ŽEŇ OBJEVŮ 2015 (L.) - DÍL C
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2.1.1. Extrasolární planety (dokončení)

W. Kley a N. Haghighipour modelovali další podobný systém, Kepler-34. Jedná se o dvojhvězdu, která má nezvykle výstřednou dráhu, její excentricita má hodnotu 0,52. Zatímco do blízkosti dvojhvězd s (téměř) kruhovými drahami se planety dostávají díky postupné migraci z vnějších částí akrečního disku; takto excentrická dvojhvězda musela umožnit vznik planety jiným mechanismem. Autoři zkoušeli dva typy modelů: s jednou a dvěma planetami. Jednoplanetární model umožňuje vznik planety uvnitř prolákliny eliptického tvaru v akrečním disku; takto zformovaná planeta má dráhu s vyhovující excentricitou, ale nachází se příliš daleko. Dvouplanetární model vede k migraci obou planet do vnitřních částí disku a vzniku dráhových rezonancí, které skončí vymrštěním jedné z planet, pokud některá z nich dosáhne zmíněné prolákliny. Planeta, která v systému zůstane, pak má dráhu s parametry velice blízkými pozorovaným hodnotám. Vymrštěná planeta nemusí nutně skončit v mezihvězdném prostoru, může migrovat na dráhu s jiným sklonem vůči původní rovině oběhu, a tím se dostane mimo možnost našeho pozorování.

Malý nebo žádný sklon rovin oběhu planet ve Sluneční soustavě vedl již I. Kanta k formulování hypotézy, že všechny planety vznikly z jednoho akrečního disku; roviny drah mnohých měsíců jsou opět velmi blízké rovině ekliptiky, což tuto hypotézu dále potvrzuje. Mnoho jiných slunečních soustav vykazuje velice podobné vlastnosti. A. Udalski aj. objevili systém OGLE-2013-BLG-0723LB, který se z hlediska parametrů drah nachází jaksi uprostřed: lze se na něj dívat jako na planetu velikosti Venuše, obíhající kolem hnědého trpaslíka, nebo jako na měsíc velikosti Venuše, obíhající planetu o něco větší než Jupiter, která obíhá kolem velmi vzdálené hmotnější hvězdy. Planeta/měsíc má hmotnost (0,69 ±0,06) M_Z, hnědý trpaslík/planet (0,031 ±0,003) M_☉ a druhá hvězda (0,097 ±0,009) M_☉. Autoři na srovnání s příklady ze Sluneční soustavy (Callisto–Jupiter, Uran–Slunce) ukazují, že proces formování těles z akrečních disků zahrnuje všechny „velikosti“, a pokud v některém planetární systému tělesa určité velikosti chybí, měli bychom jejich absenci přičítat historii toho konkrétního systému.

L.  Roberts aj. se zaměřili na systém HD 8673, u kterého byla dříve nalezena planeta na dráze s výstředností 0,72. Dřívější výzkum naznačoval existenci hvězdného souputníka mateřské hvězdy, kterou se Robertsovu týmu nepodařilo potvrdit ani s využitím 10m Keckova dalekohledu, 5m Haleova teleskopu, 3,6m dalekohledu AEOS a palomarského 1,5m dalekohledu. Autoři proto označili dřívější detekci za falešnou. Namísto toho objevili jinou, ještě slabší hvězdu, která podle všeho opravdu je druhou složkou dvojhvězdy. Opět jde o trpaslíka typu M s hmotností v rozmezí 0,33–0,45 M_☉. Zdánlivá vzdálenost složek je 10 au. Na základě všech dostupných dat autoři odhadují, že velká poloosa dráhy může být v rozmezí 35 ÷ 60 au, excentricita kolem 0,5 a sklon dráhy 75 ÷ 85°. Nově nalezená druhá složka dvojhvězdy patrně velmi ovlivnila planetu první složky a dobře vysvětluje pozorovanou excentricitu její dráhy.

B.-O. Demory aj. pečlivě analyzovali data, která v letech 2013 a 2014 pořídil HST při spektroskopii α Cen B. Téměř s jistotou vyloučili existenci planety s parametry dříve publikovanými X. Dumusquem aj., nicméně v datech z r. 2013 zaznamenali pokles, který připomíná tranzit. Pokud se jednalo o pokles skutečně způsobený planetou, musela by mít zcela jinou oběžnou dobu (spíše v desítkách dní než dříve publikovaných 3,8 h); větším problémem je, že v sadě dat z r. 2014 po takovém poklesu není ani stopy. Opět nezbývá než trpělivě pořizovat další data, což je v případě jasných hvězd jako α Cen B nesnadný úkol.

P. G. Kalas aj. se kamerou GPI (Gemini Planet Imager) dalekohledu Gemini-S (Cerro Pachón; Chile) podívali na prachový disk kolem hvězdy HD 106906 a zjistili, že jeho tvar je velice nepravidelný, na jedné straně tenký, zatímco na opačné naopak tlustý. Kolem hvězdy obíhá planeta o hmotnosti zhruba 11 M_J, která se ale nachází až ve vzdálenosti 650 au a navíc na dráze skloněné o 21° vůči rovině disku (planeta byla objevena již r. 2013). Všechno dohromady podle autorů ukazuje, že systém prošel v nedávné době nějakou podstatnou gravitační poruchou. Zatím nelze určit její příčinu; jedním z možných vysvětlení je příliš blízké přiblížení k další planetě v systému.

2.1.2. Souhrnné studie o exoplanetách

Brendan P. Bowler aj. zrevidovali vysoce kontrastní pozorování obřích planet a hnědých trpaslíků kolem červených trpaslíků do vzdálenosti 40 pc od nás. Ukázalo se, že polovina těchto systémů je mladších než 135 Mr a velká většina z nich (> 90 %) mladších než Hyády, tj. 620 Mr. Kromě objevu čtyř dosud neznámých velmi mladých hnědých trpaslíků zdůrazňují autoři statistickou interpretaci více než 150 planetárních kandidátů, ze které vyplývá, že obří planety a hnědí trpaslíci se kolem mateřských hvězd typu M vyskytují asi v 10 ÷ 16 % případů (dané číslo závisí na zvoleném evolučním modelu zformování oběžnice) pro hmotnosti 1 ÷ 13 M_J a vzdálenosti 10–100 au od mateřské hvězdy. Pokud se zaměříme na hmotnější planety (5 ÷13 M_J), najdeme je u 6, resp. necelých 10 % červených trpaslíků. Ačkoliv tedy první přímo zobrazené (velké) planety byly nalezeny u hmotných hvězd, zdá se, že mezi hmotností hvězdy a pravděpodobností zformování obří planety nebo hnědého trpaslíka není žádná jednoduchá úměra; hmotné a velké oběžnice se vyskytují i u trpasličích hvězd.

Tým dalekohledu Kepler prezentoval v lednu 2015 na 225. zasedání Americké astronomické společnosti (AAS, American Astronomical Society) v Seattlu další výsledky pátrání po planetách podobných Zemi v ekosféře svých hvězd. Osm nových planet, nacházejících se podle všeho v podmínkách vhodných pro pozemský život, se dost liší svými orbitálními parametry, což je dáno především rozdílnými vlastnostmi jejich mateřských hvězd. Potenciálně nejvhodnějšími kandidáty jsou exoplanety Kepler–438b a Kepler-442b; oba u trpasličích hvězd typu M, vzdálených od nás asi 150, resp. 350 pc. Kepler-438b kolem ní oběhne jednou za 35 d, poloměr má asi o osminu větší než Země a vypočtený osvit na povrchu planety vychází zhruba o 40 % větší než na Zemi. Kepler-442b oběhne svou mateřskou hvězdu jednou za 112 d, je přibližně o třetinu větší než Země a má velmi vhodné podmínky, aby se na povrchu vyskytovala voda v kapalném stavu.

Rychlost rotace planety je klíčovým parametrem globální atmosférické cirkulace a prostorového rozmístění oblačnosti. Protože míra zaclonění mraky hraje podstatnou roli v zářivé rovnováze planety, může mít různá rychlost rotace překvapivé důsledky. Y. Jun aj. se zaměřili na modelování atmosférické cirkulace v závislosti na velikosti Coriolisovy síly, tedy důsledku rotace planety. Jejich výsledky překvapivě ukazují, že pomalu rotující planety mohou díky efektivnímu přenosu energie v atmosféře a podstatně intenzivnější tvorbě opticky tlustých mraků absorbovat až 2× větší množství zářivého výkonu než rychle rotující planety. Srovnání Země s Venuší ukazuje, že kdyby současnou rychlostí rotující Venuše měla současnou pozemskou atmosféru (myšleno co do chemického složení), byla by pro nás obyvatelná. Autoři dovozují, že pokud Venuše v minulosti prošla skleníkovým peklem, musela být tehdy její rotace podstatně rychlejší než dnes. (To je v dobrém souhlasu s ostatními poznatky Venušiny historie.) Dále autoři upozorňují, že vhodná rychlost rotace planety může díky působení oblačnosti posouvat hranice ekosféry na obou stranách.

J. Leconte aj. odhalili daleko intenzivnější působení brzdného mechanismu atmosféry na rotaci planety. Pro planety v těsné blízkosti červených trpaslíků, které se sice nacházejí v ekosféře hvězdy, ale s vysokou pravděpodobností jim hrozí pád do nástrah vázané rotace, by to mohl být pomyslný záchranný pás, jak udržet na povrchu planety podmínky přijatelné pro život. Modelování vlivu záření blízké hvězdy na atmosféru planety ukázalo, že tenčí atmosféra může mít na rotaci planety větší vliv, neboť se prohřeje do větší hloubky (případně až k povrchu), což způsobí intenzivnější tvorbu silných větrů. Tyto výpočty se opět dobře shodují se známou historií Venuše, která by podle autorů se současnou pozemskou atmosférou rotovala až 10× rychleji než ve skutečnosti, kdy ji vliv zcela odlišné atmosféry donutil dokonce rotovat retrográdně, tj. proti směru pohybu po oběžné dráze. Modely bude nutné potvrdit měřeními teplot exoplanet, která se v blízké budoucnosti očekávají od JWST (James Webb Space Telescope).

Když už se planety v ekosférách červených trpaslíků dostanou do pasti vázané rotace, předpokládali jsme dosud, že to na jejich klima musí mít fatální důsledky. A.  Dobrovolskis z institutu SETI však zveřejnil výsledky jemnějšího modelování atmosféry planet v různých kombinacích rezonancí mezi dobou otočky planety a její oběžnou dobou (spin-orbit resonance, SOR) – 1:2, 1:1, 3:2 ad. Pro celočíselné zlomky potvrzuje model SOR dřívější předpoklady, kdy se na planetě vytvoří jedna teplá oblast na nejvíce přivrácené straně ke hvězdě, zatímco zbytek planety je pokrytý ledem (předpokládáme-li na planetě vodu) – tomuto schématu se říká „oko“. Zajímavé ovšem je, že pro liché poločíselné zlomky SOR se vytvoří „dvojoko“, tedy „zornice“. To znamená, že se vytvoří dvě teplé oblasti, jedna na východní, a druhá na západní polokouli planety. S rostoucí hodnotou zlomku SOR se pak „zornice“ slévají a vytvoří na planetě pásy střídajících se teplých a zamrzlých oblastí. Autor upozorňuje, že pokud je v modelu dostatečné množství vody, postupně narůstající ledová pokrývka způsobuje ve všech případech po dostatečně dlouhé době změnu momentu hybnosti planety a její vyvázání ze zámku vázané rotace.

Dobrovolníci zapojení do projektu Disk Detective pod vedením M. Kuchnera a týmu Zooniverse klasifikovali 278 000 zdrojů infračerveného (IR) záření na obloze a vytipovali 478 zajímavých diskových objektů k dalšímu průzkumu. Mezi těmi téměř pěti stovkami objektů z archivu družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) našli 37 velmi slibných kandidátů na disk s právě vznikající planetární soustavou. Vedoucí projektů předpokládají, že do roku 2018 by takových objektů mohla být známa více než tisícovka.

Moderní softwarové postupy pronikají i do astronomie; ostatně tomu tak bylo po většinu dosavadní historie.

S. McCauliff aj. publikovali práci o automatizované klasifikaci planetárních kandidátů z prvních tří let pozorování sondy Kepler. 3 697 kandidátů je výsledkem měření 18 406 přechodů planety přes kotouček hvězdy, kterých je v zorném poli Kepleru přes 200 000. Problematická část detekce každé exoplanety při metodě tranzitů se skrývá v určení, co je přechod planety a co není. Autoři tedy připravili neuronovou síť, které poskytli tento první katalog světelných křivek a nechali ji, aby se naučila třídit měření do jedné ze tří kategorií: kandidát, astrofyzikální jev a přístrojový šum. K třídění použili 237 parametrů, kterými se popisuje nejvhodnější světelná křivka pro získaná měření. Způsob mapování mezi parametry světelné křivky a správnou kategorií se neuronová síť učí na základě algoritmu nazývaného „náhodný les“ (angl. random forest). Autorům se podařilo prokázat, že tento způsob klasifikace je možné prakticky použít k předzpracování dat, průměrná chybovost se na celém vzorku dat pohybuje pod 6 %, v případě klasifikace jen dvou kategorií (kandidát vs. cokoli dalšího) klesne dokonce pod 3 %. Algoritmus nicméně trpí některými výběrovými efekty, které by se snad mělo podařit odstranit s dostupností dalších souborů dat.

J.  Margot navrhl a zveřejnil jednoznačnou numerickou metriku, podle které by bylo možné automaticky klasifikovat nebeské těleso jako planetu. Výpočet potřebuje jen hmotnost hvězdy, hmotnost potenciální planety a oběžnou dobu. Na základě třetí podmínky stávající definice planety (těleso vyčistilo okolí své dráhy) autor využívá dřívějších prací o rozptylu meziplanetární hmoty k určení minimální hmotnosti tělesa, kterou planeta musí mít, aby za dobu existence své mateřské hvězdy stihla vyčistit své okolí. Pak stačí porovnat pozorovanou hmotnost tělesa s takto vypočtenou hmotností minimální, a na první pohled je zřejmé, zda je třetí podmínka stávající definice IAU splněna. Doplněním, že těleso nemusí obíhat pouze kolem Slunce, ale podle jakékoli hvězdy, vícečetného systému nebo zbytku hvězdného tělesa, by pak definice umožnila klasifikovat 99 % současných známých planet, ať jsou ze Sluneční soustavy nebo mimo ni.

Dlouhodobá stabilita planetárních systémů je jedna z velmi nejasných otázek, týkajících se exoplanet. Víme, že i ve Sluneční soustavě docházelo k mnoha přesunům, a není důvod předpokládat, že u jiných hvězd by tomu mělo být jinak. K. Volková a B. Gladman přispěli do diskuse svou prací, ve které referují o analýze systémů s těsnými vnitřními planetami (myšleno velmi blízkými své mateřské hvězdě), které v současnosti představují asi dvacetinu všech hvězd typů F, G a K se střední dobou věku kolem 5 Gr. Autoři předkládají hypotézu, že podobné těsné planety se nacházely prakticky u všech těchto hvězd, ale nedokázaly vydržet na svých drahách vlivem gravitačních poruch ostatních těles v dané sluneční soustavě, načež došlo buď ke srážkám, anebo byly planety vymeteny do mezihvězdného prostoru. Autoři dále spekulují, že po dobu prvních 1÷ 10 % stáří Sluneční soustavy se uvnitř dráhy Venuše nacházely další kamenné planety, které připravily Merkur o část jeho původní látky, což mu nicméně umožnilo jako jedinému původnímu zástupci těsných vnitřních planet přežít.

