudí, že příčina nesouladu vězí spíše v chemickém složení slunečního nitra než v částicové fyzice, protože kdyby za problém deficitu neutrin mohla fyzika, sotva by byl fyzikální efekt rafinovaně vyladěn na tuto konkrétní hodnotu.

Podle autorů to prostě znamená, že celkový nižší neutrinový výkon Slunce je dán tím, že modely stavby Slunce předpokládají příliš vysokou centrální teplotu slabě přes 15 MK (úhrnný tok neutrin rychle roste s centrální teplotou Slunce, kdežto zářivý výkon v optickém oboru je tím ovlivněn jen nepatrně). Stávající modely totiž vycházejí ze zastoupení "kovů" (tj. jader všech prvků hmotnějších než vodík a helium) ve slunečním nitru shodném s jejich zastoupením v protosolární mlhovině. Kovy zvyšují vnitřní opacitu jádra Slunce a to má za následek vyšší teplotu. Kdyby však v centru Slunce kovy chyběly, poklesla by centrální opacita slunečního materiálu a tím i centrální teplota natolik, že by výrazně klesla produkce neutrin, aniž by se v modelech jakkoliv zmenšil optický zářivý výkon Slunce.

Zdá se ovšem těžké nalézt vhodný přirozený způsob, jak z nitra Slunce kovy vymést. Levy a Ruzmajkinová soudí, že to možné je v době vzniku Praslunce pozvolnou diferenciací prachu a plynu sluneční pramlhoviny. Ať už bude další osud tohoto nápadu jakýkoliv, fakt, že nejcitlivější experimenty dávají právě tolik neutrin, kolik postačí k objasnění optické svítivosti Slunce, astrofyziky nejspíše potěší: zdrojem zářivé energie Slunce (a tedy i hvězd hlavní posloupnosti) je vskutku termonukleární reakce, při níž se vodík slučuje na hélium.

J. Dorren a E. Guinan studovali hvězdu HD 129 333 v Plejádách, která se dle jejich mínění nejvíce podobá Slunci v rané epoše jeho vývoje. Hvězda je stará 70 milionů let, spektrálně je klasifikována jako žlutý trpaslík třídy G0, její absolutní hvězdná velikost V = + 7,5 mag a rotuje kolem osy za 2,7 dne. Šest procent povrchu je pokryto skvrnami chladnějšími o 500 K v porovnání s okolní fotosférou. Podle měření z družice IUE je chromosférická aktivita hvězdy asi o řád vyšší než u Slunce a družice ROSAT zjistila, že v měkkém rentgenovém oboru je hvězda dokonce 300krát výkonnější než Slunce.

B. Fesenko zkoumal hvězdy jasnější než 7,2 mag ve vizuálním oboru na sever od -15^o deklinace. Mezi 10 700 hvězdami nalezl 116 hvězd, které se poněkud podobají Slunci a 19 hvězd, které se Slunci vzhledem velmi blíží. Odtud usuzuje, že v Galaxii je těchto těsných slunečních analogů řádově 10⁷. Mezi hvězdami tohoto souboru se Slunci vůbec nejvíce podobá hvězda HD 164 595, vzdálená od nás 27 pc spektrální třídy G2 V. Její barevné indexy B-V = 0,65 a V-R = 0,52. Slunce se vůči okolním hvězdám pohybuje rychlostí (34 ± 5) km s^-1 směrem v rektascensi 19 h 16 min a deklinaci + 37^o.

R. Matthews zjistil, že v okruhu do 5 pc od Slunce se nachází nejméně 58 hvězd, a tak se vlivem vlastních pekuliárních pohybů v astronomicky blízké budoucnosti zvýší četnost těsných setkání Slunce s hvězdami asi o řád proti střední četnosti takových setkání v Galaxii. Těsná setkání nemají žádný měřitelný vliv na pohyby planet, ale projeví se svými gravitačními účinky na pohyb kometárních jader v Oortově mračnu. Jelikož asi za 30 000 let dojde k těsnému setkání Slunce s dvojhvězdou ? Centauri, může to následně uvolnit z Oortova mračna asi 200 000 kometárních jader, jež budou směřovat k Zemi, kam dospějí zhruba po 20 milionech let.

3.3. Planety cizích sluncí a hnědí trpaslíci

Obdobná mračna komet se velmi pravděpodobně nalézají kolem většiny hvězd. Nepřímo se to poprvé potvrdilo v r. 1983, když družice IRAS nalezla v dalekém infračerveném oboru spektra prachové disky kolem blízkých jasných hvězd. Všeobecně se soudí, že v těchto discích se nacházejí také jednotlivé větší shluky - jádra komet. Nyní H. Levison aj. propočítali kometární dráhy v prototypu prachových disků kolem jasné hvězdy ß Pictoris. Přitom zjistili na základě numerické simulace, že pozorovaná asymetrie disku je nejspíš vyvolána přítomností alespoň dvou těles planetárního typu. Podobně P. Lagage a E. Pantin usuzují z nepřítomnosti prachu ve vzdálenosti menší než 40 AU od hvězdy, že i to je dobrý důkaz existence planet v soustavě ß Pictoris.

Nejnověji však do letité diskuse zasáhl Hubblův kosmický teleskop (HST), když C. O?Dell a Ženg-Wen nalezli na snímcích hvězd z mlhoviny v Orionu M 42 protoplanetární prachové disky (tzv. proplydy) kolem nedávno vzniklých hvězd. Ze 110 zkoumaných hvězd v mlhovině má nejméně 56 zřetelné prachové disky - jde vskutku o ploché lívance, nikoliv snad o kulové prachové obaly. Tyto disky jsou o výrazně hmotnější než prachové disky, objevené družicí IRAS a jejich souhrnná hmotnost bezpečně stačí na vznik planetárního systému kolem mateřské hvězdy. Husté prachové disky se vyskytují kolem hvězd s hmotností Slunce a menší, což nejspíše znamená, že žhavější hvězdy dokáží disky kolem sebe naprosto rozptýlit dříve než z nich vzniknou planety.

