V r. 1941 zavedl P. Merrill termín symbiotické hvězdy pro objekty, jež ve spektru vykazovaly současně rysy typické pro horké a chladné hvězdy. Po dlouhou dobu pak probíhal spor o povaze těchto objektů; někteří astrofyzikové soudili, že jde o osamělé hvězdy se složitou vícevrstevnatou atmosférou, kdežto jiní předvídavě hledali podstatu zvláštností symbiotických hvězd v jejich podvojnosti. Dnes, kdy známe na 140 symbiotických hvězd, je už zřejmé, že druhá koncepce je správná. Symbiotické hvězdy se liší od klasických kataklyzmických dvojhvězd tím, že zatímco druhou složkou kataklyzmických dvojhvězd je červený trpaslík, u symbiotických dvojhvězd ji představuje červený obr, dodávající hmotu do akrečního disku kolem bílého trpaslíka.

Nejpozoruhodnější podskupinou mezi symbiotickými dvojhvězdami tvoří nepochybně symbiotické novy, k nímž podle U. Mürseta a H. Nussbaumera patří sedm objektů: prototyp AG Peg a dále RT Ser, RR Tel, V 1016 Cyg, V 1329 Cyg, HM Sge a PU Vul. Podobně jako u klasických nov zde probíhá přenos hmoty z chladné sekundární složky na povrch horkého bílého trpaslíka. U symbiotických nov však není třeba, aby vodík přetékal přes Lagrangeův bod, neboť červení obři ztrácejí dostatek hmoty hvězdným větrem. Vodík, nahromaděný tak postupně na povrchu bílého trpaslíka, se stane nukleární třaskavinou, jež po dosažení kritické hmotnosti vybuchne. Povrch bílého trpaslíka se ohřeje až na 200 kK a jeho svítivost vzroste až na 1.10⁴ L_O - tedy více než u klasických nov. Hmotnosti bílých trpaslíků se přitom pohybují v rozmezí 0,6 ÷ 1,2 M_O.

Podle H. Nussbaumera a M. Vogela vstoupila symbiotická nova PU Vulpeculae opět do zákrytu horké složky během podzimu nebo zimy 1993, a to poprvé od r. 1980. Spektra z družice IUE prokázala přítomnost hvězdného větru obří složky o rychlosti 500 km s^-1. Zákryt trval půl roku až rok a v jeho průběhu zmizela široká emise He II, ale zato zesílily nebulární čáry [O III]. Zákryt skončil v říjnu 1994  a  odtud  lze  odvodit trvání  oběžné periody (13,6 ± 0,3) let. Y. Andrillatová a L. Houziaux studovali optické a blízké infračervené spektrum PU Vul během nebulární fáze v období od května 1989 do září 1992 a určili tak spektrální typ červeného obra M6 III i nadbytek hélia v jeho atmosféře (dvojnásobek slunečního zastoupení).

V červnu 1994 došlo k novému výbuchu symbiotické dvojhvězdy  AG Draconis, jež  se  během  měsíce  zjasnila z 9,9 mag na 8,4 mag a na této hodnotě setrvala až do počátku srpna 1994. Spektra z družice IUE, pořízená v prvním polovině července 1994, prokázala přítomnost horkého ultrafialového kontinua jakož i emise čar vodíku a neutrálního i ionizovaného hélia. Podle A. Skopala a D. Chochola je překvapující, že jde o druhý výbuch během jediné periody oběžné doby, jež činí 552,4 dne. Horká složka přitom dosáhla teploty 120 kK a chladná složka je spektrální třídy K4 III.

Podle R. Passuella aj. se koncem srpna 1994 asi o 1 mag nečekaně zjasnila symbiotická proměnná LT Delphini. A. Bruch aj. zjistili, že symbiotická proměnná AR Pavonis je zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou dobou 604,5 d. Také SY Muscae je podle W. Schmutze aj. zákrytovou dvojhvězdou, v níž sekundární složkou je obr M4,5 III o povrchové teplotě 3,5 kK,  poloměru  86 R_O,  svítivosti  1000 L_O  a hmotnosti 1,3 M_O. Jelikož vzdálenost složek činí 1,7 AU, jde o bezpečně oddělený systém, takže ani v této soustavě nepřipadá v úvahu přetok hmoty přes Langrangeův bod L₁.

A. Skopal se zabýval probíhajícím zákrytem horké složky symbiotické dvojhvězdy CH Cygni, jenž dosáhl minima kolem 15. října 1994 a skončil v prosinci téhož roku. Minimum je zvlášť výrazné v ultrafialovém oboru spektra (amplituda 8 mag!), zatímco ve vizuálním oboru V se jasnost soustavy zeslabila jen o 1,3 mag. Ultrafialové spektrum soustavy se během zákrytu v r. 1994 podobalo spektru při předešlém zákrytu v listopadu 1992. Odtud též vyplývá oběžná perioda 756 dnů. Jak patrno, pro symbiotické dvojhvězdy jsou oběžné periody o délce mnoha set dnů naprosto typické. Jinak ovšem představuje každá symbiotická proměnná svět sám pro sebe, jak to výstižně vyjádřili W. Schmutz aj., když napsali: "Symbiotické hvězdy připomínají německou mluvnici, v níž je více výjimek než pravidel".

4.8. Hvězdy ze závojem a chemicky pekuliární

K nejjasnějším hvězdám se závojem (takto označujeme hvězdy třídy B s emisními čarami) patří *zéta* Tauri. A. Quirrenbach aj. použili k jejímu studiu optického interferometru, ale ani zde nebyly schopni hvězdu rozlišit ve žlutém oboru spektra na 550 nm. Naproti tomu v čáře H? rozlišili oválnou strukturu o úhlové délce velké osy 3,55 mas (= tisícina obloukové vteřiny) a poměru obou os 0,3. Usoudili, že jde o průmět plynného disku, jenž vidíme pod úhlem 73°, čímž byla nezávisle potvrzena existence rovníkových disků kolem hvězd třídy Be. P. Harmanec oznámil, že hvězda Be *omikron* Andromedae (B6 IIIe) prodělala koncem listopadu 1994 nápadnou změnu spektra, kdy se silně měnily intenzity všech čar ve spektru a emise H? se rozdvojily. Podobné proměny ve vzhledu emisních čar zaznamenal S. Štefl pro hvězdu *lambda* Eridani (B2e IV) v lednu a říjnu 1994. K. Juza aj. zveřejnili výsledky dlouhodobého fotometrického a spektroskopického sledování hvězdy Be ? Draconis. Konečně N. Piskunov aj. sestavili mapu povrchu chemicky pekuliární dvojhvězdy ET Andromedae v čarách křemíku a hélia.

4.9. Planetární mlhoviny

Centrální hvězda planetární mlhoviny He 1-5, proměnná FG Sagittae, zeslábla koncem dubna 1994 ve vizuálním oboru o 1,2 mag podobně jako předtím koncem léta 1992, aby se opět vrátila k původní jasnosti během několika týdnů. Příčinou epizodických poklesů vizuální jasnosti je zřejmě tvorba částeček prachu ve vnější obálce planetární mlhoviny.

Na těsný vztah mezi planetárními mlhovinami a bílými trpaslíky upozornilo pozorování podtrpaslíka třídy O PG 1520+525, jenž je obklopen planetární mlhovinou, vyvrženou asi před 36 000 lety. Při vzdálenosti 460 pc dosahuje svítivosti 90 L_O a hmotnosti 0,75 M_O a zřejmě se rychle vyvine na pravého bílého trpaslíka. Ještě mladší planetární mlhovinou je mlhovina NGC 6543 (Kočičí oko) v souhvězdí Draka ve vzdálenosti 900 pc. Soustředné plynové slupky a uzlíky v mlhovině jsou dokladem výbuchu, k němuž došlo teprve před tisícem roků. Podobně vznikne zhruba za 5 miliard let planetární mlhovina kolem Slunce.

Velmi pozoruhodnou planetární mlhovinu Sh 2-174 studovali R. Tweedy a R. Napiwotzki. Na jejím okraji se totiž nachází "mateřský" bílý trpaslík GD 561, který své planetární mlhovině  zřejmě  ulétl!  Jde o héliovou hvězdu s hmotností 0,3 M_O a povrchovou teplotou 65 kK, jež asi před 10 milióny let opustila asymptotickou větev obrů.

4.10. Bílí trpaslíci

M. Barstow aj. upozornili na teplotní paradox, když hvězdní předchůdci planetárních mlhovin patří ke žhavým hvězdám, kdežto bílí trpaslíci bohatí na vodík jsou příliš chladní. Nyní se jim však zřejmě podařilo najít potřebný spojovací článek v podobě hvězdy RE 1738+665, objevené při přehlídce družicí ROSAT. Je to dosud nejteplejší bílý trpaslík bohatý na vodík - podle výsledků rozboru spektra z družice IUE dosahuje jeho povrchová teplota 88 kK! Přitom slupka bohatá na vodík je fakticky velmi tenká a činí v průměru 10^-7 ÷ 10^-14 M_O.

S. Vennes aj. nalezli čtyři horké bílé trpaslíky při přehlídce družice EUVE, mezi nimi také již proslulého magnetického bílého trpaslíka HZ 43. Zároveň to značí, že ve směrech k těmto trpaslíkům a také ve směru k jasných hvězdám ß CMa a ? CMa se nachází velmi málo mezihvězdného neutrálního vodíku, absorbujícího záření EUV.

S. Vennes a J. Thorstensen identifikovali zdroj EUVE 0720-317 jako dvojhvězdu, v níž horkou složkou je bílý trpaslík DA O, bohatý na vodík a chladnou složkou trpaslík dM1, s oběžnou periodou 1,3 dne a sklonem nad 52°. Soustava je obklopena společnou plynnou obálkou. Ve spektru bílého trpaslíka nalezli přebytečný červený (Einsteinův gravitační) posuv z = (45 ± 20) km s^-1. To znamená, že tíže na povrchu bílého trpaslíka je o 5 řádů vyšší než tíže na povrchu Země. Hmotnost bílého trpaslíka činí 0,75 M_O, poloměr 0,013 R_O a povrchová teplota 60 kK.

4.11. Supernovy a jejich pozůstatky

Supernovou roku se nepochybně stala supernova 1994I v galaxii NGC 5194 (M 51) v Honicích psech , objevená 2. dubna  1994  nezávisle  mnoha  pozorovateli  jako  objekt  13,5 mag. První spektra, pořízená na Mt. Palomaru, neobsahovala vůbec žádné spektrální čáry, pouze zvlněné optické kontinuum, na nějž se promítaly absorpční čáry mezihvězdného sodíku, posunuté k červenému konci spektra o 420 km s^-1.

Supernova byla tedy objevena ještě během vlastního výbuchu, který pravděpodobně začal 31. března. Již 3. dubna byla supernova viditelná v radiovém oboru spektra v pásmech vlnových délek 13 a 36 mm, jak zjistila obří anténa VLA, zatímco 30 m radioteleskop IRAM objevil radiové záření supernovy na vlnové délce 1,3 mm dne 8. dubna 1994. Šlo zřejmě o záření cirkumstelární obálky, jež bylo v polovině dubna patrné také v decimetrovém pásmu radiového spektra. V té době však už intenzita milimetrového radiového záření supernovy začala klesat. Ultrafialové kontinuum bylo velmi potlačeno, což naznačovalo, že supernova je silně zčervenalá. V optickém oboru vystoupily široké emisní a absorpční čáry, vykazující profily  typu  P Cygni  a  supernova  dosáhla maxima V = 13,05 mag dne 8. dubna 1994.

Po jistém váhání se pozorovatelé nakonec shodli na klasifikaci supernovy typu Ic. Předběžné zprávy o identifikaci předchůdce supernovy na snímku HST se nepotvrdily. Zato se podařilo pomocí HST určit, že supernova se nachází před spirálním ramenem galaxie M 51 ve směru zorného paprsku. Družice ROSAT odhalila měkké rentgenové záření ze supernovy 22. května 1994. Při vzdálenosti 7,7 Mpc vychází rentgenový zářivý výkon 1,5.10³¹ W.

Z uveřejněných pozorování odvodili K. Nomoto aj., že supernova vybuchla v těsné dvojhvězdě, která přenosem hmoty ztratila jak vodíkovou tak héliovou slupku, takže jí zbylo jen obnažené jádro s převahou uhlíku a kyslíku. Uvnitř se pak nacházely zhruba 2 M_O železa, jehož gravitačním zhroucením byla spuštěna vlastní exploze, při níž se rozptýlila pouze 1 M_O v podobě cirkumstelární obálky. V návaznosti na tento model vypočítali K. Iwamoto aj., že předchůdce supernovy měl původní hmotnost 14 M_O, a že v cirkumstelární vyvržené obálce se uvolnilo 0,07 M_O radionuklidu ⁵⁶Ni.

V průběhu roku přirozeně pokračovalo i zkoumání předešlé jasné supernovy na severní polokouli 1993J v galaxii NGC 3031 (M 81). H. Zimmermann aj. analyzovali rentgenovou světelnou křivku supernovy, jak ji měřila družice ROSAT již od 3. dubna 1993. Měkké rentgenové záření supernov 1993J bylo nalezeno nezvykle brzy, již 6. den po explozi a zřejmě vznikalo v silné rázové vlně, šířící se směrem od hvězdy. Teplota v této vlně přesáhla 80 MK, avšak klesala exponenciálně s časem. Zářivý výkon v měkkém rentgenovém pásmu  dosáhl  při  vzdálenosti  supernovy  3,6 Mpc  hodnoty 2,9.10³² W. Měkké rentgenové záření bylo předtím pozorováno jedině u supernovy 1980sk, kdy se objevilo 35 dnů po optickém výbuchu a bylo měřitelné po dobu 32 dnů. U supernovy 1993J však bylo navíc zjištěno jeho znovuvzkříšení 4. dubna 1994 - více než rok po původním výbuchu.

M. Leising aj. zjistili aparaturou OSSE na družici COMPTON tvrdé rentgenové záření supernovy 1993J 12. a 30. den po výbuchu. Celkový zářivý výkon v pásmu 50 ÷ 150 keV dosáhl nečekaných 5.10³³ W při teplotě až 1 GK. Tvrdost rentgenového spektra se však postupně snižovala a tři měsíce po výbuchu již nebylo v tvrdém oboru spektra záření detektovatelné. Podle Y. Kohmury aj. přetrvávající měkké rentgenové záření pochází ze srážky plynu, vyvrženého při výbuchu supernovy, s částicemi hvězdného větru, které opustily hvězdu ve stádiu modrého veleobra dávno před výbuchem. Z měření družice ROSAT vyplývá, že toto záření se prakticky nezměnilo až do dubna 1994, tedy během celého roku od výbuchu. Srážkovou interakci též nezávisle potvrdili R. Hanuschik a M. Werger na základě optických spekter z června a srpna 1994.

M. Richmond aj. klasifikovali supernovu na základě vícebarevné světelné křivky v prvních čtyřech měsících po výbuchu jako Ib a nalezli podobnost s průběhem křivky pro supernovy 1983N. Na základě pozorování cefeid zpřesnili vzdálenost supernovy na (3,63 ± 0,34) Mpc. To je v dobrém souladu s odhadem vzdálenosti pomocí radiointerferometrie VLBI rozpínající se plynné obálky, jenž učinili N. Bartal aj. - (4,0 ± 0,6) Mpc. Z měření překvapivě vyplynulo, že obálka má kruhový tvar, ačkoliv supernova zřejmě explodovala v těsné dvojhvězdě.