K tématu dlouhodobé stability přispěli také A. Mustill, M. Davies a A. Johansen, kteří publikovali svoje modely vývoje drah vnitřních planet pro horké jupitery na vzdálených drahách s velkou poloosou v řádech stovek au a velkou excentricitou. Ukazuje se, že v drtivé většině případů dojde při migraci obří planety k hvězdě k úplnému vymetení vnitřních planet, což dobře koresponduje s pozorovanými systémy; prakticky neznáme obří planetu na blízké dráze zároveň s méně hmotnými planetami na podobných drahách. V méně častých případech může dojít k opačnému jevu, kdy je do prostoru vymrštěn díky gravitačním poruchám a rezonancím sám horký jupiter, a konečně ve velmi vzácných případech se může stát, že vnitřní planety navedou horký jupiter na dráhu podobnou zemské, což se jim následně stane osudným, neboť obří planeta je z planetární soustavy nemilosrdně vyžene.

A. Witzeová informovala o setkání výzkumníků v oboru exoplanet na zasedání AAS s cílem určit, kam v budoucnu napřít síly v instrumentální oblasti. Kepler ještě pracuje, ale jeho možnosti jsou mimo samotné objevy omezené a životnost také nemá nekonečnou. NASA v r. 2018 vypustí jeho nástupce TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), ESA chystá na r. 2024 sondu PLATO (Planetary Transits and Oscillations of Stars) a v polovině dvacátých let by měl odstartovat WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope). Ten by měl na palubě – pokud budou finanční prostředky – koronograf, jehož cílem je přímé zobrazení exoplanet. Dál je zatím výhled nejasný a mnozí by rádi směřovali vývoj k přístroji, který by umožnil jednoznačnou detekci obyvatelných světů.

A. Vandenburg aj. zveřejnili svá pozorování záhadných tranzitů před bílým trpaslíkem WD 1134+017, které byly poprvé pozorovány družicí Kepler v rámci mise K2. Tranzity jsou podivné, protože jsou asymetrické, mělké a trvají velké desítky minut při periodách 4,5 ÷ 4,9 h. Pokud by před malým bílým trpaslíkem přecházela planeta, zákryt by měl trvat jen malé jednotky minut. Autoři na hvězdu zaměřili velké pozemské přístroje a podrobná pozorování odhalila, že v mělkých tranzitech se ukrývají další, hlubší, ale mnohem kratší. Nejvýraznější hluboký přechod má periodu 4,5 h, jenž byl viditelný i v méně podrobných datech. Autoři dále spektroskopicky zkoumali atmosféru bílého trpaslíka a zjistili v ní přítomnost velkého množství kovů (tedy prvků těžších než hélium). To je také nečekané; gravitace by měla těžké prvky velmi rychle stáhnout do nitra hvězdy. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě malých těles, planetek, které se dostaly příliš blízko ke hvězdě – to jsou ty hluboké, krátce trvající přechody. Hvězda je slapovými silami trhá na kusy, přičemž se samozřejmě do okolí dostává spousta prachu a plynu, který se postupně rozptyluje a tvoří jakési kometární ohony – to jsou ty mělké, dlouho trvající přechody s výraznou asymetrií. A konečně, gravitace bílého trpaslíka je nemilosrdná a všechnu látku stahuje na povrch hvězdy, čímž zajišťuje stálý přísun těžších prvků do atmosféry. Je do značné míry pravděpodobné, že stejný osud postihne zbytky Země, až Slunce projde fází červeného obra a smrští se do bílého trpaslíka (pokud nevstoupí do hry nějaká dráhová nestabilita, což se také vyloučit).

2.1.3. Hnědí trpaslíci

Hnědých trpaslíků bylo od jejich prvního objevu určeno již několik stovek, ale stále není dobře prozkoumáno, jakým způsobem vznikají – jsou to způsobem vzniku spíš hvězdy, nebo spíš planety? O. Morata aj. se pokusili přiblížit k odpovědi pomocí výzkumu 11 právě vznikajících hnědých trpaslíků na základě dat z dostupných přehlídek oblohy UKIDSS (UKIRT [UK Infrared Telescope] Infrared Deep Sky Survey), 2MASS (Two Micron All-Sky Survey), SST, WISE a Herschel. K těmto známým datům přidali vlastní pozorování pomocí radiového interferometru K. Janského VLA (Very Large Array) v Novém Mexiku. Všechny vznikající objekty se nacházejí ve vzdálenosti asi 140 pc v souhvězdí Býka a jsou jen asi 1 Mr staré. Čtyři z pozorovaných objektů vykazují v radiové oblasti spektra silné emise z výtrysků, které se obvykle vyskytují u mladých hvězd se silnými magnetickými poli a rychlou rotací. Autoři na základě stejné závislosti zachycené radiové emise na celkovém vyzářeném výkonu, jakou mají vznikající hvězdy, odvozují, že hnědí trpaslíci se více podobají hvězdám než planetám.

A. C. Schneider aj. získali spektra 22 hnědých trpaslíků pomocí skvělé kamery WFC3 (Wide Field Camera 3) na HST, původně identifikovaných už v přehlídce družice WISE. S využitím spekter v blízkém oboru infračerveného zážení byli autoři schopni určit povrchové teploty zmiňovaných trpaslíků a přesněji stanovit i jejich spektrální typy; tři objekty ze sady se podařilo identifikovat jako 19.–21. známé zástupce trpaslíků typu Y (většina dosud známých hnědých trpaslíků je spektrálního typu T). Povrchové teploty těchto objektů nedosahují ani 500 K; pravděpodobně mají povrchové teploty kolem 300 K. Pozorovaná spektra příliš nesouhlasí s dosavadními teoretickými modely, které zejména předpovídají větší zastoupení molekuly čpavku, což pravděpodobně souvisí se zatím nedostatečným zahrnutím chemických procesů v nerovnovážném stavu v atmosféře nejchladnějších objektů typu Y. Pro objekty spektrálního typu T souhlasí modely s napozorovanými spektry docela dobře.

A. Scholz, V. Kostov, R. Jaywardhana a K. Mužić analyzovali 16 mladých hnědých trpaslíků v hvězdné asociaci v souhvězdí Štíra na základě velmi přesné fotometrie z pozorování družice Kepler v rámci mise K2. Jejich rotační periody se pohybují od několika hodin do dvou dnů (s jednou pětidenní výjimkou) se střední hodnotou kolem 1 d, což potvrzuje, že hnědí trpaslíci jsou rychle rotující objekty. Co však autory nejvíce překvapilo, čtyři nejpomaleji rotující skorohvězdy kolem sebe mají pozorovatelný disk; dvě z nich dokonce vykazují známky akrece na centrální objekt. Autoři porovnali pozorované rotační doby s modely vývoje čerstvých málo hmotných hvězd a objevili, že se u hnědých trpaslíků jen velmi málo (pokud vůbec) uplatňuje brzdění rotující (téměř) hvězdy o plynoprachový disk; toto brzdění je tedy zřejmě účinné až od nějaké minimální hmotnosti centrálního objektu.

A. J. Burgasser aj. zkoumali nedávno objeveného červeného trpaslíka z katalogu sondy WISE pomocí dalekohledu TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope). Potvrdili vzdálenost pouze (6 ± 1) pc od nás a malý vlastní pohyb; spektroskopie dále potvrdila spektrální typ M9.5 a spektra blízkého IČ oboru odhalila přítomnost souputníka spektrálního typu T5. Zobrazování adaptivní optikou ukázalo slabý sekundární zdroj v úhlové vzdálenosti 0,14″ (projektovaná vzdálenost 0,8 au) od primární složky. Všechny střípky skládají dohromady obraz WISE J0729-0846 jako staré, velmi málo hmotné dvojhvězdy se sotva probíhající termonukleární fúzí primáru, který poměrně rychle rotuje a vykazuje značnou magnetickou aktivitou. Jde o jednu ze dvou nejbližších dvojhvězd tohoto typu, a zatímco právě tato kombinace primáru a sekundáru je málo pravděpodobná, autoři odhadují, že dobrá čtvrtina sekundárních složek dvojhvězd s primárem pozdního typu M je tvořená právě hnědými trpaslíky typu T nebo Y.

Nejbližší dvojice hnědých trpaslíků má katalogové číslo WISE 1049-5319, ale častěji se pro ni používá označení Luhman 16. Vzdálená je od nás téměř přesně 2 pc a jde o dvojici spektrálního typu L7.5 a T0.5 s oběžnou dobou pravděpodobně 25–30 yr (zatím ji neznáme přesněji). Poměr hmotností obou složek je (0,78 ±0,1). J. Sahlmann a P. F. Lazorenko zpracovali přesnou astrometrii dvojhvězdy mezi dubnem 2013 a květnem 2014 z přístroje FORS2 na jednom z osmimetrových dalekohledů soustavy VLT (Very Large Telescope) na Paranalu a kromě výše uvedených parametrů vyloučili přítomnost obří planety o hmotnosti v rádu jednotek M_J na blízké dráze (0,05 ÷ 0,4 au). Věk ani parametry vzájemné dráhy zatím není možné určit, ale dvojice je velmi vhodným kandidátem na dlouhodobá pozorování a pátrání po menších planetách.

B. Reipurth a S. Mikkola zveřejnili výsledky více než 200 000 mnohatělesových simulací se třemi identickými hvězdnými zárodky vloženými do molekulárních oblaku. Tělesa zprvu chaoticky kmitají a nabalují na sebe okolní látku, později obvykle jedno nebo dvě tělesa gravitačně ovládne střed oblaku, zatímco ostatní je/jsou nucena paběrkovat na jeho okraji. Nakonec typicky buď vznikne hierarchický systém, nebo se trojice rozdělí na samotnou prahvězdu a dvojhvězdu. Autoři ukazují, že mnohem více výsledné uspořádání ovlivní interní nestability v oblaku než vnější gravitační poruchy. Některé poměry vzájemných hmotností jsou častější; vzájemné vzdálenosti mají prudké maximum kolem hodnoty 13 au a pak zvolna klesají, ale nejzajímavější na celém procesu je schopnost vytvářet nezanedbatelnou populaci „dvojhvězd“ tvořených dvěma hnědými trpaslíky.

Přístroj X-shooter na VLT se pod vedením F. Marocca aj. zaměřil na 196 trpaslíků typů M, L a T, vytipovaných na základě přehlídek UKIDSS a SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Velký rozsah analyzovaných vlnových délek (0,3 ÷ 2,48 µm) umožnil autorům klasifikovat 26 nestandardních trpaslíků všech tří spektrálních typů, identifikovat 27 potenciálně binárních systémů a určit radiální rychlosti všech pozorovaných objektů. Autoři na základě získaných údajů odhadli prostorovou hustotu jednotlivých typů trpaslíků – zhruba lze shrnout, že očekávaná hustota objektů daných spektrálních typů je pod 10^-3/pc³, přičemž trpaslíků typu L4–L6.5 je nejvíce a přechodných typů L7–T0.5 se zdá být více, než odpovídá teoretické předpovědi. To autoři vysvětlují tím, že nejhmotnější a nejméně hmotné objekty této kategorie vznikají v odlišných prostředích, anebo že se ve sledovaném vzorku nachází nadprůměrné množství dvojhvězd.

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

První hvězdy ve vesmíru zřejmě byly mimořádně jasné už ve stádiu zrodu, a jelikož patrně vznikaly ve skupinách po 10–20, celkový zářivý výkon takové skupiny mohl být až stotisíckrát větší než Slunce. A. DeSouza a S. Basu zveřejnili výsledky modelování vzniku takových skupin hvězd, a kromě vysokého celkového zářivého výkonu s překvapením vypočítali, že jednotlivá zjasnění vyvolaná nabalováním protostelární látky mohla být ještě až 1000× jasnější! Gravitační interakce mezi hvězdami ve skupině je příliš slabá na to, aby ovlivnila vývoj jednotlivých hvězd, ale stačí k tomu, aby v okolním oblaku vytvářela lokální zhuštěniny a chuchvalce, které pak při dopadu na povrch hvězdy vytvářejí zdaleka viditelný ohňostroj. Jednotlivé hvězdy I. generace (populace III) jsou nejspíš ještě příliš slabé na to, aby je JWST zobrazil, ale autoři spekulují, že právě takovéto skupiny by v rámci mohutného zjasnění už mohly být patrné.

Velmi hmotné hvězdy jsou na začátku svého života skutečně velice zářivé. Tak moc, že jejich obálky se mohou blížit Eddingtonově mezi (hranici, kde se gradient tlaku záření zevnitř hvězdy vyrovnává s gravitační silou). D. Sanyal, L. Grassitelli, N. Lander a J. Bestenlehner analyzovali modely hvězdného vývoje pro velice hmotné hvězdy. Ukázalo se, že zatímco povrch hvězdy se ani pro bumbrlíčka o hmotnosti 500 M_☉ Eddingtonově mezi neblíží, zanoříme-li se do obálky hvězdy hlouběji, dojde k jeho překonání již pro hvězdu s hmotností jen 40 M_☉, zejména v některých oblastech. Autoři ukazují, že zatímco většina modelů předpokládá překročení Eddingtonova limitu jen v řádu jednotek procent, pro velké hvězdy se může jednat o překročení o desítky %. To vede k nafukování obálek, změnám v konvekci, inverzím hustoty a nakonec k pulzacím a celkovému zvětšení poloměru hvězdy až do násobků hodnot bez započtení tohoto jevu.

Pohrobci hmotných hvězd i černé veledíry se dále zvětšují i nabírají hmotu stejným způsobem, čili akrecí. Objektů, které kolem sebe mají akreční disk, je však ve vesmíru mnohem víc druhů. Platí pro všechny nějaký společný zákon? S. Scaringi aj. se pokusili alespoň zčásti na tuto otázku odpovědět. Jejich práce je založena na pozorování akrečních disků kolem bílých trpaslíků a čerstvě narozených nebo teprve vznikajících hvězd družicí Kepler a přístrojem ULTRACAM na William Herschel Telescope. Ukázalo se, že i tyto objekty sdílejí stejnou závislost variability světelné křivky na středním zářivém toku, a tedy za všemi akrečními disky musí stát stejná fyzika.

