ŽEŇ OBJEVŮ 2019 (LIV.) - DÍL C
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

Na podzim 2018 vzbudili rozruch A. Teachey a D. Kipping oznámením o objevu prvního exoměsíce, označovaného jako Kepler 1625b-i. Exoměsíc pochopitelně představuje pouze slabý pokles signálu ve světelné křivce pozorovaného zákrytu hvězdy K1625. Systém by tvořila obří exoplaneta s oběžnou dobou ~287 d, kolem níž obíhá exoměsíc velikosti Neptunu s poměrem vůči exoplanetě obdobným jako Měsíc vůči Zemi. L. Kreidbergová aj. nezávisle přezkoumali data z HST a ukázali, že použití jiného postupu redukce dat neumožňuje jednoznačně potvrdit přítomnost exoměsíce v systému – při dosažení nižších odchylek fitování světelné křivky autoři nepotřebovali model s exoměsícem. Kromě toho se objevilo několik alternativních vysvětlení, např. nerovnoměrně rotující hvězda K1625, skvrny na jejím povrchu atd. Teachey a Kipping na námitky odpověděli další prací, v nichž většinu alternativních hypotéz vyvracejí; na kritiku Kreidbergové aj. zareagovali další redukcí původních dat, jíž upozorňují na problematické předpoklady při fitování světelné křivky. Rozhodnou další pozorování.

C. Lazzoniová aj. oznámili, že na základě tříletého sběru dat přístrojem SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch, VLT, Paranal, Chile) získali nepřímé důkazy o existenci „exoměsíců“ kolem hnědých trpaslíků. Uvozovky jsou zde nutné. V prvním případě jde o těleso s hmotností ≤ 1 M_J, obíhající kolem hnědého trpaslíka o hmotnosti ~10÷11 M_J ve vzdálenosti ~10 au; hnědý trpaslík ovšem sám obíhá kolem primární složky dvojhvězdy, kterou je červený trpaslík vzdálený ~300÷330 au. Ve druhém případě jde o těleso s hmotností ~4,6 M_J kolem planety o hmotností ~13÷14 M_J ve vzdálenosti ~8 au; planeta obíhá kolem hvězdy slunečního typu ve vzdálenosti ~270 au. Pokud se objev(y) potvrdí, půjde o výzvu modelům formování planetárních systémů a patrně také o úpravu současného názvosloví.

Začátkem roku 2019, necelý půlrok po startu tým družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, NASA, start 18. srpna 2018, přízemí ~108 Mm, odzemí 375 Mm, i ~37°, P 13,7 d) oznámil potvrzení osmi nově objevených exoplanet, z nichž tři mají poloměr menší než 4 R_⊕. π Men c má průměr ~2 R_⊕, hmotnost ~5 M_⊕ a oběhne kolem své hvězdy za ~6 d; podivné je, že sesterská planeta b má hmotnost ~10 M_J a oběžnou dobu ~6 r – není jasné, jak tak rozdílná tělesa mohla v jedné sluneční soustavě vzniknout. LHS 3844 b je horká planeta o něco větší než Země, obíhající kolem červeného trpaslíka každých 11 h. HD 21749 b je o něco menší než Neptun s hmotností ~23 M_⊕, tedy přesně na hranici mezi plynnými a kamennými planetami; data ze spektrografu HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, 3,6m dalekohled ESO, La Silla, Chile) naznačují, že planeta má silnou hmotnou atmosféru, což je při oběžné době ~36 d poněkud nečekané. Ostatní planety jsou běžné velké plynné exoplanety.

D. Gandolfi aj. oznámili objev dvou exoplanet kolem hvězdy HD 15337 v datech TESS a jeho potvrzení v archivu HARPS. Planeta b má hmotnost 7,51^+1,09_–1,01 M_⊕, poloměr (1,64 ± 0,06) R_⊕ a oběžnou dobu 4,8 d; planeta c má hmotnost 9,11^+1,82_–1,69 M_⊕ poloměr (2,39 ± 0,12) R_⊕ a oběžnou dobu 17,2 d. Obě podobné planety se nacházejí na opačných stranách Fultonovy mezery („zakázaná“ hodnota poloměru planety mezi ~1,5÷2 R_⊕, v tomto rozmezí velikostí se planety téměř nevyskytují, patrně kvůli fotoevaporaci, tj. odfukování atmosfér planet v blízkosti mateřských hvězd), což ze systému dělá velmi dobrou testovací laboratoř pro vývojové modely slunečních soustav. Autoři nechali jednu takovou sérii simulací proběhnout; ukázalo se, že parametry planet odpovídají tomu, že ve věku ~150 Mr měla HD 15337 zářivost 3,7÷127 L_⊙.

A. Vanderburg aj. v datech TESS objevili víceplanetární těsný systém kolem hvězdy HR 858, nacházející se jen 32 pc od nás. Tři planety s poloměry ~2 R_⊕ obíhají kolem pozdní hvězdy typu F, která je ve skutečnosti primární složkou vizuální dvojhvězdy. Oběžné doby jsou 3,59 d, 5,98 d a 11,23 d; planety b a c jsou velice pravděpodobně v orbitální rezonanci. Systém je perfektním cílem pro přesnou spektrometrii a přímé měření Rossiterova-McLaughlinova jevu a následnému určení rotační rychlosti složky A.

D. Hannikainenová shrnula výsledky prvního roku působení TESS na jižní polokouli (zpracovaných 12 sektorů oblohy z 13 jižních): 993 kandidátů, z toho 271 menších než Neptun; 28 potvrzených exoplanet. Následující rok se družice bude věnovat severní obloze. Po skončení základní mise bude měřením pokryto 94 % viditelné oblohy a očekává se prodloužení, v němž se přístroje zaměří na dlouhodobé změny a víceplanetární systémy. Kromě objevování exoplanet TESS pomáhá měřit světelné křivku supernov, planetek a dokonce exokomet jako v případě β Pictoris.

L. Kaltenegger aj. připravili katalog 1 822 blízkých hvězd s magnitudou ≥ 12 a spolehlivě určenou vzdáleností na základě datové sady DR2 družice Gaia. Okolo těchto hvězd má TESS šanci najít exoplanety, které od své mateřské hvězdy dostávají přibližně stejné množství zářivé energie jako Země od Slunce. Pro ~1 700 těchto hvězd má TESS dostatečnou citlivost, aby zjistila přítomnost exoplanety s poloměrem 1,6 R_⊕, pro ~400 z nich dokonce i s poloměrem 1 R_⊕. Konečně 227 hvězd z katalogu bude sledováno dostatečně dlouho již v průběhu základní mise, aby bylo možné zjistit, zda se nějaká planeta nachází v ekosféře své hvězdy až do vzdálenosti srovnatelné s dráhou Marsu ve Sluneční soustavě.

Sluneční soustava kolem TRAPPIST-1, chladného trpaslíka spektrální třídy M, stále představuje cíl mnoha teoretických modelů. V. Dobosová aj. použili parametry planetárního systému k modelování slapového ohřevu a jím způsobeného rozšíření ekosféry. Potvrdily se dřívější výsledky, že exoplanety d a e mohou v simulacích uniknout překotnému skleníkovému efektu a teplota na povrchu obou exoplanet může mít pozemské hodnoty; pro exoplanetu d to platí, pouze pokud je odrazivost povrchu alespoň stejná jako na Zemi. Exoplanety b a c jsou příliš blízko a překotný skleník u nich nastává nevyhnutelně stejně jako slapovými silami generovaný vulkanismus. Exoplanety f, g a h jsou příliš daleko, aby slapový ohřev působil významné zvýšení teploty. H. Hay a I. Matsuyama propočetli vliv slapových sil mezi jednotlivými exoplanetami navzájem. Ukázalo se, že pro všechna tělesa s výjimkou exoplanety g je efekt zanedbatelný – pro ni vliv ostatních těles může znamenat 2–20 % celkového slapového ohřevu (vysoký rozptyl je způsoben modelovou průměrnou viskozitou tělesa). Simulace ukazují, že k výraznějšímu příspěvku slapových sil mezi exoplanetami je třeba, aby excentricity jejich drah měly hodnoty alespoň 10^–3–10^–4.

E. Gonzales aj. zrevidovali parametry mateřské hvězdy TRAPPIST-1 na základě nových IR spekter spektrografu FIRE (Folded-port InfraRed Echellette, dalekohled W. Baade, 6,5 m, Las Campanas, Chile) a astrometrie z dat DR2 družice Gaia. Nově odvozené parametry jsou: absolutní bolometrická svítivost (–3,216 ± 0,016), povrchová teplota (2 628 ± 42) K, hmotnost (90 ± 8) M_J, poloměr (1,16 ± 0,03) R_J a log g (5,21 ± 0,06) dex. Autoři pro hvězdu odvodili spektrální indexy. Hvězda patří mezi objekty se střední gravitací, ačkoli by měla mít parametry odpovídající gravitaci nízké. Autoři nabízejí dvě vysvětlení – buď jde o důsledek magnetické aktivity, nebo slapové vlivy planetárního systému. Autoři identifikovali čtyři podobné hvězdy, které mohou posloužit pro srovnání hvězdného vývoje, ať už se u nich najdou exoplanety či nikoli.

C. Fischer a J. Saur použili systém TRAPPIST-1 k průzkumu elektromagnetické interakce mezi hvězdou a planetami. Pokud je exoplaneta dostatečně blízko mateřské hvězdy, může dojít k elektrodynamickému spárování obou těles (star-planet interaction, SPI). Autoři pátrali po změnách jasnosti hvězdy, které by bylo možné identifikovat jako důsledek emise záření v důsledku SPI, zejména spojené se synodickou rotační periodou hvězdy vůči jednotlivým exoplanetám (a její polovinou; typické hodnoty, na nichž se SPI projevuje). Exoplanety b a c jsou dostatečně blízko, aby se efekt mohl projevit; velikost Poyntingova vektoru má řád 10¹¹ W, resp. 10¹⁵ W, což nestačí k přímé detekci ve fluktuacích jasnosti. Autoři nalezli nepřímé potvrzení v podobě časové korelace mezi pozorovanými vzplanutími hvězdy a očekávanými projevy SPI. Silnější potvrzení vyžaduje další pozorování.