Disky samy svítí v blízkosti horkých hvězd, kdežto ve větší vzdálenosti od svítícího zdroje se jeví jako tmavá silueta na pozadí zářící mlhoviny. V jednom podrobně studovaném případě je centrální hvězdou červený trpaslík o hmotnosti 0,2 M_O starý asi 1 milion let, jenž se tedy dosud smršťuje směrem k hlavní posloupnosti. Prachový disk má průměr 90 miliard km, tj. 7,5násobek průměru sluneční planetární soustavy.

S. Alan Stern soudí, že by bylo již nyní technicky možné odhalit přímo extrasolární planety právě v této nejranější vývojové fázi, kdy se protoplanety výrazně ohřívají intenzívním bombardováním planetesimálami. Podle Sterna dosáhne teplota takto bombardované protoplanety 1500 až 2500 K na dobu několika tisíc let. To by se dalo soudobými infračervenými detektory odhalit již během několika nocí sledování asi 250 mladých hvězd, kolem nichž právě teď planety vznikají. Planety rozměrů Neptunu nebo Saturnu by se tak daly nalézt již za několik hodin infračerveného pozorování blízkého okolí mateřské hvězdy. Kdyby naopak mimozemšťané sledovali zdálky Slunce, zpozorovali by toutéž technikou nejspíše Venuši a Jupiter, jejichž bolometrická jasnost činí asi miliardtinu jasnosti Slunce.

Podle J. Angela by se k tomu cíli dalo využít současných velkých pozemních dalekohledů, vybavených systémy adaptivní optiky. Jestliže například existuje hvězda ve vzdálenosti 3,4 pc od Slunce, kolem níž obíhá planety typu Jupiteru ve vzdálenosti 5 AU od hvězdy, tak ze Země to značí objevit objekt miliardkrát slabší než hvězda v úhlové vzdálenosti 1,5" od ní. To je technicky schůdné již pro zrcadlo o průměru 6,5 m, které bude vbrzku instalováno namísto MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně, popřípadě pro Keckův 10 m teleskop. Plánované "dvojče" LBT 2 x 8 m v Arizoně by mělo docílit rozlišení 0,65" a nalézt cizí Jupiter již za jedinou hodinu integrace signálu u kterékoliv osamělé hvězdy do  vzdálenosti  30 pc  od Slunce  a s hmotností  menší než 0,8 M_O. Jedinou podmínkou je dle Angela dále vylepšit systém adaptivní optiky tím, že pod primárním zrcadlem bude umístěno o řád více aktivních podpěr než se užívá dosud.

T. Nakajima navrhl použít ke stejnému cíli hvězdného koronografu, vybaveného rovněž adaptivní optikou, v infračerveném pásmu 0,7 až 2,2 mikrometrů. Takový přístroj by dával největší naději objevit planety u nejjasnějších blízkých hvězd jako je Sírius, ? Centauri nebo Prokyon. Nepřímou metodou k odhalení extrasolárních planet by se dle návrhů M. Sažina a A. Čerepaščuka a nezávisle též A. Bollatta a E. Falca mohlo stát pozorování světelných křivek při těsných úhlových přiblíženích hvězd s gravitačními mikročočkami. Poruchy na hladkých světelných křivkách by totiž byly svědectvím o přítomnosti planety v blízkosti zobrazené hvězdy.

Metodicky podobným problémem je nalezení přechodných objektů mezi hvězdami a planetami, pro něž se již před časem ujal název hnědí trpaslíci. Podle teoretických představ jde o objekty s hmotností nižší než 0,08 M_O, v nichž nemůže vzniknout základní termonukleární reakce, a na druhé straně hmotnější než 0,01 M_O (10násobek hmotnosti Jupiteru), takže tato tělesa vydávají dostatečné množství vlastního, převážně infračerveného záření. Modely hnědých trpaslíků se loni zabývali W. Hubbard aj., kteří zjistili, že jejich termodynamika je řízena stavovou rovnicí pro kapalný kovový vodík. V nitru hnědých trpaslíků může dojít ke krátkodobé termonukleární reakci syntézy těžkého vodíku (deutéria) z protonů, pokud hmotnost trpaslíka je větší než 0,013 M_O, v trvání až 60 milionů let.

Nicméně přes relativně příznivé teoretické předpovědi o pozorovatelných vlastnostech hnědých trpaslíků stále chybí přesvědčující pozorovací důkaz, že taková tělesa ve vesmíru vskutku existují. J. Kirpatrick aj. hledali hnědé trpaslíky pomocí 1,8 m průchodního stroje ve vzdálenosti do 100 světelných let od Slunce a i když našli celkem 15 kandidátů spektrální třídy M7, nebyli schopni odlišit je od hvězd - červených trpaslíků. Podobně G. Marcy aj. zkoumali kandidáty hnědého trpaslictví v Plejádách. Tyto objekty mají údajně hmotnost 0,055 až 0,059 M_O, avšak v jejich spektrech se nepodařilo nalézt lithium, které se tedy zřejmě stalo palivem běžné termonukleární reakce a vyhořelo za méně než 70 milionů let (to je stáří hvězdokupy Plejády). I v tomto případě tedy pozorujeme trpasličí hvězdy, a nikoliv přechodné objekty.

Ve světle tohoto zjištění poněkud bledne i nejnovější objev H. Jonese aj., kteří našli kandidáta hnědého trpaslictví ve dvojhvězdě JMG 0918-0023, kde složka A je červený trpaslík spektrální třídy M a kolem něho obíhá v periodě 5,5 dne složka B s bolometrickou hvězdnou velikostí 14,6 mag a povrchovou teplotou  (1825 ± 300) K  o hmotnosti 0,075 M_O. O něco lépe však vypadá poslední loňský kandidát v hvězdokupě poblíž temného mračna *ró* Ophiuchi, kterého nalezli  G. Rieke  a F. Comeron  a jehož  hmotnost  činí jen 0,03 M_O při povrchové teplotě 2800 K a  zářivém  výkonu  pod 0,01 L_O.