Zatímco magnetická pole na povrchu hvězd můžeme docela dobře pozorovat díky atmosférickým jevům, vlastnosti a chování magnetických polí v hvězdných nitrech zůstávají neprozkoumány. J. Fuller aj. navrhli způsob jejich sledování pomocí asteroseismologie. Silná magnetická pole uvnitř hvězdy se projevují potlačením některých oscilačních režimů, protože siločáry magnetického pole brání přenosu energie z jádra hvězdy k povrchu. Data z družice Kepler obsahují kromě jiných také pozorování několika desítek červených obrů právě s takovými potlačenými oscilačními módy, což autoři interpretují jako příznak silně magnetizovaných jader a udávají odhad magnetické indukce v řádu více než 10 T, v jednom případě dokonce až 10 kT.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

S. Anathpindika publikoval přehledovou práci o současném stavu výzkumu obřích molekulárních mračen (giant molecular clouds, GMC) a tvorby hvězd v nich. Mračna, která typicky mají hmotnost v řádu tisíců M_☉ a rozměry do 10 pc, se zahušťují do vláken a chuchvalců a tyto zhuštěniny musí vydržet pohromadě dostatečně dlouho, aby se v nich mohly začít tvořit hvězdy. Na základě četných numerických modelů se konečně dobíráme představy, jak je možné tyto zhuštěniny vytvořit a udržet při životě dostatečně dlouhou dobu – klíčové jsou dynamické gravitační procesy mezi vlákny a chuchvalci navzájem a hustotní vlny, které ve zhuštěninách přenášejí energii z místa na místo, a tím zabraňují jejich zhroucení.

O první generaci hvězd, tzv. populaci III, výše zmiňujeme, že jsou patrně příliš slabé a vzdálené na to, abychom je mohli přímo vidět, a dosud se jedná především o teoretický koncept. D. Sobral aj. však objevili primordiální galaxii CR7, jejíž spektrum vykazuje dvě jasné emisní čáry, Lyman-α a He II (164 nm). Galaxie CR7 má červený posuv z = 6,604 (to odpovídá stáří vesmíru přibližně 800 Mr po velkém třesku) a světlo z ní k nám letělo 12,9 miliardy roků. Autoři pomocí přístrojů X-shooter, SINFONI a FORS2 na VLT a DEIMOS (DEep Imaging Multi-Object Spectrograph) na Keckově dalekohledu vysvětlují pozorované emise jako kombinaci spekter hvězd populace III a pozdější populace II s červenějším spektrem. Nezávisle to potvrdila pozorování kamerou WFPC3 HST, která umožnila rozlišit prostorově odlišné červenější hvězdy, jejichž hmotnost v galaxii dominuje, od namodralé populace III. Autoři tato pozorování vysvětlují jako pozdní tvorbu primordiálních hvězd v těch oblastech, kde ještě zůstala zárodečná oblaka, složená pouze z vodíku a hélia. Jako obvykle jsou zde důkazy pouze nepřímé a jsou možná také jiná vysvětlení pozorovaných emisních čar (např. plyn padající do černé díry); teprve další pozorování umožní rozhodnout, zda CR7 opravdu obsahuje hvězdy populace III.

K. Johnstonová aj. zaměřili radioteleskopy mikrovlnné observatoře ALMA na vznikající hvězdu AFGL 4176 spektrální třídy O, která má hmotnost asi 25 M_☉ a nachází se v oblasti intenzivní tvorby hvězd ve vzdálenosti asi 4,2 kpc. V jejím okolí zjistili silnou rádiovou emisi z oblasti o rozměrech zhruba 870 × 330 au a výtrysk kolmý na tuto strukturu. Detailní pozorování odhalila rotující disk, jaký je obvyklý u hvězd s běžnou hmotností, tedy s Keplerovou rotací. Hmotnost tohoto disku dosahuje ohromujících 8–12 M_☉, takže  jeho průměr je o řád větší, než u předešlého největšího známého disku. Pozorování je podstatné především proto, že jde o první případ mladé a hmotné hvězdy, která má kolem sebe nápadně normální disk; dosud všechny nalezené disky u hmotných hvězd připomínaly spíše rozbitou pneumatiku, anebo měly ještě složitější strukturu.

Ačkoliv teoretické modely podporují představu, že vícečetné hvězdné systémy vznikají najednou, zatím nemáme příliš mnoho potvrzujících pozorování. J. Pineda aj. objevili vznikající hvězdu, kolem které se ve vzdálenostech více než 1 000 au formují další tři gravitačně vázané hvězdné zárodky. Z těchto zárodků se podle autorů do 40 000 roků vyvinou tři složky čtyřhvězdy, z nichž jedna patrně vytvoří s první hvězdou dvojhvězdu. Co se stane se zbylými dvěma, je nejasné, ale celá čtveřice je na časové škále 0,5 Mr nestabilní. Autoři uvádějí, že tento systém je možný ukázkový příklad, proč v zárodečném stádiu vidíme větší počet vícečetných hvězdných soustav, než nakonec odpovídá zastoupení mezi „dospělými“ hvězdami.

Při příležitosti oslavy 25. výročí činnosti HST zveřejnil jeho tým novou fotografii „sloupů stvoření“ (pillars of creation) v Orlí mlhovině (M16). Původní snímek z r. 1995 se stal jednou z nejslavnějších fotografií HST. Nový snímek z r. 2014 je díky nové kameře WFC3 možná ještě působivější než původní, ale kromě úchvatné podívané umožňuje také porovnání, jak se za téměř 20 let změnila struktura plynoprachových oblaků. Ukázalo se tak, že některé části mlhoviny se posunuly až o 100 miliard km a dále se pohybují rychlostí 800 000 km/h. A. Mc Leod aj. se na mlhovinu podívali přístrojem MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), nejnovějším přístrojem dalekohledu UT4 VLT na Paranalu. Podrobná analýza umožnila určit míru ionizace a eroze způsobené intenzivním zářením hvězd otevřené hvězdokupy NGC 6611. Autoři odhadují „odpařování“ mlhoviny rychlostí 70 M_☉/Mr, což znamená, že celá nádherná struktura se rozplyne zhruba za 3 Mr.

2.4. Zázračný svět hvězd

Tak se jmenovala populárně-vědecká kniha slavného britského astrofyzika a znamenitého popularizátora Jamese Jeanse (1877-1946), která vyšla v českém překladu r. 1946. Jeans nejspíš nemohl tušit, že v r. 2015 se bude astronomům jevit svět hvězd ještě mnohem zázračnější.

Vega, pátá nejjasnější hvězda na noční obloze, je raná hvězda typu A0. Již nějakou dobu je známo, že radiální rychlost povrchu hvězdy se drobně mění, ale až T. Böhm aj. analyzovali Vegu pomocí spektrografu SOPHIE na observatoři v Haute-Provence a objevili, že povrch hvězdy je skvrnitý. Potvrdili rotační dobu 0,68 d a zjistili, že povrch spíše než změny poloměru vykazuje mnoho slabých skvrn, které způsobují změny jasnosti v řádu 1–2 %. Skvrny jsou vyvolány podpovrchovým magnetickým polem s indukcí přibližně 0,7 mT, což je překvapivé, protože o hvězdách typu A se obecně soudí, že magnetické pole prakticky nemají, anebo ho mají velmi slabé. Skvrny podle autorů nejsou způsobeny odlišným chemickým složením, neboť hvězda rotuje dostatečně rychle a případné nehomogenity by se rozpouštěly po celém obvodu. Také je možné, že jsou světlejší než okolí a nikoli tmavší jako na Slunci.

E. Mamajek aj. oznámili výsledek zpětného výpočtu dráhy málo hmotné dvojhvězdy WISE J0720-0846, známější jako Scholzova hvězda. Autoři uvádějí, že podle jejich propočtů dvojhvězda prošla před zhruba 70 000 roky ve vzdálenosti jen (52 +23 -14) tisíc au od Slunce, tedy vnějším Oortovým oblakem. Jde o nejtěsnější známý průchod, a naštěstí bylo dynamické působení na Sluneční soustavu pouze slabé – dvojhvězda má hmotnost jen přibližně 0,15 M_☉. Autoři odhadují, že takto těsný průlet nějaké kolemjedoucí hvězdy nastává v průměru každých zhruba 100 000 let.

Měření stáří hvězd je nejednoduchá disciplína. Stáří Slunce určujeme radioaktivním datováním materiálu, který máme fyzicky dostupný z různých míst Sluneční soustavy, ale pro jednotlivé vzdálené hvězdy není takto určit jejich věk možné. Jisté vodítko poskytují hvězdokupy – všechny hvězdy vznikly zhruba ve stejný čas, ale v závislosti na své hmotnosti se vyvíjejí různě rychle. Když se tedy na hvězdokupu podíváme, můžeme porovnat jednotlivé fáze vývoje a jejich projevy; starší hvězdy obecně rotují pomaleji a mají menší počet skvrn, mladší hvězdy naopak rotují rychleji, mají větší počet skvrn, vykazují větší aktivitu a ty nejmladší mají občas ještě protoplanetární disk. S. Meiborn aj. dokázali tuto metodu, zvanou grochronologie, aplikovat na hvězdokupu NGC 6819, starou asi 2,5 miliardy let. Díky přesným datům z družice Kepler zjistili, že i pro méně hmotné hvězdy platí jednoduchá nepřímá úměra mezi stářím a rychlostí rotace. Kromě toho, že můžeme začít používat rychlost rotace jako (alespoň orientační) měřítko věku hvězdy, je důležité, že se potvrzuje předpověď A. Skumaniche z r. 1972 (!), že rychlost rotace hvězdy klesá s druhou odmocninou jejího stáří. T. Reinhold a L. Gizon analyzovali vzorek 24 124 hvězd ze zorného pole družice Kepler a pomocí grochronologie určili jejich stáří; pro zhruba tři čtvrtiny hvězd jejich výsledky souhlasí s dřívějšími měřeními, v oblasti povrchových teplot 3 200 ÷ 4 700 K jsou patrná dvě rozdělení přeložená přes sebe. Autoři ve vzorku také našli 1 079 hvězd s mimořádně stabilní periodou, z nichž polovinu patrně způsobují neviditelné druhé složky dvojhvězd, druhou polovinu je hypoteticky možné přičíst silnými magnetickým dynamům, která jsou snad schopná udržet skvrny na povrchu hvězdy i po několik let. Objev bimodálního rozdělení bude vyžadovat jak další pozorování, tak teoretické vysvětlení.

Hvězdy na úprku, totiž na cestě směřující únikovou rychlostí mimo Galaxii, jsme zvyklí vídat kolem jádra Galaxie, kde za jejich urychlení nad únikovou rychlost zpravidla může centrální veledíra. S. Geier aj. detailně zkoumali hvězdu US 708, která je s rychlostí vůči centru zhruba 1 200 km/s nejrychlejší známou hvězdou v Galaxii. Rekonstrukce její dráhy vylučuje s velkou pravděpodobností centrum Galaxie jako místo původu, hvězda sama rychle rotuje a jde o kompaktní héliovou hvězdu. Polovina takových hvězd se nachází ve dvojhvězdách jako pozůstatky někdejších červených obrů, které jejich průvodce (typicky bílý trpaslík) připravil o většinu jejich látky. Autoři se domnívají, že přesně takový případ je US 708 – odhozená složka dvojhvězdy, dřívější dárce materiálu pro výbuch supernovy typu Ia, s hmotností asi 0,3 M_☉. T. Tauris modeloval rozložení rychlostí právě takových hvězd, odhozených při výbuchu supernovy. Podle autora se maximální úniková rychlosti pro hvězdy s hmotností menší než Slunce pohybuje kolem 1 280 km/s (samozřejmě závisí na směru vyvržení), což se velmi dobře shoduje s pozorováním US 708 a dalšími rychlými hvězdami s nízkou hmotností.

2.5. Dvojhvězdy a vícenásobné soustavy hvězd

M. Moe a R. Di Stefano zveřejnili svůj objev nové třídy zákrytových dvojhvězd, totiž takovou kombinaci, kdy kolem rané hvězdy hlavní posloupnosti spektrálního typu B obíhá prahvězda s nízkou hmotností. Autoři našli 18 takových systémů ve Velkém Magellanově mračnu v archivu pozorování experimentu OGLE. Oběžné doby těchto systémů jsou v řádech jednotek dnů, věky 0,6 ÷ 8 Mr a hmotnosti sekundárních složek jsou 0,8 ÷ 2,4 M_☉. Autoři odhadují, že (2 ±0,6) % všech primárních složek typu B má souputníka s oběžnou dobou 3 ÷ 8,5 d a vysoký poměr hmotností 0,06 ÷ 0,25 (to je 10× víc než pro hvězdy slunečního typu). Tato nová třída dvojhvězd by měla být vývojovým předchůdcem supernov typu Ia, rentgenových dvojhvězd s nízkou hmotností a milisekundových pulsarů.

První databáze pozorování družice Kepler obsahuje také přes 2 400 zákrytových dvojhvězd, čehož se rozhodli využít P. Zasche aj. a analyzovat tyto systémy z hlediska možné třetí složky v systému. Ze souboru všech pozorování vybrali oddělené dvojhvězdy typu Algol a analyzovali variace jejich oběžné doby. Našli desítku takových systémů a pozemními pozorováními ověřili jejich proměnnost, kterou vysvětlují třetím tělesem s oběžnou dobou od 1 do 14 roků. Dále objevili tucet podezřelých dvojhvězd, u nichž jsou třeba další měření, aby bylo možné třetí těleso potvrdit nebo vyloučit.

D.  LaCourse aj. softwarově analyzovali sadu pozorování mise K2 družice Kepler z hlediska nových zákrytových dvojhvězd a získali tak 207 detekcí, z nichž minimálně 97 je nových. C. H. Lee stejným způsobem použil data přehlídek ASAS (All Sky Automated Survey), NSVS (Northern Sky Variability Survey) a LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroids Research) a našel v nich 783 zákrytové dvojhvězdy, jejichž parametry publikoval. Totéž provedl stejný autor pro data přehlídky CSS (Catalina Sky Survey), kde našel 2 170 zákrytových systémů, z nich 211 velmi excentrických a 288 s nízkou hmotností. Pro 25 systémů byl schopen určit i jejich vzdálenost od nás. M. Yang aj. použili velice podobný přístup pro data z čínského dalekohledu CSTAR (Chinese Small Telescope ARray), umístěného v Antarktidě na jižním pólu. Také oni objevili 53 nových zákrytových dvojhvězd, z nich 18 kontaktních. Všechna softwarová zpracování zatím detekují poměrně vysoký počet falešných poplachů, které je nutné ověřovat ručně, nicméně je vidět, že automatizace postupuje i v tomto oboru.

Horcí podtrpaslíci se považují za kompaktní héliová jádra někdejších červených obrů, kteří přišli o téměř celou vodíkovou obálku. Velká část těchto hvězd se nachází v těsných dvojhvězdách, nezanedbatelná část z nich také putuje Galaxií vysokými rychlostmi, jak jsme se zmínili výše. S. Geier publikoval přehled známých systémů po objevu dvou takových hvězd s hnědými trpaslíkem jako průvodcem a jednoho podtrpaslíka ve dvojici s bílým trpaslíkem. Po mnoha letech tak konečně máme docela dobrou představu, jak tyto exotické hvězdy vznikají – vždy je součástí procesu ztráta obálky červeného trpaslíka, někdy odhozením, někdy odpařením nebo přetokem na druhou hmotnou složku. Podle toho, zda se druhá složka (kterou může být i hmotná planeta) nachází uvnitř nebo vně obálky v době její největší expanze, se pak liší pozůstatek.