Tým přístroje GRAVITY (VLTI, 4× 8,2 m, Paranal, Chile) oznámil přímé pozorování exoplanety optickou interferometrií. V práci S. Lacoura aj. (88 spoluautorů) tým zveřejnil podrobnosti detekce exoplanety HR 8799 e v úhlové vzdálenosti 390 mas (tisícina obloukové vteřiny) od centra hvězdy. Změřená pozice exoplanety má přesnost ~100 µas, její spektrum ukazuje na hnědého trpaslíka pozdního typu L. Odvozená povrchová teplota je (1 150 ± 50) K a log g (~4,3 ± 0,3), z čehož plyne poloměr 1,17^+0,13_–0,11 R_J a hmotnost 10⁺⁷_–4 M_J. Dráha exoplanety má velkou poloosu ~16 au, excentricitu 0,15 a sklon ~25°.

D. K. Sing aj. zpracovali vysokodisperzní spektra v blízkém UV oboru HST u horkého jupiteru WASP 121b. Exoplaneta má hmotnost (1,18 ± 0,06) M_J, poloměr ~1,7 R_J a povrchovou teplotu ≥ 2 400 K. V silných absorpčních čarách Mg II a Fe II (u hořčíku jde o dublet, u železa o multiplet) autoři zaznamenali atmosféru exoplanety, která vyplňuje celý Rocheův lalok. Rozšíření všech čar naznačuje, že plyn Rocheovu hranici přetéká (R_b/R_* ~0,3) a není gravitačně vázán k exoplanetě. Plynné částice železa a hořčíku (a pravděpodobně dalších těžkých prvků) jsou přinejmenším částečně ionizované a v blízkosti hvězdy je přidržuje magnetické pole; tlak záření a hvězdný vítr je postupně od hvězdy urychluje. Představte si hvězdu s exoplanetou jako letící rychle rotující mokrý tenisák (exoplaneta je hrudka bláta přilepená na povrchu míčku) – jen místo kapek vody jsou kapičky horkého železa; skutečná “heavy-metal planet”.

S. Zieba aj. objevili pomocí družice TESS přechod drobné meziplanetární látky přes hvězdný kotouč β Pic; pravděpodobně se jedná o exokomety, resp. rozptýlený prach a plyn jejich ohonů, který nejméně 3× nepravidelně zakryl kotouček mladé hvězdy. Svědčí o tom asymetrický tvar zákrytu, časová nepravidelnost a rozdílná hloubka a trvání zákrytů (pokles jasnosti je v řádu 0,5÷2 mmag).

A.–M. Lagrange aj. použili přístroj SPHERE na VLT k určení pozice β Pic b. Po více než 10 letech, kdy se exoplaneta nacházela severovýchodně od mateřské hvězdy, se autorům r. 2014 podařilo změřit její polohu v jihozápadním kvadrantu; měření pokračovala do listopadu 2016, kdy se exoplaneta schovala za hvězdu, a v září 2018 se ji opět podařilo detekovat SV od β Pic. Od prvního zobrazení přístrojem NaCo tak uplynul téměř celý jeden oběh a autoři mohli určit velkou poloosu dráhy (8,90 ± 0,41) au, oběžnou dobu 20,29^+0,86_–1,35 r, excentricitu (0,01 ± 0,03) a sklon (89,08 ± 0,19). Pozice dráhy vylučuje, aby za variacemi jasnosti pozorovanými v r. 1981 byla exoplaneta b. Autoři upozorňují, že současné přístroje umožňují detekci dalších exoplanet s hmotností jednotek M_J, pokud existují a obíhají do vzdálenosti ~2 au od hvězdy.

J. Morales aj. nalezli u hvězdy s nízkou hmotností GJ 3512 (M5.5, 0,12 M_⊙, 9,5 pc) exoplanetu o hmotnosti (0,463 ± 0,023) M_J na excentrické dráze (e ~0,44) s oběžnou dobou (203,59 ± 0,14) d. Velká excentricita dráhy se v podstatě vylučuje se současnými modely vzniku planetárních systémů kolem trpasličích hvězd; proto autoři navrhují jako pravděpodobný scénář vznik tří exoplanet, z nichž jedna byla ze systému vymrštěna a exoplaneta b se dostala na svoji současnou dráhu. Třetí exoplaneta s menší hmotností se pak nachází na vzdálené dráze, kde ji zatím nedokážeme detekovat. Tento scénář také představuje výzvu pro modely formování slunečních soustav, neboť vyžaduje, aby se kolem hvězdy s nízkou hmotností zformovaly nejméně dvě hmotné exoplanety – podle našich současných znalostí to vyžaduje, aby exoplanety vznikly v krátkém čase přímým zhroucením, nikoli postupnou akrecí.

Potvrzených cirkumbinárních planetárních systémů zatím známe jen devět, z nichž Kepler 47 je jediný, který má víc než jednu exoplanetu. J. Orosz oznámili objev na základě třetí exoplanety v této pozoruhodné dvojhvězdné soustavě (Lyr, 1 055 pc). Nově nalezená exoplaneta se kupodivu nenachází nejdále od centrální dvojhvězdy (P ~7,5 d, a ~0,08 au, e ~0,02, i ~89,3°; M_A ~1,04 M_⊙, G6V; M_B ~0,36 M_⊙, M4V), ale uprostřed mezi dříve známými exoplanetami b (~49,5 d, ~3,05 R_⊕, ≤ 26 M_⊕) a c (~303,2 d, ~4,7 R_⊕, 2÷5 M_⊕). Nový přírůstek má oběžnou dobu ~197,4 d, poloměr ~7 R_⊕ a hmotnost 7÷43 M_⊕. Všechny exoplanety sdílejí téměř totožnou rovinu dráhy, vnější má největší excentricitu a rozložení celého systému naznačuje, že neprošel žádným násilným přerodem, ale naopak pozvolnou migrací; současná konfigurace vykazuje dynamickou stabilitu pro ≥ 100 Mr.

P. Gajdoš aj. publikovali výsledky hledání třetí hvězdy v dvojhvězdném systému Kepler 410, protože je známo, že okamžiky zákrytu primární složky exoplanetou K–410Ab se v čase mění s výchylkou asi 14,5 min. Autoři uspořádali pozorovací kampaň a posbírali spektroskopická měření ze tří dalekohledů na území bývalého Československa, z nichž se nepodařilo najít žádnou pravidelnou fluktuaci radiálních rychlostí primární složky. Následné numerické simulace ukázaly, že variace okamžiků zákrytu je možné vysvětlit přítomnosti druhé exoplanety v dráhové rezonanci 2:3 se známou exoplanetou Ab – toto řešení je dlouhodobě stabilní.

F. Feng aj. nalezli nezvyklý planetární systém kolem ε Indi A (K2V, 3,62 pc, 0,76 M_⊙, 0,22 L_⊙). Dlouhodobá pozorování spekter i světelné křivky potvrdila existenci exoplanety Ab s hmotností ≥ 2,6 M_J, velkou poloosou ~11,55 au a excentricitou ~0,26 a oběžnou dobou ~45,2 r. Tato exoplaneta je po „našem“ Jupiteru druhým nejbližším jupiterem a její dráha je překvapivě stabilní. „Sekundární složku“ ε Ind totiž tvoří dvojice hnědých trpaslíků (T1 a T6; 1 459 au; interní perioda 13 r, hmotnosti ~47 M_J a ~28 M_J), jejíž společná oběžná dráha kolem primární složky je dlouhodobě nestabilní. To naznačuje, že dvojice hnědých trpaslíků vznikla jinde a byla primární složkou náhodně zachycena; tuto hypotézu podporuje statistické pozorování, že hvězdy s hmotností ≤ 0,8 M_⊙ mají jen jeden jupiter. Neméně zajímavý, než sám planetární systém je způsob jeho objevu – autoři si povšimli, že se liší astrometrické hodnoty polohy primární složky mezi katalogy HIPPARCOS a Gaia; to může být prostá chyba v některém z katalogů, ale také známka přítomnosti (obří) exoplanety v systému.

A. Bonomo aj. pomocí Telescopio Nazionale Galileo (⌀ 3,58 m, Roque de los Muchachos, La Palma, Kanáry) a přístroje HARPS-N (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere, Telescopio Nazionale Galileo, ⌀ 3,58 m, Roque de los Muchachos, La Palma, Kanárské ostrovy) zkoumali planetární systém hvězdy Kepler–107. Mateřská hvězda má hmotnost (1,238 ±0,029) M_⊙, poloměr (1,447 ±0,014) R_⊙ a stáří ~4,29 Gr. Ukázalo se, že dvě vnitřní exoplanety b a c mají velmi podobné poloměry (1,536 ±0,025) R_Z, resp. (1,597 ±0,026) R_Z, ovšem velmi rozdílné hmotnosti: (3,51 ±1,52) M_Z, resp. (9,39 ±1,77) M_Z. Vnější exoplaneta má tedy hustotu ≥ 2× větší než vnitřní. Vývojové modely planet menších než Neptun předpokládají dva mechanismy, které mohou zvyšovat výslednou hustotu zformovaných planet: fotoevaporace (tj. odfukování lehčích prvků silným zářením a hvězdným větrem mladé mateřské hvězdy) a meziplanetární srážky (tj. rozbití větší planety, z níž zůstane pohromadě jen těžké diferencované jádro). Zatímco pro první způsob máme v exoplanetární zoo mnoho příkladů, dosud chyběl důkaz pro druhý způsob – autoři nabízejí hypotézu, že právě Kepler-107c je ten případ, kdy obří srážka připravila dvě původně větší tělesa o silikátový plášť a pozůstatek po srážce je tvořen splynutými jádry obou původních těles. Autoři provedli sérii simulací, jak taková srážka mohla vypadat; nejpravděpodobnější se jeví téměř přímý náraz tělesa s totožnou hmotností kolem 10,5 M_Z.