Podle S. Woosleyho aj. byla předchůdcem supernovy hmotná hvězda hlavní posloupnosti s pravděpodobnou hmotností kolem 15 M_O, která v čase exploze obsahovala héliové jádro s hmotností 4 M_O a vodíkovou slupku s hmotností 0,2 M_O v kouli o poloměru 4.10¹¹ m. Druhá složka dvojhvězdy byla vzdálena 4 AU a ztratila v průběhu hoření hélia téměř celý svůj obal bohatý na vodík. Zářivý výkon předchůdce supernovy činil 3.10³¹ W a jejího průvodce 1.10³¹ W. Při explozi se uvolnilo 10⁴⁴ J zářivé energie a 0,07 M_O radionuklidu ⁵⁶Ni. K obdobným výsledkům dospěli nezávisle také K. Nomoto aj., kteří odhadli hmotnosti vzniklé neutronové hvězdy na méně než 1,3 M_O.

Zřetelným evergreenem se stává výzkum supernovy 1987A, jež je díky relativní blízkosti Velkého Magellanova mračna [A. Gould stanovil jeho vzdálenost na (50,1 ± 3,1) kpc] stále v dosahu i středně velkých teleskopů. Podle P. Boucheta aj. začaly infračervené magnitudy I klesat rychleji než magnitudy v ostatních barvách od 1700. dne po explozi. Zploštění bolometrické světelné křivky je patrné od 900. dne po explozi a pokračuje nejméně do 2172. dne. Radiový tok na vlnové délce 1,3 mm se nemění a činí 9 mJy.

Podle infračervených snímků NTT ESO v Chile se začíná projevovat jistá aktivita vnitřního prstenu kolem supernovy, což by mohlo znamenat blízký nástup očekávaného sekundárního "ohňostroje". Podle D. Lua aj. dojde k ohňostroji v r. (1999 ± 3) roky, kdy zářivá rázová vlna o rychlosti 300 km s^-1 narazí na cirkumstelární prsten. Projeví se to optickými a ultrafialovými emisemi prstenu, přičemž zářivé výkony v hlavních čarách vzrostou až na 10³⁰ W a na této výši se udrží několik let.

R. McCray a D. Lin kritizovali dosavadní názor, že zmíněný prsten vznikl působením intenzívního hvězdného větru červeného veleobra před výbuchem supernovy, a nabízejí radikálně odlišnou představu protoplanetárního disku, jenž zbyl z období, kdy se hvězda rodila. Podle jejich názoru byla vnitřní část disku vypařena již před 10 miliony lety, čímž se vytvořil dnes pozorovaný prstenec.

Po opravě HST se v únoru 1994 podařilo odhalit další prstence v okolí pozůstatku supernovy, které tvoří jakoby zrcadlové obrazy oválu. Podle C. Burrowse aj. pozorujeme ve skutečnosti tři prsteny. Centrální prsten byl objeven již dříve, kdežto zrcadlově souměrné ovály jsou novinkou. Prsteny jsou šikmo skloněny k zornému paprsku, přičemž centrální prsten se nachází v rovině, procházející supernovou, kdežto zrcadlový pár pochází z rovin před a za supernovou. Autoři soudí, že plynný materiál je dodáván průvodcem supernovy, padá na supernovu, kde se silně ohřeje a je vyvržen do prostoru v podobě dvou úzkých výtrysků. Když zbytek supernovy rotuje, podléhají výtrysky navíc precesi. Jistým překvapením modelu je okolnost, že zdroj výtrysků se nalézá mimo supernovu.

N. Panagia aj. zkoumali podrobnosti ve vnitřním prstenu mezi březnem 1992 a dubnem 1993, jak je odhalily snímky HST. Nalezli zde silné kolísání hustoty látky v prstenu, který se toho času ochlazuje. Neutrální atomy v něm představují 20% emitujícího materiálu, jenž je obohacen o produkty cyklu C-N-O pro hvězdu o počáteční hmotnosti asi 20 M_O. Zastoupení kovů Z = 0,003 je 6krát nižší než pro Galaxii, ale zato typické pro Velké Magellanovo mračno. Tento výsledek je v dobré shodě se závěrem práce K. Nomota aj., kteří odhadli hmotnost předchůdce supernovy na 19 M_O a hmotnost vzniklé neutronové hvězdy 1,45 M_O.

HST dokázal po své opravě kvalitně zobrazit v čáře [O III] expandující plynný obal supernovy v 2511. a 2533. dnu po výbuchu. Podle P. Jakobsena aj. dosáhla expandující plynná obálka úhlového poloměru 275 mas, což svědčí o plynulém lineárním rozpínání ode dnů 1275 a 1754, kdy byly pořízeny (ještě před opravou HST) předešlé záběry.

Otevřeným problémem, který sužuje hlavně teoretiky, je stále nepotvrzený výskyt pulsaru v pozůstatku supernovy 1987A. J. Dolan aj. se pokoušeli objevit pulsar pomocí rychlého fotometru HSP HST během čtyř příležitostí mezi červnem 1992 a listopadem 1993 v ultrafialovém a optickém oboru spektra. Pokaždé měřili 40 minut s vzorkováním po 100 µs. Do V = 27 mag nenalezli žádnou periodickou fluktuaci v rozmezí od 200 µs do 10 s. Naproti tomu J. Middleditch aj. tvrdili, že nalezli pulsar s periodou 2,1 ms, což by však mělo znamenat velmi vysokou svítivost pulsaru, a to je nepravděpodobné. F. Michel se domnívá, že svítivost pulsaru bude rychle růst proto, že i magnetické pole neutronové hvězdy musí rychle vzrůst, a tím se zvýší brzdění její rotace a přenos energie do mlhoviny kolem pulsaru. Svítivost pulsaru by měla růst o 2% ročně a dosáhnout maxima během několika století. Michel vychází z analogie s pulsarem v Krabí mlhovině, který dosáhl maxima optické i radiové jasnosti nejpozději za 900 let po explozi supernovy.

Krabí mlhovina byla v letech 1990 - 1992 sledována v oboru tvrdého záření gama (pásmo 3 ÷ 15 TeV) Čerenkovovými detektory aparatury Themistocle v Pyrenejích v nadmořské výšce 1650 m n.m. Během téměř 400 h měření se ukázalo, že v mlhovině se nachází zdroj pronikavých paprsků gama, dávající signál na úrovni 6?.

Y. Chin a Y. Huang vyslovili pochybnosti o existenci historické pravěké supernovy z r. 185 n.l., údajně popsané v čínských archívech. Podle jejich interpretace archivního textu šlo fakticky o kometu, která se objevila 7. prosince 185 v souhvězdí Kentaura jako objekt 3 ÷ 4 mag, jenž se pohyboval na hvězdném pozadí směrem k severozápadu a zmizel až v červenci r. 186.

B.. Schaefer podrobil revizi údaje o jedné z nejjasnějších supernov 20. stol. 1937C v galaxii IC 4182. Supernova patřila k typu Ia a dosáhla maximální jasnosti B = 8,7 mag , což při modulu vzdálenosti galaxie 28,4 mag dává absolutní bolometrickou hvězdnou velikosti -19,7 mag .

M. Turrato objevil 10. května 1994 na observatoři ESO v Chile supernovu 1994N, která patří k typu II. Na tom by nebylo nic výjimečného, kdyby o pouhý rok předtím nevzplanula v téže galaxii jiná supernova - 1993N. Jinou kuriozitou je sdělení S. Van Dyka aj., že supernova 1986D v blízké spirální galaxii NGC 6946, patřící rovněž k třídě II, se 2. srpna 1994 po osmi letech znovu vynořila v radiovém oboru spektra. Loňským rokem se uzavřelo období, kdy byly souřadnice nově objevených supernov vztahovány k epoše 1950; od 1. ledna 1995 se i zde přechází na epochu 2000.

Podle S. van den Bergha a R. McClureho bylo do 1. dubna 1993 zaznamenáno celkem 964 extragalaktických supernov. V naší Galaxii patřily historické supernovy z let 1054, 1181 a ±1670 do třídy II. Četnost supernov této třídy ve vzdálenostech   do  4 kpc  od  Slunce  autoři  odhadli  na 2,3 (H_o/75)² za tisíciletí (H_o je dosud nejistá hodnota Hubblovy konstanty).

O soustavné hledání supernov se zasloužil zejména F. Zwicky, jenž ve třicátých letech tohoto století započal s jejich vyhledáváním na snímcích, získaných 0,45 m Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru. Zásluhou přehlídky se nejprve ukázalo, že většině supernov chybějí ve spektru čáry vodíku, ale v r. 1941 R. Minkowski zjistil, že některé supernovy přece jen vodík obsahují.

Podle R. Kirschnera patří ke třídě I supernovy, jejichž předchůdci byli bílými trpaslíky, kteří předtím ztratili vodíkovou obálku, takže se skládali pouze z uhlíku a kyslíku. Když přetokem hmoty z průvodce ve dvojhvězdě získali dostatečně tlustou vodíkovou slupku, proběhla v ní překotná termonukleární reakce, která posléze bílého trpaslíka zničila. Naproti tomu supernovy II. třídy vznikají při gravitačním zhroucení dostatečně hmotných hvězd a většinu energie kolapsu odnášejí neviditelná neutrina.

Nyní se však ukazuje, že původní hrubé dělení supernov do dvou tříd je zapotřebí zjemnit. Základní mechanismus překotné termonukleární reakce ve slupce platí jen pro subtyp Ia, kdežto subtypy Ib a Ic se odlišují tím, že po ztrátě vnější obálky dochází ke kolapsu jádra kompaktní hvězdy, a to způsobí výbuch supernovy. Také supernovy II. třídy se štěpí na více ne zcela jednoznačně definovaných skupin. S. Woosley a T. Weaver zjistili, že bílí trpaslíci, kteří posléze vybuchují jako supernovy subtypu Ia zdaleka nedosahují hmotnosti Chandrasekharovy meze. Bílí trpaslíci, skládající se  převážně  z  uhlíku a kyslíku, mají hmotnosti v rozmezí 0,6 ÷ 0,9 M_O, avšak získávají ročně 10^-8 M_O hélia od průvodce - héliové hvězdy hlavní posloupnosti. Jelikož soustava ztrácí energii vysíláním gravitačního záření, obě složky nakonec splynou a dojde k výbuchu.

Podobný scénář se podle I. Ibena a A. Tutukova uplatní i u symbiotických proměnných hvězd, kde bílý trpaslík, tvořený  uhlíkem  a  kyslíkem,  získá  od červeného obra až 0,2 M_O hélia. To stačí k tomu, aby hélium ve slupce podlehlo překotné termonukleární reakci, která vyvolá i detonaci jádra bílého trpaslíka a dvojhvězda se při následné explozi rozbije. Průběh poklesu světelné křivky je pak řízeni rozpadem radioaktivního nuklidu ⁵⁶Ni, jenž vzniká při výbuchu supernovy.

Podle modelových výpočtů se tak především vytvářejí prvky skupiny železa a dále přebytek Ti, Cr a V. V porovnání s pomalým hořením v bílých trpaslících na Chandrasekharově mezi jsou výbuchy supernov podsvítivé až čtyřikrát, což silně zpochybňuje koncepci supernov Ia jako "standardních svíček" pro fotometrické určování vzdáleností galaxií.

K. Nomoto aj. zjistili, že výsledná exploze závisí na chemickém zastoupení vodíku, hélia, uhlíku a kyslíku v příslušném bílém trpaslíku jako i na rychlosti akrece hmoty z nezhroucené složky dvojhvězdy. Pro výbuch supernovy je podstatné, aby přenos hmoty probíhal tempem 10^-8 ÷ 10^-6 M_O za rok.

S. Woosley aj.se zabývali modelováním explozí supernov subtypů Ib a Ic. Podle těchto modelů jsou předchůdci velmi hmotné (4 ÷ 20 M_O) Wolfovy-Rayetovy hvězdy v těsných dvojhvězdách, jež výměnou hmoty s druhou složkou přijdou o svou vodíkovou obálku. Následkem výměny hmoty činí jejich konečná hmotnost před explozí 2,3 ÷ 3,6 M_O. Při výbuchu se zvýší  zářivý  výkon  na  (1,5 ÷ 4).10³⁵ W  a  vytvoří  se (0,07 ÷ 0,15) M_O radionuklidu ⁵⁶Ni jako i radionuklidy s dlouhým poločasem rozpadu (²⁶Al a ⁶⁰Fe).

Podle B. Leibundguta a J. Spyromilia budou nově objevované supernovy ideální laboratoří pro studium závěrečných fází hvězdného vývoje, jakmile bude dokončen obří teleskop VLT v Chile. Supernovy až do vzdálenosti kupy galaxií v Panně se pak totiž stanou stejně přístupnými objekty jako je blízká supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, takže průměrně jednou za rok bude možné pozorovat výbuch supernovy ve srovnatelných podrobnostech. Předpokladem úspěchu je ovšem jednak dostatečně pružný pozorovací program VLT a jednak rychlá celosvětová komunikace prostřednictvím sítě Internet. Zatím totiž nebylo využito supernov v cizích galaxiích k průzkum vlastností mezilehlého interstelárního a intergalaktického prostředí, což by pomohlo při určování chemického složení a vývoje samotných galaxií. Hodně nových poznatků lze též získat z polarimetrie a studia vzhledu světelných ozvěn výbuchů. V zásadě už sice známe povahu mechanismu výbuchu, ale nikoliv individuální zvláštnosti jednotlivých supernov.

5. Neutronové hvězdy a pulsary

5.1. Radiové pulsary

Jeden z nejpozoruhodnějších radiových pulsarů ve dvojhvězdě PSR 1259-63 objevila poněkud paradoxně družice ROSAT v r. 1992 nejprve jako rentgenový pulsar. Podle M. Tavaniho aj. se totiž ukázalo, že pulsar obíhá po velmi výstředné eliptické dráze (e = 0,87!) kolem nedegenerované hvězdy SS 2883 typu Be v periodě 3,4 let. Jde o poměrně jasnou hvězdu 10 mag, vzdálenou od nás asi 3 kpc. Její poloměr činí 11 R_O a svítivost 5,8 L_O. Pulsar PSR 1259-63 má impulsní  periodu  48 ms  a zpomaluje  se relativním tempem 2,3.10^-15. Jak se ukázalo, byl pulsar objeven poblíže apastra dráhy, takže se v velkým zájmem čekalo, co se odehraje v periastru, jímž pulsar proletěl 9. ledna 1994. Výsledky pozorování dosud nebyly v úplnosti publikovány, ale už nyní je zřejmé, že pulsar splnil očekávání při průletu plynným závojem hvězdy SS 2883 a došlo k celé řadě nápadných úkazů, kdy radiové impulsy byly na nízkých frekvencích zcela absorbovány, signály se depolarizovaly a ve spektru se objevily přídavné emise. Ukázalo se též, že rentgenové záření pulsaru vzniká interakcí mezi hvězdným větrem z pulsaru s cirkumstelárním obalem soustavy.