4. Hvězdy

4.1. Prahvězdy

Jestliže lov na hnědé trpaslíky dosud trpí na nedostatečnou ostrost kritérií, o něco lépe je tomu s hledáním prahvězd, vznikajících doslova před našima očima. Podle F. Giovanelli je takovou prahvězdou proměnná RU Lupi, náležející ke třídě hvězd typu T Tauri, o nichž se všeobecně soudí, že jsou to hvězdy, čerpající většinu své energie z dosud probíhajícího gravitačního smršťování. Podle Giovanelliho rotuje tato prahvězda pomalu s periodou 27,7 dne a stejnou periodu vykazuje i erupční aktivita na jejím povrchu.

J.-P. Caillault oznámil, že se mu na snímcích velké mlhoviny v Orionu M 42, pořízených HST, podařilo rozlišit právě vznikající hvězdy, mající vzhled oranžových "kapek". Vynikající rozlišovací schopnost HST po opravě v r. 1993 nyní dává velkou naději, že právě tento přístroj podstatně zlepší naše vědomosti také o vznikajících hvězdách.

4.2. Teoretická astrofyzika

F. Rogers a C. Iglesias využili jedinečného experimentu v laboratořích v Los Alamos k rozšíření opacitních tabulek OPAL o dalších 7 prvků, takže nyní jsou k disposici údaje pro směs 21 prvků. Takto vypočtená úhrnná opacita je při teplotě plasmy 200 kK čtyřnásobkem dosud užívané hodnoty. Podle I. Hubeného je pro solidní výpočet opacity u horkých hvězd nutné počítat příspěvky od řádově milionu čar - dosavadní modely, které počítaly s tisícovkami čar, nejsou zkrátka dostatečně reprezentativní. Tím se zprvu výhradně astrofyzikální problém převádí na problém početní - je třeba najít postupy, které výrazně urychlí takové výpočty, jež i na velkých počítačích trvají příliš dlouho.

V tuto chvíli je zřejmé, že zejména zásluhou spektrografu GHRS na HST se kvalita hvězdných spekter zvýšila natolik, že teorie pokulhává. Zejména je potřebí rozvinout modely s lokální termodynamickou nerovnováhou a lépe modelovat hvězdný vítr u žhavých hmotných hvězd, kde teorie dává výsledky o řád nižší oproti pozorování. Ztráta hmoty hvězdným větrem dosahuje u mladých hmotných hvězd hodnoty řádu 10^-5 M_O/rok při teplotě povrchu kolem 50 kK.

4.3. Osamělé hvězdy

Příkladem překotné tvorby hmotných hvězd je známá soustava R 136a kolem hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu. Podle M. Lattanziho aj. vyplývá ze spekter HST, že samotná hvězda 30 Dor je přinejmenším trojhvězda s hmotnostmi složek od 30 do 80 M_O, takže jejich předchůdci měli na hlavní posloupnosti maximálně 60 ÷ 120 M_O. Podle E. Malamutha a S. Heapové ukázal spektrograf GHRS HST, že údajná nadhvězda R 136a se fakticky skládá nejméně ze 200 velmi hmotných hvězd v kouli o poloměru 0,75 pc. Celková hmotnost této podivuhodné "hvězdokupy" dosahuje 16 800 M_O. Podle S. Heapové aj. činí stáří hvězdokupy 3 miliony let, a všechny její hvězdy započaly svůj život jako svítivé hvězdy spektrální třídy O, které se postupně mění nejprve na Wolfovy-Rayetovy hvězdy a svítivé modré proměnné hvězdy a posléze směřují k explozi supernovy.

Nejhmotnější složka R136a5, klasifikovaná jako hvězda Of/WN, má toho času hmotnost 60 M_O a absolutní vizuální hvězdnou velikost -6,0 mag, ale ročně ztrácí 2.10^-5 M_O intenzívním větrem, takže se vyhne kolapsu do černé díry, neboť k výbuchu supernovy dojde až za 1 milion let. Podle A. de Kotera aj. činí poloměr hvězdy 17 R_O a její bolometrická svítivost 850 000 L_O při povrchové efektivní teplotě 42 500 K. HST po opravě je vskutku jedinečným nástrojem pro výzkum takto hustého pole svítivých hvězd. Zmíněným autorům se například zdařilo získat oddělená spektra masivních hvězd třídy O, vzdálených od sebe jen 0,17".

Podobně M. Heydari-Malayeri a J. Beuzit zkoumali hvězdokupu masivních hvězd LMC Sk-66^o41, o níž se do r. 1988 soudilo, že jde o nadhvězdu s hmotností 120 M_O. Teprve pak se ji podařilo rozlišit na 6 složek o maximální hmotnosti složek 90 M_O, a nyní zmínění autoři využili systému adaptivní optiky u 3,6 m teleskopu ESO a rozlišili tak celkem 12 složek. To znamená, že hmotnost žádné složky nepřekračuje 35 M_O.

R. Miles a A. Hollis zpracovali rozsáhlá měření zákrytu hvězdy 28 Sgr Titanem dne 3. července 1989, pořízená jak fotoelektricky a vizuálně tak i videotechnikou. Úhrnem jde vůbec o nejrozsáhlejší materiál ze zákrytu hvězdy tělesem sluneční soustavy vůbec. Zjistili tak, že horní mez průměru hvězdy činí 13 milionů km. Hvězda byla navíc 16 h před zákrytem zakrývána prstenci planety Saturn.