2.6. Novy

V lednu 2015 vybuchla v galaxii M31 nezvyklá a poněkud záhadná jasná červená nova (luminous red nova, LRN). S. C. Williams aj. pořídili 2m Liverpoolským dalekohledem na Kanárských ostrovech následná pozorování dosvitu této novy, která s poklesem jasnosti stále více červenala. V archivu HST pak autoři objevili červený zdroj, který byl velice pravděpodobně předchůdcem novy. Na základě spektroskopických charakteristik autoři srovnávají výbuch M31LRN 2015 se systémem V838 Mon. Stejný závěr potvrzují A. Kurtenkov aj., kteří pozorovali dosvit pomocí dalších osmi dalekohledů. Podle nich dosáhla svítivost novy hodnoty 870 kL_☉ a její spektrální typ se změnil z F5 I na F0 I před maximem a pak na K3 I po něm.

Původ veškerého lithia ve vesmíru je trojí: přímo vytvořené při velkém třesku, v mezihvězdné látce působením srážek částic plynu s kosmickým zářením (touto cestou také vzniká berylium a bor) a v jádrech hvězd, zejména červených trpaslíků. A. Tajitsu aj. objevili ve spektru dosvitu novy V339 Del (vybuchla v souhvězdí Delfína v r. 2013) spektrální čáry ionizovaného izotopu ⁷Be, který se ve velmi krátkém čase rozpadá na ⁷Li. Jde o první experimentální důkaz, že značná část kosmického lithia se dostává do oběhu právě díky výbuchům nov. R. Gehrz aj. zveřejnili výsledky svých pozorování novy V339 Del pomocí přístroje FORCAST (Faint Object infraRed CAmera for the SOFIA Telescope) na palubě létající observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy). Autoři určili vzdálenost novy na přibližně 4,5 kpc a odhadli celkovou svítivost na 830 kL_☉, což z ní činí zatím nejjasnější známou novu typu CO. Překvapivé naopak je, že podle vývoje spekter se zdá, že ve vyvrženém materiálu zkondenzovalo poměrně malé množství prachu. O. Taranova aj. sledovali novu nezávisle, a došli k mírně odlišným výsledkům. Podle nich je vzdálená zhruba 3 kpc, což také znamená její menší svítivost, jen 250 kL_☉, rychlost rozpínání novy v maximu byla přibližně 700 km/s a celková hmotnost vyvrženého materiálu v prvních 20 dnech expanze byla zhruba 10^-6 M_☉. C. Tappert aj. prověřili osm kandidátů na centrální objekt, zbylých po výbuchu novy. Pětici kandidátů se jim podařilo spolehlivě ověřit a zbylé tři identifikovali pravděpodobně. Zajímavé je, že dva nejstarší systémy GR Sgr a V999 Sgr obsahují opticky tlustý disk, svědčící o silném přenosu materiálu, což je jev, který u pozůstatků po novách zatím moc neznáme.

P. Mróz aj. analyzovali zastoupení nov ve výduti naší Galaxie na základě archivu dat z 23 let běhu experimentu OGLE. Kromě 39 světelných křivek nov, více než 80 identifikovaných kandidátů zbytků po výbuchu novy a 18 určení oběžné doby zjistili průměrný počet (13,8 ± 2,6) nov za rok. Autoři uvádějí, že v archivu nenašli jediný případ podobný rekurentní nově M31 2008–12a, což ukazuje, že jde o skutečně vzácný případ. Stejní autoři v jiné práci publikovali soubor 1 091 trpasličích nov, nalezených ve výše uvedených datech. Kromě trpasličích nov nalezli také několik desítek systémů typu WZ Sge a SU UMa. Zmíněná rekurentní nova M31 2008–12a je současným rekordmanem co do krátkosti periody vzplanutí (přibližně 1 rok). Není proto divu, že je cílem velkého zájmu. M. Kato, H. Saio a I. Hachisu publikovali výsledný model, jak podle nich systém této rekurentní novy vypadá. Bílý trpaslík s hmotností 1,38 M_☉ na sebe akrecí nabaluje látku rychlostí 1,6×10^-7 M_☉/rok, což způsobuje pravidelné odhození materiálu s hmotností 6,3×10-8 M_☉, tedy asi třetinu hmotnosti, kterou bílý trpaslík získá. To s největší pravděpodobností znamená, že se systém jednou stane supernovou typu Ia. M. J. Darnley analyzovali všechna dosavadní vzplanutí této rekurentní novy a zjistili, že jsou podobná si jako vejce vejci a všechna vykazují znatelné zpomalení odhozeného materiálu, patrně brzděním o hvězdný vítr červeného obra, sekundární složky systému. Taktéž potvrdili postupný nárůst hmotnosti bílého trpaslíka. M. Henze aj. se zaměřili na pátrání po „chybějícím“ výbuchu rekurentní novy v r. 2010 a byli úspěšní – podařilo se jim v archivu soukromé observatoře japonské Miyaki-Argenteus objevit slabé vzplanutí 20. listopadu 2010. Protože takových slabých vzplanutí nalezli více, navrhují odvážnou hypotézu, že M31 2008–12a má ve skutečnosti ještě kratší periodu výbuchů, a sice každých zhruba 6 měsíců (přesněji 175 ± 11 d).

A. W. Shafter aj. se na novy v M31 podívali ve větším měřítku a provedli analýzu 964 vzplanutí, která se v M31 vyskytla v průběhu roku 2013, s cílem najít všechny novy, které jsou v této galaxii rekurentní. Z 51 potenciálních kandidátů pečlivým výběrem vyřadili 27, 8 dalších ponechali stranou jako nerozhodnutelné případy, 4 jako pravděpodobné a 12 jistých rekurentních nov. Z této statistiky vyplývá, že přibližně 4 % vzplanutí novy v M31 za posledních sto let byla zapříčiněna rekurentní novou. Autoři dále uvádějí, že možná až třetina všech vzplanutí novy může být asociována s rekurentními systémy.

2.7. Proměnné hvězdy

M. Kodric aj. zkoumali M31 z hlediska výskytu klasických cefeid. V blízkém IČ oboru analyzovali data programu PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) z HST a použili 271 cefeid ke stanovení závislosti mezi periodou a jasností proměnných hvězd. Rozdělením podle kategorií dosáhli nízkého rozptylu a jimi odvozená Hubbleova konstanta rozpínání vesmíru vychází (75,4 ± 2,9) km/s/Mpc. To je o 3,2 % vyšší hodnota než dříve publikovaná A. Riessem aj. na základě podmnožiny zde použitých dat, což je podezřelé a snad až další měření rozhodnou, jak velká je H₀ doopravdy.

R. Anderson aj. prozkoumali samotnou δ Cep, archetyp standardních svíček pro měření vzdáleností na galaktické škále. V publikované práci dokazují, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu s periodou 2 201 d a excentricitou 0,65. Má-li primár předpokládanou hmotnost 5,0 ÷ 5,25 M_☉, pak by sekundární složka měla mít hmotnost v rozmezí 0,2 ÷ 1,2 M_☉. V datech družice HIPPARCOS není možné prokázat orbitální pohyb, autoři však doufají, že měření družice Gaia již umožní přesnou astrometrii a potvrdí nebo vyvrátí domněnku, že dráha sekundáru prošla změnami v důsledku Kozaiova-Lidovova efektu, způsobeného vzdáleným souputníkem HD 213307.

I. Soszyński aj. zveřejnili výsledky sčítání cefeid ve Velkém (LMC) i Malém Magellanově mračnu (SMC) pomocí dat experimentu OGLE. Počet známých cefeid v LMC tak vzrostl na 4 620 a v SMC na 4915. Kromě cefeid v samotných galaxiích se týmu podařilo najít tyto hvězdy i v Magellanově mostu, který obě galaxie spojuje; stáří cefeid v něm nalezených se pohybuje v rozmezí 27 ÷ 280 Mr, což souhlasí s předchozími odhady, že most vznikl při setkání obou galaxií asi před 250 Mr. I. Dékány aj. nalezli v datech přehlídky VVV (VISTA Variables in Vía Láctea) dvě cefeidy, které se nacházejí na opačné straně Galaxie. Obě hvězdy jsou skryté za mlhovinou Trifid, mají téměř stejnou periody, jasnosti i barvy (obě jsou velmi červené) a autoři předpokládají, že jsou součástí otevřené hvězdokupy, jejíž ostatní členy zatím nedokážeme rozlišit. Vzdálenost obou cefeid od nás činí (11,4 ±0,9) kpc a jejich stáří se odhaduje na (48 ±3) Mr. S. Chakrabarti aj. nalezli v datech stejné přehlídky čtyři cefeidy, které leží ve vzdálenosti 90 kpc, tedy daleko za diskem Galaxie (navíc jsou asi 2 kpc vzdálené od její roviny). Jsou vzdálené jen 1 kpc od sebe a jejich stáří je zhruba 100 Mr. Pravděpodobně se nacházejí v trpasličí galaxii, kterou už ostatně hlavní autorka v daném místě předpověděla v r. 2009. M.  Feast aj. pomocí dalekohledu SALT (South African Large Telescope) sledovali 32 cefeid ze zmíněného katalogu OGLE a ověřili, že pět z nich jsou skutečně klasické cefeidy ve vzdálenostech 13 ÷ 22 kpc od centra Galaxie, také ovšem 1 ÷ 2 kpc mimo rovinu Galaxie. Protože jsou celkem mladé (≤ 130 Mr), autoři nabízejí hypotézu, že se nacházejí ve vnějším molekulárním oblaku nad spirálním ramenem Štít-Kentaur.

L. Matthews, M.  Reid a K. Menten zpracovali pozorování známé hvězdy Mira (o Ceti)v rádiovém oboru, konkrétně z observatoří VLA a ALMA. Výsledky prokázaly přítomnost disku kolem primární složky a odhalily její výrazné zploštění, dále autoři určili poloměr sféry rádiového vyzařování (patrně nejde o skutečný povrch hvězdy) sekundární složky na 2×10⁷ km. W. Vlemmings aj. použili další data observatoře ALMA a objevili, že rozšířená zářící obálka kolem primární složky sahá až do vzdálenosti 4 au, u sekundární složky je to „jen“ přibližně 2,4 au. Autoři také v disku kolem primární složky nalezli jasnou horkou skvrnu s průměrem 0,4 au, kterou připisují magnetické aktivitě primáru a dávají ji do souvislosti s dříve pozorovanými záblesky rentgenového záření.

η Carinaevzplanula v r. 1843 jako záhadný objekt, o němž se dlouho nevědělo téměř nic, snad kromě toho, že porušuje prakticky všechna pravidla pro hvězdy, která jsme znali. Dnes víme, že jde o dvojhvězdu složenou ze dvou velmi hmotných složek (90 a 30 M_☉), které kolem sebe oběhnou jednou za 5,5 roku. V periastru se k sobě dostanu na vzdálenost menší než 225 milionů km (to je zhruba vzdálenost Slunce–Mars). Při tomto největším přiblížení dojde k intenzivní interakci mezi rychlým a řidším hvězdným větrem sekundáru s pomalejším hustším hvězdným větrem primáru. Vznikne rázová vlna, která ohřeje okolní plyn natolik, že na dobu několika měsíců začne zářit v rentgenovém oboru. T. Madura aj. tuto interakci numericky simulovali a kromě obvyklých vizualizací vytvořili sadu 3D modelů pro tisk na (dnes již běžných) 3D tiskárnách. 3D modely odhalily dříve nepoznané struktury podobné prstům, které se vytvářejí kolem turbulentních nestabilit podél rázové vlny mezi zmíněnými dvěma hvězdnými větry. M. Teodoro aj. analyzovali rentgenová spektra z různých míst zmíněné rázové vlny a porovnávali pozorování mezi r. 2009 a 2014. Z jejich porovnání plyne, že přiblížení r. 2014 bylo v čáře He II na vlnové délce 4686 Å zhruba o čtvrtinu jasnější; protože zároveň z dlouhodobých pozorování η Car plyne, že hvězdný vítr primáru je dlouhodobě velice stabilní, zvýšení jasnosti jde na vrub aktivnějšímu sekundáru. Ke stejným závěrům došli K. Davidson aj. na základě nezávislých měření pomocí HST. Vysvětlení autoři nabízejí v podobě slabší akrece látky na sekundární složku v době průchodu periastrem, hvězdný vítr sekundáru pak má snadnější průchod mezihvězdným prostředím. V podstatě stejný obrázek potvrzují K. Reitberger na základě dat z družice Fermi; její přístroj LAT (Large Area Telescope) dvojhvězdu pozoroval po celý jeden oběh a autoři uvádějí významnou proměnu spektra v gama oboru v měsících kolem průchodu periastrem. A. Mehner aj. analyzovali dostupná archivní data z HST a v letech 2012–2015 pořídili další pozorování na VLT a CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) a taktéž potvrdili zesílení jasnosti v čarách hélia a dusíku (N II), zjistili ale, že v čarách H-α a Fe II byl průchod v r. 2014 slabší než v předchozích letech. Vysvětlení se možná skrývá ve sníženém úbytku látky z primární složky – sekundár pak při průchodu periastrem svým akrečním diskem „nenabere“ tolik materiálu.

2.8. Planetární mlhoviny

Vodní fontány jsou pozoruhodné objekty, v nichž se nachází vodní maser uvnitř kolimovaného výtrysku látky. J. Gómez aj. nalezli takový vodní maser uvnitř výtrysku objektu IRAS 15103-5754. Autoři na základě spekter z VLT, Australia Telescope Compact Array a družice Herschel uvádějí, že maser není indukován pravidelným výtryskem od hvězdy, jak je v případě vodních fontán obvyklé, ale spíše jde o důsledek explozivního rozpínání obálky, která právě dává vzniknout planetární mlhoviny.

C. Badenes, D. Maoz a R. Ciardullo zkoumali planetární mlhoviny v LMC z hlediska charakteristik jejich vývojových předchůdců. Podle nich existují dvě odlišné skupiny: hvězdy hlavní posloupnosti s hmotnostmi 1 ÷ 1,2 M_☉ a stářím 5 ÷ 8 Gr a hmotné hvězdy s hmotnostmi 2,1 ÷ 8,2 M_☉ a stářím 35 ÷ 800 Mr. Zatímco planetární mlhoviny první skupiny trvají v průměru (26 +6 -7) kr, planetární mlhoviny druhé skupiny „vydrží“ jen (11 +6 -7) kr.

H. Smith Jr. provedl analýzu měření vzdáleností planetárních mlhovin a na základě 16 centrálních hvězd, pro které jsou k dispozici přesné trigonometrické paralaxy, navrhuje úpravy odhadování vzdáleností. Podle autora většina metod trpí problematickou závislostí odhadu vzdálenosti na poloměru planetární mlhoviny, což vede k systematickému podhodnocení odhadů. Naopak měření paralaxy planetární mlhoviny (nikoli centrálního objektu) trpí systematickým nadhodnocením odhadu vzdálenosti. Autor upozorňuje na problematické paralaxy v datech družice HIPPARCOS (jde o známý problém např. také u Plejád) a jako současnou nejlepší metodu uvádí způsob publikovaný D. Frewem aj. v r. 2014.