Další pulsar s vysoce excentrickou drahou J0045-7319 je poněkud z ruky - je to totiž jediný známý pulsar v Malém Magellanově mraku ve vzdálenosti 65 kpc. Byl objeven D. McConnellem aj. v r. 1991. Průvodce pulsaru spektrální třídy B1 V má podle V. Kaspiho aj. hmotnost asi 8 M_O; je pozorovatelný jako hvězda B = 16 mag, takže jeho absolutní hvězdná velikost činí -3 mag. Pulsar kolem něj obíhá v periodě 51,2 dne po dráze o výstřednosti e = 0,81 a  projekci  velké poloosy 52,3 milionů km. Impulsní perioda 0,926 s svědčí o tom, že pulsar nebyl roztočen na vyšší obrátky akrecí hmoty z modrého průvodce. Až se tak v budoucnu stane, změní se radiový pulsar v rentgenový zdroj. Nakonec asi obě složky dvojhvězdy splynou a vytvoří objekt Thorneho-Žytkowové s neutronovou hvězdou v jádře a obalem v podobě červeného obra. Impulsní perioda pulsaru se velmi rychle prodlužuje relativním tempem 4.10^-5, což nepřímo svědčí o vysoké indukci magnetického pole neutronové hvězdy 2,1.10⁸ T a odpovídá stáří pulsaru 3,3 miliony roků. Na frekvenci 430 MHz činí radiový tok pulsaru jen 1 mJy, ale s ohledem na jeho vzdálenost jde fakticky o nejsvítivější radiový pulsar vůbec. První opticky identifikovaný radiový pulsar ve Velkém Magellanově mračnu PSR 0540-693 byl pomocí teleskopu NTT ESO ztotožněn s pulsující hvězdou 22,5 mag. Jeho impulsní perioda činí 50,4 ms.

Naopak vůbec nejbližším radiovým pulsarem je podle T. Taurise aj. PSR J0108-1431 s nejmenší dispersní mírou 1,83 pc.cm^-3, odpovídající vzdálenosti pouhých 85 pc. Impulsní perioda 0,81 s se prodlužuje relativním tempem 8.10^-17, čemuž odpovídá charakteristické stáří 1,6 milionu let a magnetické indukce na povrchu neutronové hvězdy 2,5.10⁷ T. Hlavní impuls zabírá asi 2,5% oběžné periody a tzv. interpuls nebyl zjištěn. Radiový tok činí jen 8 mJy na frekvenci 436 MHz a 1,5 mJy na 1520 MHz, z čehož plyne že radiový výkon tohoto pulsaru je o řád nižší než u ostatních pulsarů. To naopak znamená, že těchto slabě zářících pulsarů je v Galaxii nesrovnatelně více než dosud objevených pulsarů jasných.

V květnu 1994 nalezli S. Thorsett aj. pomocí radioteleskopu v Arecibu poblíž jižního okraje smyčkové mlhoviny v souhvězdí Labutě pulsar J2043+27 s periodou 96 ms a dispersní mírou 21 pc.cm^-3, čemuž odpovídá vzdálenost 1 kpc. Pulsar je starý asi 40 tisíc let a pohybuje se vůči nám rekordní příčnou rychlostí 1500  km s^-1.

L. Burderi a A. King zjistili, že binární pulsar PSR 1718-19  v kulové  hvězdokupě NGC 6342 s impulsní  periodou 1,0 s a oběžnou periodou 6,2 h vykazuje rekordní magnetickou indukci 1,5.10⁸ T, tedy o plné dva řády vyšší než je pro pulsary v kulových hvězdokupách obvyklé. Pulsar je pozorovatelný jen po část oběžné periody, jelikož je periodicky zakrýván materiálem proudícím z průvodce o hmotnosti pouhých 0,2 M_O. V tomto případě však nejde o důsledek odpařování průvodce pulsarem, jako tomu bývá u tzv. černých vdov, nýbrž o intenzívní hvězdný vítr bílého trpaslíka.

G. Stringfellow aj. se pokusili zobrazit tři blízké pulsary o charakteristickém stáří 1.10⁵ ÷ 2.10⁷ let v optickém a ultrafialovém pásmu pomocí opraveného HST. Ve všech případech našli žhavé objekty, jejichž zářivý výkon převyšuje o několik řádů hodnoty očekávané tepelné emise povrchu neutronové hvězdy. Odtud vyplývá, že tyto neutronové hvězdy vydávají velké množství záření netepelnými procesy, což zatím žádný model není s to uspokojivě vysvětlit.

A. Wolszczan byl opět úspěšný při hledání průvodců radiových pulsarů s planetárními hmotami. U binárního pulsaru B1257+12 s oběžnou periodou 25 dnů odhadl hmotnost průvodce řádově na setinu hmoty Země, čili tento pulsar je doprovázen "Měsícem"! Také kolem pulsaru B1828-11 pravděpodobně obíhá těleso o planetární hmotnosti. Binární pulsar B1620-26 v kulové hvězdokupě M 4 má průvodce o hmotnosti 80 hmot Země, avšak podle F. Curtise Michela obsahuje soustava ještě třetí těleso, jehož parametry se podaří určit během příštího desetiletí. Konečně dnes již klasický pulsar PSR 1257+25 má dle  Wolszczana  nejméně  dvě planety s minimálním hmotnostmi 3,4 a 2,8 hmot Země, jež obíhají po téměř kruhových drahách s  poloměry  0,36 AU  a 0,47 AU a oběžnými dobami 66,5 d a 98,2 d. Charakteristické stáří pulsaru činí 800 milionů let a magnetická indukce na povrchu neutronové hvězdy dosahuje 8,8.10⁴ T. Je zajisté paradoxem, že dnes nejspolehlivější důkazy o existenci planetárních těles mimo sluneční soustavu poskytly pulsary - nikdo přirozeně nečekal, že jakákoliv planeta může přežít gigantickou explozi mateřské hvězdy v podobě supernovy. Proto převažuje mínění, že tyto planety vznikají až po výbuchu, z materiálu rozmetaného hvězdného průvodce apod.

Během léta 1994 byly zpozorovány další dva skoky v periodě pulsaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Historicky šlo o 10. skok dne 26. července o velikosti relativního zkrácení periody 8,3.10^-7 a 11. skok z 27. srpna s relativním zkrácením 1,99.10^-7.

S. Ransom aj. pozorovali známý pulsar PSR 0531+21 v Krabí mlhovině v infračervených filtrech JHK s časovým rozlišením až 20 µs a ukázali, že hlavní impuls je zde delší než v optickém a ultrafialovém oboru; je však zřetelně oddělen od interpulsu. J. Masnou aj. analyzovali záznamy záření gama v rozmezí energií 0,15 ÷ 4 MeV, získané při balonových výstupech v letech 1986 a 1990. Zjistili, že impulsy gama přicházely o 600 µs resp. 375 µs před radiovými, což vzniká buď proměnnou interstelární dispersí, anebo tím, že zdroj záření gama leží výše v magnetosféře než zdroj radiového záření. T. Tanimori aj. využili australského kolektoru ve Woomeře k zachycení vysoce energetických paprsků gama technikou Čerenkovových detektorů pro energie až 15 TeV. Na přelomu let 1992/93 objevili impulsní signál s průměrnou energií 7 TeV na úrovni 4 ?. Zdrojem těchto paprsků je zřejmě synchrotronové záření relativistických elektronů v silném magnetickém poli a inverzní Comptonův jev. Podle F. Grahama-Smithe bylo během 23 let sledováno již na 20 miliard otoček pulsaru v Krabí mlhovině. Za tu dobu se rotační frekvence zpomalila z 30,3 Hz na 29,9 Hz; plynulý pokles frekvence byl však přerušen několika skoky, což je vlastně výsada všech mladých pulsarů.

P. Murdin sečetl hmotnost pulsaru-neutronové hvězdy v Krabí mlhovině a hmotnost vláken mlhoviny (maximálně 2 M_O)a zjistil, že se někde ztratilo 4 ÷ 9 M_O předchůdce supernovy. Nejpravděpodobněji obsahuje tuto "skrytou hmotu" halo mlhoviny, tvořené vodíkem a vzniklé z nízkorychlostní složky hvězdného větru předchůdce. Hmotnost hala pak odhadl na 4 M_O, takže předchůdce supernovy AD 1054 měl minimálně 8 M_O. R. Talcott pořídil snímek Krabí mlhoviny pomocí HST a nalezl na něm chaotické oblasti, obsahující jak vlákna tak výtrysky plynu.

A. Deshpande a V. Radhakrishnan hledali dekametrové záření pulsarů na frekvenci 34,5 MHz radioteleskopem v Gauibidanuru. Mezi 20 sledovanými pulsary však našli měřitelné impulsy jen ve 4 případech. T. Tauris aj. započali před dvěma lety přehlídku pulsarů na observatoři v Parkesu na frekvenci 436 MHz s cílem najít milisekundové a nízkosvítivé pulsary v galaktickém disku. Zatím našli 8 nových milisekundových a 70 klasických pulsarů. Podle S. Thorsetta však přibývá i objevů pulsarů ve vysokých galaktických šířkách a v kulových hvězdokupách zásluhou lepší pozorovací techniky. V galaktické rovině nyní známe 25 milisekundových pulsarů, takže jejich celkový počet v Galaxii lze odhadnout na 30 000. To je nižší odhad, než se dříve soudilo a dobře souhlasí s počtem genetických předchůdců, jimiž jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností. Nový katalog však obsahuje též akrečně roztočené milisekundové pulsary, jež již pohltily svého průvodce (závěrečné dějství scénáře "černé vdovy") a konečně 29 binárních pulsarů, které tento osud teprve čeká. Dosud bylo v Galaxii úhrnem nalezeno na 600 radiových pulsarů všech kategorií.

Podle A. Lyneho a D. Lorimera činí průměrná prostorová rychlost pulsarů (450 ± 90) km s^-1, což je více než průměrná úniková rychlost ze dvojhvězdy, z kulové hvězdokupy i z celé Galaxie. Pak bychom se neměli divit, že neutronové hvězdy, které dosud z Galaxie neunikly, jsou rozloženy izotropně. Pokud tajemné zábleskové zdroje záření gama souvisejí s neutronovými hvězdami, je dokonce přirozené, že jejich rozložení po obloze je izotropní. Znamenalo by to, že zábleskové zdroje záření gama souvisejí právě se starými neutronovými hvězdami.

F. Graham-Smith shrnul dosavadní poznatky o pulsarech od historické práce W. Baadeho a R. Minkowského z r. 1934, v níž autoři předpověděli, že pozůstatkem po výbuchu supernovy by měla být neutronová hvězda. Po objevu pulsarů v r. 1968 J Bellovou a A. Hewishem se tento názor dramaticky potvrdil, přičemž neutronové hvězdy v pulsarech vynikají rychlou relativně stabilní rotací a extrémně silným magnetickým polem. Následkem toho vysílá neutronová hvězda z oblastí magnetických pólů vysoce polarizované kuželové radiové výtrysky o typickém vrcholovém úhlu 15°. Magnetosféra neutronové hvězdy o poloměru 15 km sahá do vzdálenosti několika tisíců kilometrů a je strhávána rotací kompaktní neutronové hvězdy až do vzdálenosti, v níž se obvodová rychlost blíží rychlosti světla (takto je definován tzv. světelný válec). Zatímco urychlené částice jsou v oblasti magnetického rovníku neutronové hvězdy uvězněny natrvalo, v okolí polárních čepiček unikají do kosmického prostoru. Struktura radiového profilu proto odhaluje i struktury polární čepičky, jejichž příčina není jasná. Některé pulsary září také opticky, případně rentgenově a v oboru záření gama (viz právě zmíněný pulsar v Krabí mlhovině), přičemž zdroj tohoto záření může ležet jinde než zdroj záření radiového. Taková situace je však typická jen pro zcela mladé pulsary. Rovněž pozorované skoky v periodě se omezují na zcela mladé pulsary. Souvisí to s postupnou změnou stavby nitra neutronové hvězdy. Neutronová suprakapalina totiž zevnitř postupně proniká do kůry neutronové hvězdy v podobě úzkých supratekutých vírů. Změny rotace proto vypovídají o stavu nitra neutronové hvězdy - jsou to jedinečné kosmické fyzikální laboratoře.

A. Weatherall a J. Eilek tvrdí, že pulsary lze rozdělit do dvou populací podle polohy v diagramu perioda - změna periody s časem. Navenek se to projeví odlišným tvarem impulsů. Velmi mladé neutronové hvězdy vysílají záření uvnitř celého kužele, kdežto staré neutronové hvězdy jen po jeho plášti. T. Aršakjan zjistil ze vztahu mezi velikostmi vrcholových úhlů kuželů a period rotace pulsarů, že pulsary se štěpí do dvou populací, přičemž oddělující hranicí je rotační perioda 0,7 s. Liší se pak právě velikostí vrcholových  úhlů,  přičemž  pulsary  s periodou kratší než 0,7 s mají průměrný vrcholový úhel 8° a pulsary s periodou delší pak 19°. Střední periody první populace činí 0,4 s, kdežto u druhé populace 1,26 s. V průměru tedy pozorujeme z důvodu usměrnění svazků jen jeden ze 44 právě existujících pulsarů - ostatní svými radiovými svazky prostě netrefí Zemi.

5.2. Milisekundové pulsary

M. Bailes aj. oznámil objev tří binárních milisekundových pulsarů v galaktickém disku, z nichž pulsar J0034-0534 vykazuje jednu z nejkratších period 1,87 ms. Průvodci těchto pulsarů vynikají velmi nízkými hmotnostmi a pohybují se po kruhových drahách. Pulsar J2145-0750 dosahuje charakteristického stáří 12 miliard let, srovnatelného věku s Galaxií. Těmito objevy stoupl počet milisekundových pulsarů v galaktickém disku na 14.

J. Edelstein aj. ohlásili identifikaci binárního pulsaru J0437-4715 v pásmu EUV. To přirozeně naznačuje, že jde o blízký objekt. Autoři jeho vzdálenost odhadují na pouhých 140 pc. D. Barret aj. určili jeho základní parametry, tj. rotační periodu 5,76 ms, relativní zpomalování periody 5.10^-20, energii uvolněnou brzděním 1.10²⁷ W, magnetickou indukci 5,4.10⁴ T, charakteristické stáří 1,9 miliardy let a oběžnou periodu 5,74 d.

Prototyp milisekundových pulsarů B1937+21 vykazuje během osmi let soustavného sledování odchylky od plynulého poklesu rychlosti rotace, jež představují patrně rotační nestability, dost nečekané u tak rychlé rotace. Nicméně i tak patří pulsar k nejlepším známým přírodním hodinám s relativní přesností lepší než 1.10^-14. Od milisekundového pulsaru B1855+09 se očekává relativní přesnost rotační periody až 10^-15. F. Camilo aj. studovali změny impulsní periody binárního pulsaru J1713+0747 během let 1992-94, vyvolané Shapirovým efektem (zpoždění signálu v blízkosti hmotného tělesa). Z měření vyplývá hmotnost pulsaru větší než 1,2 M_O a hmotnost průvodce větší než 0,27 M_O. Paralaxa pulsaru činí 0,9 mas a vlastní pohyb 6,4 mas za rok. Charakteristické stáří činí 9 miliard let činí z tohoto pulsaru kandidáta na vůbec nejstabilnější přírodní hodiny.