R. Matthews spočítal minulé i budoucí trajektorie všech známých hvězd do vzdálenosti 5 pc od Slunce. V tomto okruhu známe 58 hvězd, z nichž většina je menších a méně hmotných než Slunce - odtud tedy nepřímo vyplývá, že Slunce je fakticky neobvykle velkou a hmotnou hvězdou, ač ji řadíme ke žlutým trpaslíkům.

Autor usuzuje na základě nejnovějších měření radiálních rychlostí, že nejbližší hvězda Proxima Centauri v současné vzdálenosti (1,295 ± 0,007) pc je přece jen gravitačně vázána k dvojhvězdě ? Centauri. Úhrnná hmotnost trojhvězdy pak vychází na 2,13 M_O. Vzdálenost systému ? Centauri od Slunce se bude v nejbližších tisíciletích stále zmenšovat a minima 0,941 pc dosáhne za 26 700 let. Právě v té době vyvolá ono těsné přiblížení poruchy drah kometárních jader v Oortově mračnu, jak jsem se již o tom zmínil v odst. 3.2. K tak těsnému přiblížení sousední hvězdy ke Slunci dochází dle Matthewse v průměru jednou za 60 tisíc let. Před 32 tisíci lety byla "proximou" trpasličí dvojhvězda Gliese 65 AB, neboli L 726-8, známá jako eruptivní proměnná UV Ceti.

Hvězdou, která má dnes nejúplnější spektrální pokryv od infračerveného spektra až po rentgenové kontinuum, se stala dle J. Cassinelliho aj. ? CMa, jež je od nás vzdálena 188 pc a jeví se na obloze vizuálně jako hvězda 1,5 mag. Spojité spektrum vodíku a neutrálního helia je mnohem intenzivnější, než předvídá hvězdný model i pro lokální termodynamickou nerovnováhu při efektivní teplotě 21 000 K. Vnější vrstvy hvězdy jsou tak teplé, že v nich pozorujeme i čáry 15krát ionizovaného železa. Hvězda spektrální třídy B2 II je dobře pozorovatelná i v extrémním ultrafialovém oboru spektra od 7 do 73 nm, zřejmě díky nízké koncentraci mezihvězdného vodíku v daném směru.

P. Bertin aj. objevili pomocí spektrografu GHRS HST, že také blízká jasná hvězda Sírius A ztrácí hmotu hvězdným větrem, řádově 10^-12 M_O/rok. A. Gulliver aj. zjistili, že Vega je fakticky rychle rotující hvězdou s periodou rotace pouhých 11 h (obvodová rychlost na rovníku proto dosahuje plných 245 km s^-1 a hvězda je zřetelně rotačně zploštělá). Rotace se však přesto zjišťuje nesnadno, jelikož pól rotace Vegy směřuje téměř přímo k Zemi - rotační osa svírá se zorným paprskem úhel pouhých 5^o. Vega je o něco větší, než by odpovídalo jejímu spektrálním typu A0 V a v porovnání se Sluncem má 4krát méně "kovů" (tj. prvků těžších než vodík a helium). N. van der Bliek aj. zjistili, že infračervená emise v pásmu 60 µm v okolí Vegy sahá do vzdálenosti 17,5" od hvězdy, což při vzdálenosti Vegy 8,1 pc značí poloměr prachové slupky 140 AU. Rozměry prachových zrnek se pohybují od 0,1 µm do 10 µm a poněvadž přirozené mechanismy neustále "vymetají" malá a velká zrnka, musejí se zrnka neustále doplňovat - zatím však nikdo neví, jak.

4.4. Proměnné hvězdy

Počet nově objevených proměnných hvězd nyní dramaticky vzrůstá zásluhou projektů, při nichž se primárně hledají mikročočky. V rámci projektu MACHO tak bylo zatím ve Velkém Magellanově mračnu nalezeno 8000 proměnných hvězd typu RR Lyrae a k tomu 43 jinak velmi vzácných rázových cefeid, vykazujících současně více pulsních period, jež navzájem interferují.

K cefeidám patří, jak známo, také Polárka, která astronomy překvapila tím, že v posledním desetiletí amplituda světelných změn i radiálních rychlostí soustavně klesala, takže se dokonce čekalo, že se její proměnnost zcela vymizí. Podle J. Matthewse a M. Krockenbergera aj. se však v r. 1993 předešlý pokles amplitud zastavil a v r. 1994 dokonce mírně obrátil - amplituda radiálních rychlostí činila 0,9 km s^-1, kdežto v r. 1992 jen 0,6 km s^-1. Zato došlo ke změně fáze křivky radiálních rychlostí.

Podle R. Humphreysové a K. Davidsona patří mezi výjimky mezi proměnnými hvězdami také svítivé modré proměnné jako P Cyg, S Dor, AG Car a *éta* Car. Vyznačují se extrémně vysokou hmotností nad 50 M_O a marnotratně rozhazují do svého okolí velké množství hmoty; autoři je přirovnávají k obrovitým kosmickým gejzírům. Podle A. van Genderena aj. je právě hvězda *éta* Carinae nejpodivuhodnější hvězdou v Galaxii. Je od nás vzdálena 2,8 kpc a přitom je nejjasnějším mimoslunečním infračerveným zdrojem na obloze. Její absolutní bolometrická hvězdná velikost dosahuje -12,3 mag, ale při velkém výbuchu v r. 1843 byla ještě o 2,5 mag jasnější. Je tedy 6milionkrát svítivější než Slunce. Po zjasnění v polovině minulého století zeslábla celkem o 9 mag vinou prachu, který se vytvořil v jejím okolí - vyvrhla tehdy ze sebe pravou reflekční mlhovinu, nazvanou příznačně Homunculus, jejíž průměr činí plných 23 000 AU. Úhrnná energie exploze se odhaduje na 10⁴² J. Jak tento prach řidne, hvězda se od třicátých let tohoto století opět zjasňuje, přestože mohutným hvězdným větrem ročně ztrácí 3.10^-4 M_o. Navzdory pravděpodobné hmotnosti kolem 100 M_O tak hvězda vydrží jen desítky tisíc let - velmi pravděpodobně však ještě mnohem dříve vybuchne jako supernova.