2.9. Bílí trpaslíci

Bílí trpaslíci s povrchovou teplotou ve vhodném rozmezí pravidelně pulsují s periodou typicky několik minut. K. Bell však u bílého trpaslíka KIC 4552982 a J. Hermes aj. u bílého trpaslíka PG1149+057 v zorném poli družice Kepler nalezli podivné nepravidelné pulsace, pro které zatím chybí vysvětlení. Jde o nepravidelná osamocená vzedmutí, která provází zjasnění hvězdy až o 15 % a zvýšení povrchové teploty o 750 K v řádu jednotek hodin. Další pozorování jsou nutná; pozemské přístroje ovšem trpí nutností pozorování přerušovat, což snižuje šanci na zachycení těchto jevů.

S. Parsons aj. propátrali katalog Catalina a nalezli 14 nových dvojhvězdných systémů, tvořených bílým trpaslíkem a hvězdnou hlavní posloupnosti. Většina z nich je spektrálního typu M2–M3 s oběžnou dobou kolem 4 h a velmi blízko k hranici Rocheova laloku. Tyto nově nalezené systémy mají dřívější spektrální typ hvězdy hlavní posloupnosti a také nižší poměr počtu hvězd ve dvojhvězdách daného typu, než ve starších přehledech. To je patrně způsobeno tím, že dřívější spektrální typy rychleji dospějí do katastrofické fáze a tím zmizí ze vzorku tohoto typu dvojhvězd.

A. Gianninas aj. určili paralaktické vzdálenosti a další vlastnosti 54 chladných bílých trpaslíků, tedy těch, kteří mají povrchovou teplou nižší než 4 000 K. Nacházejí se ve vzdálenostech 21÷100 pc od nás a až na dvě výjimky se všichni nacházejí uvnitř disku Galaxie. Nejstarší z nich má odhadované stáří 10 Gr. Autoři uvádějí, že jde zřejmě o jasnější skupinu bílých trpaslíků s většími poloměry a nízkými hmotnostmi, ta chladnější, menší a hmotnější skupina ještě z velké části čeká na objevení.

M. Boursová aj. pořídili pomocí HST UV spektra dvojhvězdy SDSS J125733.63+542850.5, kterou tvoří dvojice bílých trpaslíků, a kombinací s optickými daty určili fyzické parametry obou složek. Sekundární složka má dobře určenou povrchovou teplotu 13 030 K a hmotnost 1,06 M_☉, primární složka má povrchovou teplotu 6 400 K a 4,27× větší poloměr než sekundár. Hmotnost primární složky je složité určit, ale pravděpodobně se pohybuje těsně nad minimální hodnotou 0,1 M_☉. Co je velmi nečekané, je stáří obou složek – zatímco sekundární složka je stará jen zhruba 1 Gr, primární složka je starší než 5 Gr. Jak je takový vývojový paradox možný, zatím není jasné.

3. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama (GRB)

3.1. Supernovy

Supernova 1987A je častým cílem pozorování ve všech spektrálních oborech. M. Matsuura aj. na materiál vyvržený při vzplanutí této supernovy zaměřili družici Herschel a pořídili IR spektra prachu. Ze spektrálních čar O I, SiO a C odhadli hmotnost této vyvržené látky při výbuchu na zhruba 0,8 M_☉. S. Boggs aj. ve spektru SN 1987A nalezli emisní čáry, které vznikají při radioaktivním rozpadu 44Ti. Titan vzniká v nejvnitřnější vrstvě vyvrhovaného materiálu. Spektrální čáry jsou zčervenalé a z jejich Dopplerova posunu autoři odvodili rychlost rozpínající se obálky přibližně 700 km/s. Všechna zářící látka se pohybuje směrem k nám, což svědčí o výrazné asymetrii výbuchu. E. Dwek a R. Arendt v analýze spekter 615, 775, 1 144, 8 515 a 9 090 dní po vzplanutí potvrdili emisní čáry radioaktivního ⁵⁶Co, již zmíněného ⁴⁴Ti a také řádově shodný odhad hmotnosti prachu 0,5 M_☉. Podle nich v materiálu převažují silikáty nad uhlíkatými částicemi. R. Wesson aj. modelovali přenos záření v prachovém mračnu kolem pozůstatku po supernově a oznámili objev postupného nárůstu hmotnosti prachu. Kondenzace prachu trvá desítky let a prachová jádra na sebe v průběhu času nabalují další látku, čímž hmotnost mračna roste. Supernovy jsou tak přispívají k tvorbě prachu ve vesmíru ve větší míře, než se dosud soudilo. S. Orlando aj. analyzovali rentgenové záření rozpínající se obálky a vytvořili numerický model, pomocí kterého odhadli energii vzplanutí supernovy na 1,2 ÷ 1,4×10⁴⁴ J a celkovou hmotnost odhozené obálky na 15 ÷ 17 M_☉. Z prostorového rozložení rentgenového záření také stanovili hrubé obrysy tvary mlhoviny v okolí supernovy ještě před jejím výbuchem. C. Fransson aj. na SN 1987A zaměřili HST a VLT a porovnali pozorování mezi lety 1994 a 2014. Autoři na základě posunu jasných zářících míst odhadli rychlost rozpínání prstence na 500 ÷ 1 000 km/s a oznámili postupné slábnutí záření, jak se obálka rozpíná a zároveň se horká místa ochlazují rozpouštěním v okolním chladnějším plynu. Autoři odhadují, že vnitřní prstenec se do r. 2025 zcela rozpadne a zmizí. V. Utrobin aj. modelovali čtyři druhy modrých veleobrů ve snaze porovnat modelové světelné křivky vzplanutí supernovy s pozorovanými daty. Zaměřili se mj. na produkci ⁵⁶Ni ve vyvrhované obálce a zjistili, že žádný současný model není schopen zcela vysvětlit všechny charakteristiky SN 1987A – zatímco všechny modely zhruba odpovídají tvaru světelné křivky, tři neumožňují reprodukovat strmý nárůst jasnosti na počátku vzplanutí, zatímco ten čtvrtý zase nedovede vysvětlit pozorovanou absolutní magnitudu modrého veleobra před výbuchem.

Krabí mlhovina je dalším oblíbeným cílem výzkumů. P. Owen a M. Barlow vytvořili modely jejího rozpínání a zkoumali jejich soulad s pozorovanými spektry. Žádný jednoduchý symetrický model není schopen reprodukovat skutečná spektra, neboť by vyžadoval neúměrně velkou hmotnost vyvržené látky. Nejlepší výsledky poskytují asymetrické modely s dodatečnou ionizací plynu v mlhovině od hvězdného větru centrálního pulsaru. Tyto modely poskytují uspokojivé výsledky s hmotností uhlíkatého prachu 0,11–0,13 M_☉, silikátového prachu 0,39–0,47 M_☉ a celkovou hmotností odhozeného materiálu (7,2 ± 0,5) M_☉, což je v souladu s odhadovanou hmotností předchůdce supernovy 9 M_☉.

S. Katsuda aj. zpracovali rentgenová spektra pozůstatku po Keplerově supernově (SN 1604) z družic Newton, Chandra a Suzaku. Porovnáním s Tychonovou supernovou a SNR 0509-67.5 v LMC autoři odhadují hmotnosti odhozeného materiálu: těžké prvky ze skupiny železa přibližně 0,95 M_☉, lehčí prvky 0,12 M_☉. Na základě poměrně vysokého zastoupení dusíku v rozpínající se obálce autoři uvádějí hypotézu o pravděpodobném původu v nitru předchůdce supernovy. Z turbulentních zhuštěnin v mezihvězdném materiálu autoři usuzují, že vzplanutí supernovy bylo nadprůměrně jasné a tyto „uzlíky“ se zformovaly několik století po výbuchu teprve na základě interakce odhozené látky s okolním prostředím.

Einsteinův kříž je jev dobře známý z galaktické astronomie, který bychom u supernov nečekali, neboť jeho výskyt předpokládá souběžné uspořádání jednoho objektu dostatečně daleko a druhého s dostatečně velkou hmotností. O to větší překvapení čekalo na P.  Kellyho a kolegy, kteří objevili čtveřici jasných bodů v zorném poli kamery WFC3 v archivu HST. Takový obraz gravitačně čočkované supernovy ve vzdálené galaxii předpověděl již v r. 1964 S. Refsdal. Galaxie, v níž vzdálena supernova vzplanula, má červený posuv z = 1,49, kdežto kupa galaxií, která slouží jako gravitační čočka, se skládá z mnoha galaxií, má střední červený posuv z = 0,54. Archivní data o vzdálené supernově sice nepokrývají dostatečně vzplanutí a následný pokles; nicméně z dostupných dat se zdá, že nešlo o supernovu typu Ia. Zcela vyloučena není ani neobvyklá aktivita černé veledíry v jádře některých z galaxií, byť maximum jasnosti mluví spíš ve prospěch supernovy. Autoři dokonce předpověděli, že se objeví další čočkové zobrazení téže supernovy v roce 2015 nebo 2016 díky jiné galaxii téže kupy, protože paprsky ze supernovy musí proletět delší dráhu. To se skutečně koncem roku 2015 stalo. Je velká škoda, že S. Refsdal (1935–2009) se tak brilantního potvrzení svého výpočtu nedožil.

Týž hlavní autor předchozí práce spolu s dalšími kolegy publikoval kalibraci vzplanutí supernov typu Ia v prostředích s překotnou tvorbou hvězd a vyšší jasností v UV oboru. Z dat družice GALEX (Galaxy Evolution Explorer) podle autorů plyne, že měření vzdáleností supernov z této skupiny má chybu menší než 4 %. Pravděpodobně za to může menší rozptyl určení stáří předchůdců supernov v takových mezihvězdných prostředích, ale je samozřejmě otázka, zda nejde o výběrový efekt.

Prostor mezi galaxiemi není úplně prázdný, ale spatřit jednotlivé hvězdy je většinou mimo dosah našich přístrojů – pokud těmi hvězdami nejsou supernovy. M. Grahamová aj. zveřejnili svůj výzkum právě takových intergalaktických supernov, které již před lety objevili pomocí CFHT (Canada France Hawaii Telescope). Nyní se jim podařilo pomocí HST prokázat mimogalaktický původ minimálně tří kandidátů; čtvrtá supernova se zdá být „doma“ uvnitř blízké trpasličí galaxie. Hledání takovýchto supernov (a dalších hvězd) má smysl jednak kvůli studiu gravitačních interakcí galaxií v Místní skupině, jednak kvůli kosmologickým důsledkům – možná až 11 % baryonové látky se může nacházet v mezigalaktickém prostoru.

ASASSN (All Sky Automated Survey for SuperNovae) je přehlídka oblohy, jejímž cílem je pátrání po nových supernovách zejména na jižní obloze. Dvojice 0,14m dalekohledů na Cerro Tololo objevila v květnu 2015 jednu supernovu v souhvězdí Tukana a záhy se ukázalo, že jde o jednu z nejjasnějších supernov, které kdy lidstvo mohlo spatřit. Její svítivost dosáhla hodnoty 572 GL_☉, což je více dvojnásobek svítivosti dosud známých supernov. Nachází se v mateřské galaxii s červeným posuvem 0,23, která vykazuje překvapivě nízké tempo tvorby hvězd. Spektrum supernovy postrádá čáry vodíku, což značí, že ještě před vzplanutím přišla o svou vodíkovou obálku.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

H. Yamaguchi aj. se pokusili ověřit, zda jsou hmotnosti explodujících supernov typu Ia, tedy postupně tloustnoucí bílí trpaslíci, blízko Chandrasekharově mezi. Autoři analyzovali pozůstatek po supernově 3C 397 a oznámili, že nalezené poměry Ni/Fe a Mn/Fe (0,11–0,24, resp. 0,018–0,033) ve spektrech svědčí jednak o tom, že supernova vzplanula ze systému s pouze jedním bílým trpaslíkem, jednak o tom, že odhozená obálka byla z velké části vytvořena obohacením neutrony, které vznikly uvnitř látky s vysokým stupněm degenerace, tj. elektrony vtlačenými do atomových jader, což je jedna z charakteristik bílých trpaslíků s hmotností těsně pod Chandrasekharovou mezí.

R. Fesen, P.  Höflich a A. Hamilton zpracovali UV spektra pozůstatku supernovy SN 1885 poblíž výdutě galaxie M31 z HST a na základě spektrálních čar Fe I, Fe II a Ca II zjistili, že odhozená látka se rozpíná velice nerovnoměrně. Zatímco části bohaté na železo vykazují čtyři výrazné proudy, které letí rychlostmi až 10 000 km/s, ta část plynu, která silně absorbuje v čarách Ca II, se rozpíná všemi směry, ale s rozdílnými rychlostmi v rozmezí 1 000 ÷ 5 000 km/s (s výjimkami o rychlosti dokonce až 12 500 km/s). Právě přibližná sférická symetrie obálky bohaté na vápník je podle autorů důkazem, že supernova nevznikla splynutím dvou bílých trpaslíků, ale šlo o typ Ia.

Pulsar v centru Krabí mlhoviny rotuje s frekvencí zhruba 30 Hz a tato frekvence velmi pozvolna v čase klesá. Přesná měření v Jodrell Bank odhalila, že pulsar občas škytne – 15 těchto urychlení rotace nastalo během 11 let a celkem jich od r. 1968 bylo zaznamenáno 24. A. Lyne aj. zkoumali dostupná data, a zatímco za zpomalováním frekvence pulsaru podle nich stojí brždění způsobené magnetickým polem, jehož dipól se odklání od rotační osy pulsaru, pro škytnutí dobré vysvětlení schází. Některá zrychlení rotace se dějí kvaziperiodicky po 320 dnech, jiná ovšem ne. Zlomek obloukové vteřiny jihovýchodně od pulsaru v centru Krabí mlhoviny se nachází „uzlík“ – oblast, která intenzivně bliká v oboru gama elektromagnetického spektra. A. Rudy aj. se na ni zaměřili s využitím HST, družice Chandra a Keckova dalekohledu a potvrdili, že jde o rázovou vlnu, rozpínající se okolním prostředím. Nejasnosti nicméně zůstávají, zejména celková geometrie systému je záhadné – „uzlík“ se jeví mnohem blíž k pulsaru, než by vzhledem k rychlosti rázové vlny měl.

R. Lau aj. pomocí přístroje FORCAST letecké observatoře SOFIA získali spektra pozůstatku po supernově Sgr A(E), která ve směru k centru Galaxie vzplanula asi před 10 000 lety. Zjistili, že v centru rozpínající se obálky se nachází zhruba 0,02 M_☉ prachu s teplotou kolem 100 K. Překvapivé množství prachu, které se udrželo pohromadě po tak dlouhou dobu, je patrně možné jen díky relativně vysoké hustotě okolního prostředí, které dobře tlumí rázovou vlnu výbuchu a malou velikostí částic prachu zkondenzovaného prachu uvnitř rozpínající se obálky. Pokud je hypotéza autorů správná, znamená to, že supernovy jsou skutečně zodpovědné za tvorbu většiny prachu v raných galaxiích.