J. Applegate a J. Shaham se zabývali binárním milisekundovým pulsarem B1957+20, přezdívaným "černá vdova". Sekundární  složka  pulsaru má totiž nepatrnou hmotnost jen 0,025 M_O, jelikož je postupně ničena hvězdným větrem pulsaru. Svítivost průvodce - původně standardního bílého trpaslíka - činí jen 0,001 L_O, zatímco jeho rozměr je nafouknut na dvojnásobek vlivem přídavného zdroje energie z pulsaru. Autoři nyní zjistili, že oběžná doba průvodce (zhruba 9 hodin) náhodně kolísá až o ± 5 ms. Příčinou je zmíněný hvězdný vítr, jehož moment se přenáší prostřednictvím magnetického pole. Podle obou autorů se během příštích 100 milionů let průvodce změní na plochý disk, obklopující pulsar, a z něho se posléze vytvoří planety, tak jak je již pozorujeme u výše zmíněného Wolszczanova pulsaru B1257+12. Je-li tato rámcová představa správná, pak planety u neutronových hvězd vznikají až dlouho po explosi supernovy a nemají proto s klasickými planetárními systémy mnoho společného; jde fakticky o recyklované hvězdy!

E. van den Heuvel se zabýval vývojovými scénáři pro vznik binárních a milisekundových pulsarů. Jejich předchůdci jsou rentgenové dvojhvězdy s nejméně jednou degenerovanou složkou. Pokud jde o masivní dvojhvězdy, vznikají z nich binární pulsary, v nichž se nalézá objekt Thorneho-Žytkowové, popřípadě héliová hvězda ve spojení s neutronovou hvězdou, jako je tomu u rentgenového pulsaru Cyg X-3. V případě rentgenových dvojhvězd s nízkou hmotností vzniká pulsar složený s neutronové hvězdy a velmi hmotného bílého trpaslíka, případně dvojice neutronových hvězd, a dokonce i kombinace neutronové hvězdy s černou dírou. Výjimečně se může vytvořit i dvojhvězda tvořená dvěma černými děrami, jenže kdo má takové systémy pak pozorovat? Většina soustav se ovšem rozpadá, když v nich dojde k explozi druhé složky rovněž jako supernovy.

5.3. Rentgenové dvojhvězdy

Z předešlého kvalitativního scénáře je patrná těsná genetická souvislost mezi radiovými pulsary a rozmanitými typy rentgenových dvojhvězd, jež se často projevují jako přechodné či zábleskové zdroje. V poslední době též přibývá pozorování v pásmu záření gama. Vzniká tím značně nepřehledná situace - jakási zoologická zahrada plná zrůd. Podle E. van den Heuvela ukázaly první tři dekády studia rentgenových dvojhvězd, že nám tyto objekty poskytují jedinečnou příležitost testovat modely neutronových hvězd a černých děr. Podle L. Kapera poskytují zvlášť cenné informace rentgenové dvojhvězdy s velmi hmotnými složkami, jelikož jde o důležité vývojové stádium pro masivní dvojhvězdy. Zvláštní roli hraje zvláště ztráta hmoty hmotné primární složky (modrého veleobra nebo hvězdy se závojem) intenzívním hvězdným větrem. Jelikož rentgenová svítivost zdroje závisí na hustotě a rychlosti tohoto větru, svědčí rychlé kolísání rentgenové svítivosti dvojhvězdy o obdobném kolísání parametrů hvězdného větru, které bychom jinak neodhalili. Dosud však lze projevy hvězdného větru sledovat jen u 8 soustav v Galaxii a 3 soustav v Magellanových mračnech. Úhrnem je dosud známo jen 15 rentgenových dvojhvězd, v nichž je primární složka modrým veleobrem, a 30 soustav obsahuje jako primární složku hvězdy se závojem (Be).

Rentgenovým úkazem roku se zřejmě stala rentgenová nova Scorpii 1994 = GRO 1655-40, kterou podle S. Zhanga aj. poprvé zaznamenala aparatura BATSE na družici COMPTON 27. července 1994 v pásmu 20 ÷ 100 keV. Během jediného dne dosáhla 85% jasnosti rentgenového zdroje v Krabí mlhovině a na této úrovni setrvala až do 12. srpna, kdy její jasnost podléhala rychlým fluktuacím, ale současně zřetelně slábla, takže 15. srpna již měla jen 15% jeho jasnosti. Rentgenové spektrum sahalo až do 600 keV. Někteří autoři se pokusili ztotožnit novu s již známým stálým rentgenovým zdrojem, který koncem 70. let pozorovala družice Einstein, ale tato identifikace se nepotvrdila.

D. Campbell-Wilson a R. Hunslead objevili radiový protějšek novy 6.srpna 1994 radioteleskopem observatoře Molonglo na frekvenci 843 MHz. Radiový tok 370 mJy postupně rostl, až 12. srpna dosáhl 900 mJy. O dva dny později zaznamenal R. Hjellming pomocí obří antény VLA radiové záření novy také na frekvencích od 1,4 do 14,9 GHz na úrovni kolem 1 Jy. Dne 12. srpna započal výbuch, při němž se jedna radiová složka začala vzdalovat od složky stacionární úhlovou rychlostí 0,1" za  den.  Pravděpodobná vzdálenost novy činí 3,5 kpc.

C. Bailyn aj. nalezli optický protějšek novy na observatoři CTIO v Chile jako objekt V = 14,2 mag. Na archivních snímcích Schmidtovou komorou v Austrálii byl V = 18 mag. Do poloviny srpna 1994 klesla optická jasnost novy na 15,0 mag.

Nova se nadále chovala velmi aktivně; další radiový výbuch byl zpozorován počátkem září 1994 a 11. září se od zdroje započala vzdalovat další radiová složka. Rentgenová aparatura GRANAT odhalila v té době růst rentgenového toku v pásmu 8 ÷ 20 keV ze 49% toku Krabí mlhoviny na dvojnásobek během jediného týdne, ovšem s velmi silnými krátkodobými fluktuacemi. Družice ROSAT naměřila v měkkém rentgenovém pásmu  rychlé  fluktuace  bezmála  o  řád v intervalu pouhé 0,1 s. V té době docházelo i k dramatickým změnám ve vzhledu optického spektra, zatímco celková optická jasnost zvolna plynule klesala.

K dalšímu rentgenovému vzplanutí ve tvrdém pásmu došlo podle měření aparatury BATSE počátkem listopadu 1994, když 11. listopadu nova opět dosáhla 83% toku zdroje v Krabí mlhovině. I toto rentgenové vzplanutí bylo doprovázeno radiovým výbuchem v pásmu 1,4 ÷ 8,4 GHz. Je prostě nepochybné, že o této podivuhodné nově v příštích letech ještě uslyšíme.

Od září 1994 se podle měření na družici COMPTON obnovila aktivita rentgenové Novy Ophiuchi 1993 (= 1716-2458) v pásmu 40 ÷ 150 keV a přetrvala na úrovni nejméně 10% jasnosti Krabí mlhoviny až do konce roku.

Neméně aktivní byl v uplynulém roce tvrdý rentgenový přechodný zdroj GRS 1915+105, jenž se poprvé radiově zjasnil 24. března 1994. Radiové fluktuace jsou korelovány s rentgenovými. V pásmu energií 8 ÷ 20 keV dosáhl rentgenový tok maxima 40% toku zdroje v Krabí mlhovině. Podle I. Mirabela aj. jde o kompaktní objekt, ukrytý za neprůhledným mračnem s optickou extinkcí 30 mag (to značí, že z 10 miliard optických fotonů projde mračnem jediný !). P. Durouchoux aj. tvrdí, že v daném směru se nalézají za sebou dokonce dvě obří molekulová mračna, a že proměnnost rentgenového zdroje souvisí s nestabilitami sférické akrece na černou díru, skrytou ve vzdálenějším z nich. Zdroj se 8. května 1994 projevil také vzplanutím v oboru měkkého záření gama.

I. Mirabel a I. Rodriguez byly schopni zmapovat časový vývoj  zdroje  pomocí  obří  antény VLA s úhlovým rozlišením 0,2". Odhadli vzdálenost zdroje na 12 kpc a sklon výtrysků k zornému paprsku 70°. Ukázali, že počátkem roku se od zdroje oddělil pár kondenzací s příčnou rychlostí 0,32 c. Prostorová rychlost výtrysků pak dosahuje plných 92% rychlosti světla, čímž je výrazně překonán dosavadní rekord 26% c pro výtrysky z rentgenové dvojhvězdy SS 433. Z kombinace optických, infračervených a radiových měření autoři usuzují, že vlastní zdroj musí být buď neutronovou hvězdou nebo dokonce černou dírou.

Nový silný rentgenový výbuch zaznamenala aparatura GRANAT v polovině září 1994, kdy v pásmu 8 ÷ 20 keV dosáhl zdroj 1915+105 plných 83% toku zdroje v Krabí mlhovině. Totéž zjistila v pásmu kolem 5 keV také aparatura Kvant na družici MIR. Konečně družice ASCA změřila v pásmu 2 ÷ 10 keV intenzitu rentgenového záření zdroje na 50% intenzity Krabí mlhoviny ještě koncem září 1994.

Dalším aktivním přechodným rentgenovým zdrojem byl v r. 1994 objekt GRO J1008-57, objevený při výbuchu v červenci 1993. Jeho nový výbuch v pásmu 20 ÷ 100 keV zaznamenala aparatura BATSE 23. března 1994. Interval mezi výbuchy 260 dnů by mohl být oběžnou periodou těsné dvojhvězdy. Pak by to znamenalo, že průvodce má velmi vysokou hmotnost kolem 10 M_O. Tomu by odpovídalo zjištění M. Coea aj., že optický protějšek objektu je skoro určitě veleobrem třídy B nebo hvězdou se závojem.

Naproti tomu přechodný rentgenový zdroj GRO J0422+32, tak aktivní v předešlých letech, se od února 1994 uklidnil. Jeho oběžná perioda 5,1 h je nejkratší mezi přechodnými rentgenovými zdroji. Vizuální jasnost klesla na V = 20,6 mag a spektrum sekundární složky prakticky vymizelo. V průběhu roku vizuální jasnost dále klesla na 22,4 mag. Zdroj se svým celkovým chováním podobá jiným kandidátům na hvězdné černé díry. Podle J. van Paradijse jde o rentgenovou dvojhvězdu s nízkými hmotnostmi složek, kde akreční disk kolem kompaktní složky ztrácí více hmoty hvězdným větrem, než akrecí na zhroucenou složku. Hvězdný vítr tedy významně ovlivňuje vývoj této těsné dvojhvězdy. J. Orosz a C. Bailyn potvrdili oběžnou dobu na světelné křivce s amplitudou pouze 0,1 mag i na křivce radiálních rychlostí s poloviční amplitudou 400 km s^-1. Sekundární složka má spektrum M0 V a vnější akreční disk kolem kompaktní složky dosahuje obvodové rychlosti 450 km s^-1.

Družice ROSAT nalezla během přehlídky oblohy v pásmu EUV rentgenovou dvojhvězdu RE 1307+535 typu AM Her s nejkratší oběžnou dobou 79,7 min. Zdroj je dále pozoruhodný tím, že se nachází vysoko (alespoň 630 pc) nad rovinou Galaxie, což je rovněž rekord. Opticky se zde střídají vzbuzené a klidné stavy s jasností V =17 mag a 20 mag, ale v obou stavech se pozoruje cyklotronové záření v měkkém oboru rentgenového spektra. Magnetické pole degenerované hvězdy se odhaduje na 3 ÷ 4 kT.

Tatáž družice objevila první měkký rentgenový přechodný zdroj RX J0045.4+4154 v galaxii M 31 v Andromedě během výbuchu 2. února 1992. Další výbuch se zopakoval 7. ledna  1993,  kdy  rentgenový  zářivý  výkon zdroje v pásmu 0,1 ÷ 4 keV dosáhl 3,4.10³¹ W. Dva zdroje velmi měkkého rentgenového záření 1E 0035.4-7230 a RX J0122.9-7521 nalezli P. Schmidtke aj. v Malém Magellanově mračnu.

Aparatura BATSE na družici COMPTON zaznamenala mimořádně silný výbuch rentgenového zdroje A 0535+26 dne 18. února 1994. V pásmu 20 ÷ 40 keV dosáhl relativní intenzity 8krát vyšší než pulsar v Krabí mlhovině a ještě koncem února 1994 byl o 10% jasnější než zmíněný standard. Aparatura EGRET na téže družici odhalila impulsní záření gama v pásmu 30 MeV až 2 GeV u proslulého zdroje Geminga. Podle H. Mayera-Haaselwandera aj.se i v tomto pásmu potvrdila impulsní perioda 237 ms, známá z ostatních oborů spektra.

Aparatury KVANT a SIGMA GRANAT zaznamenaly 23. září 1994 vzplanutí přechodného rentgenového zdroje KS 1730-312 ve směru k centru Galaxie v pásmu 2 ÷ 30 keV na úrovní 7% jasnosti zdroje v Krabí mlhovině. V příštích dnech pak spektrum přechodného zdroje měklo, ale jeho intenzita rychle rostla a maxima 85% záření Krabí mlhoviny dosáhla 28. září. Pak se zdroj zejména v pásmu tvrdého rentgenového záření rychle vytratil.

T. Shahbaz aj. určili základní parametry rentgenové dvojhvězdy A 0620-00, tj. hmotnost primární složky 10 M_O (jde o horkého kandidáta na černou díru) a hmotnost sekundární složky 0,6 M_O při poloměru 0,8 R_O. Poloměr dráhy sekundární složky dosahuje 4,3 R_O a soustava je od nás vzdálena 1 kpc. Titíž autoři také odvodili z infračervené světelné křivky rentgenové dvojhvězdy V 404 Cygni sklon oběžné dráhy k zornému paprsku, což jim pak umožnilo určit hmotnost degenerované složky v soustavě na 12 M_O - to je rovněž dobrým důkazem, že i tento objekt je fakticky černou dírou.

Dalším kandidátem na hvězdnou černou díru se stal přechodný rentgenový zdroj EXO 1846-031, jenž podle měření BATSE vybuchl 15. září 1994, dosáhl maxima 8% toku zdroje v Krabí mlhovině dne 23. září a zmizel 8. října téhož roku. Optický protějšek nalezen nebyl, ale předešlý výbuch pozorovala v r. 1985 družice EXOSAT, kdy celá epizoda trvala plných 85 dnů.

S pozoruhodnou studií o možné spontánní změně neutronové hvězdy na černou díru přišli G. Brown a H. Bethe. Především připomněli, že i neutronové hvězda se skládá z protonů, kterých je v ní dokonce zhruba stejně jako neutronů. Tato "nukleonová kapalina" je více stlačitelná než neutronová, a to znamená, že i neutronové hvězdy s hmotností kolem 1,5 M_O se mohou samovolně zhroutit na černou díru. Autoři se tak pokoušejí vysvětlit již konstatovanou nepřítomnost pulsaru ve zbytku supernovy 1987A. Zaznamenaná neutrina ze supernovy svědčí o tom, že původně šlo vskutku o neutronovou hvězdy, která se však po pouhých 12 sekundách existence změnila na černou díru - proto tam nevidíme pulsar.