Podmínky v okolí vznikajících krystalků minerálů – např. zastoupení kyslíku – jsou zachyceny ve fyzikálních (někdy i chemických) vlastnostech jednotlivých krystalů. Kamenná tělesa ve Sluneční soustavě nesou stopy, že jejich horniny se formovaly v prostředí s mírou oxidace o několik řádů vyšší, než odpovídá původnímu složení sluneční pramlhoviny. A. Doyleová aj. se rozhodli zjistit, zda se jedná o typickou vlastnost planetárních systémů. Pozorování šesti bílých trpaslíků, na nichž dochází k akreci meziplanetární látky, odhalilo podobné podmínky i v jejich okolí. Autoři pro každou hvězdu odvodili logaritmickou bezrozměrnou veličinu ΔIW, která koreluje se zastoupením kyslíku v okolí krystalizujícího železa – hodnoty ve Sluneční soustavě se pohybují v přibližném rozmezí −1 (CI chondrity) až −7 (průměrná hodnota pro Merkur); průměrná hodnota pro Zemi je ~−2,25. Pro šestici bílých trpaslíků se odvozené hodnoty ΔIW pohybují v rozmezí −0,59÷−1,21, což ukazuje, že alespoň některé exoplanety mají geochemické složení podobné kamenným tělesům Sluneční soustavy.

B. Bitsch aj. rozšířili své dřívější numerické simulace vzniku obřích plynných (exo)planet o vzájemné gravitační působení vznikajících těles v modelové sluneční soustavě. Započtení gravitačních vazeb zesiluje rychlost migrace velkých těles, která se zformovala za sněžnou čarou, do blízkosti mateřské hvězdy – zárodek ve vzdálenosti 20÷40 au je v simulacích schopen v podobě oblázků zachytit hmotnost 100÷200 M_Z / Mr, přičemž se dokáže k hvězdě přiblížit až na ~1 au a vyrůst do hmotnosti srovnatelné s Jupiterem. Nižší tok látky (50÷100 M_Z) umožňuje vznik obřích těles i ze zárodků v nižší počáteční vzdálenosti (5÷10 au), naopak vyšší přítok látky dovoluje vznik většího počtu velkých těles. Zárodek s počáteční vzdáleností ≤ 5 au neumožní vznik obřího tělesa ani při velmi vysokém přítoku látky v podobě oblázků, namísto něj vznikne nanejvýš těleso velikosti Neptunu. Dlouhodobé simulace planetárních modelů ukazují, že mohou existovat jak systémy s obřími tělesy ve vnější části a menšími ve vnitřní, tak systémy jen s obřími tělesy na excentrických drahách.

M. S. Fujii a Y. Hori se zaměřili na skutečnost, že ačkoli spektrální vlastnosti hvězd v otevřených hvězdokupách naznačují, že by měly hostit srovnatelný počet exoplanet jako ostatní hvězdy, zatím jsme jejich exoplanet nalezli méně. Autoři nechali proběhnout sérii simulací mnoha těles a zkoumali míru přežití exoplanet u mateřských hvězd jak v řídkých, tak v hustých hvězdokupách. Výpočty pro ~1 Gr ukazují, že blízká setkání hvězd v hvězdokupách ze slunečních systémů vymrští ≤ 1,5 % blízkých (≤ 1 au) exoplanet a nanejvýš 7 % exoplanet ve vzdálenosti 1÷10 au od mateřské hvězdy. Za předpokladu, že každá hvězda v hvězdokupě má alespoň jednu obří exoplanetu s hmotností 1÷13 M_J, je míra volně plovoucích exoplanet v hvězdokupě v rozmezí 0,0096–0,18 na jednu hvězdu; to naznačuje, že hvězdy v mladých hvězdokupách (≤ 100 Mr) jsou nadějným cílem pro pátrání po exoplanetách.

F. Gallet a P. Delorme zkoumali vliv formování planet a následné výměny momentu hybnosti mezi mateřskou hvězdou a planetární soustavou s ohledem na určování stáří hvězd. Numerické simulace slapového působení mezi blízkými hmotnými planetami a hvězdami ukazují, že ovlivnění rotace povrchu hvězdy v důsledku slapů může přetrvat ~10⁵÷10⁶ r v závislosti na míře ovlivnění (čím menší, tím delší). To vede k zdánlivému omlazení hvězdy, jejíž věk nelze dost spolehlivě určit pouze na základě pozorovatelných veličin. Autoři odhadují, že pro málo hmotné hvězdy 0,3÷1,2 M_⊙ a velmi blízké (≤ 0,3 au) exoplanety s hmotností ~1 M_J je možné k současným gyrochronologickým vztahům určit příslušné korekce. Pro ostatní planetární systémy je zatím nutné pouze brát v úvahu skutečnost, že odhadnuté stáří hvězdy může být významně ovlivněno přítomností sluneční soustavy.

V. Trees a D. Stam propočítali modely předpokládaného odrazu světla od povrchu oceánů na exoplanetách s průhlednou nebo částečně oblačnou atmosférou. Autoři počítali jednak celkový tok záření, jednak polarizaci záření, přičemž vzali v potaz Fresnelovy rovnice pro odraz na vlnách a rozptyl záření v podpovrchových vrstvách oceánů. Pro vlnové délky 350÷865 nm autoři vypočetli závislost intenzity odrazu záření na fázi exoplanety a vliv pozičního úhlu na barevný posuv spektra mateřské hvězdy. Změna barvy i míra polarizace je pro poziční úhly ≥ 88°, resp. 123° významná – v případě polarizovaného záření navíc do značné míry nezávisle na oblačnosti atmosféry. Pro blízké exoplanety by mělo být možné v blízké budoucnosti touto metodou ověřit, zda mají na povrchu tekutý oceán.

E. Nielsen aj. (65 spoluautorů) publikovali první statistickou studii exoplanetární přehlídky GPIES (Gemini Planet Imager Exoplanet Survey, G-South, Cerro Pachón, Chile, 2 715 m.n.m.). 300 zkoumaných hvězd prozradilo přítomnost šesti exoplanet a tří hnědých trpaslíků. Malý prvotní vzorek vykazuje ~9% korelaci mezi hmotností mateřské hvězdy (≥ 1,5 M_⊙) a pravděpodobností, že se u ní najde exoplaneta s hmotností 2÷13 M_J ve vzdálenosti 3÷100 au. Pro hnědé trpaslíky s hmotnostmi 13÷80 M_J ve vzdálenosti ~10÷100 au je korelace přibližně o řád nižší. V porovnání s podobnými studiemi vychází z dat GPI silnější závislost pro blízké obří exoplanety ve vzdálenosti ~1÷10 au.

J. Žák aj. zpracovali archivní spektra přístroje HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, 3,6m teleskop ESO, La Silla, Chile, 2 400 m.n.m.) čtveřice hvězd hostících obří plynné exoplanety WASP-76b, WASP-127b, WASP-166b a KELT-11b. Autoři pátrali po stopách absorpčních čar sodíku, vodíku a lithia v atmosférách exoplanet při přechodu přes kotouček mateřské hvězdy. Porovnáním spekter při vstupu do a výstupu ze zákrytu je možné přesně určit absorpci v atmosféře exoplanety; aktivita hvězdné atmosféry se souběžně registruje měřením intenzity v čarách Mg I a Ca I. U WASP-76b a WASP-127b se autorům podařilo s vysokou mírou spolehlivosti potvrdit přítomnost sodíkového dubletu, zatímco u zbylých dvou exoplanet tato dvojčára chybí, což naznačuje, že jejich atmosféry jsou zahaleny silnou oblačností.

D. Nesvorný publikoval podrobný popis postupu vedoucího k nalezení prvního násobného exoplanetárního systému Kepler–46, jenž byl objeven metodou variací okamžiků zákrytu. Původní systém KOI-872 (Kepler Object-of-Interest; Lyr, 790 pc, 0,9 M_⊙, 0,94 R_⊙) odhalil existenci exoplanety b s oběžnou dobou ~33,6 d a hmotností ~0,95 M_J. Pomocí metody v principu stejné s objevením Neptunu ve Sluneční soustavě autor s kolegy (zejm. D. Kippingem) odhalili existenci planety c s oběžnou dobou ~57 d (rezonance 5:3) a hmotností ~0,37 M_J a s velkou pravděpodobností též planety d s oběžnou dobou jen ~6,8 d. Detekce přímo nepozorovatelných a později nezávisle potvrzených exoplanet byla prvním velkým úspěchem metody, která byla od té doby mnohokrát použita k objevům dalších exoplanet v systémech, kde můžeme pozorovat zákryty pouze některých jejich členů.

P. Gajdoš aj. použili tutéž metodu na systémy WASP-92, WASP-93 a WASP-118. Kombinace pozemních dat a údajů mise K2 družice Kepler pro zákryty exoplanetami b těchto systémů nepotvrdila přítomnost ani jednoho dalšího tělesa. To neznamená, že další exoplanety v těchto systémech nejsou, nýbrž to klade omezující podmínky na jejich vlastnosti. Takové potenciální exoplanety musí mít hmotnost ≤ 1 M_Z a musí se nacházet blízko mateřské hvězdy na dráze s nízkou excentricitou. Analýza stability ukazuje, že ve všech třech zkoumaných systémech se takové planety mohou dlouhodobě udržet.

2.2. Hnědí trpaslíci

Studium těles s nízkou hmotností na rozhraní planet a hvězd poskytuje důležité vstupy modelům hvězdného vývoje. Aby taková data byla užitečná, je třeba určit parametry těchto těles s velkou přesností, což je experimentálně náročné. J. Climent aj. pomocí přístroje AMBER (Astronomical Multi-Beam Recombiner, 3×8,2 m) na VLT-I (Very Large Telescope-Interferometer, Cerro Paranal, Chile, 2 635 m.n.m.) potvrdili, že modelový hnědý trpaslík AB Dor C (Mečoun, ~15,2 pc, ~0,09 M_⊙, 25÷120 Mr) je ve skutečnosti dvojitý systém. V IR oboru je možné pozorovat variace jasnosti (5 ±1) % a úhlové oddělení (38 ±1) mas. Data ukazují na hmotnosti složek (0,072 ±0,013) M_⊙ a (0,013 ±0,001) M_⊙; zatímco jádro primární složky je poblíž hranice zažehnutí spalování vodíku, sekundární složka se nachází přesně na rozhraní mezi obří planetou a hvězdou. Potvrzení dvojitosti systému přináší nutnost revize teoretických vztahů mezi hmotností a svítivostí těchto objektů.