Pozůstatky po supernovách nacházíme nejen v naší Galaxii, ale pochopitelně i v jejích nejbližších sousedech. W. Reid aj. pořídili multispektrální pozorování jednoho takového objektu v LMC a zjistili, že jde o víceméně typického zástupce zbytku po supernově typu Ia. Spektrum ukazuje nižší poměr intenzity čar dusíku vůči vodíku, což patrně souvisí s tím, že se v celé LMC obecně vyskytuje menší zastoupení dusíku ve srovnání s Galaxií. Autoři odhadují stáří pozůstatku na 2 ÷ 5 kr a rychlost rozpínání obálky je v rozmezí 600 ÷ 1 400 km/s. Odhadnout, kolik látky supernova rozhodila ve svém okolí, podle autorů není možné kvůli příliš vysoké koncentraci mezihvězdného prachu všude v okolí pozůstatku.

G. Dubnerová a E. Giacaniová zveřejnily přímo učebnicovou přehledovou práci o pozůstatcích supernov, ve které shrnují většinu experimentálních i teoretických poznatků o těchto objektech, včetně interakcí mezi rázovou vlnou výbuchu a mezihvězdnou látkou. Autorky se mj. zabývají otázkou, nakolik mohou rozpínající se obálky napomáhat tvorbě nových hvězd, a jakým směrem by se měl ubírat výzkum těchto objektů v rádiovém oboru.

3.3. Obecně o supernovách

R. Lunnan aj. se rozhodli využít potenciálu HST k hledání předchůdců nadsvítivých supernov (SLSNe = Super Luminous SuperNovae) objevovaných v posledních letech. Společným rysem těchto supernov je deficit vodíku. K tomu cíli si nejprve vybrali 16 mateřských galaxií, v nichž byly SLSNe pozorovány, z toho 11 supernov nalezl přehlídkový 1,8m teleskop Pan-STARRS. Pak začali snímkovat mateřské galaxie, aby mohli popsat jejich morfologii, rozměry a tehdejší tempo tvorby nových hvězd. Díky výtečné úhlové rozlišovací schopnosti HST dokázali přesně určit polohu supernovy na snímcích. Ze snímků v ultrafialovém oboru tak zjistili, že mateřské galaxie mají nepravidelné tvary trpasličí rozměry, neboť jejich poloměr s poklesem jasnosti galaxie na polovinu centrální hodnoty činí jen 0,9 kpc. Tempo tvorby hvězd v dané oblasti je však nadprůměrné, takže SLSNe vybuchují v relativně hustých partiích dané galaxie. Ještě vyšší koncentraci do těchto partií jeví dlouhá LGRB, na rozdíl od standardních supernov, které jsou v galaxiích rozloženy rovnoměrně. To by svědčilo ve prospěch domněnky, že předchůdci LGRB musí mít ještě vyšší počáteční hmotnosti než předchůdci SLSNe.

S. Couch aj. simulovali trojrozměrně poslední minuty před výbuchem supernovy třídy II (kolapsaru), kdy rychle roste její železné jádro, aby se následně zhroutilo vinou vlastní gravitace. Autoři tak zjistili, že ve slupce nad jádrem bouřlivě probíhá termonukleární hoření jader křemíku, což vyvolává silnou konvekci plynu dosahující rychlostí stovek km/s, díky níž nabude železné jádro kritické hmotnosti, a proto se bleskově zhroutí. Autoři dále ukázali, že celý proces není ani zdaleka kulově souměrný, což usnadňuje následný masivní únik neutrin, jež odnesou významnou část energie rychlých rozptylem do okolního prostoru. Předešlé výpočty v 1D a 2D nemohly proto být dostatečně reprezentativní a to byl důvod, proč takto zjednodušené modely k výbuchům ani nevedly. Pokroky výpočetní techniky a důmyslnějších komplexních kódů se projevily tím, že obdobné výpočty téměř současně uveřejnili také E. Lentz aj., P. Mösta aj., T. Melson aj. a A. Wongwathanarat aj.

V. Utrobin aj. uspěli v 3D simulování následků výbuchu SN 1987A, která patří do třídy II. Podařilo se jim správně odhadnout množství vyvrženého radionuklidu ⁵⁶Ni (poločas rozpadu 6,1 d) i rychlost jeho rozpínání tempem 3 tis. km/s. Naproti tomu vodíkový plyn se během výbuchu míchal rychlostmi <100 km, rovněž v dobré shodě se spektrálními pozorováními. Nicméně mnoho problémů se nepodařilo ani těmto autorům vyřešit, například nesoulad výpočtu s reálným průběhem světelné křivky supernovy v období až do 40 dnů po výbuchu. Z maxima zářivého výkonu na vrcholu exploze lze odvodit, že héliové jádro supernovy mělo hmotnost 6 M_☉, ale simulace daly podstatně nižší hodnotu.

Ještě obtížnější je objasnit procesy, které vedou k výbuchům klasických supernov třídy Ia. Všeobecně se má za to, že jejich předchůci jsou dvojhvězdy, kde rozpínající se složka předává vodíkový plyn přes společný Lagrangeův bod do Rocheova laloku kolem bílého trpaslíka tak dlouho, až trpaslík dosáhne hmotnosti na Chandrasekharově mezi a vypaří se v termonukleární explozi ještě mocnější než tomu je u supernov — kolapsarů. K. Marquart aj. podnikli náročnou práci, když simulovali výbuchy bílých trpaslíků typů C-O a O-Ne. Porovnáním chování obou typů dospěli k závěru, že podmínky pro explozi supernovy třídy Ia jsou snazší pro bílé trpaslíky typu C-O. Nanejvýš 10 % všech výbuchů SN Ia obstarají bílí trpaslíci O-Ne. Paradoxně v situaci, kdy ročně pozorujeme úspěšné výbuchy tisíců supernov, se modelové výpočty navzdory všem pokrokům v teorii i výpočetní technice potýkají se značnými problémy. Ještě že supernovy nečtou odborné astronomické časopisy.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

A. Kirichenková aj. využili obřího teleskopu GTC (ø 10,4m; La Palma) ke studiu okolí mladého (17 tis. let) pulsaru PSR J2021+3651 s rotační periodou 0,104 s, jenž je pozorovatelný v oborech záření rádiového, rentgenového i gama s cílem objevit jeho optickou složku, ale to se jim nepodařilo, ačkoliv jde o jeden z nejenergetičtějších pulsarů. Jeho zářivý výkon odvozený z brždění rotace dosahuje totiž hodnoty 3.10²⁹ W a indukce jeho magnetického pole hodnoty 300 MT. Autoři dále zjistili, že vzdálenost pulsaru odvozená z dispersní míry (12 kpc) dramaticky nesouhlasí s hodnotou pro vzdálenost pulsarové mlhoviny PWN G75.2+0.1 („Vážka“) vytvářené pulsarem a zobrazené družicí Chandra. Vzdálenost Vážky není rozhodně větší než 1,8 kpc. Vážka se velmi podobá mlhovině prototypu mladých pulsarů Vela (PSR 0833-45), jehož stáří se odhaduje na 5 ÷ 8 tis. let.

J. van Leeuwen aj. měřili pomocí pěti největších radioteleskopů světa po dobu pěti let kolísání impulsních period pulsaru PSR J1906+0746, který patří mezi relativně mladé pulsary (~100 tis. let) v těsné dvojhvězdě s druhou nejkratší oběžnou dobou mezi pulsary (4,0 h). Z toho důvodu se v soustavě, kde pulsar má hmotnost 1,29 M_☉ a jeho průvodce 1,32 M_☉, uplatňují významně relativistické efekty. Zatím však není jasné, zda je průvodce pulsaru rovněž neutronovou hvězdou, anebo bílým trpaslíkem. Naneštěstí intenzita signálu pulsaru dlouhodobě slábne vinou geodetické precese způsobené relativistickým efektem, takže mnoho naděje na rozlišení obou variant už nezbývá. Autoři dávají mírnou přednost konvenčnímu modelu s druhou neutronovou hvězdou. Na druhé straně ani možnost, že průvodcem je bílý trpaslík, není zcela vyloučena. V tom případě by dnešní stav této podivuhodné soustavy vznikl poměrně exotickým způsobem, kdy si obě složky soustavy ve dvou oddělených etapách navzájem vyměňovaly hmotu, ale nakonec jenom jedna z nich dokázala vybuchnout jako supernova.

J. Swiggum aj. zkoumali relativistické efekty u pulsaru PSR J1930-1852, jenž se nachází rovněž ve dvojhvězdě, kde i druhá složka je neutronovou hvězdou. Pulsar objevili dva středoškoláci během letního praktika o pulsarech v r. 2012. Soustava se vyznačuje se nejdelší rotační periodou 0,185 s pro pulsary ve dvojhvězdách, a také nejdelší oběžnou dobou kolem těžiště soustavy 45 dnů. Autoři dokázali změřit hodnotu relativistického stáčení periastra 2,8“/rok, odkud se dá odvodit celková hmotnost soustavy 2,6 M_☉. To je pro soustavy tvořené dvěma neutronovými hvězdami docela typická hodnota. Dokonce se dá ukázat, že pulsar má hmotnost <1,32 M_☉ a jeho kolegyně >1,3 M_☉. Autoři dále uvedli, že do roku 2015 objevili radioastronomové již na 2 300 pulsarů, z nichž asi desetina má svého hvězdného průvodce v podobě druhé neutronové hvězdy, bílého trpaslíka, anebo hvězdy hlavní posloupnosti. Nejčastějším průvodcem pulsarů jsou však s převahou bílí trpaslíci.

M. Decasar aj. objevili pomocí 100m R. C. Byrdova teleskopu v Green Banku (Západní Virginie) v kulové hvězdokupě NGC 6652 (vzdálenost 10 kpc) milisekundový pulsar PSR J1835-3259A s rotační periodou 3,9 ms a hmotností 1,4 M_☉ ve dvojhvězdě, jejíž druhou složku tvoří hvězda o hmotnosti 0,74 M_☉ s oběžnou periodou 9,25 d. Soustava vykazuje extrémní výstřednost eliptických drah až 0,95 a nepochybně poslouží k nalezení relativistických efektů během dlouhodobých pozorování. Podobně J. Martinez aj. určili hmotnost pulsaru PSR J0453+1559 (1,56 M_☉) i jeho průvodce (1,17 M_☉). Jelikož soustava má výstřednost oběžné elipsy 0,11, je prakticky jisté, že průvodce je rovněž neutronovou hvězdou s překvapivě nízkou hmotností. Sám pulsar patří k velmi starým objektům (4 mld. let), má magnetické pole o indukci 290 kT a rotační periodu 0,046 s. V obou případech jde o nepoměr mezi hmotnostmi obou složek (0,52, resp. 0,75), což se podstatně liší od většiny dvojhvězd s aspoň jedním pulsarem, kde bývá poměr hmotností průměrně 0,9. Podle autorů to znamená, že při explozích supernov mohou vznikat neutronové hvězdy s velmi širokým rozsahem hmotností. Tato skutečnost bude mít nepochybně vliv na pravděpodobnost výskytu gravitačních vln vznikajících při splynutí dvou neutronových hvězd.

Jak ukázali M. Kilic aj., také bílí trpaslíci provázející některé milisekundové pulsary mohou vykázat větší rozptyl svých hmotností, než se dosud soudilo. Autoři pořídili světelné křivky dvou milisekundových pulsarů PSR J1738+0333 a J1909-3744 pomocí spektrografu GMOS 8m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile), u nichž je známo, že v obou případech jsou průvodci pulsarů bílí trpaslící s hmotností <0,3 M_☉. Zatímco druhý z trpaslíků nejeví žádné změny jasnosti větší než 0,1 %, první z nich vykazuje zřetelnou optickou proměnnost v periodách 0,5 ÷ 0,85 h. To je v souladu s teorií pulsací pro bílé trpaslíky s hmotností héliového jádra 0,17 M_☉. Pulsar J1738+0333 má rotační periodu 5,85 ms. Průvodní bílý trpaslík o hmotnosti 0,181 M_☉, poloměru 28 tis. km a efektivní teplotě 9,1 kK kolem něho obíhá v periodě 8,5 h. Celá soustava je od nás vzdálena 1,5 kpc. Právě tyto vysoce přesné údaje prozrazují, že bílí trpaslíci mohou mít mnohem nižší hodnoty než je proslulá Chandrasekharova mez, takže nikdy nevybuchnou jako supernovy. Autoři připomínají, že dlouhodobé studium pulsací takových bílých trpaslíků může přinést jednak zlepšení našich znalostí o příčinách pulsací, ale hlavně také umožní kalibrovat stupnici jejich stáří pomocí přesnějších hodnot o chladnutí bílých trpaslíků.

F. Marshall aj. odhalili pomocí družic Swift a RXTE náhlé zrychlení rotace mladého (věk 1,7 tis. let) pulsaru LMC B0540-6919, jenž se jinak sekulárně zpomaluje. Skok ve zkrácení původní periody (51 ms) o 36 % se odehrál v intervalu dvou týdnů počátkem prosince 2011. Podle měření z r. 2015 se od zmíněného skoku rotační perioda nezměnila. Přitom se skok nijak neprojevil na profilu impulsů nebo jejich intenzitě v žádném spektrálním oboru. Autoři odhadli, že příčinou skoku bylo překlopení magnetosféry pulsaru z jedné stabilní konfigurace do druhé, která může převládat po několik desítek let. Jde o jediný pulsar ve Velkém Magellanově mračnu, který lze v této soustavě pozorovat i v pásmu záření gama. Jeho zářivý výkon 6. 10²⁹ W převyšuje výkon pulsaru v Krabí mlhovině (PSR B0531+21) dvacekrát.

U anomálního rentgenového pulsaru 1E AXP 2259+568 (vzdálenost 4,0 kpc) byl koncem dubna 2012 pozorován antiskok rotační periody, tj. její náhlé prodloužení. Podle I. Ranea-Sandovala a F. Garcia je objekt magnetarem s indukcí dipólového magnetického pole 6 GT, rotační periodou 7 s a stářím 1 mil. let. Antiskok prodloužil rotační periodu v relativní míře o 1,2.10^-6. A. Mastrano aj. se pokusili o vysvětlení efektu na základě skutečnosti, že jde o neutronovou hvězdu s poměrně silným vnitřním magnetickým polem ve tvaru toroidu (zkrouceného anuloidu). Podle konfigurace vnitřního nebo i vnějšího magnetického pole pak může docházet k antiskokům až o řád větším než se dosud přepokládalo.

C. Karako-Argman aj. referovali o svých měřeních poměrně záhadných příbuzných klasických pulsarů zvaných zkratkou RRAT (Rotující RÁdiové Transienty; objev v r. 2006) pomocí již zmíněného obřího 100m radioteleskopu v Green Banku a také evropské nízkofrekvenční rádiové soustavy LOFAR (LOw Frequency ARray) na frekvencích 150, 350 a 820 MHz (vlnové délky 0,37 ÷ 2,0 m). Tyto objekty se vyznačují sporadickými silnými rádiovýmí impulsy vyzařovanými opakovaně, ale po delších nepravidelných přestávkách rádiového ticha. V přehlídkách našli 21 nových objektů RRAT s dispersními mírami 15 ÷ 97 pc/cm³, rotačními periodami 0,24 ÷ 3,4 s a intervaly přestávek 9 ÷ 180 s. K vysvětlení chování zdrojů RRAT bylo již navrženo několik různých mechanismů, ale žádný z nich není příliš přesvědčivý. Proto se vkládají velké naděje do budoucího obřího systému SKA (Square Kilometer Array), jenž má být v příští dekádě postupně vybudován v Austrálii a Jižní Africe.