B. Martěmjanov našel další zdroj vyzáření neutrin, totiž při přeměně neutronové hvězdy na kvarkovou (tvořenou podivnými kvarky). Oba transformační procesy jsou ovšem čistě hypotetické - prozatím pro ně nemáme pozorovací oporu.

M. Hashimoto aj. zkoumali teoreticky horní mez úhlové rychlosti neutronové hvězdy a dospěli k závěru, že minimální rotační perioda neutronových hvězd musí být delší než 0,8 ms při hmotnosti 1,6 M_O. Jelikož zatím neznáme žádný radiový pulsar s periodou kratší než 1,6 ms, je teorie prozatím v bezpečí.

5.4. Zábleskové zdroje záření gama

První zábleskové zdroje záření gama byly rozpoznány vojenskými družicemi VELA v r. 1973. Od té doby bylo těmto tajemným úkazům věnováno přes 2000 vědeckých prací, ale výsledek je nečekaně hubený - v posledních letech se záhada fyzikální podstaty zdrojů stále prohlubuje; zasloužila se o to zejména nová pozorování především aparaturou BATSE na družici COMPTON. Dosud byly zveřejněny dva katalogy pozorování z BATSE, První pokrývá interval od 19. dubna 1991 do 5. března 1992 a obsahuje 260 zdrojů. Druhý pokračuje až do 9. března 1993 a obsahuje již 585 zdrojů. Kromě toho byl zveřejněn spektroskopický katalog pro jasné zdroje vzplanutí gama, obsahující 30 položek. BATSE pozorovalo své 1000. vzplanutí 27. května 1994. Dosud jsou známy přibližné polohy pro 743 z nich - jejich rozdělení po obloze je naprosto náhodné, což je obrovské překvapení.

Lze je totiž vysvětlit buď tak, že zábleskové zdroje gama se nacházejí uvnitř sluneční soustavy, anebo naopak tak, že jde o objekty v kosmologických vzdálenostech, odpovídajících červenému posuvu z ? 1. První případ se zdá být téměř vyloučen a druhý případ budí vážné problémy při objasňování, kde se v malém objemu může uvolnit tak fantastické množství energie během zlomku sekundy.

Klíčem k řešení záhady zábleskových zdrojů záření gama by mohla být především jejich identifikace v odlišných oborech spektra, popřípadě určení klidové úrovně záření gama mimo vzplanutí. O takové sledování mimozábleskové emise zdrojů s dobře určenými polohami se pokusili J. Horack a A. Emslie pomocí aparatury BATSE. Po dobu 112 dnů v r. 1991 sledovali  70  zábleskových  zdrojů  v  pásmu  od 15 keV do 1,8 MeV, ale ani v jednom případě nenalezli žádný signál na úrovni nad 1 promile vzplanutí.

O hledání optických protějšků se již řadu let pokouší R. Hudec aj. Soudí, že přechodný optický zdroj OT 1928, nalezený v harvardském archivu, je vskutku reálným kandidátem pro ztotožnění se zábleskovým zdrojem GRB 781119. F. Vrba a R. Hudec nejnověji ohlásili výskyt optického záblesku v harvardském archivu na místě zdroje GRB 910219 ze dne 10. června 1905. Záblesk musel dosáhnout alespoň 6,5 mag při mezné hvězdné velikosti snímku 11,9 mag a je téměř určitě reálný. V daném místě se nachází kvasar s klidovou jasností 20,6 mag a kdyby se koincidence potvrdila, stěží by již bylo možné pochybovat o extragalaktické povaze zábleskových zdrojů záření gama. Pozorovací materiál právě pro tento zdroj je nejobsáhlejší ze všech a představuje 2,06 let souhrnné expozice. Rekurence tedy není jistě příliš vysoká, a to platí tím spíše i pro ostatní zábleskové zdroje. Výjimkou jsou podle S. Woosleyho zdroje mimořádně měkkého vzplanutí gama (SGR, tj. Soft Gamma Repeaters), jejichž záblesky jsou vesměs kratší než 1 s.

Podle I. Mirabela aj. však známe až dosud jen tři představitele této skupiny: SGR 0526-66, 1806-20 a 1900+14. Podle R. Rotschilda aj. byl zdroj SGR 0526-66 ztotožněn s radiovým pulsarem o stáří 5400 let a prostorové rychlosti asi 1200 km s^-1, který se nalézá asi 25" od centra pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu. V r. 1992 tam družice ROSAT zjistila i měkký pulsní zdroj rentgenového záření s rentgenovým výkonem 8.10²⁸ W. Tento zábleskový zdroj záření gama se proslavil zcela enormním vzplanutím 5. března 1979 a od té doby objevily družice jeho dalších 15 mnohem slabších vzplanutí.

Zdroj SGR 1900+14 vzplanul během 15 let pouze třikrát, a tak nejpilnějším členem skupiny se stal zdroj SGR 1806-20, jenž měl mezi lety 1979 a 1985 více než sto vzplanutí a pak se odmlčel až do konce září 1993, kdy zablýskl šestkrát v průběhu 12 dnů. Jelikož japonská družice ASCA nalezla během výbuchu 9. října 1993 jeho rentgenový protějšek, což zpřesnilo souřadnice zdroje, ukázalo se zcela bezpečně, že i tento měkký blýskač souvisí s pozůstatkem supernovy G 10.0-0.3, jenž je vidět jako radiová mlhovina. Podobně jako u zdroje SGR 0526-66 se zdroj nachází mimo centrum mlhoviny, což zřejmě souvisí s vysokou prostorovou rychlostí neutronových hvězd. Podle M. Tavaniho aj. činí energie každého vzplanutí až tisícinásobek Eddingtonovy svítivosti pro hvězdu 1 M_O, pokud není záblesk záření gama usměrněn do úzkého svazku. S. Kulkarni aj. uvádějí, že radiová mlhovina září netepelně, že se tam projevuje hvězdný vítr pulsaru s relativistickými rychlostmi částic, a že příčina záblesků souvisí s extrémně intenzívním magnetickým polem neutronové hvězdy řádu 10¹¹ T! Řada autorů si všímá možné vazby mezi zdroji SGR a vysokou prostorovou rychlostí mateřských neutronových hvězd. J. Katz aj. se domnívají, že po explozi supernovy zbude neutronová hvězda, kolem níž ještě mohou obíhat planety. Ty se během desítek tisíc let navzájem srazí a jejich zbytky dopadnou na neutronovou hvězdu. Největší úlomek způsobí obří záblesk jako tomu bylo v případě GRB 790503, a další zbytky dopadají později a vyvolávají běžná vzplanutí.

Hned počátkem března 1994 objevila řada družic jedno z nejjasnějších vzplanutí záření gama GRB 940301, jež v pásmu nad 0,7 MeV trvalo 50 s. Podle C. Kouveliotouové aj. se většina energie vzplanutí uvolnila během první desetiny sekundy, pak následovalo již jen doznívání. Tvrdost spektra vzplanutí kolísala dokonce během milisekund. M. Sommer aj. sdělili, že tento výjimečný zdroj zaznamenala rovněž aparatura EGRET nad 30 MeV, která zaznamenala dokonce 2 fotony s energiemi kolem 1 GeV,což je o řád více než se kdy u zábleskových zdrojů GRB pozorovalo. Podle R. Kippena šlo o rekurenci zdroje GRB 930704 v intervalu 8 měsíců po sobě.

Navzdory intenzitě záblesku gama se podle B. Schaefera aj. nepodařilo najít na daném místě oblohy žádný optický protějšek. Nicméně J. Ryan aj. dokázali objekt zobrazit aparaturou COMPTEL a tak značně zpřesnit polohu objektu, což pak umožnilo naprosto nečekanou optickou identifikaci s proměnnou hvězdou HU Virginis, spektrální třídy K0 IV. Jde o dvojhvězdu s oběžnou periodou 10,4 d, vzdálenou od nás 220 pc. Její klidové rentgenové záření má výkon 1,3.10²⁴ W a  je  až  komicky  slabé  v  porovnání  s výkonem  v pásmu 0,45 ÷ 30 MeV během vzplanutí, odhadnutým na 3.10³² W. Dvojhvězda  je  rovněž  slabým  radiovým  zdrojem  s  tokem 1,34 mJy na vlnové délce 60 mm. Ve všech oborech spektra se projevují efekty silného magnetického pole, takže snad by mohlo jít o erupce na povrchu magnetické hvězdy; problémem je však objasnit vyzářenou energii 6.10³¹ J ve spektru X a gama. Pokud se identifikace tohoto obřího vzplanutí potvrdí, naruší to znovu dosavadní úvahy o povaze zábleskových zdrojů, neboť nejde ani o objekt sluneční soustavy ani zdroj za hranicemi Galaxie, ale na druhé straně zřejmě nejde ani o neutronovou hvězdu, jak by si teoretici nejspíše přáli.

Nemenším oříškem se stalo pozorování R. Mukherjeeho aj., kteří pozorovali v přibližných souřadnicích ? = 1h59m, ? = +4° pomocí aparatur BATSE a EGRET mimořádně jasný zábleskový zdroj GBS 940217 v pásmu MeV až GeV. Problémem, jehož řešení nikdo nezná, se stalo zjištění, P. Leonarda, že 80 minut po vzplanutí v pásmu MeV přiletěl foton s energií 18 GeV z téhož směru. Co se dělo v mezidobí, nevíme, jelikož zábleskový zdroj byl pro pozorování z družice COMPTON zakryt Zemí. Leonard si myslí, že mohli jít o dopad planetky na neutronovou hvězdu uvnitř Galaxie, čímž se zapletlo silné magnetické pole neutronové hvězdy a došlo k jeho rekonexi (magnetickému krátkému spojení). Následkem toho se ionty a elektrony na povrchu neutronové hvězdy urychlily na vysoké energie. Elektrony vyzářily svou energii v podobě fotonů gama okamžitě, kdežto protonů to trvalo mnohem déle, a v mezidobí byly dále výrazně urychleny. Je to tedy druhý případ, kdy se zdá být extragalaktický původ konkrétního zábleskového zdroje nemožný.

K tomu je třeba poznamenat, že kdyby se podařilo zjistit, že některý zdroj GRB vyslal i fotony s energiemi řádu TeV, byl by tím prakticky vyloučen kosmologický původ zábleskových zdrojů. O taková měření se pokusili D. Alexandreas aj. na aparatuře CYGNUS, schopné registrovat fotony s energií nad 100 TeV. Sledování 52 známých GRB však nepřineslo žádný kladný výsledek.

Poměrně silným argumentem pro kosmologický původ zábleskových zdrojů gama se stalo nedávné zjištění J. Norrise aj., že slabší vzplanutí trvají statisticky déle než jasná vzplanutí. To by se dalo podle autorů studie vysvětlit tím, že slabší zdroje jsou v kosmologických vzdálenostech a při stejném fyzikálním mechanismu by měla vzplanutí trvat déle díky relativistické dilataci času, úměrné veličině (1+z), kde z je kosmologický červený posuv. Pro soubor 590 vzplanutí gama z BATSE nalezli 131 případů, kdy vzplanutí trvalo déle než 1,5 s. Vskutku pak slabá vzplanutí trvala v průměru 2krát déle než vzplanutí jasná. Odtud by pak vyplývala průměrná kosmologická vzdálenost zábleskových zdrojů odpovídající z ? 1. Kolem Norrisovy studie však vzplanula živá diskuse, v níž zejména J. Brainard a D. Band prokázali, že efekt není vůbec jednoznačný a nemůže posloužit při testování kosmologické domněnky o povaze zábleskových zdrojů.

J. Horack a A. Emslie se snažili využít statistiky poměrů V/V_max, kde V je objem s poloměrem rovným vzdálenosti daného zábleskového zdroje a V_max odpovídá objemu pro vzdálenost, v níž by daný zdroj byl právě na hranici viditelnosti příslušné aparatury. Kdyby byly zdroje rozloženy v prostoru homogenně (nezávisle na vzdálenosti od pozorovatele), činil by tento statistický poměr přesně 0,5. Ve  skutečnosti  však  údaje  získané  BATSE  dávají  poměr  (0,321 ± 0,013), což nasvědčuje tomu, že směrem od pozorovatele zdrojů ubývá - pozemský pozorovatel leží uprostřed systému GRB, což nebezpečně připomíná Ptolemaiovu geocentrickou soustavu. J. Horack aj. ostatně odhalili i další podezřelou okolnost, že z 260 vzplanutí byla ta nejslabší pouze 10krát méně intenzívní než ta nejjasnější.

Z těchto dat je věru těžké vytvořit bezesporný model, takže teoretici čelí této výzvě vytvářením opravdu podivuhodných konstrukcí. Relativně nejnadějnější mi připadají úvahy, kladoucí zábleskové zdroje do oblasti hala Galaxie. Neutronové hvězdy jako zbytky po explozích supernov se tam totiž mohou dostat poměrně snadno a rychle, jelikož při explozích získají velmi často značnou prostorovou rychlost. J. Katz si dokonce myslí, že v podobě zábleskových zdrojů se skrývají dvě různé populace - galaktická, související s neutronovými hvězdami a extragalaktická, neznámé podstaty. Katz si například myslí, že by mohlo jít o ohnivé koule, vzniklé explozí neutrinových koulí po výbuchu supernovy. Neutrinové koule vymyslel v r. 1987 B. Holdom, jenž nyní společně s R. Malaneym ukázali, že takto se může uvolnit v podobě záření gama až 10⁴³ J v objemu o průměru pouhých 100 km. Pak by bylo možné pozorovat záblesky až na samém okraji pozorovatelné části vesmíru. M. Rees a P. Mészáros sázejí na poněkud realističtější případy splynutí kompaktních složek těsné dvojhvězdy nebo na gravitační kolaps, ale i oni mají potíže s objasněním, jak se tato energie řádu 10⁴⁴ J rychle změní na záření gama. C. Thompson uvádí, že jde zhruba o vazební energii neutronové hvězdy, kterou by zkrátka bylo potřebí náhle zničit.

Originální nápad zveřejnili J. Roland aj., kteří hledají příčinu vzplanutí gama v extragalaktických objektech v okolí supermasivních černých děr v jádrech galaxií. Z těchto jader vyvěrají relativisticky urychlené svazky pozitronů a elektronů, jež navzájem anihilují a případně urychlují již existující fotony inverzním Comptonovým jevem. Tak vzniká energetické záření gama, po němž by se zpožděním několika měsíců měla přijít i emise radiová. Zdroj se nalézá ve vzdálenosti asi 3 Schwarzschildových poloměrů od černé díry, kolem níž obíhá vysokou rychlostí a narušuje tak stabilitu klasického akrečního disku kolem supermasivní černé díry. Autoři dokonce soudí, že proces by měl být doprovázen i vyzařováním gravitačních vln.