A. Grandjean aj. analyzovali dostupná data pro systém HD 206893 (6,67 mag; 40,8 pc, ~1,32 M_⊙, 6 500 K, 250 Mr), v němž byla r. 2017 pomocí přístroje SPHERE (Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research) na VLT objevena exoplaneta s hmotností ~12÷50 M_J ve vzdálenosti ~11 au od mateřské hvězdy. Podivné spektrum neumožnilo upřesnit hmotnost exoplanety ani odhadnout stáří systému, proto autoři použili veškeré astrometrické i spektroskopické údaje, včetně přímého zobrazení exoplanety. Data z družice HIPPARCOS umožnila získat časovou řadu dlouhou 24 roky, z níž je možné získat přesnější údaje: exoplaneta b má oběžnou dobu 21÷33 r, sklon dráhy 20°–41°, hmotnost ~22 M_J a excentricitu dráhy ~0,31. Křivka radiálních rychlostí vykazuje výrazný posuv s periodou 1,6 r, z něhož autoři usuzují na přítomnost dalšího tělesa v soustavě s hmotností ~15 M_J a velkou poloosou dráhy v rozmezí 1,4÷2,6 au.

J. Zalesky aj. publikovali jednotné zpracování dat 14 chladných trpaslíků hvězdných tříd Y a T z pozorování přístroje WFC3 (Wide Field Camera 3) na palubě HST. Z pozorovaných dat autoři odvodili teplotní profily atmosfér, tíhové zrychlení na povrchu, hmotnost, poloměr a stáří – teploty se pohybují v rozmezí 323÷664 K, log g v rozmezí 3,91÷5,88 poloměry v rozmezí 0,33÷1,1 R_J a hmotnosti v rozmezí 1,5÷69 M_J. Odhad stáří je pro jednotlivé objekty významně zatížen chybou v určení povrchového tíhového zrychlení, všechna tělesa se jeví starší než 3 Gr a velká většina ≥ 6 Gr. Teplotní profily odpovídají modelům v zářivé rovnováze a autorům se taktéž podařilo určit zastoupení molekul vody, metany a čpavku. Stanovili také horní hranici přítomnosti iontů sodíku a draslíku; tato data poslouží jako srovnávací sada pro JWST.

F. Marocco aj. nalezli v datech přehlídky CatWISE (Wide-field Infrared Survey Explorer, polární slunečně-synchronní dráha, ~490 km n.m., ⌀ 40 cm; 3,4÷22 µm) mimořádně chladného trpaslíka CW1446 (CWISEP J193518.59-154620.3, 3,24 mag), jehož následná pozorování kosmickým teleskopem Spitzer ukázala, že jde o pátý nejčervenější objekt svého druhu s povrchovou teplotou pouze 270÷360 K. Těleso má poměrně malý vlastní pohyb (≤ 7÷22 km/s) a velikou nejistotu v určení vzdálenosti 5,6÷10,9 pc. Spolu s objektem CW1935 se jedná o dosud nejchladnější nalezená tělesa z kategorie trpaslíků.

2.3. Teoretická astrofyzika hvězd

Asi desetina hmotných hvězd (M > 1,5 M_⊙) vykazuje přítomnost silného magnetického pole, jehož projevy jsou rozprostřené po celém povrchu. Shodou okolností také přibližně desetina hmotných hvězd vzniká splynutím dvou složek s původně menšími hmotnostmi – objevila se proto myšlenka, zda spolu tyto dva jevy nesouvisejí. Tuto hypotézu dále podporuje fakt, že neznáme žádné silně magnetické hvězdy v těsných dvojhvězdách. F. Schneider aj. se rozhodli provést sérii simulací, které modelují splynutí dvou hvězd a následný vývoj výsledného tělesa. Modely jednak potvrdily vznik silných magnetických polí, jednak ukázaly, že výsledná hvězda se jeví výrazně mladší a modřejší než původní složky dvojhvězdy. To může dobře vysvětlit pozorovaný případ hvězdy τ Sco, jejíž zdánlivé stáří ≤ 5 Mr je méně než poloviční ve srovnání se svou mateřskou asociací. Autoři dále přišli s hypotézou, že právě takové objekty vzniklé splynutím dvou hvězd mohou být předchůdci magnetarů, případně těles, která stojí za pozorovanými rychlými rádiovými záblesky (FRB).

Problém tří těles je patrně nejstarší nevyřešená astrofyzikální otázka, vzdorující snahám o nalezení obecného analytického řešení po staletí. Na hierarchické systémy je možné použít triky, díky nimž jsou speciální případy řešitelné. Numerická řešení ukazují, že náhodně zvolené systémy se v naprosté většině případů rozpadnou na prchající těleso a stabilní dvojhvězdu, avšak stále není možné nalézt jednoznačné vztahy mezi počátečními podmínkami a výslednou konfigurací těles. N. C. Stone a N. W. C. Leigh hledali statistické řešení za pomoci tzv. ergodické hypotézy, tedy předpokladu, že skutečně chaotický systém postupně vyplní všechny body parametrického (či fázového) prostoru, tedy „navštíví“ všechny možné konfigurace. Stejně jako ve statistické fyzice jsou „obvyklé“ konfigurace početně mnohem běžnější, ale pro náhodně dosazované počáteční podmínky je možné vysledovat určité zákonitosti. Autoři objevili, že systém se chová jako skutečně chaotický právě tehdy, když se po dlouhou dobu neustálí žádná gravitačně vázaná dvojice těles. Naopak v situacích, kdy se některá dvojice přibližně ustaví a třetí těleso se nachází poblíž nějakého rezonančního stavu, vede to nejméně v polovině případů k vymrštění třetího tělesa ze systému. Stejně tak existuje mírná závislost mezi excentricitou výsledné dvojhvězdy a počáteční konfigurací tří těles. Tato korelace by mohla posloužit k dalšímu výzkumu těsných dvojic objektů (např. splývajících černých děr) v hvězdokupách.

S. Woosley shrnul současný stav modelů hvězdného vývoje pro hmotné héliové hvězdy (1,6÷120 M_⊙) se započtením efektů ztráty látky, ať už hvězdným větrem nebo výměnou s druhou složkou ve dvojhvězdě. Hmotné hvězdy ve dvojhvězdách obecně podstupují ještě rychlejší vývoj než samostatná tělesa, protože je druhá složka rychleji připravuje o jejich vlastní látku, což jednak urychluje spalování hélia, jednak účinněji diferencuje jejich jádro, takže následně snáze explodují jako supernovy. Autor odvodil distribuci hmotností černých děr vzniklých přímým zhroucením těchto hvězd – černé díry s malými hmotnostmi (počáteční hmotnost hvězdy ≤ 3,2 M_⊙) prakticky nevznikají; nejvíce černých děr vzniklých přímým zhroucením má hmotnost ~9 M_⊙, mezi hmotnostmi 10÷12 M_⊙ následuje pokles četnosti, pro ≥ 12 M_⊙ opět mírný vzestup a nejvyšší hmotnost černé díry vzniklé zhroucením párově-nestabilní supernovy je ~46 M_⊙.

J. Curtis aj. zpracovali data DR2 družice Gaia pro hvězdokupu NGC 6811 ve spojení s daty družice Kepler se zvláštním ohledem na určení rotačních period a odvození věku jednotlivých hvězd. Analýza 171 člena hvězdokupy ukázala, že pro hvězdy s nízkými hmotnostmi neplatí gyrochronologické vztahy kalibrované na Slunci a hvězdokupě Praesepe; střední stáří celé hvězdokupy (1,04 ±0,07) Gyr pro hvězdy s hmotností ≤ 0,7 M_⊙ neodpovídá pozorovaným barevným indexům. Autoři upozorňují, že se jedná o další případ (po již dříve objevené hvězdokupě NGC752, M. A. Agüeros aj., 2018), kdy se brzdění rotace hvězd s nízkými hmotnostmi po prvních ~600÷700 Mr zpomalí nebo úplně zastaví, a to na dobu až stovek Mr. Čím je hmotnost hvězdy nižší, tím déle toto období trvá.

2.4. Prahvězdy a kolébky hvězd

R. Teague, J. Bae a E. Bergin zkoumali pohyb molekul plynu ¹²CO v protoplanetárním disku mladého systému HD163296. Autoři ukázali, že se jedná o přímý důkaz dlouho předpokládaného meridionálního proudění (tj. pohybujícího se podél kolmice k rovině disku) směrem od viditelného vnějšího povrchu disku dovnitř k jeho střední rovině. Data mikrovlnné observatoře ALMA odhalila kromě vertikálních pohybů v disku svědčících o turbulentním prostředí v okolí optických mezer, v nichž se pravděpodobně formují exoplanety, také radiální pohyb v okrajových částech protoplanetárního disku, za který pravděpodobně může tlak záření samotného disku („diskový vítr“).

Y. Zhang aj. objevili v okolí prahvězdy G45.47+0.05 dvojitý polární výron, který jasně září v milimetrové oblasti spektra. Data z observatoří ALMA a VLA (Karl G. Jansky Very Large Array, Socorro, Nové Mexiko, USA) ukázala, že výron je tvořen ionizovanou látkou s elektronovou teplotou ~10 kK a hustotou ~1,5×10⁷ cm⁻³ uprostřed laloku. Výron vychází z centra disku o poloměru ~110 au. Odhad hmotnosti centrálního objektu na základě stupně ionizace je 30÷50 M_⊙, na základě radiálních rychlostí v emisní čáře H30ɑ je odhad hmotnosti 30÷40 M_⊙. Míra odnosu látky vychází na ~(2÷3,5)×10⁻⁵ M_⊙/r. Data také naznačují, že uvnitř výronu se může skrývat relativistický výtrysk, což by nejspíš znamenalo, že akrece na centrální objekt stále probíhá.