Kandidátem na supernovu je také známá Betelgeuze (? Ori) v Orionu. Ta začala v září 1994 slábnout a počátkem r. 1995 dosáhla její vizuální hvězdná velikost +0,8 mag. P. Huggins aj. využili 10,4 m submilimetrového teleskopu na Havajských ostrovech k pozorování čáry neutrálního uhlíku na vlnové délce 0,61 mm v prachové obálce, obklopující tohoto červeného veleobra. Zjistili, že obálka se rozpíná rychlostí 30 km s^-1, a že hvězda ročně ztrácí 2.10^-6 M_O uhlíku.

F. Paresce a W. Hack studovali pomocí HST výtrysk hmoty z miridy R Aquarii, která je od nás vzdálena 200 pc. V ultrafialovém pásmu byly schopni sledovat výtrysk až do vzdálenosti 15 AU od hvězdy. Výtrysk je patrně projevem usměrněného proudění hmoty z povrchu hvězdy, jež se sráží s hmotou hvězdného větru.

Pekuliární červenou proměnnou hvězdu v souhvězdí Střelce objevil M. Wakuda 14. března 1994. Tento pozdní obr třídy K dosáhl v té době 10,7 mag a vykazoval emise v čáře H?. Na archivních snímcích z let 1888-1989 nebyl zachycen do mezné hvězdné velikosti 14,5 mag.

I. Joncour aj. studovali proměnnou V 410 Tauri, která patří k mladým proměnným typu T Tau. Zjistili, že asi třetina povrchu hvězdy je pokryta skvrnami, které jsou o 1400 K chladnější než okolní povrch. Jelikož hvězda rotuje v periodě 1,9 dne, natáčí k nám střídavě různě teplé oblasti, což se projevuje periodickým kolísáním spektrálního typu od K2 po K7. Ze znalosti rotační periody lze pak spektrální analýzou odvodit i mapu chemického rozložení prvků na povrchu hvězdy.

4.5. Dvojhvězdy

Obdobná metoda mapování povrchu hvězd se dnes s výhodou užívá u zákrytových dvojhvězd během jednotlivých fází zatmění nebo zákrytu. Jde vlastně o jakousi zjednodušenou počítačovou tomografii povrchu zakrývané složky. Poprvé se o takovou počítačovou rekonstrukci pokusil v r. 1977 A. Čerepaščuk a postupem doby se metoda stala velmi účinným nástrojem při studiu rozložení jasnosti na povrchu deformovaných hvězd. Podle H. Spruita účinnost metody roste, máme-li k dispozici další informace o dvojhvězdné soustavě. R. Rutten aj. využili Rocheovy tomografie k zobrazení tvaru hvězd v interagující dvojhvězdě pro soustavu DW UMa a u nově podobné zákrytové UX UMa dokázali dokonce zobrazit akreční disk. M. Richardsová aj. využili Dopplerovy tomografie akrečních oblastí pro polodotykové soustavy RS Vul, U Sge, U CrB, ß Per, TX UMa a SW Cyg. Konečně C. Maceroni aj. zkombinovali Dopplerovu tomografii se simultánní fotometrií a vysokodispersní spektroskopií pro pozdní dotykové soustavy slunečního typu AE Phe a YY Eri. Zjistili tak přítomnost chromosférické emise na povrchu primárních složek a zmapovali rozložení chladných skvrn na povrchu všech složek.

A. Linnel a I. Hubený uveřejnili program syntézy spekter pro dvojhvězdy v libovolné poloze na jejich relativní dráze, včetně období parciálních zákrytů. Přitom obě složky mohou být deformovány rotací nebo slapy a nemusejí rotovat synchronně. Porovnali takto vytvořená syntetická spektra se skutečnými změnami ve spektru pro soustavu EE Pegasi s malými poruchami tvaru a dále pro dotykovou soustavu SX Aurigae. Souhlas teorie a pozorování je v obou případech mimořádně dobrý.

Tento pokrok interpretační techniky snad časem přispěje k objasnění dvou paradoxů, jež se týkají dotykových soustav. Kuiperův paradox spočívá ve známém faktu, že obě složky dotykového systému právě vyplňují příslušný Rocheův lalok, ač jejich hmotnosti se výrazně liší. Binnendijkův paradox se týká soustavně nižších povrchových teplot hmotnějších primárních složek dotykových soustav.

O. Pols studoval průběh výměny hmoty v případě A pro velmi hmotné dvojhvězdy. Zjistil, že tak vzniká dotyková soustava, v níž se dokonce může obrátit pořadí, v němž složky postupně vybuchnou jako supernovy. D. Vanbeveren a C. de Loore studovali podrobně vývoj té složky velmi hmotné dvojhvězdy, která přenosem hmotu získává - až dosud se astrofyzikové soustřeďovali na výpočty vývoje složek, které hmotu přenosem ztrácejí.

B. Nordström a K. Johansenová určili parametry oddělené zákrytové dvojhvězdy AR Aurigae, skládající se z raných složek téže spektrální třídy B0 V. Primární složka o hmotnosti 2,48 M_O a poloměru 1,78 R_O má povrchovou teplotu 10 950 K, zatímco sekundární složka má hmotnost 2,29 M_O, poloměr 1,82 R_O a teplotu 10 350 K. Složky jeví synchronní rotaci v kruhové dráze a sekundární složka se dosud smršťuje směrem k hlavní posloupnosti. Zastoupení kovů je však stejné jako u Slunce, což znamená, že v posledních pěti miliardách let se hmota galaktického disku v okolí Slunce chemicky nezměnila.