I. Rozental, B. Lučkov a T. Clarke aj. uveřejnili několik přesvědčivých námitek proti výskytu zábleskových zdrojů záření gama uvnitř sluneční soustavy, takže alespoň zdola jsou nyní astrofyzikální modeláři omezeni. Na omezení shora si, jak patrno, ještě dlouho počkáme.

6. Galaxie 6.1. Mezihvězdná látka B. Foing a P. Ehrenfreund studovali více než sto absorpčních pásů mezihvězdných molekul v optickém a infračerveném oboru a objevili tak dva pásy, nepochybně příslušející  molekule fullerenu  C₆₀.  Usoudili  odtud, že 0,3 ÷ 0,9 % mezihvězdného uhlíku tvoří fulleren, takže jde vlastně o neobyčejně stabilní molekulu v podmínkách mezihvězdného prostředí. Konečně M. Ohishi aj. objevili pomocí 12 m mikrovlnného radioteleskopu KPNO mezihvězdnou molekulu H₂CN na frekvenci 147 GHz v mlhovině TMC-1 v radiovém zdroji Sgr B2.

Pomocí družice COMPTON objevili H. Bloemen aj. emisní čáry excitovaných jader uhlíku a kyslíku o energiích 4,43 MeV a 6,13 MeV ve směru k mlhovině v Orionu. Podle A. Camerona pocházejí čáry z molekulového mračna, v němž se v současné době tvoří hvězdy. Intenzita čar je zde třicetkrát vyšší, než odpovídá intenzitě kosmického záření v okolí Slunce, takže odtud plyne, že v mezihvězdných bublinách, souvisejících s překotnou tvorbou hvězd, intenzita kosmického záření výrazně vzroste. Tak lze též pochopit, proč mezihvězdné prostředí obsahuje velké množství radionuklidu ²⁶Al. Podle D. Claytona vzniká totiž zmíněný radionuklid při jaderných reakcích mezi protony a atomovými jádry kosmického záření. V těžkých jádrech kosmického záření připadá na jeden nukleon energie 10 ÷ 30 MeV. V r. 1992 objevil L. Wang ve Velkém Magellanově mračnu poblíž mlhoviny Tarantula celou soustavu mezihvězdných bublin, připomínajících voštiny ve včelí plástvi. Nyní tuto voštinu studoval J. Meaburn na snímcích v čáře H? pomocí velkých dalekohledů AAT a NTT. Jde celkem o dvacet navzájem propojených bublin s konstantními průměry 7", tedy asi 2 pc v lineární míře. Výběžky bublin se vůči těžišti soustavy pohybují rychlostmi až 200 km s^-1, což svědčí o výskytu usměrněných svazků plynu, vznikajících srážkou rázové vlny po výbuchu supernovy s rozpínající se plynnou obálkou červeného veleobra. Voština však zahrnuje i nedávno vybuchlou supernovu 1987A. Podle R. Kennicutta a Y. Chu představuje ostatně obří mezihvězdné mračno ionizovaného vodíku kolem hvězdy 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračno nejbližší kosmickou laboratoř jak pro studium oblaků H II tak zejména pro překotnou tvorbu hvězd 6.2. Hvězdokupy R. Gilmozzi aj. studovali pár hvězdokup NGC 1850AB v souhvězdí Mečouna ve Velkém Magellanově mračnu pomocí ultrafialových snímků kamerou WFPC2 HST. Ukázali, že se výrazně liší stářím, takže složka A je stará kolem 50 milionů let, kdežto složka B jen 4,3 milionů let. Na snímcích se však také vyskytují hvězdy obecného pozadí o stářích od 0,5 do více než 4 miliard let. Jak dále uvedli N. Panagia aj., ač se hvězdokupy téměř překrývají, jsou ve skutečnosti od sebe navzájem vzdáleny asi 70 pc a obsahují nejméně 10 000 hvězd, z toho asi 60% přísluší do starší hvězdokupy. Stáří a svítivost obou soustav odpovídá otevřeným hvězdokupám, kdežto jejich úhrnná hmotnost a koncentrace k jádru spíše kulovým hvězdokupám. Není však vyloučeno, že obě hvězdokupy spolu geneticky souvisejí, tj. že uvnitř starší hvězdokupy postupně vybuchlo řádově tisíc supernov, jež vytvořily superbublinu horkého plynu, která při svém rozpínání narazila na hráz studeného prachu a plynu. Vznikla rázová vlna, jež vyvolala překotnou tvorbu hvězd a tak se utvořila nová hvězdokupa s řadou horkých masivních hvězd. To povede v astrofyzikálně blízké budoucnosti k sérii explozí supernov, vytvoření další bubliny horkého plynu atd., tj. proces vznikání hvězdokup dalších generací se může vícekrát zopakovat. M. O?Dell aj. revidovali vzdálenosti otevřených hvězdokup Plejády a ? Persei na 132 a 187 pc, což jsou hodnoty jen nepatrně nižší než údaje z předešlých prací. Stáří Plejád činí okrouhle 70 milionů let a známé reflekční mlhoviny kolem jasných hvězd v Plejádách s hvězdokupou geneticky nesouvisejí. Plejády prostě v současné době náhodně procházejí nezávisle vzniklou prachovou mlhovinou. D. Burgrarella aj. studovali jádro kulové hvězdokupy NGC 6397 pomocí kamery FOC HST v ultrafialovém pásmu do 19. mezné hvězdné velikosti. Objevili tam 6 modrých "pobudů" - hvězd, které se s ohledem na velikost své hmoty opozdily ve vývoji na barevném diagramu. Povrchové teploty čtyř nejjasnějších pobudů činí 10 kK a hmotnosti asi 1,6 M_O - - tedy asi dvakrát více, než odpovídá současnému bodu obratu na barevném diagramu. Autoři proto soudí, že pobudové vznikly srážkou dvou méně hmotných hvězd hlavní posloupnosti. Údajný žlutý pobuda v téže hvězdokupě byl rozlišen na soustavu, skládající se ze tří načervenalých hvězd a jednoho "klasického" modrého pobudy. B. Yanny aj. objevili na snímcích kamerou WFPC2 HST celkem 30 modrých pobudů v úhlové vzdálenosti do 20" od centra kulové hvězdokupy NGC 7099 (M 30), což je dvojnásobek počtu modrých pobudů v průměrné kulové hvězdokupě. H. Johnstonová aj. porovnávali rentgenové záření kulových hvězdokup v naší Galaxii a v galaxii M 31 na základě měření družice ROSAT. V obou případech mohli od sebe odlišit jasné zdroje s rentgenovým výkonem 10³¹ ÷ 10³² W a slabé zdroje s výkonem pod 10^27,5 W. Zatímco jasné zdroje zřetelně souvisejí s akrecí hmoty na neutronové hvězdy v těsných dvojhvězdách, povaha slabých zdrojů zůstává neznámá. Počet slabých rentgenových zdrojů je však srovnatelný s počtem milisekundových pulsarů v kulových hvězdokupách. Všeobecně je však výskyt obou typů rentgenových zdrojů v galaxii M 31 vyšší než v naší Galaxii. 6.3. Naše Galaxie A. Goldwurm aj. se pokusili odpovědět na otázku, zda se v jádru Galaxie nalézá supermasívní černá díra, studiem rozložení zdrojů tvrdého rentgenového záření v okolí radiového zdroje Sgr^*, jenž se všeobecně považuje za vlastní centrum soustavy. V pásmu do 30 keV však zdroj září nepatrně a ačkoliv se v jeho okolí podařilo rozlišit celkem devět zdrojů tvrdého rentgenového záření, žádný z nich s objektem Sgr^* přímo nesouvisí. Úhrnný tok v pásmu tvrdého rentgenového záření je tudíž 40milionkrát menší, než by se dalo očekávat při standardní akreci plynu na supermasivní černou díru o hmotnosti řádu 10⁶ M_O. I. Nikiforov a I. Petrovskaja určili rotační rychlost Slunce a jeho vzdálenost od centra Galaxie na základě kinematických vlastností oblastí neutrálního a ionizovaného vodíku v rozmezí od 4 do 17 kpc od středu soustavy. Odvodili tak rotační rychlost Slunce (198 ± 30) km s^-1 a vzdálenost (7,5 ± 1,0) kpc. J. Bahcall aj. odhadli na základě snímků z kamery WFPC2 HST četnost slabých červených trpaslíků ve vysokých galaktických šířkách. Ukázali, že tyto objekty představují nanejvýš 6% skryté hmoty ve sféroidu, obklopujícího jádro Galaxie. Podíl červených trpaslíků na hmotě galaktického disku nepřevyšuje 15% jeho celkové hmotnosti. 6.4. Místní soustava galaxií B. Moore a M. Davis zkoumali Magellanův proud, jenž doprovází Velké Magellanově mračno při jeho oběhu kolem centra naší Galaxie. Proud má úhlovou délku asi 100° a před 500 miliony let se srazil s diskem Galaxie ve vzdálenosti 65 kpc od jejího centra. G. Byrd aj. se zabývali pohyby Galaxie a soustavy M 31 v Andromedě v minulosti a ukázali, že obě galaxie vznikly těsně vedle sebe a zprvu se navzájem vzdalovali. Magellanova mračna a trpasličí galaxie Leo I byli zprvu průvodci galaxie M 31. Před 10 miliardami lety splynula galaxie M 31 s několika malými galaxiemi a vyvrhla se svého nitra galaxie IC 342 a Maffei 1, jež přesáhly únikovou rychlost pro místní soustavu a stále se od ní vzdalují. Od té chvíle se M 31 opět přibližuje ke Galaxii, s níž se v budoucnu dokonce srazí. Před 6 miliardami let byla Magellanova mračna gravitačně zachycena naší Galaxií, kdežto galaxie Leo I se vůči nám pohybuje po hyperbole. Naopak známá galaxie v Trojúhelníku M 33 byla vyvržena z naší Mléčné dráhy. I. King aj. potvrdili na ultrafialových snímcích HST, že v jádře galaxie M 31 se nacházejí dva jasné body ve vzájemné úhlové vzdálenosti pouhých 0,5", z nichž objekt P1 je mimořádně kompaktní a P2 - ač opticky slabší - je ultrafialově velmi jasný a souvisí s plošným radiovým zdrojem spíše než s kompaktní skupinou hvězd. Právě tento objekt se nachází velmi blízko dynamického centra galaxie. R. Kraan-Kortweg aj. ohlásili překvapivý objekt velké spirální galaxie Dwingeloo 1 brzy po zahájení radiové přehlídky opomíjeného pásma v rovině disku Galaxie. Galaxii rozpoznali pro odchylnou rychlost mezihvězdného neutrálního vodíku, ale posléze se ji podařilo i snímkovat v pásmech VRI pomocí teleskopu INT na Kanárských ostrovech. Na snímcích se jeví  jako  spirální galaxie s příčkou o úhrnné magnitudě 19,0 a úhlovém průměru 3?. Kdyby nebylo mezihvězdné absorpce, byla by galaxie Dwingeloo 1 pozorovatelná v triedru jako objekt 8,3 mag, neboť je od nás vzdálena pouhé 3 Mpc. Její hmotnost do vzdálenosti 6 kpc od centra dosahuje 2, 5.10¹⁰ M_O, tedy asi třikrát méně než odpovídající hmotnost Mléčné dráhy. Velká absorpce je způsobena polohou téměř přesně v rovině galaktického disku, od něhož je úhlově vzdálena je 0,1°. Vzápětí R. Ibata aj. oznámili objev trpasličí galaxie v souhvězdí Střelce, jež se nalézá na odvrácené straně centra Galaxie ve vzdálenosti 15 kpc od centra a 25 kpc od Slunce. Podobá se dalším osmi známým trpasličím průvodcům naší Mléčné dráhy ( největším z nich je galaxie Fornax). Vinou slapového působení naší Galaxie je soustava ve Střelci slapově protažena na 3 kpc a během nejbližších 100 milionů let bude Galaxií pohlcena. Jak uvádějí R. Kraan-Kortweg aj., je zřejmé, že v opomíjeném pásmu je ještě větší počet dosud neobjevených galaxií, které mají zřetelný vliv na dynamiku místní soustavy i na pohyb místní soustavy vůči reliktnímu záření kosmického pozadí. Nepřímo o tom svědčí také objev W. Huchmeiera aj. dvou nových členů skupiny galaxií IC 342 - Maffei 1 a 2, kteří byli nalezeni 100 m radioteleskopem v Effelsbergu. Obě trpasličí galaxie se nacházejí v souhvězdí Kassiopeie. Galaxie Cas 1 je nepravidelná trpasličí soustava o hmotnosti 1.10⁸ M_O, zatímco hmotnost soustavy Cas 2 činí 3,7.10⁷ M_O. K této skupině též náleží již zmíněná spirála Dwingeloo 1. Pohyb místní soustavy vůči vzdáleným kupám galaxií na jedné straně a vůči reliktnímu záření pozadí na druhé straně studovali T. Lauer a M. Postman. Nejprve určili pohyb těžiště místní soustavy vůči 119 Abellovým kupám galaxií, jejichž radiální rychlosti nepřesáhly 15 000 km s^-1, a dostali tak rychlost (561 ± 284) km s^-1 ve směru galaktických souřadnic l = 220° a b = -28°. Pak stanovili rychlost pohybu místní soustavy vůči pozadí reliktního záření 620 km s^-1 ve směru l = 271° a b = +29°. Odtud pak plyne, že těžiště Abellových kup není vůči pozadí reliktního záření v klidu, jak se mlčky předpokládalo, nýbrž se vůči němu pohybuje velkou rychlostí (689 ± 178) km s^-1 ve směru l = 343° a b = +52°. To lze konvenčně vysvětlit jedině značně nepravděpodobnou existencí "Nestvůrného poutače" o obrovské - leč pro nás skryté - hmotnosti. 