Akrece materiálu na vznikající hvězdy o hmotnostech v jednotkách M_⊙ umožňuje prahvězdě nabírat hmotnost tak dlouho, dokud se akreční disk nevyčerpá nebo v něm nezkondenzují planetesimály. Polární výtrysky a méně kolimovaný diskový vítr účinně odnášejí moment hybnosti dopadající látky a prahvězda může využít většinu dostupné „potravy“ ve svém okolí. Z vývojových modelů nevíme jistě, zda stejný mechanismus funguje i pro prahvězdy o hmotnostech desítek M_⊙. A. Sanna aj. oznámili pozorování akrečního disku v okolí vznikající hvězdy spektrálního typu O (systém G023.01–00.41, hmotnost prahvězdy ~20 M_⊙). Disk je rozdělen mezi poloměry 2 kau a 3 kau, má hmotnost přibližně desetiny hmotnosti centrálního tělesa a míra akrece látky činí ~6×10⁻⁴ M_⊙/r. Jde o první přímé pozorování, že akrece z disku se uplatňuje i pro prahvězdy s vysokou hmotností.

M. Machida a S. Basu propočetli modely prvních ~2 000 roků vznikající prahvězdy. Počáteční oblak o průměru 1,2×10⁴ au nechali projít magnetohydrodynamickou simulací s centrální buňkou odpovídající hvězdě o rozměru 5,6×10⁻³ au. Po vzniku prahvězdy se kolem ní zformuje rotující disk o průměru ~2÷4 au, který se udrží až do ukončení simulace a jehož povrchová hustota v důsledku slabého magnetického pole stále stoupá. Po vzniku gravitačních nestabilit se v něm rychle utvoří spirální ramena. Přenos momentu hybnosti se následně odehrává pouze epizodickou akrecí na prahvězdu, což způsobuje časově značně proměnné vyvrhování látky ve výtryscích, jejichž rychlost s rostoucí hmotností prahvězdy roste až nad ~100 km/s. K dalšímu odnosu látky dochází v okrajových oblastech disku. To vše v okolí prahvězdy vytváří prolákliny, zhuštěniny a rázové vlny, což velmi dobře odpovídá pozorovaným podmínkám v hvězdných porodnicích.

J. Großschedlová aj. publikovali vylepšenou verzi katalogu mladých hvězd pro molekulární oblak Orion A, nejbližší místní hvězdnou porodnici. Data získaná z přehlídky VISION (limitní hv. velikost K ≤ 19 mag, rozlišení ~0,7″, zorné pole 18,3 □°) v kombinaci s údaji ze starších přehlídek a katalogů odhalila 274 nové mladé objekty, celkový počet těles v katalogu tak dosáhl čísla 2 980. Z toho je 188 prahvězd, 185 těles s plochým spektrem a 2 607 hvězd před usednutím na hlavní posloupnost s protoplanetárními disky. Porovnání s mapami hustoty mezihvězdné látky ukázalo korelaci mezi oblastmi s vyšší hustotou plynu a prachu a prostorovou hustotou mladých těles. Přítomnost těles s plochým spektrem uvnitř oblastí s vysokou hustotou mezihvězdné látky potvrzuje, že se jedná o skupinu nejranějších hvězd a nikoli o důsledek pozorovacího efektu (např. speciální orientace protoplanetárního disku).

T. Jeřábková aj. použili data sady DR2 družice Gaia pro hvězdy hvězdokupy v mlhovině Orionu k prověření dřívější hypotézy, že členy hvězdokupy tvoří tři nezávislé populace hvězd. Autoři zkombinovali astrometrická data s dostupnou fotometrií přístroje OmegaCAM (268 Mpx CCD, VLT Survey Telescope, ⌀ 2,65 m, Cerro Paranal, Chile) a pečlivě určili binární a vícenásobné systémy. Poté se ukázalo, že jednotlivé populace mají různé prostorové rozložení – druhá a třetí jsou směrem do středu hvězdokupy koncentrovanější. Populace se liší stářím asi o 1÷2 Mr, což opět potvrzuje, že hvězdné porodnice jsou aktivní ve vlnách a nikoli jedním překotným náporem. Hledání násobných systémů navíc ukázalo, že v hvězdokupě se nachází kolem 5 % volných dvojhvězd, o nichž se předpokládalo, že se v hvězdokupě nezformují a neudrží pohromadě.

J. Kos aj. také využili kombinace dat z mnoha zdrojů k analýze hvězdokup v mlhovině Orionu, tentokrát k nalezení nejstarší hvězdokupy v celé hvězdné porodnici. Dosud se za nejstarší pokládaly asociace ASCC 16, 25 Ori a ASCC 21 se stářím 11÷13 Mr. Autoři použili data DR2 družice Gaia, přehlídky GALAH (GALactic Archaeology with HERMES) a APOGEE (APO Galactic Evolution Experiment), Pan-STARRS1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) a 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) a zpřesnili stáří členů a jejich příslušnost k jednotlivým hvězdokupám. Překvapivě se ukázalo, že hvězdokupa ASCC 20 má stáří (21 ±3) Mr. To znamená, že celý komplex hvězdné porodnice má pravděpodobně jinou dynamiku, než se dosud předpokládalo, a starší hvězdokupa mohla významně ovlivnit tvorbu hvězd v mladších asociacích.

H. B. Liu aj. pomocí mikrovlnné observatoře ALMA a přístroje GRAVITY na VLT-I pořídili pozorování těsného okolí mladé primární i sekundární složky dvojhvězdy FU Ori současně v mikrovlnné oblasti (86÷100 GHz a 146÷160 GHz) a blízké IR oblasti (2÷2,45 µm). Záření z okolí obou hvězd přichází z oblasti o poloměru ~10 au, u primární složky navíc středově téměř symetricky. Model akrečního disku zahřívaného třením dobře vysvětluje IR záření pro vnitřní oblasti ≤ 0,4 au a mikrovlnné záření pro oblast ≤ 10 au za předpokladu přísunu látky tempem ~10⁻⁴ M_⊙/r. Autoři upozorňují, že data ukazují přítomnost prachových části ve vnitřní části akrečního disku primární složky, ale potvrzení bude vyžadovat měření v centimetrových vlnových délkách.

J. Jaacks aj. spojili numerický obecný výpočetní systém GIZMO s modely zastoupení hvězd populací III a II, aby analyzovali vliv vzniku prvních hvězd na vesmír před obdobím reionizace. První hvězdy populace III se objevují kolem červeného posuvu z ~ 26 (stáří vesmíru ~120 Mr), populace II se objeví při červeném posuvu z ~ 24 (stáří vesmíru ~135 Mr). Zatímco pro populaci II se míra tvorby nových hvězd dostane na hodnotu ~10⁻² M_⊙/r/Mpc³ při červeném posuvu z ~ 10, což se od pozorované skutečnosti neliší více než 2×, pro populaci III se hvězdotvorba vyšplhá nejvýše na hodnoty o řád nižší pro z > 10 a zůstane tak bez ohledu na zpětnou vazbu nastupující populace II. Autoři z výstupů simulací odvozují, že prvotní galaxie tvořené pouze hvězdami populace III mají celkové jasnosti příliš nízké, takže budou za hranicemi možností přímého pozorování i pro JWST. Jejich existenci by mělo být možné nepřímo potvrdit z rozdělení kovů v mezigalaktickém prostředí a z distribuce přechodných zjasnění – tj. supernov, záblesků záření γ, FRB atd. – v prostoru a čase na jednotku červeného posuvu.

2.5. Jednotlivé hvězdy

Optická vzplanutí střední svítivosti, označovaná jako svítivé červené novy, LRNe (luminous red novae), se projevují jako dvojité zjasnění, jehož první vrchol je strmější a má modřejší barvu a následuje jej déle trvající vrchol s červenější barvou, který je někdy zeslaben a připomíná spíš náhorní plošinu. A. Pastorello aj. publikovali výsledky spektrometrie tří těchto objektů, u nichž se podařilo pořídit první data ještě před samotným vzplanutím. Spektra těles NGC4490-2011OT1, M101-2015OT1 a SNhunt248 se před událostí LRNe jevila jako hmotné modré hvězdy – těsně před vzplanutím spektra se v objevily jasné čáry Balmerovy série vodíku s profily typu P Cyg a také jasnou emisí v čarách Fe II. Během druhého zjasnění spektra zčervenala, čára H-ɑ téměř přestala být detekovatelná a hustý les čar kovů se projevil silnou absorpcí. Velmi pozdní spektra (~6 měs. po vzplanutí) ještě více zčervenala, s posuvem maxima do IR oblasti. Autoři se přiklánějí k hypotéze, že za vzplanutími stojí odhození společné obálky kolem těsné dvojhvězdy; přiznávají ovšem, že vysvětlení v podobě nestability samostatné velmi hmotné hvězdy stále nelze vyloučit.

J. Wintersová aj. zpracovali katalog červených trpaslíků spektrální třídy M (vč. jednotlivých složek dvojhvězd tohoto typu) do vzdálenosti 25 pc od nás. Tyto hvězdy jsou nejpočetnější objekty v okolním vesmíru – v katalogu se jich nakonec nachází 1 120, přičemž je téměř jisté, že jsme stále neobjevili všechny. Statistika ukazuje, že (26,8 ±1,4) % červených trpaslíků se nachází ve vícenásobných systémech a (32,4 ±1,4) % hvězdných průvodců tvoří červení trpaslíci. Střední vzdálenost průvodců má široký vrchol mezi hodnotami 4÷20 au, přičemž se zdá, že u starších a rychleji se pohybujících hvězd je průvodců typu M méně. Autoři odhadují, že ≥ 17 % hmotnosti červených trpaslíků připadá na složky násobných systémů a dalších ~11 % (co do hmotnosti) jich zatím zůstává skryto v nerozpoznaných dvoj- a vícehvězdách. Při započtení těchto nerozpoznaných těles se zdá, že v okolí Slunce je nadbytek červených trpaslíků oproti konci hlavní posloupnosti.