P. Mayer aj. studovali další význačný systém SZ Camelopardalis s velmi ranou primární složkou spektrální třídy O9,5, nacházející se v otevřené hvězdokupě NGC 1502. Jelikož oběžná perioda zákrytové dvojhvězdy je proměnná, vzniklo již před časem podezření, že je rušena přítomností třetího tělesa. To nyní autoři potvrdili, když ve spektru nalezli čáry, náležející hypotetické třetí složce, která kolem těsné dvojhvězdy obíhá v periodě 50,7 let. Autoři však soudí, že "třetí těleso" je fakticky rovněž těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou 2,7 M_O. N. Zaika a E. Staricin vypočetli, že primární složka SZ Cam započala svou existenci s hmotností 17,5 M_O, ale velkou část této hmoty již ztratila hvězdným větrem.

Další zajímavou polodotykovou soustavu s ranými složkami AB Crucis zkoumali R. Lorenz aj. Obě složky mají spektrální typ O8, avšak primární složka je podstatně hmotnější (19,8 M_O) než sekundární (7,0 M_O) , zatímco poloměry jsou vcelku srovnatelné (10,5 R_O a 8,85 R_O). Svítivost primární složky 1,6.10⁴ L_O je čtyřikrát vyšší než svítivost složky sekundární. Složky jsou lehce vyvinuté směrem od hlavní posloupnosti a poměr hmot se následkem intenzívního přenosu hmoty v případu B již obrátil.

I. Hubený aj. studovali proslulou zákrytovou dvojhvězdu ß Lyrae, která je obklopena velmi hmotným prstenem a ještě málo hmotným akrečním diskem. Podle autorů je primární složka soustavy hmotnější než složka sekundární. R. Ottmann zjistil na základě pozorování družice ROSAT ze srpna 1992, že prototyp polodotykových soustav Algol (ß Per) má primární složku obklopenou  horkou  korónou o škálové výšce 2,8 R_O, což odpovídá 80% poloměru nadmuté sekundární složky.

Zjasnění obdobné výbuchu *éta* Car v polovině 19. stol. zaznamenali loni koncem srpna astronomové u Wolfovy-Rayetovy zákrytové dvojhvězdy HD 5980 v Malém Magellanově mračnu. Avšak o nejnápadnějším loňském vzplanutí těsné dvojhvězdy v loňském roce jsme se dozvěděli rovněž díky rentgenové družici ROSAT, jež na své palubě nese kromě jiného také detektory extrémního ultrafialového záření (EUV). Jak sdělili M. Dahlem a H.-C. Kreysing, vynořil se koncem června 1994 znenadání na obloze zdroj EUV, označený RE J 1255+266, který v tomto spektrálním pásmu byl vůbec nejjasnějším mimoslunečním zdrojem EUV na celé obloze, takže se proti pozadí zjasnil nejméně 3000krát! Na palomarském fotografickém atlase POSS nebyl nalezen jeho optický protějšek, ale počátkem ledna 1995 jej zobrazila širokoúhlá kamera HST jako modrou hvězdu U = 18,5 mag. Zřejmě jde o těsnou dvojhvězdu, kde lehčí sekundární složka je ohřívána horkým bílým trpaslíkem při oběžné době pod 4 h. Zjasnění bylo nejspíše vyvoláno epizodickou akrecí hmoty na ohřátou sekundární složku.

4.6. Kataklyzmické proměnné hvězdy

Během loňského roku pokračovalo sledování tří mimořádných kataklyzmických proměnných, které vzplanuly v předešlých letech. Především to byla "nova století" V 1974 Cygni, která vzplanula 19. února 1992, a byla od té do doby mimo jiné i zásluhou sítě Internet komplexně sledována ve všech myslitelných oborech spektra. Tak například první ultrafialové spektrum na družici IUE se podařilo exponovat již 15 h po vlastním vizuálním objevu. Nova dosáhla vizuálního maxima 4,4 mag dne 22. února 1992 a od té doby poměrně rychle slábla. Podle S. Shoreho aj. bylo optické zjasnění i pokles jasnosti novy vyvoláno dramatickým růstem čárové opacity v ultrafialovém pásmu a následným jejím poklesem, jakmile se plynná obálka novy více rozepnula.

Bolometrická jasnost novy zůstala konstantní nejméně po dobu jednoho měsíce po výbuchu. Měření v daleké ultrafialové oblasti spektrometrem na kosmické sondě Voyager a na rentgenové družici ROSAT dokonce naznačují, že bolometrická jasnost novy se neměnila po dobu půl roku po explozi. Vskutku též E. Kolotilov aj. určili z mnohobarevné optické a infračervené fotometrie, že teprve kolem 190. dne po explozi začal narůstat infračervený přebytek záření, související zjevně ze vznikem prachu v expandující obálce. Koncem listopadu a počátkem prosince 1992 sledovala novu také družice EUVE v pásmu od 3 do 6 nm a z absorpce EUV záření určila spodní mez vzdálenosti novy na 0,5 kpc.

Skutečná vzdálenost novy je ovšem vyšší, tak např. R. Hjellming určil z radiových měření úhlových rozměrů expandující obálky, že nova je od nás vzdálena 2,1 kpc. Podobně Chochol aj. dospěli z optických měření k odhadu 1,8 kpc. A. Barger aj. odhadli hmotnost vyvržené obálky minimálně na 3.10^-4 M_O. K. Bjorkman aj. podali důkazy o asymetrické geometrii rozpínajícího se materiálu a nehomogenních zhustcích v něm. To se dramaticky potvrdilo na jedinečných snímcích expandujících obalů, pořízených HST v květnu 1993 a v lednu až květnu 1994. Nikdy předtím se totiž nezdařilo zachytit opticky obálku novy tak brzy po explozi. Na snímcích je vidět oválný prstenec, na prvním snímku navíc přeťatý jakousi "příčkou". Další snímky jsou již bez příčky, ale prstenec se na nich rozpadá na řadu uzlíků různé sytosti.