6.5. Blízké galaxie V známé spirální galaxii M 81 ve Velké medvědici objevili W. Freedmanová aj. na základě 18 snímků před opravou HST celkem 30 cefeid s periodami od 10 do 55 dnů a odtud na základě vztahu perioda-svítivost pro cefeidy určili vzdálenost galaxie (3,6 ± 0,3) Mpc. Jelikož v galaxii vzplanula supernova 1993J, poslouží takto určená vzdálenost i ke kalibraci vzdáleností supernov v odlehlých galaxiích. Z obdobného důvodu určili A. Saha aj. pomocí 28 cefeid nalezených kamerou WFPC1 HST vzdálenost galaxie IC 4182 na 4,7 Mpc. V této galaxii totiž vzplanula jedna z nejjasnějších supernov století SN 1937C, která dosáhla -19,7 absolutní hvězdné velikosti a slouží ke kalibraci vzdáleností supernov typu Ia. Při kosmologické radiální rychlosti galaxie (344 ± 4) km s^-1 odtud vychází nízká hodnota Hubblovy konstanty H_o = (52 ± 9) km s^-1 Mpc^-1. Novou nezávislou metodu pro určování vzdáleností galaxií prostřednictvím historických supernov navrhl W. Sparks. Chce k tomu využít tzv. světelných ozvěn, kdy záblesk supernovy klouže po cirkumstelární mlhovině rychlostí světla, takže změřením úhlového průměru světelné ozvěny vychází vzdálenost supernovy zcela nezávisle na jakýchkoliv fyzikálních či astronomických modelech. Autor soudí, že HST po opravě tak bude schopen objevit příslušné světelné ozvěny po supernovách i za hranicí kupy galaxií v Panně. Po úspěšné opravě HST bylo loni věnováno soustředěné úsilí kupě galaxií v souhvězdí Panny. H. Ford a R. Harms zkoumali jádro obří eliptické galaxie M 87 (Virgo A) na snímku kamerou WFPC2 z února 1994. Odhalili jednak spirálovou strukturu v rozložení svítící hmoty kolem jádra a jednak potvrdili existenci rychle rotujícího ionizovaného plynného disku o teplotě 10 kK, jehož protilehlé části ve vzdálenosti 18 pc od jádra dosahují rychlostí  ± 550 km s^-1 ve směru zorného paprsku. Odtud lze spočítat hmotnost jádra na 3.10⁹ M_O a jelikož se v oblasti nenachází dostatek hvězd, jež by poskytly takovou úhrnnou hmotnost, je prakticky jisté, že v centru této aktivní galaxie se nachází supermasívní černá díra o rekordní hmotnosti. Tak se též nejsnáze objasní existence úzkého výtrysku, směřujícího přesně od centra do vzdálenosti nejméně 3 kpc. Předpokládáme-li, že plyn z rotujícího disku dopadá do černé díry, vzniká přitom výtrysk relativisticky urychlených elektronů, který je dobře kolimován a jehož interakci s mezihvězdným prostředím pozorujeme. K témuž závěru nezávisle dospěli H. Ford aj., kteří zkoumali jádro galaxie M 87 pomocí spektrografu FOS HST ve vodíkové čáře H? a čáře [N II]. Zjistili, že zmíněný výtrysk směruje kolmo k rovině rotujícího disku, která je skloněna k zorném paprsku pod úhlem 42°, takže lineární rotační rychlost disku činí  ± 750 km s^-1. Hustota hvězd v disku je 75000krát nižší, než aby stačila k vysvětlení této rychlé rotace, takže hmotnost supermasivní černé díry pak vychází na (2,4 ± 0,7).10⁹ M_O a poměr hmotnosti ke svítivosti (v jednotkách hmotnosti a svítivosti Slunce) vychází na 170, což je zjevný důkaz velké převahy skryté hmoty v jádře. W. Freedmanová aj. sestrojili na základě snímků HST barevný diagram pro 11 500 hvězd do V = 27 mag v galaxii NGC 4321 (M 100) v kupě v Panně. Tak se ukázalo, že zásluhou opraveného HST lze sestrojit podobné diagramy pro stokrát více galaxií, než tomu bylo dosud při pozorováních ze Země. H. Böhringer aj. studovali kupu galaxií v Panně pomocí družice ROSAT. Rozložení rentgenového záření, svědčící o přítomnosti horkého mezihvězdného a intergalaktického plynu, vcelku sleduje rozložení hmoty v kupě. Nejvíce hmoty je soustředěno do okolí již zmíněné obří eliptické galaxie M 87; další koncentrace se nalézají kolem galaxií M 86 a M 49. Opravený HST umožnil také podrobné zobrazení svérázné galaxie v souhvězdí Sochaře, známé pod přezdívkou "Kolo od vozu". Odtud je zřejmé, že prstenec, tvořící loukotě kola, vznikl díky slapovému působení při průletu menší galaxie centrální soustavou. Při průletu se z centrální soustavy vymetl prach a plyn. V prstenci na obvodu o průměru větším než Mléčná dráha se nyní překotně tvoří hvězdy v počtu miliard exemplářů. Modré uzlíky představují obří kupy, v nichž se hromadně vytvářejí hmotné hvězdy. Tyto hvězdy poměrně rychle končí svou existenci výbuchem supernov v celých sériích, čímž vznikají známé bubliny horkého plynu a rázové vlny, jež vedou k další překotné tvorbě hvězd. Pohyby 3000 galaxií do rychlosti vzdalování 6 000 km s^-1 studovali S. Faberová aj. Zjistili, že tento soubor blízkých galaxií směřuje k tzv. Velkému poutači ve směru souhvězdí Persea až Ryb rychlostí 350 ÷ 400 km s^-1. G. Paturel aj. sestavili trojrozměrnou mapu 24 000 galaxií do vzdálenosti 200 Mpc; nalezli tak velkou slupku se středem v místní nadkupě galaxií a potvrdili existenci tzv. Velké stěny. Velkou slupku lze charakterizovat jako obří elipsoid. Známý kosmologický rebel H. Arp již řadu desetiletí snáší důkazy proti kosmologickému výkladu červených posuvů galaxií. Nejnověji se zabýval červenými posuvy menších složek místní soustavy galaxií a skupiny galaxií kolem M 81. Ukázal, že všech 22 takto zkoumaných satelitních galaxií má červený posuv soustavně vyšší než stejně vzdálené mateřské galaxie, což svědčí proti výkladu červeného posuvu jako rychlosti vzdalování. Arp odtud vyvozuje, že vesmír se vůbec nerozpíná, ale nelze říci, že by pro tento kacířský názor získal významnější podporu odborné veřejnosti. 6.6. Vzdálené galaxie Spektrum nejvzdálenější radiogalaxie 8C 1435+63 v souhvězdí Draka pořídili H. Spinrad aj. pomocí Keckova teleskopu. Dostali červený posuv z = 4,25 a zjistili, že čára Ly-? se jeví jako emisní. Galaxie je mimořádně červená. J. Dunlop aj. studovali vzdálenou radiogalaxii 4C 41.17 v souhvězdí Vozky, jejíž z = 3,8, v submilimetrovém pásmu spektra a zjistili, že jde o eliptickou galaxii, v níž překotně vznikají hvězdy. Soustava vyniká přebytkem prachu, což je pro eliptické galaxie absolutně netypické. Zvláště mnoho prachu obsahují rekordně nadsvítivé infračervené galaxie F10214+4724 (UMa; z =2,29), F15307+3252 (CrB; z = 0,93) a P09104+4109 (Lyn; z = 0,44). Tvoří zvláštní podskupinu galaxií, charakterizovanou především tím, že více než 95% záření vydávají v dalekém infračerveném oboru spektra, dále pak vysokou teplotou mezihvězdného prachu a optickým spektrem, odpovídajícím Seyfertovým galaxiím II. typu. Podle R. Cutriho aj. se v nich překotně tvoří hvězdy, neboť opravdu mají z čeho. Nejsvítívější galaxie, kterou známe, F10214+4724 obsahuje například 3.10¹¹ M_O molekulového plynu a 1.10⁹ M_O teplého prachu. K. Issak aj. využili submilimetrového radioteleskopu JCMT k detekci prachu v nejvzdálenější klasické galaxii BR 1202-0725 (Vir; z = 4,69) v pásmech 0,8 a 0,45 mm. Zjistili, že i zde je přebytek teplého (53 K) prachu, zcela obdobně jako u předešle zmíněné galaxie F10214+4724. Podle C. Pritcheta lze právě novými pozorováními v submilimetrové a daleké infračervené oblasti docílit zlepšení naších znalostí o nejstarších galaxiích, vzniklých v první miliardě let po velkém třesku. Jednu takovou starou (fakticky tedy velmi mladou) galaxii studovali A. Wolfe aj. pomocí mamutího 8 t spektrografu HIRES Keckova teleskopu. Objevili ji před kvasarem PHL 957 a změřili její červený posuv z = 2,31 jakož i zastoupení kovů, zejména Zn, Cr a Ni. Zjistili, že galaxie obsahuje méně kovů než nejstarší hvězdy naší Galaxie, v souladu s vývojovým scénářem pro raný vesmír. Morfologií vzdálených - a tedy mladých - galaxií se zabývala řada autorů, využívajících jedinečných zobrazovacích schopností HST. A. Dressler aj. zkoumali kupu galaxií CL 0939+4713 (UMa; z = 0,41) a zjistili, že se zde vyskytuje velké množství pozdních spirálních a nepravidelných galaxií, vyznačujících se zřetelnými slapovými deformacemi tvaru, případně právě navzájem splývajících. Poněvadž se ve stejném směru nalézá mnohem vzdálenější kvasar se z = 2,055, obklopený nápadně modrými slabými galaxiemi, nabízí se jednoduché vysvětlení, že zde prostě v průhledu bližší kupou pozorujeme vzdálenou - a tedy vývojově velmi mladou - kupu galaxií, vyznačujících se překotnou tvorbou hvězd. Podobně dopadl složený snímek kupy galaxií v okolí pekuliární radiové galaxie 3C-324 (Ser; z = 1,2), pořízený HST během 32 oběhů HST v květnu a červnu 1994. Na snímku s rekordní meznou hvězdnou velikostí 29 mag jsou patrné obří eliptické galaxie, které se vyvinuly bleskurychle, na rozdíl od spirálních galaxií, zřetelně deformovaných srážkami a těsnými sblíženími. Tato kupa je od nás vzdálena asi 2,75 Gpc; vůbec nejvzdálenější kupa galaxií je od nás 3,7 Gpc daleko. Podobně se podařilo za 4,7 h expozice HST získat snímek okolí kvasaru Q0000-263 (Scl; z = 4,11) s meznou hvězdnou velikostí 28,5 mag, na němž bylo nalezeno nejméně tucet galaxií se z = 3,33, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd. Tutéž kupu galaxií objevili také M. Giavalisco aj. na snímcích 4 m teleskopy CTIO a ESO. Podle jejich názoru jsou tyto záběry dokladem toho, že galaxie vznikají podle schematu "shora dolů" rozpadem zárodečných oblaků intergalaktické látky. S tím však příliš nesouhlasí nejnovější pozorování HST, uskutečněná M. Dickinsonem aj. v prosinci 1994. Na snímku hlubin vesmíru, odpovídajících zpětnému času 90% od současnosti k velkému třesku, byly totiž nalezeny jak velmi mladé galaxie tak tříšť nezvyklých úlomků těžko zařaditelných tvarů, o nichž se autoři domnívají, že jde o stavební kameny běžných galaxií. V každém případě je zřejmé, že raný vývoj vesmíru byl velmi dynamický, galaxie vznikaly a opět se rozbíjely, navzájem se slapově ovlivňovaly, srážely a splývaly. V bohatých raných kupách galaxií se vytvářely spirální galaxie charakterizované překotnou tvorbou hvězd. A. Songailová aj. využili schopností Keckova teleskopu ke studiu mezilehlých intergalaktických vodíkových mračen mezi vzdálenými kvasary 0636+68 (Cam; z = 3,3) a 0014+815 (Cep) a pozemním pozorovatelem. Záření kvasarů je absorbováno  intergalaktickým  deuteriem  v mračnu  se z = 2,9 a odtud vyplývá poměr D/H = 2,5.10^-4, tedy asi 6x vyšší, než dává standardní teorie velkého třesku. Autoři z toho vyvozují, že odhad podílu baryonní složky hmoty vesmíru je třeba snížit ze 3% na pouhé 1%, takže baryonů je ve vesmíru jen tolik, kolik se jich projevuje svícením hvězd a galaxií. To automaticky znamená, že rozsáhlá hala galaxií jsou tvořena výhradně nebaryonní složkou hmoty vesmíru. Ze spektrálních čar ionizovaného uhlíku ve zmíněném intergalaktickém oblaku bylo navíc možno odhadnout horní mez tehdejší (pro z = 2,9) teploty reliktního záření, které excituje uhlík. Horní mez tehdejší teploty reliktního záření vychází na 13,5 K, v dobré shodě s teoreticky vypočtenou teplotou 10,7 K. Teplota reliktního záření je totiž ve standardním modelu velkého třesku úměrná veličině (1 + z). Tentýž výsledek obdrželi nezávisle R. Carswell aj., kteří zkoumali spektrum mračna pomocí 4 m teleskopu KPNO. P. Jakobsen aj. využili objektivního hranolu ve spojení s kamerou FOC HST ke studiu absorpce záření kvasaru 0302-003 (Cet; z = 3,31)  ve vodíkovém  mračnu  před kvasarem (z = 3,29). Podařilo se jim v něm objevit absorpční čáru o vlnové délce 131 nm, která odpovídá červeně posunuté čáře  ionizovaného  hélia  s laboratorní  vlnovou  délkou 30,4 nm. Tak byl korunován úspěchem pětiletý program hledání čáry He II ve spektrech asi 25 kvasarů, jenž až dosud narážel na nepřekonatelné obtíže. Čáru totiž nelze nalézt ve spektrech bližších intergalaktických mračen, která jsou zkreslena vodíkovým pozadím z naší Galaxie vždy, když je červený posuv mračna z ? 2,0. Proto je paradoxně snažší studovat rozložení hélia ve vzdáleném vesmíru. Naneštěstí však i v případech, kdy dochází k absorpci vodíku přímo v okolí kvasaru, je héliová čára zamaskována. Proto autoři uvítali objev vhodného kvasaru v prosinci 1992, který vykazuje pouze silné spojité záření mezi 130 a 200 nm a nulovou intenzitu záření v pásmu pod 130 nm. Tak se potvrzuje, že v raném vesmíru bylo helium zastoupeno dostatečně, ve shodě se standardním kosmologickým modelem, a že bylo podobně jako vodík ionizováno - zdroj ionizace však zatím není znám. Autoři navíc zjistili, že helium se ve vzdáleném intergalaktickém prostoru vyskytuje souvisle, tedy i mimo vlastní intergalaktické mračno. S. McGaugh zjistil, že asi pětinásobný přebytek slabých modrých galaxií pro z = 0,4 v porovnání s jejich výskytem v místní nadkupě může být nejspíš objasněn výběrovým efektem. Tyto galaxie mají totiž mimořádně nízkou plošnou jasnost, takže paradoxně právě v malé vzdálenosti od nás snadno uniknou pozornosti. S. van den Bergh si povšiml toho, že v okolí eliptických galaxií se nalézá asi dvakrát více kulových hvězdokup než kolem galaxií spirálních. M. Edmunds to nyní přičítá faktu, že eliptické galaxie nejspíše vznikají splýváním diskových spirálních galaxií. Přitom se tvoří nové - a tedy relativně mladé - kulové hvězdokupy. S. Chakrabarti aj. uvažovali o možnosti, že za magnetické pole galaxií jsou odpovědná ionizovaná mračna plynu v okolí supermasivní černé díry v jádře galaxie. Jelikož mračno rychle rotuje, vytváří se magnetické pole dynamovým efektem. Během řádově sto milionů let se toto pole pozvolna přenese do vnějších oblastí galaxie. Osudem supermasivních černých děr při splývání galaxií se zabývali F. Governato aj. Ukázali, že pokud se střetávají galaxie o srovnatelných hmotnostech, avšak rozdílných centrálních hustotách po relativní dráze s nenulovým momentem hybnosti, pak se jejich mateřské supermasivní černé díry nestanou těsnou dvojhvězdou, nýbrž širokým párem se vzdáleností rovnou polovině poloměru splynulé galaxie. Degenerace této široké dráhy dynamickým třením pak zabere celé miliardy let.