M. Martínez González aj. podrobili analýze spektroskopická data pro hvězdu Boyajianové (KIC8462852), u níž zmíněná astronomka r. 2016 objevila hluboké a zatím zcela neznámé pohasínání v datech družice Kepler. Autoři zpracovali data z přístrojů HERMES (Anglo-Australian Telescope, ⌀ 3,9 m, Siding Spring, Austrálie), HARPS-N a FIES (FIbre-fed Echelle Spectrograph, Nordic Optical Telescope, ⌀ 2,5 m, Roque de los Muchachos, La Palma, Kanárské ostrovy) a odvodili základní vlastnosti atmosféry zkoumané hvězdy hlavní posloupnosti. Boyajianové hvězda nemá magnetické pole, jehož indukce by se vymykala normální hvězdě spektrální třídy F. Skvrny na povrchu, pokud existují, zabírají ≤ 0,02 % viditelného kotoučku. Chromosféra má teplotu vyšší, než odpovídá zářivé rovnováze, což naznačuje, že hvězda projevuje slabou aktivitu. Křivka radiální rychlosti vykazuje zpomalení korelující s poklesem jasnosti, což autoři vysvětlují jako zákryt opticky tlustým tělesem s výrazným sklonem dráhy a náklonem vůči pozorovateli, což způsobuje Rossiterův-McLaughlinův efekt.

R. K. Saito aj. oznámili objev dalšího tělesa, které vykazuje nepravidelná opakující se ztemnění podobná hlubokým zákrytům. Objekt s označením VVV-WIT-07 autoři objevili náhodou při zpracování IR dat pro přehlídku VVV (VISTA Variables in the Vía láctea); další data získali z archivů a následných spektroskopických pozorování. Ztemnění naznačují dvě možné periody ~332 d anebo ~170 d. Spektra ukazují hvězdu na nebo těsně před usednutím na hlavní posloupnost zanořenou v disku, IR oblast spektra nenese výrazné emisní či absorpční prvky. Světelná křivka se vzdáleně podobá Boyajianové hvězdě nebo objektu J1407 („Mamajekovo těleso“ – trpasličí hvězda spektrální třídy K5 se soustavou prstenců), autoři nevylučují ani další hypotézy: mladá hvězda nebo hvězda typu T Tau obklopená nepravidelnou prachovou strukturou, dlouhoperiodické dvojité systémy s různými neobvyklými sekundárními složkami ad. Žádný model zatím nevystihuje všechny pozorované vlastnosti tělesa.

M. Martinez aj. propočítali modely vývoje hierarchických exoplanetárních systémů s exoměsíci. Autoři použili gravitační poruchy vzdáleného hmotného tělesa ve sluneční soustavě, které ovlivňují dráhu vnitřní exoplanety až do slapového roztrhání nebo srážky s mateřskou hvězdou. Exoměsíc je ve většině případů v takové situaci vymrštěn ze soustavy anebo se také srazí s hvězdou. V asi 10 % případů se exoměsíc stane přímou oběžnicí hvězdy, a to ve vzdálenosti menší, než je sněžná čára dané soustavy. Z exoměsíce se fotoevaporací a tepelným ohřevem začnou uvolňovat těkavé látky, které se následně rozprostřou ve sluneční soustavě a vytvoří oblaka plynu a prachu – situace je v analogií průletu komety periastrem. Plyn následně odfoukne hvězdný vítr a zůstanou prachové částice, rozprostřené podél nové – obvykle značně excentrické – dráhy exoměsíce. Doba odpařování částic z exoměsíce se pohybuje v rozmezí 10⁵÷10⁶ r. Autoři navrhují, že tento model by mohl vysvětlit pozorování výše uvedených podivných těles.

Proměnná hvězda V1309 Sco (známá také jako Nova Scorpii 2008) je zatím nejlépe prostudovaným případem hvězdy vzniklé splynutím kontaktní dvojhvězdy s původními hmotnostmi 1,52 M_⊙ a 0,16 M_⊙ a oběžnou dobou ~1,4 d. Světelná křivka vzplanutí byla velmi specifická a optická a IR spektra brzy po splynutí vykazovala přítomnost velkého množství prachu v okolí nového tělesa. T. Ferreira aj. zpracovali data přehlídky VVV a její následné rozšířené varianty až do období ~10 r po vzplanutí V1309 Sco – nové těleso za tu dobu dosáhlo téměř konstantní hvězdné velikosti v optické oblasti při současném zjasnění o ~1 mag v IR oboru, kde stále vykazuje mělkou proměnnost s periodou ~0,49 d. Získaná data jsou v souladu s hypotézou, že těleso se stane typickým modrým loudalem, tj. zdánlivě výrazně mladší hvězdou ve srovnání s ostatními členy mateřské asociace.

B. Toledo-Padrón aj. zvolili Barnardovu hvězdu (Gl 699, M4V, 0,144 M_⊙, 0,196 R_⊙, 3 134 K; 1,83 pc) k dlouhodobému a detailnímu průzkumu aktivity a magnetického cyklu za účelem určení vlivu na radiální rychlosti. Autoři použili data ze spektrografů HARPS, HARPS-N, CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs, Calar Alto, Španělsko), HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer, Keckův dalekohled, Havaj, USA), UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph, VLT, Chile), APF (Automated Planet Finder, Lickova observatoř, Kalifornie) a PFS (Prime Focus Spectrograph, Subaru, Havaj) a fotometrických zdrojů ASAS (All Sky Automated Survey), FCAPT (Four College Automated Photoelectric Telescope), AAVSO (American Association of Variable Stars Observers) a SNO (Sierra Nevada Observatory), celkově pokrývající 14,5 r, resp. 15,1 r. Barnardova hvězda má magnetický cyklus o délce (10 ±2) r, v souladu s dřívějšími odhady na základě modelů hvězd spektrální třídy M. Chromosférická aktivita v čarách Hɑ, Ca II a Na I ukázala rotační periodu (145 ±15) d a horní limit vlivu povrchové aktivity na radiální rychlost ~1 m/s.

D. Katz aj. publikovali katalog ověřených radiálních rychlostí (RV) hvězd z DR2 družice Gaia. Ze surových bezmála 10 mil. hodnot RV jednotlivých zdrojů autoři odvodili střední RV ≥ 7,2 mil. hvězd s povrchovými teplotami 3 550÷6 900 K. To představuje asi 77 % hvězd s hvězdnou velikostí ≤ 12,5 mag na obloze. Autoři objevili závislost hodnoty RV na magnitudě, která má maximum asi +500 m/s pro G ~11,75 mag; patrně jde o přístrojový efekt nebo důsledek zpracování dat – v DR3 by měl být tento artefakt odstraněn. Celková přesnost RV se liší pro různé povrchové teploty hvězd: pro 5 000 K je 1,4 km/s, pro 6 500 km/s je 3,7 km/s; stejně tak se liší podle jasností, pro jasné hvězdy je 3–5× přesnější; celková průměrná přesnost je 1,04 km/s.

2.6. Dvojhvězdy a násobné systémy

J. Sperauskas aj. zpracovali spektroskopická data 132 blízkých hvězd s největší proměnností radiálních rychlostí za minulé období přesahující 30 r. Historická data autoři znovu zpracovali a spojili s novými daty ze spektrografu VUES (Vilnius University Echelle Spectrograph). Podařilo se odvodit parametry drah 57 hvězd (z nich 53 poprvé) s rozsahem oběžných dob od 2,2 d do bezmála 14 r. 20 hvězd patří do hierarchických vícenásobných systémů. Jako nejzajímavější systém se autorům jeví mladá hvězda HIP47110B s excentricitou 0,47 a oběžnou dobu pouze 4,4 d – s největší pravděpodobností se jedná o hvězdu na dráze, která stále ještě prochází cirkularizací.

A. Kashi simuloval průběh akrece látky na sekundární složku dvojhvězdy η Car ve dvou konfiguracích hmotností složek: méně hmotná, běžně uvažovaná varianta složek 120 M_⊙ a 30 M_⊙, a hmotnější dvojice 170 M_⊙ a 80 M_⊙. Dvojhvězda má vysoce excentrickou dráhu a při každém průchodu periastrem dojde ke srážce hvězdných větrů obou složek, která ovlivní akreci látky na sekundární složku. Autor vyzkoušel různé modely interakce, které ve všech případech ukazují, že hmotnější konfigurace dvou složek vede k delším fázím akrece s vyšší mírou přísunu látky a zároveň k poklesu povrchové teploty sekundáru. Méně hmotná konfigurace nedokáže zreprodukovat pozorovanou míru akrece ~3×10⁻⁶ M_⊙/r a pokles rentgenové emise sekundární složky skutečné η Car.

M. Wolf aj. zveřejnili výsledky svých dlouhodobých měření změn period mladých zákrytových dvojhvězd s excentrickou dráhou. Ve třech případech V0345 Lac, YY Sgr a DR Vul nová přesná určení středu zákrytů odhalila stáčení přímky perihelu, které svědčí o přítomnosti třetího tělesa v soustavě. Relativistické efekty mají v tomto případě příspěvek v rozmezí 5–14 %, periody stáčení přímky apsid činí 1 580, 295 a 46 r. Oběžné doby nalezených třetích těles jsou 24, 19 a 66 r, jejich hmotnosti 2,0, 0,8 a 7,2 M_⊙

K. Tehraniová aj. určili hmotnost rentgenové dvojhvězdy Melnick 34 (Mk34, hvězdná porodnice 30 Dor, LMC; dvojice Wolfových-Rayetových hvězd spektrální třídy WN5h). Data spektrografů UVES a GMOS (Gemini Multi-Object Spectrographs, Gemini South, Cerro Pachón, Chile) potvrdila oběžnou periodu (155,1 ±1) d. Řešení dráhy ukazuje excentricitu (0,68 ±0,02), poměr hmotností (0,92 ±0,07) a minimální hmotnosti složek (M⋅sin³i) jsou (65 ±7) M_⊙, resp. (60 ±7) M_⊙. Modely atmosfér ze spekter ukazují povrchovou teplotu obou složek ~53 kK a jasnosti 2,7×10⁶ L_⊙, resp. 2,3×10⁶ L_⊙. To odpovídá hmotnostem složek 139⁺²¹₋₁₈ M_⊙ a (127 ±17) M_⊙ a z nich odvozenému stáří ~0,6 Mr. Souladu mezi spektroskopickými a dynamickými hmotnostmi lze dosáhnout, budeme-li předpokládat sklon dráhy ~50°, což činí z Mk34 nejhmotnější známou dvojhvězdu. Systém se nabízí ke studiu srážejících se hvězdných větrů a během 2–3 Mr lze očekávat přerod obou složek ve hvězdné černé díry, což z něj učiní vhodnou laboratoř pro výzkum splývání černých dvojděr a generování gravitačních vln.