Podle W. Hacka aj. činila teplota povrchu novy po explozi 22 500 K, avšak poměrně rychle klesá s časem. Struktura expandující obálky se neustále mění a její vzhled výrazně závisí na použité vlnové délce. Rychlost expanse se pohybuje od 830 do 1500 km s^-1, takže vnější hrana obálky dosáhla vzdálenosti snad až 800 AU od hvězdy. Na vytváření rozpínající se obálky novy se podepsala počáteční fáze společné obálky těsné dvojhvězdy

Podle J. DeYounga a R. Schmidta činí oběžná doba dvojhvězdy 0,0813 dne, tedy necelé 2 h. Bílý trpaslík, na jehož povrchu se odehrála exploze, silně ozařuje přivrácenou polokouli červené sekundární složky. O něco později však I. Semeniuková aj. určila fotometrickou periodu 0,085 d, tedy asi o 5 minut delší. M. Taylor aj. hledali krátkodobé variace jasnosti novy pomocí rychlého fotometru HST. Nalezli periody 565 a 900   o nepatrné amplitudě 0,003 mag.

Koncem září 1993 objevily aparatury SIGMA a BATSE na umělých družicích Země přechodný zdroj tvrdého rentgenového záření GRS 1716-249 v pásmu od 20 do 100 keV, jenž po několik týdnů konkuroval svou intenzitou nejjasnějšímu stabilnímu zdroji tvrdého rentgenového záření Cyg X-1. Podobal se mu také velmi rychlými fluktuacemi (mihotáním) rentgenového toku. Týden po objevu prokázala obří anténa VLA přítomnost radiového záření na decimetrových i centimetrových vlnách a konečně 5. října 1993 byl odhalen i optický protějšek jako hvězda 16,5 vizuální hvězdné velikosti. Archivní snímky prokázaly, že na tom místě nebyl dříve žádný zdroj do 21 mag, takže amplituda optického zjasnění přesáhla 4,5 mag. Proto se objekt označuje též jako rentgenová nova Ophiuchi 1993.

Počátkem září 1994 se nova opět zjasnila v tvrdém pásmu rentgenového záření, jak znovu zjistila aparatura BATSE. Rentgenové spektrum během podzimu 1994 neustále tvrdnulo až ke 200 keV a jeho intenzita zvolna rostla, takže počátkem listopadu 1994 dosáhla 30% intenzity rentgenového záření Krabí mlhoviny. Tím se nova Oph 1993 připodobnila k rentgenové nově Mus 1991. jež rovněž vykázala podobné sekundární maximum. Obě novy se tak staly žhavými kandidáty na přítomnost hvězdné černé díry

Počátkem prosince 1993 pak vzplanula klasická nova Cassiopeiae 1993, jež od poloviny prosince vykazovala silný přebytek infračerveného záření a emisní čáry v pásmu 3÷14 µm. Tento přebytek přetrvával ve spojitém spektru i počátkem r. 1994 a byl zřejmě opět způsoben výskytem prachu v expandující obálce novy o teplotě pouhých 690 K. Prachová obálka se rozptýlila v dubnu 1994, kdy vizuální jasnost novy vzrostla na 13,5 mag z minima v polovině března, kdy klesla na 16 mag, zatímco ještě v polovině února 1994 činila 9,2 mag. Podle P. Haushildta aj. stačil k vyvržení obálky tlak záření z horkého povrchu bílého trpaslíka a ve spektru obálky byl prokázán přebytek prvků uhlíku, dusíku a kyslíku, ve shodě s teorií překotné termonukleární reakce jako příčině exploze nov.

U. Munari aj. prohlédli archivní záznamy příslušné oblasti a zjistili, že předchůdce novy nevykazoval v letech 1978-1984 žádné měřitelné změny jasnosti. M. Pontefract a K. Siebert zkoumali emise v okolí novy, patrné až do úhlové vzdálenosti 9". Tak daleko se nemohl dostat žádný materiál z exploze v prosinci 1993, takže autoři soudí, že již před výbuchem, někdy v letech 1920-1960, došlo k epizodě, při níž bílý trpaslík ztrácel hmotu, která se nyní projevuje emisními čarami vodíku a ionizovaného dusíku.

Zatímco sledování novy Cas 1993 bylo ještě v plném proudu, vzplanula hned počátkem r. 1994 další jasná nova Sgr 1994 č.1. Objevil ji M. Jamamoto 24. února jako objekt 8,9 mag. Maximální vizuální jasnosti 8,1 mag nova dosáhla o tři dny později, avšak spektrum pořízené 4. března vůbec nepřipomínalo spektrum novy. Brzy se ukázalo, že "novu" lze klasifikovat jako extrémně svítivou červenou proměnnou hvězdu pozdní spektrální třídy gM, jež se v průběhu vzplanutí měnila od M0 do M5. Při vzplanutí tedy nebyla vyvržena žádná plynná obálka, jak je typické pro novy; naopak byly pozorovány dostředivé pohyby plynu rychlostí 150 km s^-1. Hvězda pak rychle zeslábla nad 11 mag již 9. března 1994. Na archivních snímcích hvězdárny v Sonnebergu z let 1926 - 1983 nebyla nikdy spatřena do mezné hvězdné velikosti až 13,5 mag. Obdobný objekt byl v r. 1988 pozorován v galaxii M 31 - i tehdy šlo o mimořádně svítivou "superhvězdu" absolutní bolometrické hvězdné velikosti - 10 mag.

Aby to patrně nebylo Střelci líto, vzplanula v tomto souhvězdí 17. května Nova Sgr 1994 č.2 , kdy údajně dosáhla 8,0 vizuální hvězdné velikosti. Ještě 16.května však byla slabší než 11,5 mag a 20. května měla opět jen 10,8 mag a 22. května 11,6 mag. Nova se však znovu vzpamatovala na přelomu července a srpna, kdy dosáhla 9,1 mag.