6.7. Kvasary Nejnovější katalogy kvasarů a příbuzných objektů uveřejnili manželé M. a P. Véronovi a dále G. Burbidge s A. Hewittovou. Francouzský katalog obsahuje 7383 kvasarů, 171 blazarů a 1855 aktivních galaxií, z toho 695 Seyfertových galaxií I. typu. Americký katalog měl uzávěrku již v květnu 1993, takže obsahuje jen 7315 objektů. Podle svých autorů je do 17,5 mag úplný jen z 20% a do 20 mag jen z 0,7% - to tedy znamená, že do této mezné hvězdné velikosti je fakticky na obloze zhruba 1 milion kvasarů. Snažíme-li se pro kvasary sestrojit standardní Hubblův diagram (vztah pozorované jasnosti a červeného posuvu), nedostáváme žádnou jednoznačnou závislost. Autoři se proto táží, zda lze červený posuv kvasarů vůbec považovat za míru jejich vzdálenosti, ale to je opět typické kacířství. Velmi pravděpodobně je za rozptyl dat odpovědný velký rozptyl zářivých výkonů kvasarů, jež se navíc rychle mění s časem. To se loni znovu potvrdilo při sledování superluminálního kvasaru 3C-279, jenž již v dubnu r. 1992 měnil podle H. Netzera aj. rychle a nápadně svou jasnost. Nová spektra objektu, pořízená v r. 1994 HST, prokázala asymetrie v profilech čar C IV a Mg II, jež mají mimořádně silná červená křídla. Současně se ukázalo, že ultrafialového kontinuum kvasaru je o plných 9 řádů slabší než kontinuum v pásmu záření gama. Odtud vyplývá, že tento kvasar fakticky patří  mezi  blazary,  přičemž  vykazuje červený posuv z = 0,54. Výsledky rozsáhlé vševlnové pozorovací kampaně z r. 1993 shrnuli L. Maraschi aj. Počátkem toho roku se kvasar 3C-279 nacházel v nízkém stavu ve všech oborech spektra, od rádiových vln až po tvrdé rentgenové záření. Produkce fotonů gama dobře korelovala s úrovní spojitého spektra v optickém a ultrafialovém oboru. Poslední vysoký stav kvasaru byl zaznamenán v červnu 1991, ale v dubnu 1994 se opět zjasnil až na V = 14,6 mag. Další blazar Markarjan 421 se v květnu 1994 zjasnil v pásmu tvrdého rentgenového záření (2 ÷ 10 keV) na dvojnásobek stavu z r. 1984. A. Kerrich aj. oznámili, že v polovině května 1994 vzrostlo záření gama tohoto blazaru v pásmu TeV dokonce o řád proti klidovému stavu do ledna 1994. Konečně v říjnu 1994 se zjasnily blazary OJ 287 a 3C-66A až na V ? 14 mag. Rentgenová družice ASCA odhalila silnou emisi tvrdého rentgenového záření blazaru OJ 287 v druhé polovině listopadu 1994 s krátkodobými fluktuacemi až o 30% na časové stupnici od stovky minut do jednoho dne. Velkým překvapením se stal objev extrémního ultrafialového záření z blazaru PKS 2155-304 (PsA) v pásmu 7,5 ÷ 11 nm, který ohlásila A. Fruscioneová aj. Záření objevila družice EUVE v červenci 1992 jako prodloužení spojitého záření rentgenového pozadí. Jde o první případ detekce extragalaktického zdroje záření EUV vůbec a nasvědčuje tomu, že zastoupení neutrálního hélia v mezihvězdném prostoru činí asi 10% ze zastoupení neutrálního vodíku. P. Petitjean aj. zjistili na základě studia absorpčních čar ve spektru kvasarů PKS 0424-131 a 0450-131 v Eridanu, že zastoupení prvků C,N,O a Si je až o řád vyšší než ve Slunci. Mezilehlá mračna pak mají obsah kovů o jeden až dva řády nižší než Slunce. R. Antonucci aj. potvrdili, že radiový zdroj Cygnus A je fakticky blízký kvasar se širokými emisními čarami ve spektru. Družice EGRET odhalila záření gama kvasaru NRAO 190 v pásmu nad 100 MeV v srpnu 1994, kdy se souběžně měnila i optická jasnost objektu. A. Mirzojan a R. Vardanjan rozebírali reálnost zpráv o diskrétní periodicitě červených posuvů kvasarů, jež někteří autoři dokonce považují za příznak kosmického kvantování. Ukázali, že jev souvisí s polohou posunutých emisních čar kvasarů vůči standardním barevným filtrům UBV, čímž se buď usnadňuje nebo naopak ztěžuje identifikace kvasarů. Na základě toho přímo spočítali diskrétní hodnoty červených posuvů, pro něž je pravděpodobnost objevu kvasaru nejvyšší. M. Rees uvedl, že životnost aktivních kvasarů nepřesahuje několik desítek milionů let, a že se nejčastěji vyskytují pro červené posuvy z od 2,0 do 3,5. Během aktivního údobí se akumuluje zářící hmota na supermasivní černou díru, čímž se hmotnost černé díry přibližně zdvojnásobí. Jestliže totiž kolem černé díry prolétá hvězda, je slapovými silami změněna v nestvůrný banán, jehož část se usadí na eliptické dráze kolem černé díry. Degenerace eliptické dráhy způsobí, že během několika měsíců dopadnou zbytky hvězdy na černou díru a přestanou zářit. Po čase se však černé díře začne nedostávat "paliva" a kvasar zemře hlady. Tento orientační výpočet by však měly ověřit superpočítače. Podobně by stálo za to zjistit exaktním numerickým výpočtem, co se stane při splývání dvou supermasivních černých děr při setkání galaxií. Rees se domnívá, že k takovému jevu došlo v radiogalaxii 3C-75. Splynutí černých děr by mělo být provázeno dlouhým impulsem gravitačního záření v trvání několika hodin (běžně se počítá s impulsy dlouhými jen zlomky sekund, takže je malá naděje je vůbec rozpoznat). 6.8. Gravitační čočky Od objevu první gravitační čočky - dvojitého kvasaru 0957+561 (UMa; z = 1,41) uplynulo loni právě 15 let a za tu dobu se z původní kuriozity stal jeden z nejdynamičtěji se rozvíjejících oborů moderní astrofyziky. M. Angoninová - - Willaimeová aj. studovala mezilehlou kupu, jež představuje vlastní gravitační čočku pro zmíněný kvasar s červeným posuvem z = 0,355. Tito autoři změřili jasnosti 200 objektů v zorném poli ve filtrech VRI a pro 38 nejjasnějších objektů určili hodnoty červených posuvů. Klasifikovali kupu jako středně bohatou se zřetelnou koncentrací k čočkující obří eliptické galaxii. Disperse rychlostí členů kupy činí 715 km s^-1. Asi 2? od této kupy se nalézá další méně výrazná kupa se z = 0,5. H. Dahle aj. nalezli na snímcích kvasaru 0957+561, pořízených v lednu 1994 2,6 m teleskopem NOT na Kanárských ostrovech obloučky, vyvolané zřejmě rovněž efektem gravitační čočky, tak jako se to již dříve podařilo pro jiné gravitačně zobrazené kvasary či galaxie. J. Pelt aj. konfrontovali optické a radiové křivky jasnosti obou složek kvasaru a dospěli k závěru, že variace optické jasnosti složek se vůči sobě opožďují o (415 ± 32) dnů, kdežto radiové variace o (409 ± 23) dnů. Odtud lze určit nepřímo horní mez hodnoty Hubblovy konstanty H_O ? 70 km s^-1 Mpc^-1. Kolísání jasnosti čočkovaných kvasarů mohou podle názoru L. Changa a S. Refsdala z r. 1979 působit jednotlivé hvězdy mateřské galaxie, které podléhají vlivem vlastních pohybů efektům mikročočkování. Vskutku C. Seitzová aj. nyní takový efekt potvrdila pro čtyřnásobný kvasar 2247+0305. Patrně nejhmotnější gravitační čočku rozpoznali P. Fischer aj. při studiu dvojitého kvasaru 2345+007 (Psc; z = 2,15) s úhlovou vzdáleností složek 7,1". Našli totiž mezilehlou galaxii B = 25,0 mag s posuvem z = 1,49. Kolem ní se pak nachází více slabých galaxií až do 28 mag. Z rekordně velké úhlové vzdálenosti pro složky kvasaru vyplývá i extrémně vysoká hmotnost mezilehlé galaxie nad 1.10¹³ M_O! Při studiu "čtyřlístku" H 1413+117 (Boo; z = 2,56) objevili R. Barvainis aj. pomocí 30 m mikrovlnného radioteleskopu IRAM ve spektru mateřské galaxie kvasaru čáru mezihvězdného CO, posunutou z klidové frekvence 345 GHz k frekvenci 97 GHz. Je to vůbec největší vzdálenost, v níž byla objevena nějaká interstelární molekula ve vesmíru a znamená to, že hmotnost CO ve zmíněné mateřské galaxii je téměř shodná s dynamickou hmotností soustavy, tj. v galaxii se prakticky nevytvořily žádné hvězdy. Vzhledem k tomu, že galaxii pozorujeme v době, kdy stáří vesmíru činilo jen 15% jeho dnešního stáří, získáváme tak jedinečný údaj o stavu mladých galaxií v raném vesmíru. S. Myers aj. dokončili za pomoci obří syntetické antény VLA v Socorro přehlídku CLASS, při níž hledali rozštěpení radiových obrazů extragalaktických zdrojů na vlnové délce 36 mm. Metoda umožnila hledat úhlová rozštěpení v intervalu od 0,2" do 10" pro 3271 radiových zdrojů. Zatím se podařilo rozlišit dva případy gravitační čočky. V jednom případě jde o čtyřnásobný obraz s maximální úhlovou vzdáleností složek 2,1" a z = 0,6, kdežto ve druhém případě jde o dvojitý kvasar s úhlovou vzdáleností složek 1,4" a z = 1,6.

Pomocí družice ROSAT bylo při rentgenové přehlídce oblohy náhodně odhaleno záření, pocházející z Abellovy kupy galaxií S295 (z = 0,30). Při kontrolním snímkování rentgenově zářících kup objevili A. Edge aj. v blízkosti kupy optický obří svítící oblouk jako projev efektu gravitační čočky. Autoři usuzují, že právě výskyt rentgenového záření v kupě posiluje naději na to, že kupa se stane gravitační čočkou pro svou pravděpodobně velmi nadprůměrnou hmotnost. Přehlídkové programy pro objevování gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie a ve Velkém Magellanově mračnu vykročily z dětských střevíčků a staly se jednou z nejproduktivnějších oblastí pozorovací astronomie. Program MACHO využívá 1,3 m reflektoru na Mt. Stromlo v Austrálii a 8 matic CCD s hranou 2048 pixelů. Během jediné noci se tak získává až 8 GB fotometrických údajů ve dvou barevných filtrech a celá redukce měření se stihne během následujícího dne. To umožňuje studovat podrobněji kandidáty na mikročočky již v průběhu následující noci jak fotometricky tak spektrálně. Podle D. Bennetta aj. se v projektu MACHO našlo již 45 mikročoček. Zatím nejúspěšnější je však projekt OGLE, využívající 1 m teleskopu na observatoři Las Campanas ke sledování mikročoček v galaktické výduti, kde je výtěžnost pozorování asi třikrát vyšší než při pozorování hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Podle A. Udalského aj. bylo v r. 1993 zaznamenáno 10 mikročoček v projektu OGLE, 5 v projektu MACHO a 2 v projektu EROS. Trvání zjasnění se pohybuje od 8 až zhruba ke 100 dnům. OGLE dokáže za noc vykonat 6 milionů fotometrických měření pro 4 miliony hvězd ve výduti naší Galaxie. Ačkoliv se z takových počtů může každému pozorovateli proměnných hvězd mírně zatočit hlava, umožňuje automatické vyhodnocování údaje zpracovat tento příval dat během následujícího dne, což dovoluje koordinovat pozorování kandidátů na mikročočky bezmála v reálném čase. Při testování schopností automatického programu na materiálu z předešlých let byly nalezeny všechny případy gravitačních mikročoček a nebyl zaznamenán ani jeden falešný poplach! Tak se v letech 1993-94 vskutku zdařilo organizovat celosvětové pozorování kandidátů již v průběhu prvního týdne po počátku zjasňování. Mikročočka z března 1993 se ukázala být žlutým obrem V = 20 mag (M_V = +1,3 mag), kdežto mikročočka ze září 1994 pro změnu červeným podobrem K0 (R = 17,8 mag; M_V = +3 mag). Mikročočka OGLE 7 je podle A. Udalského aj. zřejmě dvojhvězdou. Při charakteristickém času úkazu 80 dnů a amplitudě přes 2 mag vykázala totiž dvojité maximum, což nezávisle potvrdili S. Mao aj. pozorováními v projektu MACHO. Další dvojitou mikročočku ve Velkém Magellanově mračnu našli v říjnu 1994 M. Dominik a A. Hirshfeld rovněž v projektu MACHO. Podle A. Bollatta a E. Falca by asi 40% pozorovaných světelných křivek mělo obsahovat asymetrické deformace, vyvolané přítomnosti planet o hmotnosti Jupiteru v blízkosti čočkujícího objektu. To se ale zatím neprokázalo. Zato se však K. Cookovi aj. podařilo v projektu MACHO odhalit na světelné křivce nesouměrnosti, vyvolanou pohybem Země kolem Slunce během 108 dnů trvajícího zjasnění. Šlo prakticky o centrální průchod rychlostí (54 ± 5) km s^-1, kdy se pozoroval Einsteinův prstýnek zjasnělý až 10x proti klidovému stavu. Jelikož trvání úkazu pro danou vzdálenost objektů je přímo úměrné odmocnině z hmotnosti mikročočky, muselo jít o dosti hmotný útvar. Například při zákrytu planetou o hmotnosti Jupiteru by celé zjasnění trvalo v nejlepším případě 3 dny. Skutečná hmotnost a tedy i povaha mikročoček zůstává dosud záhadná. Podle N. Evanse a J. Jijiny vychází rozmezí hmotností mikročoček od 0,01 M_O do 0,15 M_O, což jsou buď hnědí nebo červení trpaslíci, tedy nic zvláště exotického. Pokud se v disku Galaxie nenalézá žádná skrytá hmota a je-li galaktické halo tvořeno jen baryonní hmotou, pak by měl projekt MACHO dávat asi 8-9 detekcí mikročoček ročně při soustavném sledování 1,8 milionu hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Jak uvádí K. Sahu, pokud jsou mikročočkami hvězdy Velkého Magellanova mračna, měli bychom časem zjistit jejich převahu poblíž centra Mračna. Jsou-li to naopak hypotetické objekty skryté hmoty (tj. pravá "MACHA"), nebude tato koncentrace zjištěna. Zatím se většina autorů kloní k závěru J. Wambsgansse, že dosud pozorované úkazy jsou vyvolány běžnými trpasličími hvězdami, a že ve statistice naprosto chybějí čočky s hmotnostmi jako Jupiter až Pluto. Pokud se tento závěr dalšími pozorováními potvrdí, znamená to v souladu s výpočtu E. Hua aj., že skrytá hmota v halu Galaxie nemůže být baryonní povahy, a je tvořena rovnoměrně rozptýlenými částicemi typu axionů nebo WIMP (slabě interagující mikročástice). konec 6. kapitoly. Bude následovat 7. kapitola (Kosmologie)