F. Pozo Nuñez aj. oznámili výsledky přehlídky pátrající po zákrytových dvojhvězdách s vysokou hmotností. Autoři použili dvojici robotických dalekohledů RoBoTT (Robotic Bochum Twin Telescope, Cerro Armazones, Chile) a pořídili světelné křivky pro 6 známých vysoce hmotných dvojhvězd a nalezli 35 nových systémů. Se třemi výjimkami se oběžné periody všech těchto dvojhvězd nacházejí v rozmezí 1–9 d (jeden systém má krátkou periodu 0,71 d a dva přibližně 20 d). Získaná data umožnila modelování Rocheovy geometrie pro 26 systémů, z nichž 12 je částečně oddělených (z nich 7 se blíží oboustrannému kontaktu) a 14 zcela oddělených. Poměr hmotností se pohybuje v rozmezí 0,4–1 se střední hodnotou 0,8, což naznačuje, že většina dvojhvězd s vysokou hmotností vznikla jako dvojice hvězd, nikoli gravitačním záchytem složek.

O dvojitě dvojitých systémech (hierarchických zákrytových čtyřhvězdách typu 2+2) víme na základě náhodných objevů, ale jejich vlastnosti coby skupiny dobře neznáme. P. Zasche aj. použili dlouhodobou přehlídku oblohy OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a vzali v potaz náhodné promítání dvojhvězd na stejné místo na obloze. Předběžná analýza vybrala skupinu 72 systémů, které autoři podrobili detailnímu zkoumání. Časování okamžiků zatmění 28 z nich prokázalo relativní pohyb, tedy precesi drah. Tu většinou působí zachování momentu hybnosti, když se roviny drah dvojhvězd liší od roviny dráhy obou dvojic (dráhy nejsou koplanární). Statistika drah vykazuje dvě zvýšení kolem poměrů oběžných dob jednotlivých dvojhvězd – kolem hodnot ~1 a ~1,5; první hodnota je patrně projev jednoduché rezonance ve volně vázaných systémech, druhá odpovídá rezonanci 3:2, která je pravděpodobně nejsnazší možností rezonančního zachycení dvojice drah. Ukázkovým příkladem je nalezený systém OGLE BLG-ECL-145467, jehož oběžné doby dvojhvězd jsou ~3,3 d a ~4,9 d a společná oběžná perioda 1 538 d. Zvýšený výskyt rezonance drah 3:2 v tomto typu čtyřhvězd klade nová omezení na vývojové modely hierarchických systémů; jako obvykle bude potřeba další experimentální i teoretický výzkum.

S. Mahadevan aj. souhrnně zpracovali data zákrytových dvojhvězd z katalogu družice Kepler s využitím spektroskopie přehlídek SDSS III a IV (Sloan Digital Sky Survey) a HET-HRS (Hobby–Eberly Telescope High-Resolution Spectrograph) k odvození dráhových parametrů a dynamických hmotností, poloměrů a povrchových teplot. Autoři se zaměřili na hledání systémů s hmotnostmi alespoň jedné ze složek ≤ 0,8 M_⊙, neboť dvojhvězd se složkami s nízkou hmotností se v okolním vesmíru zdá být méně, než by mělo být dle vývojových modelů. Dva ukázkové systémy ukazují, že takové systémy jsou. KIC2445134 má poměr hmotností (0,411 ±0,001), odvozené hmotnosti (1,29 ±0,03) M_⊙ a (0,53 ±0,01) M_⊙, poloměry (1,42 ±0,01) R_⊙ a (0,51 ±004) R_⊙ a poměr povrchových teplot (0,635 ±0,001). Systém KIC3003991 vykazuje poměr hmotností (0,298 ±0,006), hmotnosti (0,74 ±0,04) M_⊙ a (0,222 ±0,007) M_⊙, poloměry (0,84 ±0,01) R_⊙ a (0,25 ±0,004) R_⊙ a poměr teplot (0,662 ±0,001). Analýza ukazuje, že statistické vlastnosti zákrytových dvojhvězd s nízkou hmotností je nutné odhalit pečlivým zpracováním dat pro jednotlivé systémy, abychom mohli rozhodnout, zda jich skutečně je málo, nebo je jen současnými metodami zpracování dat nedokážeme účinně nalézat.

2.7. Novy, rekurentní a trpasličí novy

Nova V1047 Cen (nova Cen 2005) po 14 letech od vzplanutí začala v dubnu 2019 opět zjasňovat. T. Geballe aj. pořídili v IR oboru spektroskopická data systému, jež ukazují, že nové vzplanutí odpovídá trpasličí nově, tedy vzplanutí v akrečním disku a nikoli na povrchu bílého trpaslíka. To je překvapivé, protože po tak krátké době od klasického zážehu novy vývojové modely předpovídají poměrně vysoký přísun látky akrecí v řádu ~10⁻⁸ M_⊙/r. Tak vysoká míra akrece však zároveň nedokáže vyvolat dostatečně velké teplotní nestability v různých částech disku (na to je třeba akreční tempo ~100× nižší). I zde se tedy děje něco neznámého – buď pozorujeme nový jev, nebo je třeba upravit teoretické modely.

F. Göttgens aj. hledali pozůstatky nov v kulových hvězdokupách Galaxie, kde by jich teoreticky mělo být relativně hodně, ale ve skutečnosti jsme v nich zatím nalezli pouze tři (M15, NGC6441 a Palomar 6). Autoři nalezli v kulové hvězdokupě M22 (NGC6656; Sgr, 3 kpc, ~2,9×10⁵ M_⊙, 12 Gr) pomocí přístroje MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer, VLT) planetární mlhovinu, u níž určení radiální rychlosti potvrdilo příslušnost k hvězdokupě. Jas emisních čar umožnil odhad teploty a hustoty elektronů a z nich odvození hmotnosti 1÷17×10−5 M_⊙. Hodnoty napovídají, že se jedná o pozůstatek klasické novy a poloha na obloze odpovídá historickým pozorováním čínských hvězdářů o hvězdě-hostu (klasický čínský termín pro přechodné optické jevy) r. 48 př.n.l. Tím by se nova zařadila mezi několik málo nejstarších doložených extrasolárních jevů v historii lidstva.

HST pozoroval mezi lety 2001–2017 celkem 143× galaxii M87 (NGC4486; Vir, 16,4 Mpc). T. Doyleová aj. zpracovali data se zřetelem na kulové hvězdokupy v této galaxii – identifikovali jich 2 134 a mj. v nich pátrali po novách. Časové rozpětí nebylo rovnoměrné, HST pozoroval M87 v r. 2001 – v těchto datech autoři nalezli právě 1 novu v kulové hvězdokupě, mezi r. 2005–2006 se nenašla ani jedna a v letech 2016–2017 autoři našli 4 zjasnění v optickém oboru uvnitř kulových hvězdokup, ale bez potvrzení v oboru UV, takže tato data vyřadili. V celé galaxii M87 se za stejné období objevil 137 nov. Autoři ve shodě s předchozí prací uzavírají, že nelze vyloučit, že nov uvnitř kulových hvězdokup je ve srovnání s populací hvězd v disku skutečně nadbytek, ale současné dostupné statistiky toto tvrzení neumožňují potvrdit, ale ani vyvrátit.

N. Vogt aj. zpracovali přehled historicky náhlých zjasnění, která pozorovali historičtí čínští hvězdáři jako hvězdy-hosty v období ~600 př. n. l. až 1690 n. l. Porovnání poloh známých vzplanutí supernov s historickým popisem umožnilo rámcový odhad obloukové přesnosti dávných astronomů 0,3°–7°. Taková (ne)přesnost v podstatě vylučuje snahu některých současných badatelů o revizi historických pramenů pro známé a zpětně datované kataklyzmické události. Naproti tomu autoři ukazují, že vůbec není správný předpoklad, že dřívější pozorovatelé oblohy mohli zaznamenat pouze zjasnění přesahující 2 mag a ještě jen u poměrně jasných hvězd – v čem dřívějším pozorovatelům chyběla naše současná technika, v tom ji byli do značné míry mocni nahradit trpělivostí a soustavností. Autoři porovnali počet objevů hvězd–hostů a nedávných nov a statistika ukazuje, že mezi historicky zaznamenanými náhlými vzplanutími se skrývají dosud neidentifikované novy s maximálními hvězdnými velikostmi kolem ~5 mag (možná téměř ~6 mag), přičemž současné hvězdné protějšky mohou mít hvězdnou velikost jen 18 mag (!).

2.8. Fyzické proměnné hvězdy

Téměř všechny děje hvězdného vývoje se odehrávají v takových časových měřítkách, že změna se během jednoho lidského života měřitelně neprojeví. Najdou se zřídkavé výjimky, jako je pozorování změn jasnosti červeného obra T Ursae Minoris (7,8÷15 mag, sp. třída M4e–M6e, ~3 200 K, ~3 kpc). L. Molnár aj. zpracovali amatérská pozorování T UMi amerického sdružení AAVSO od r. 1912. Zpracování jednak názorně ukazuje proměny světelné křivky v čase, jednak autorům umožnil odvození parametrů hvězdy. Modelování pulsů hvězdy při zažehnutí slučování jader hélia s využitím pozorované světelné křivky ukazuje na hmotnost (2,0 ±0,15) M_⊙ a stáří (1,17 ±0,21) Gr. Autoři předpovídají, že perioda pulsů se bude několik málo dalších desetiletí zkracovat, než dosáhne minima a pulzace se opět začne prodlužovat, jak se bude zvětšovat obrův poloměr.

J. Kielkopf aj. oznámili objev záblesků na povrchu Proximy Centauri. Během pozorovací kampaně při hledání přechodů potenciálních exoplanet se 7. 1. 2017 v blízkém IR oboru objevila dvě vzplanutí. První záblesk zvýšil zářivý tok hvězdy o ≥ 10 %, trval neznámý počet sekund a následoval přibližně 100 s trvající rychlý pokles, vystřídaný pomalým pohasínáním následujících ~1 350 s. Druhý záblesk asi 1 300 po prvním byl slabší (zvýšení zářivého toku o ~1 %). Nástup a přesnou dobu trvání záblesků přesně neznáme, 0,7m dalekohled na observatoři na Mt. Kent s má kadenci snímků 62 s a délku jednotlivých expozic 20 s. Zjasnění bylo dostatečné, aby nasbíraný tok záření přeexponoval samotnou hvězdu; extrapolace vyzářené energie pro celé spektrum dává odhad ~100× zářivého výkonu Proximy. Autoři upozorňují, že tato hodnota řadí záblesk mezi velevzplanutí (superflare) – na případnou atmosféru potenciální exoplanety v okolí hvězdy musí mít tento typ událostí devastační účinek.