Vzápětí 1. června objevil A. Tage Novu Oph 1994, jež o den později dosáhla 6,5 mag, ale další den byla opět 7,8 mag a koncem června zeslábla nad 11 mag. Rychlost rozpínání obálky na základě měření profilů čar Balmerovy série vodíku dosáhla 2500 km s^-1. R. Ivison aj. prokázali radiovou emisi obálky na vlnových délkách 0,8 a 1,1 mm v období od konce června do počátku srpna 1994.

O měsíc později se do třetice přihlásilo souhvězdí Střelce, v němž po 97 letech opět vzplanula červená proměnná LQ Sagittarii, která v r. 1897 dosáhla 13 mag v modrém oboru spektra, a nyní počátkem července 1994 se zjasnila o 5 mag z klidového stavu a dosáhla 14,3 mag. V r. 1897 byla tato proměnná klasifikována jako nova, avšak nyní je zřejmé, že jde o klasickou miridu. Spektrum, pořízené 2. července 1994 na observatoři CTIO v Chile, odpovídá spektru červeného obra třídy M.

Konečně U. Munari aj. zjistili počátkem srpna, že proměnná V 407 Cygni, známá též jako nova Cyg 1936, je opět aktivní, když dosáhla 13 mag. V jejím spektrum se kombinuje absorpční a horké kontinuum, což lze klasifikovat jako symbiotickou dvojhvězdu, kde chladná obří složka je rovněž mirida.

A. Scott aj. pozorovali v radiovém oboru na frekvenci 230 GHz oblast novy GK Per, která vzplanula v r. 1901, kdy dosáhla bezmála 0 mag a je dosud druhou nejjasnější novou tohoto století. Rozpínající se rádiová obálka vykazuje osovou souměrnost bipolárních laloků. Její morfologie připomíná planetární mlhoviny a autoři dovozují, že kolem novy se prostírá fosilní planetární mlhovina, která se utvořila dávno před výbuchem.

A. Slavin aj. studovali morfologii rozpínající se obálky velmi pomalé novy HR Del, jež vybuchla 8. července 1967, avšak maxima 3,4 mag dosáhla až 12. prosince téhož roku a sekundárně se zjasnila ještě v květnu 1968, aby se k původní jasnosti před výbuchem (12 mag) vrátila až v r. 1975. R. 1981 objevil L. Kohoutek v optickém oboru rozpínající se oválnou plynnou obálku novy o úhlových rozměrech 3,7"x2,5". Týž tvar obálky je patrný i na loňských snímcích v čarách O III a H?, takže obálku lze modelovat jako kombinaci rozpínajícího se rovníkového prstence a polárních výtrysků, přičemž rychlosti prstence a výtrysků se navzájem liší. Odtud též autoři určili úhel sklonu prstence k zornému paprsku  na 38^o a tak mohli zpřesnit i vzdálenost  novy na (1,1 ± 0,1) kpc.

G. Schmidt aj. odhalili pomocí HST vlastní záření bílého trpaslíka, jenž v r. 1975 vybuchl jako velmi jasná nova V 1500 Cygni, vzdálená od nás 0,9 kpc. Ukazuje se, že tato primární složka těsné dvojhvězdy o hmotnosti 0,9 M_O má povrchovou teplotu přes 100 kK a bolometrickou svítivost 5 L_O při poloměru 0,009 R_O, tj. pouhých 6 000 km. Sekundární složka soustavy je hvězdou hlavní posloupnosti a při poloměru 0,34 R_O vyplňuje Rocheovu mez. Její povrchová teplota činí jen 3 kK, avšak polokoule přivrácená k bílému trpaslíku je přehřáta na 8 kK. Autoři soudí, že nova V 1500 Cyg patří do třídy polarů - silně magnetických nov typu AM Her.

A. Weight aj. se zabývali infračervenou fotometrií velmi starých nov s cílem poznat stav jejich sekundárních složek a změřit současné tempo přenosu hmoty na primárního bílého trpaslíka. Nenalezli žádnou závislost tempa přenosu hmoty na intervalu, jenž uplynul od výbuchu nejméně po dobu 140 let. To je v rozporu s populární představou o tzv. přezimování nov, podle níž by mělo toto tempo několik desítek let po explozi výrazně poklesnout, a znovu stoupnout až poměrně těsně před dalším výbuchem, tj. až po desítkách tisíc let. Autoři dále soudí, že jimi sledované staré novy EU Sct a V 3645 Sgr by mohly být ve skutečnosti rekurentní, tj. že k dalšímu výbuchu může dojít již během příštího století.

P. Saizar a G. Ferland zkoumali vlastnosti vyvržené obálky novy QU Vulpeculae, která vybuchla r. 1984. Zjistili, že nova vyvrhla plyn o úhrnné hmotnosti až 4.10^-3 M_O, což vůbec není zanedbatelný příspěvek k obohacování mezihvězdného prostředí o astrofyzikální "kovy". M. Della Valle a M. Livio odhadli četnost skutečného výskytu nov v Galaxii na základě faktu, že každoročně se v průměru objevují 4 novy. Vychází odtud, že v Galaxii ročně vybuchuje v průměru 20 nov, tj. 3krát až 4krát méně, než se dosud soudilo. To tedy znamená, že roční příspěvek nov k mezihvězdné látce v Galaxii může činit bezmála 0,1 M_O. Podobnou hodnotu pozorované četnosti nov (5 za rok) obdrželi M. Della Valle aj. pro spirální galaxii M 33 v souhvězdí Trojúhelníku za období let 1960-1980. Poznamenejme ještě, že rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie se od počátku r. 1995 užívá pro nově objevené novy souřadnic, vztažených k epoše 2000,0.