3.5. Hvězdné zdroje záření rentgenového a gama

S. Heinz aj. využili okolnosti, že rentgenová dvojhvězda Circinus X-1 (oběžná doba 16,5 d; výstřednost 0,45) prodělala koncem r. 2013 silný rentgenový výbuch. Následná pozorování družicemi Chandra a Newton umožnila pozorovat od 40. dne po výbuchu po dobu dalších 40 dnů zatím vůbec nejintenzivnější rentgenové ozvěny v hustých oblacích prachu v okolí dvojhvězdy. Šlo o čtyři dobře definované prsteny s úhlovými poloměry v rozsahu 5´ - 13´. Ze známé rychlosti světla a úhlové rychlosti pohybu prstenů se dala spočítat dosud velmi nejistá vzdálenost této soustavy doslova královskou cestou, protože autoři měli k dispozici také měření radiálních rychlostí pohybů dvou vnitřních prstenů (–74 km/s a –81 km/s) ve směru zorného paprsku. Tak se podařilo stanovit vzdálenost dvojhvězdy (9,4 + 0,8 – 1,0) kpc. Předešlá hodnota 4 kpc byla tedy silně podceněná. Navíc z ní vyplývalo, že objekt měl často zářit podstatně více, než dovoluje Eddingtonova mez svítivosti (~4.10³¹ W). Tento problém odpadl, i když se současně ukázalo, že v okolí dvojhvězdy se vyskytují částice urychlované na 99,9 % rychlosti světla. Autoři též odhadli, že k výbuchu supernovy v soustavě došlo před méně než 4,6 tis. let. Neutronová hvězda Circinus X-1 chovající se jako mikrokvasar je tedy pozůstatkem supernovy, která měla před výbuchem hmotnost kolem 8 M_☉.

V roce 2014 proběhl průlet pulsaru PSR B1259-63 (impulsní perioda 0,048 s) periastrem u hvězdy LS 2883. Jde o podivuhodnou soustavu ve vzdálenosti 2,3 kpc tvořenou hmotnou hvězdou a pulsarem, jenž kolem ní obíhá v periodě 3,4 roku po dráze s výstředností 0,87 (!), což prakticky znamená, že v periastru se pulsar noří do vnější obálky a ekvatoreálního disku hmotné hvězdy, jejíž parametry odvodili I. Negueruela aj. (sp. O9.5 V; T_eff = 33,5 kK; L = 95 kL_☉; 9,2 R_☉; 31 M_☉). Ve skutečnosti jde jen o první přiblížení k teplotám a rozměrům hvězdy, která rotuje nesmírně rychle – na rovníku má lineární rychlost 410 km/s (!), takže je silně zploštělá a na rovníku je o 6,5 kK chladnější než na pólech. Během průletu sledovali soustavu P. Tam aj. v pásmech gama a rentgenovém, dále též v rádiovém oboru spektra. Aparatura LAT na družici Fermi zaznamenala po průletu periastrem několikadenní výbuchy v oboru energií GeV, ale samotný pulsar neviděla. Družice Swift a NuSTAR pozorovaly souběžná vzplanutí také v rentgenovém oboru. Dráha pulsaru je vůči hvězdě šikmo skloněná, takže v době průletu prochází rovinou akrečního disku kolem hvězdy dvakrát a právě tehdy se vyskytují zmíněné výbuchy. Týž objekt sledovali v roce 2014 také G. Caliandro aj. a srovnávali údaje z aparatury LAT družice Fermi s údaji z předchozího průletu v r. 2010. Výbuchy v pásmu gama probíhaly v obou případech ve stejných fázích oběžné dráhy, i když někdy s mírnými odchylkami.

D. Sanchez aj. zkoumali vlastnosti přechodného rentgenového zdroje Sw J1357-0933 vyznačujícího se jednou z nejkratších oběžných period mezi dvojhvězdami, jejichž jednu složku tvoří černá díra a druhou hvězda hlavní posloupnosti o nízké hmotnosti. Soustava se nachází v naší Galaxii ve vzdálenosti >2,3 kpc od Slunce a ve vzdálenosti >1,75 kpc od galaktické roviny. Autoři studovali spektrum optické složky pomocí 10,4m teleskopu GTC (La Palma) během klidné fáze aktivity soustavy, a odtud odvodili parametry průvodce (sp. M2 V; 0,4 M_☉), jenž dodává materiál hvězdné černé díře o hmotnosti >9,3 M_☉. M. Abubekerov aj. zpřesnili údaj o hmotnosti černé díry v rentgenové dvojhvězdě LMC X-1. Podařilo se jim totiž pozorovat radiální rychlosti spektrálních čar He I a He II u opticky pozorovatelného průvodce a z parametrů Rocheova modelu pak odvodili hmotnost černé díry 10,55 M_☉.

Podle J. Rodrigueze aj. se v červnu 2015 po čtvrtstoleté přestávce probudil mikrokvasar V404 Cygni. Jde o rentgenový zdroj, který byl v minulosti pozorován napříč různými obory elektromagnetického záření, takže je do značné míry klíčový pro pochopení procesů akrece a ejekce v mikrokvasarech. Autoři sledovali jeho obnovenou aktivitu pomocí evropské družice INTEGRAL a baterie pozemních detektorů téměř nepřetržitě v intervalu 20. – 25. června v oboru od rádiového pásma přes optický obor V a rentgenové pásmo až po měkké záření gama. Během té doby jevil mikrokvasar silné variace intenzity v různých vlnových délkách. Především v pásmu energií 20 ÷ 40 keV vykázal během pouhých 3 dnů 18 vzplanutí s časovým odstupem minimálně 20 min a s tokem převyšujícím v maximu 6 Krabů. Variace zářivého toku v pásmu do 400 keV souvisely hlavně s proměnným zastoupením částic s vyššími energiemi v jednotlivých vzplanutích. Souběžný záznam optických vzplanutí probíhal však jen někdy synchronně s rentgenovými, ale v jiných případech se oproti rentgenovým špičkám opožďoval o více než 10 min. Opožděná optická vzplanutí vznikala zřejmě v důsledku vyvržení horkého plazmatu, neboť časově koincidovala s rádiovými záznamy.

Prototyp rentgenových zdrojů Sco X-1 (vzdálenost 2,8 kpc) se díky náhradnímu programu K2 družice Kepler podařilo opticky sledovat P. Hakalovi aj. po dobu 71 dnů s časovým rozlišením po minutách. Autoři ukázali, že u této kompaktní dvojhvězdy se vysoké a nízké optické stavy střídají a přechody mezi nimi často trvají méně než 3 h, tj. během 15 % oběžné periody (19 h). Autoři však objevili také delší periodu 4,8 d, kterou přičítají precesnímu pohybu akrečního disku. Mezi optickými a rentgenovými variacemi jasnosti není jednoznačný vztah. Někdy obě série pozorování korelují, a jindy jsou dokonce v protifázi. D. Mata Sanchez aj. upozornili na přetrvávající paradox, že ani po více než půlstoletí od objevu prvního extrasolárního rentgenového zdroje Sco X-1 pomocí vertikálních raket Aerobee, jež měly měřit rentgenovou luminiscenci Měsíce v letech 1962-1963, neznáme pořádně dynamické parametry první známé rentgenové dvojhvězdy, jejíž druhá složka je opticky viditelná jako proměnná hvězda V818 Sco (12 ÷ 13 mag). Autoři se pokusili tuto situaci napravit omezením nejistot v určení hmotnosti neutronové hvězdy (<1,73 M_☉) a pro optickou složku obdrželi rozmezí 0,28 ÷ 0,70 M_☉. Druhá složka musí mít spektrum pozdnější než K4 IV. Odtud pak vyplývá svítivost akrečního proudu plynu na neutronovou hvězdu >4.10²⁸ W. Jak patrno, další zlepšení těchto hodnot by bylo velmi žádoucí; snad se to povede nové generaci pozemních teleskopů a budoucích umělých družic Země.

3.6. Astrofyzika neutronových hvězd a hvězdných černých děr

K. Eksi aj. zkoumali pomocí rentgenové družice NuSTAR ultrasvítivý rentgenový zdroj ULX M82 J0955+6940 v galaxii M82. Také tento zdroj vykazuje zářivý výkon podstatně vyšší než je Eddingtonova mez, takže na pulsar přetéká silný proud plynu z velmi hmotné hvězdy. Indukce magnetického pole neutronové hvězdy dosahuje minimálně 7 GT. To podle autorů dokazuje, že magnetary vznikají z těsných dvojhvězd, v nichž jednou složkou je neutronová hvězda a druhou hvězda s vysokou počáteční hmotností. W. Kluzniak a J. Lasota zkoumali v téže galaxii další ultrasvítivý rentgenový zdroj ULX M82 X-2, jehož rotační rychlost se zvyšuje akrecí plynu z velmi hmotné průvodní hvězdy tak svižně, že během necelých 100 tis. let se z něho stane milisekundový pulsar. Už nyní dosahuje jeho zářivý výkon hodnoty 10³³ W, takže k přeměně na milisekundový pulsar postačí akrece pouhé 0,1 M_☉ materiálu. Příslušný akreční disk se totiž nachází velmi blízko povrchu neutronové hvězdy, jak o tom svědčí relativně nízká indukce jejího dipólového magnetického pole <100 kT. Autoři tak ukázali, že jde o alternativní cestu, jak mohou ve vesmíru vznikat milisekundové pulsary z dvojhvězdy s hmotnou druhou složkou (HMXB – High Mass X-ray Binary).

Podrobně se závěrečným stádiem splývání neutronových hvězd ve dvojhvězdách, kde protější složku tvoří buď druhá neutronová hvězda, nebo hvězdná černá díra, zabývali C. Fryer aj. Už delší dobu se považuje za pravděpodobné, že během splynutí dvou neutronových hvězd dochází ke krátkým zábleskům měkkého záření gama (SGRB). V těchto případech budou těsně před splynutím vysílány tak silné gravitační vlny, že je dokáže zaznamenat triáda dvou aparatur LIGO v USA a třetího detektoru VIRGO v Itálii. V závěrečné fázi splynutí se procesem r (rychlé zachycování neutronů) dostane do oběhu velké množství jader těžších prvků s protonovým číslem 29 – 92. Jev SGRB však závisí na rychlosti, s jakou probíhá poslední fáze splynutí dvou hvězd velmi hmotnou neutronovou hvězdu, anebo na málo hmotnou černou díru. Maximální hmotnost nerotujících neutronových hvězd pro běžnou stavovou rovnici se odhaduje na 2,4 M_☉. Rychle rotující neutronová hvězda však může mít vyšší maximum své hmotnosti. Proto frekvence budoucích objevů gravitačních vln během splývání dvojhvězd, kde aspoň jednu složku tvoří neutronová hvězda, může být velmi užitečné pro odhad tvrdosti stavové rovnice platné pro neutronové hvězdy. B. Sharma aj. využili mikroskopického přístupu k výpočtu stavové rovnice pro neutronové hvězdy a ukázali, že maximální hmotnost nerotující neutronové hvězdy dosahuje 2 M_☉ a její poloměr 10,0 km. Naproti tomu neutronová hvězda o hmotnosti 1,5 M_☉ má poloměr 11,6 km.

B. Giacomazzo aj. ukázali, že splynutí dvou neutronových hvězd vede k podstatnému nárůstu indukce magnetického pole výsledné hmotné neutronové hvězdy. V neutronové kapalině dochází totiž k turbulencím a nestabilitám, jenž vyvolávají vznik lokálních magnetických dynam. Autoři připouštějí, že obecné relativistické simulace těchto procesů nejsou zatím technicky možné. Přesto se pokusili alespoň o přibližné řešení, z něhož vyplývá, že při splynutí jsou hodnoty indukce magnetického pole magnetarů velmi snadno dosažitelné, generují silné elektromagnetické signály a snadno mohou vysílat po kratičkou dobu i měkké záření gama, tj. být zdrojem SGRB.

B. Metzger aj. rozvinuli myšlenku, že za výskytem dlouhých a ultradlouhých GRB i následujících extrémně svítivých supernov mohou být rychle rotující neutronové hvězdy s mimořádně silnou indukcí magnetických polí. Podle modelového výpočtu magnetar s indukcí magnetického dipólu >1 TT a rotační periodou neutronové hvězdy 2 ms se zbrzdí během necelých tří hodin a předá svou mocnou energii jak samotnému LGRB či UL-GRB, ale následně i nadsvítivé supernově. Dokonce je možné, že brzdění proběhne až během 10 dnů, což odpovídá prodlevě mezi jevem GRB a supernovou. Autoři soudí, že se tak dá uvolnit energie řádu 10⁴⁶ J.

N. Dagenaarová aj. využili nových možností rentgenových měření pomocí družice NuSTAR, jež pokrývá pásmo energií rentgenového záření 3 ÷ 79 keV, ale i další rentgenové družice Swift ke změření horní meze poloměru pro neutronovou hvězdu v rentgenové dvojhvězdě 4U 1608-52 (vzdálenost 3,6 kpc). Rotační perioda neutronové hvězdy činí 1,61 ms a nabírá akrecí hmotu tempem až 2 % Eddingtonovy meze. Na povrchu má teploty v rozmezí 3,5 ÷ 7,0 MK. Je obklopena těsným akrečním diskem o vnitřním poloměru blízkém nejmenší stabilní oběžné dráze částic plynu v disku. Odtud vyplývá horní mez poloměru neutronové hvězdy 21 km a gravitační červený posuv spektrálních čar na povrchu neutronové hvězdy >0,12 pro hmotnost 1,5 M_☉ a parametr spinu a = 0,29.

J. Coley aj. ukázali, že u řady zákrytových rentgenových dvojhvězd lze pomocí 3. Keplerova zákona a známé oběžné doby složek určit celou řadu dalších parametrů, zejména pak poloměrů a hmotnosti hvězd za předpokladu, že máme k dispozici spektra obou složek a dárce nevyrostl nad svůj Rocheův lalok. Pro poloměry dárců jim pak vyšly hodnoty v rozmezí 13 ÷ 23 R_☉ a hmotností 19 ÷ 20 M_☉. Pro hmotnosti vzniklých neutronových hvězd pak dostali 1,4 ÷ 1,8 M_☉.

Jedním z otevřených problémů astrofyziky kompaktních objektů je mechanismus vzniku a chování bipolárních výtrysků hmoty s úzkými vrcholovými úhly a rychlostmi většími než 20 % rychlosti světla. J. Liu aj. se domnívají, že návodem k řešení může být optické spektrum ultrasvítivého velmi měkkého rentgenového výtrysku ze zdroje ULS-1 v blízké galaxii M81 (vzdálenost 3,6 Mpc). Spektrum vodíku ve výtryscích totiž obsahuje výraznou modře posunutou složku odpovídající projekci 17 % rychlosti světla. To je velmi podobná hodnota, jakou měříme pro výtrysky galaktické rentgenové dvojhvězdy (mikrokvasaru) SS 433 (= V1343 Aql; vzdálenost 5,5 kpc), které se po odečtení vlivu projekce pohybují rychlostí 26 % rychlosti světla. Opticky pozorovatelná hvězda je spektrální třídy A7 Ib, která živí svého průvodce, jenž je pravděpodobně hvězdnou černou dírou. Autoři dokonce soudí, že ve skutečnosti jsou tyto relativistické výtrysky baryonové látky důkazem existence hvězdných černých děr, které vysávají hmotu ze svého okolí nadkritickou akrecí doprovázenou opticky tlustými výtrysky. Také G. Wiktorowicz aj. soudí, že bychom měli zavrhnout koncept Eddingtonovy meze pro svítivost objektu pro případ dvojhvězd, kde jednou složkou je silně degenerovaný objekt, tj. neutronová hvězda, nebo hvězdná černá díra. Jako příklad uvádí dvojhvězdu 2XMM J1110-4604 (=HLX-1) ve spirální galaxii ESO 243-49 (vzdálenost 95 Mpc), která jeví výtrysky rentgenového záření ve vrcholovém úhlu jen 1,6º. Rentgenový zářivý výkon výtrysků dosahuje minimálně 10³⁵ W. Pro hvězdnou černou díru o hmotnosti 10 M_☉ stačí, aby dárkyní byla hvězda v Hertzsprungově mezeře na diagramu obdařená touž hmotnosti 10 M_☉, která dokáže odevzdávat baryonovou látku černé díře tempem 0,001 M_☉/rok (= 2 600 násobku Eddingtonovy meze!). Vhodnou dárkyní pro neutronovou hvězdu se pak jeví vyvinutá héliová hvězda o hmotnosti 2 M_☉, která po svém rozepnutí přeteče přes svůj Rocheův lalok a dokáže zásobovat neutronovou hvězdu tempem 0,02 M_☉/rok. Hvězd obou typů je ve vesmíru dost na to, aby vysvětlily současný počet extrémně silně svítivých bodových rentgenových zdrojů, protože navíc jde o poměrně velmi krátké epizody v dlouhodobém vývoji dvojhvězd.

R. Walter aj. shrnuli v přehledovém článku hlavní přednosti aparatury INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory) vypuštěné na protáhlou eliptickou dráhu v říjnu 2002. Ve spolupráci s americkou družicí Swift (start v listopadu 2004) přispěly obě kosmické observatoře výrazně k našim poznatkům o důležité hvězdné složce vesmíru – rentgenovým dvojhvězdám s vysokou hmotností průvodce neutronové hvězdy nebo hvězdné černé díry (HMXB). Tyto soustavy hrají významnou úlohu při studiích nukleosyntézy ve hvězdách, akrečních procesech, a následně pak při zkoumání vývoje a struktury galaxií. Soustavy HMBX lze rozčlenit do tří skupin: klasické, excentrické a rychlých proměnných nadobřích objektů. Klasické soustavy se vyznačují nízkými výstřednostmi oběžných drah a proměnností aktivity v poměru až 1:1 000. Mají krátké oběžné doby a jejich hmotné složky vyplňují Rocheův lalok, případně jej i mírně přetékají, takže mnoho rozptýleného materiálu je stíní. Excentrické soustavy mají větší rozkmit aktivity než klasické, protože podél výstředných drah jejich složek se silně mění hustota hvězdného větru. Vzácné nadobří objekty se projevují rychlými silnými výbuchy, nejkratšími oběžnými periodami a anomálně nízkou akrecí plynu, ale jejich povaze dosud příliš nerozumíme. Kvůli pochopení jejich chování bude potřebí uvažovat vliv poryvů hvězdných větrů, struktury magnetických polí, výstředností drah a rychlostí rotace neutronových hvězd. V každém případě již třináctiletá souvislá životnost observatoře INTEGRAL a jen o něco kratší životnost observatoře Swift je příslibem, že se některé závažné otevřené otázky podaří v dohledné budoucnosti rozřešit. K tomu cíli se astronomové snaží sestavit co nejlepší katalog objektů HMXB potřebný pro rozlišení jednotlivých populací a také časových stupnic, v nichž vývoj těchto objektů probíhá.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB) a magnetary (SGR)

Podle S. Clarka patřil objev zábleskových zdrojů záření gama (GRB) společně s objevem magnetarů k nejzapeklitějším oříškům, které astronomie minulého století musela řešit. První důkaz o existenci GRB získaly americké vojenské družice typu Vela již v červenci 1967, ale protože šlo o utajované údaje, dozvěděla se o něm astronomická veřejnost až po jejich deklasifikaci v r. 1973, kdy už tyto družice měly v záznamech údaje o 15 zdrojích. Od prvního záznamu však uplynulo bezmála 30 let, než se podařilo po vzplanutí GRB 970228 nalézt jeho rentgenový protějšek a posléze optický dosvit, který koincidoval s polohou velmi vzdálené galaxie. Poloha dalšího GRB 970508 byla rozeslána astronomům již 4 h po záblesku gama, což umožnilo pořídit optické spektrum dosvitu a tak odhalit jeho červený posuv 0,835 (vzdálenost 2,2 Gpc!). Od té doby víme, že jevy GRB patří k největším energetickým výtryskům ve vesmíru, přičemž zdrojem jsou objekty o typických rozměrech <30 km a hmotnostech <3 M_☉!

H. J. Lü aj. rozebrali podrobně možnost, že krátká vzplanutí gama (SGRB) vznikají splýváním dvou neutronových hvězd. Výsledkem takového splynutí pak bývá neutronová hvězda s milisekundovou rotací a magnetickým polem jaké mají magnetary (tzv. milisekundové magnetary). Jelikož hmotnost těchto objektů bude vysoká, tak postupné brždění jejich rotace povede nevyhnutelně k jejich zhroucení na hvězdnou černou díru. Dospěli tak k závěru, že nejvyšší hmotnost nerotující neutronové hvězdy, která se nezhroutí na černou díru, činí 2,37 M_☉.

F. Olivares aj. využili kamery GROND (Gamma-Ray burst Optical and Near infrared Detector) 2,2m teleskopu MPI/ESO na observatoři La Silla v Chile k pozorování supernov jako následků dlouhých GRB. Autoři sledovali tři supernovy, jež vzplanuly na témže místě oblohy po velmi dlouhých GRB v letech 2008 a 2010, a tak prokázali, že zářivé výkony těchto supernov (až 1,4. 10³⁶ W) nelze objasnit produkcí radioaktivního ⁵⁶Ni, jak se u ostatních případů uvádí. J. Greiner aj. na základě dalších pozorování aparaturou GROND a také VLT ESO na Paranalu, jež se týkala kombinace údajů o ultradlouhém (4 h!) GRB (UL-GRB 111209A) a následné supernově 2011kl uvedli, že v tomto případě nešlo o zhroucení hmotné hvězdy na černou díru, jak tomu bývá u LGRB, ale o zcela odlišný mechanismus související s magnetary. Zmíněný úkaz se odehrál v galaxii vzdálené od nás 1,9 Gpc, a odtud vyplývá, že zmíněná supernova měla třikrát vyšší zářivý výkon než supernovy související s LGRB! Také její spektrum vypadalo odlišně od spekter supernov třídy Ic souvisejících s LGRB. Autoři proto dospěli k závěru, že za tyto obrovské zářivé výkony jsou odpovědné magnetary, které mají v zásobě obrovské energie z extrémně silných magnetických polí.

Vzápětí oznámili P. Schady, že pozorovali další ještě delší UL-GRB 130925A v trvání přes 5,5 h (!), jenž se odehrál v galaxii vzdálené od nás 1,2 Gpc. P. Veres aj. objevili rádiový protějšek UL-GRB již za 4 h po začátku úkazu, ale nenašli žádné důkazy o zpětné rázové vlně, což je docela záhadné. Brzký nástup rádiového záření pozorovali také A. Horesh aj, kteří však soudí, že pozorovali současně dopřednou i zpětnou rázovou vlnu. P. Evans aj. usoudili na základě obsáhlých pozorování průběhu úkazu a dalších srovnání s jinými objekty, že v tomto případě jsme pozorovali něco zcela originálního, ale souvislost s magnetary je nejpravděpodobnější.

Jak uvedli A. Cucchiara aj., družice Swift si k 10. výročí startu nadělila dárek v podobě dalšího UL-GRB 141121A. Rentgenové detektory dokázaly úkaz sledovat po celý měsíc, i když fáze záření gama trvala „jen“ 24 min. Na mnohopásmové světelné křivce autoři objevili dvě anomálie: plochou ranou optickou světelnou křivku a zjasnění v rádiovém a rentgenovém oboru třetí den po začátku jevu. Z červeného posuvu optického dosvitu se podařilo odvodit vzdálenost jevu (2,9 Gpc) a izotropní energii v pásmu gama 8.10⁴⁵ J. Guiriec aj. si všimli, že v prvním 0,16 s trvajícím intervalu dominovala tepelná složka záření GRB, zatímco netepelná nebyla vůbec patrná. Poté se začala netepelná složka záření vynořovat, až nakonec zcela převládla. Tato náhoda způsobila, že autoři měli perfektní možnost, jak obě složky od sebe odlišit.

A. Melandri aj. zdůraznili velkou důležitost objevů GRB v nejvzdálenějších hlubinách vesmíru. Díky obřím teleskopům se totiž daří určit jejich vzdálenosti s potřebnou přesností a tím propátrat, jak vypadá raný vesmír. Autoři pozorovali GRB 140515A v rentgenovém i optickém oboru, jenž vzplanul ve vzdálenosti 3,9 Gpc, tj. v době 890 mil. let po Velkém třesku. Z pozorování vyplynulo, že GRB se nacházel ve velmi zředěném prostředí, protože ve spektru optického dosvitu se nacházejí jen velmi slabé absorpční čáry. Podrobněji se týmž problémem zabývali T. Krühler aj., když studovali vlastnosti 96 mateřských galaxií, v nichž byly pozorovány LGRB většinou družicí Swift. Sledovali tak galaxie ve v rozmezí vzdáleností 0,4 ÷ 3,7 Gpc, tj. ve stáří 1,7 ÷ 12,4 mld. let po Velkém třesku. Medián vzdáleností činil 3,0 Gpc. Medián tempa tvorby hvězd dosahoval pro mateřské galaxie GRB vzdálené v průměru 0,4 Gpc hodnoty 0,6 M_☉/r a pro medián vzdálenosti 3,2 Gpc již 15 M_☉/r. Nejbližší GRB jeví tendencí vyhýbat se galaxiím s vyšší metalicitou, což je dobrá zpráva pro přežití života na Zemi. S rostoucí vzdáleností GRB klesá podle očekávání metalicita mateřských galaxií na polovinu hodnoty metalicity Slunce.

A. Abeysekara aj. využili prvních 10 % detektorů budoucí obří aparatury HAWC (High Altitude Water Cherenkov), která vzniká na úbočí sopky Sierra Negra v Mexiku v nadmořské výšce 4,1 km na 19º severní šířky, k pokusu o zachycení mimořádně jasného GRB 130427A (červený posuv 0,5; vzdálenost 1,6 Gpc). Pokus byl sice neúspěšný, ale ukázal, že po dokončení aparatury bude možné takové zdroje v oblasti kolem zenitu snadno pozorovat, protože díky své citlivosti zaznamená i částice s energiemi řádu TeV. Jednotlivé detektory mají tvar kovového válce o průměru 5 m a výšce 7,3 m. Každý válec pojme 188 tis. litrů vody. Podobně jako na Observatoři Pierra Augera registrují v každém válci 4 fotonásobiče krátké záblesky Čerenkovova záření, jež vznikají při relativně nadsvětelné rychlosti částic kosmického záření a fotonů záření gama v destilované vodě. Dokončený HAWC dosáhne úhlového rozlišením 0,5º a jeho zorný úhel zabere na obloze přes 15 % plochy, takže umožní zkoumat současně difusní záření gama z velké části Galaxie včetně jejího centra. Prohlédne 2/3 oblohy během 24 h, protože může pracovat nepřetržitě.

Neméně dramaticky započal výzkum magnetarů pozorováním nesmírně silného kratičkého signálu záblesku gama 5. března 1979, jenž nejprve zasáhl dvě oběžné sondy Veněra 11 a 12 u planety Venuše, a následně sondy Helios 2, Pioneer Venus Orbiter a IESEE, jakož i řadu družic na oběžné dráze kolem Země. Většinou byly aparatury silou signálu zahlceny. Velké časové intervaly příchodu signálu mezi jednotlivými detektory a známá rychlost světla pak umožnily velmi snadno zaměřit zdroj signálu v pozůstatku po supernově starém asi 5 tis. let ve Velkém Magellanově mračnu. Vzdálenost zdroje tak byla ihned známa, což umožnilo poměrně rychle odhalit jeho fyzikální podstatu. V r. 1992 zveřejnili R. Duncan a C. Thomson hypotézu, že jde o neutronové hvězdy s neuvěřitelně silnou indukcí globálního magnetického pole řádu až 100 GT. Přestavba siločar tohoto extrémního pole umožní vyzářit obrovské množství energie zejména v pásmu měkkého (soft) záření gama. Proto se pro tyto prazvláštní objekty začala užívat zkratka SGR (Soft Gamma Repeater). To se ukázalo jako prozíravé rozhodnutí, protože se brzy ukázalo, že na rozdíl od klasických GRB, jejichž zdroj je po záblesku zničen, zdroje SGR přežívají svá vzplanutí bez velkých následků, takže mohou být dokonce rekurentní.

To se potvrdilo u druhého objeveného SGR 1806-20 během října a listopadu 1996, když aparatury na družicích zaznamenaly na 40 vzplanutí. Z téhož zdroje ve vzdálenosti asi 15 kpc přišel další mohutný záblesk 27. prosince 2004 v trvání 380 s, přičemž během prvních 0,2 s zdroj vyzářil tolik energie jako Slunce za 250 tis. let. Jinými slovy jeho maximální zářivý výkon SGR převyšuje úhrnný zářivý výkon naší Galaxie o tři řády! Je tedy zřejmé, že magnetary představují zázračné energetické stroje, protože jejich rozměry nepřevyšují 20 km a během svých energetických záblesků předčí i kvasary.

L. Ducci aj. využili citlivosti aparatury IBIS/SGRI observatoře INTEGRAL k již desetiletému sledování magnetaru SGR 1900+14, jenž se poprvé prozradil vzplanutím 27. srpna 1998. Přestože je od Země vzdálen 6,1 kpc, projevil se tehdy měřitelnými efekty v zemské ionosféře, když na přivrácené noční straně zeměkoule ionizoval částice v atmosféře bezmála na denní úroveň vyvolanou Sluncem. INTEGRAL je schopen měřit i klidové hodnoty toku SGR v tvrdém rentgenovém pásmu 22 ÷ 150 keV. Za poslední dekádu dosáhla souhrnná expozice zdroje 134 dnů, takže známe i průběh toku pozadí, který od objevu klesl pětkrát.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ L. (2015).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. mája 2018