η Carinae (2,3 kpc; P ~2 023 d, a ~15,4 au, e ~0,9) je jedna z nejzářivějších a nejhmotnějších hvězd (platí to o obou jednotlivých složkách dvojhvězdy) v Galaxii, ve středním IR oboru dokonce vůbec nejjasnější mimo Sluneční soustavu. A. Mehner aj. zpracovali dostupná data mezi lety 1968–2018 právě pro IR obor – čerstvá data získali z přístroje VISIR (VLT Imager and Spectrometer for the mid-InfraRed, Melipal = UT3), historická data z archivu ESO a jednotlivě publikovaných pozorování. Vypočtená bolometrická svítivost v IR oboru se kupodivu ukázala za celých pět dekád neměnná. Ačkoli jsou pozorovatelné krátkodobé variace jasnosti, dlouhodobé zjasnění, které se po r. 1990 projevilo v optickém a UV oboru, se v IR neprojevuje. R. Walter a M. Balbo shrnuli dosavadní poznatky z pozorování η Car v oblasti vysokých energií na základě zejména družicových dat. Záření s energiemi ≤ 10 GeV velmi pravděpodobně pochází z inverzního Comptonova rozptylu z oblasti srážejících se hvězdných větrů, zatímco záření s vyššími energiemi zřejmě pohání silné magnetické pole v bezprostředním okolí primární složky. Záření γ by mělo projevovat nejsilnější závislost na orbitální fázi – již připravovaná generace pozemských Čerenkovových observatoří by měla umožnit rozpoznat, zda záření γ v systému vzniká srážkami částic v rázových vlnách hvězdných větrů, nebo postupnou fotoabsorpcí nabitých částic v okolí jednotlivých složek.

R. Anderson zpracoval data z přístroje HERMES (High Efficiency and Resolution Mercator Echelle Spectrograph; vlámský Mercator Telescope, 1,2 m, La Palma, Kanárské ostrovy; jiný HERMES než australský zmíněný výše) pořízená mezi lety 2011–2018 pro Polárku (hierarchická trojhvězda ɑ UMi, primární složka cefeida typu I; 99 pc, 70 Mr). Autor shledal, že křivka radiálních rychlostí zůstala v tomto období stabilní; získaná data dále zpřesňují oběžnou dobu vnitřní dvojhvězdy na excentrické dráze 29,3 r. Analýza změn odhalila tři význačné frekvence: 3,97 d, 40,22 d a 60,17 d. Projevy třetí periody jsou slabé a patrně se jedná o nějakou modulaci druhé periody. Která z prvních dvou period odpovídá rotaci primární složky, je těžké rozhodnout. Pokud je to první, znamená to, že hvězda rotuje na hranici stability a měli bychom pozorovat výrazné fluktuace jasnosti. Pokud je to druhá, soulad s vývojovými modely vyžaduje, aby hvězda byla rotovala téměř kolmo k našemu pohledu (sklon ~8,3°), což zase nesouhlasí s dráhovým řešením a vyžaduje výrazně vyšší poloměr a hmotnost primární složky. K prokázání pozorované fotometrické proměnnosti primární složky jsou nutná dostatečně homogenní a přesná dlouhodobá pozorování; autor upozorňuje, že za nedávno publikovanou variabilitou mohou být ve skutečnosti jen přístrojové efekty. Vztah perioda–svítivost primární složky přitom velmi dobře odpovídají teoretickým modelům.

G. Clementini aj. publikovali katalog cefeid a hvězd typu RR Lyrae z datové sady DR2 družice Gaia. Zpracování velkého množství dat odhalilo 350 nových galaktických cefeid a 50 220 (!) hvězd typu RR Lyr, což zvýšilo počty těchto známých hvězd v Galaxii na ~9,5 tis., resp. ≥ 140 tis. Pro ≥ 54 tis. hvězd RR Lyr autoři publikovali odhad mezihvězdné absorpce, pro bezmála 65 tis. metalicity. Metalicity také bylo možné určit pro 3 738 cefeid s periodou ≤ 6,3 d. Samotný tým Gaia (L. Eyer aj., 438 spoluautorů) publikoval dosud nejúplnější přehled barevných diagramů proměnných hvězd z DR2. Tato data umožní statistická zpracování hvězd Galaxie, která jsme dosud mohli dělat pouze pro proměnné v kulových hvězdokupách nebo Magellanových mračnech LMC a SMC.

2.9. Planetární mlhoviny

I. González-Santamaría aj. souhrnně zpracovali data DR2 družice Gaia týkající se centrálních hvězd planetárních mlhovin. Získaná astrometrie, fotometrie a barevné indexy umožňují určit velikosti, stáří a svítivosti hvězd v mlhovinách. Autoři porovnáním s dřívějšími archivy vybrali 1 571 planetární mlhovinu, pro něž je možné dostatečně přesně určit paralaktické vzdálenosti. V tomto souboru jsou všechny galaktické planetární mlhoviny do vzdálenosti ~2,3 kpc. Z nich dále vybrali podmnožinu („zlatý standard“), jejíž vzdálenosti odpovídající teoretickým výpočtům non-LTE modelů (tj. s lokální termodynamickou nerovnováhou). Pro tyto planetární mlhoviny určili tzv. kinematické stáří s využitím dostupných historických dat, kde to bylo možné. Statistika ukazuje, že hvězdy uvnitř planetárních mlhovin s malým poloměrem se v H–R diagramu nacházejí v ploché části křivky, zatímco hvězdy uprostřed nejvíce rozepnutých mlhovin se nacházejí v pozdních fázích vývoje na cestě k bílým trpaslíkům. Odhad celkového počtu planetárních mlhovin v Galaxii vychází na ~20 tis., průměrné tempo vzniku nových je ~3×10⁻³/kpc⁻³/r.

2.10. Bílí trpaslíci

Hustota látky v nitrech bílých trpaslíků dosahuje hodnot 10¹⁰ kg/m³, což je možné jen díky úplné elektronové degeneraci (jádra atomů jsou zcela odtržená od elektronů). Teoretické modely předpověděly, že fázový přechod takové látky do krystalické formy by uvolnil další teplo a oddálil vychladnutí bílého trpaslíka o ~1 Gr, ale zatím se nepodařilo takový objekt pozorovat. P.–E. Tremblay aj. využili data DR2 družice Gaia k analýze teplot a jasností pro 15 tis. bílých trpaslíků do vzdálenosti ~100 pc. Zjednodušená verze H–R diagramu ukazuje, že k pozdržení chladnutí skutečně dochází – v určité fázi ochlazování nejvnitřnější jádro bílého trpaslíka začne krystalizovat, čímž uvolňuje tepelnou energii; krystalizace postupuje směrem k povrchu, což kromě uvolňování dalšího tepla vede ke zpomalení odnosu momentu hybnosti v důsledku sedimentace z povrchových vrstev. Bílí trpaslíci jsou tak ve skutečnosti starší, než jak se jeví na základě jednoduchých modelů, a nakonec se z nich stanou velké rotující krystaly uhlíku a kyslíku – tento osud čeká za nějakých ~10 Gr i naše Slunce.

V. Gvaramadze aj. objevili v souhvězdí Kasiopeje horkou hvězdu s teplotou ~200 kK uprostřed mlhoviny. Spektrální analýza odhalila u J005311 absenci vodíku a hélia jak v mlhovině, tak na centrálním objektu. Naopak se ukázal rychlý odtok látky z hvězdy, dosahující hodnoty až 16 000 km/s. Vzdálenost hvězdy z astrometrických dat družice Gaia vede na svítivost ~3,2×10⁵ L_⊙. Všechna měření odpovídají hypotéze, že se jedná o vzácný případ tělesa, vzniklého splynutím dvou bílých trpaslíků. Pokud takové splynutí neskončí výbuchem supernovy, což je sice obvyklý, ale ne nutně nevyhnutelný výsledek, může vzniknout objekt s vysokou teplotou a jasností, velikou rotační rychlostí a mimořádně silným magnetickým polem. Takové těleso nakonec skončí jako neutronová hvězda, ale než se zhroutí, zákon zachování momentu hybnosti ho po dobu ~10 kr nutí vytvořit kolem sebe oblak horké látky – exotickou planetární mlhovinu, která obsahuje původní materiál bílých trpaslíků, tj. samé kovy (= prvky těžší než He). Tato „hvězda“ by mohla být dlouho hledaným předchůdcem hvězdných pozůstatků se silným magnetickým polem.

B. Gänsicke aj. nalezli ve spektru horkého bílého trpaslíka J091405+191412 důkazy o přítomnosti akrečního disku, tvořeného vodíkem, kyslíkem a sírou. Na bílého trpaslíka s povrchovou teplotou ~27 750 K látka dopadá tempem 3,3×10⁶ kg/s. Jde o první případ, kde akreční disk chemickým složením odpovídá spodním vrstvám atmosféry ledové obří exoplanety. Autoři proto nabízejí hypotézu, že za přísun látky je zodpovědná hmotná exoplaneta na excentrické dráze s velkou poloosou ~15 R_⊙ (takové uspořádání implikuje, že exoplanet je kolem bílého trpaslíka ve skutečnosti víc). Autoři odhadují, že pravděpodobnost spektroskopického objevu obří exoplanety v blízkosti bílého trpaslíka je 1:10 000.

D. Jones aj. oznámili objev nejkratší známé proměnné hvězdy s periodou 3 h 5 min, a to uvnitř planetární mlhoviny M3–1 (G242.6−11.6, CMa, ~4,3 kpc). Jedná se (po V458 Vul) o teprve druhou dvojhvězdu uvnitř planetární mlhoviny. Primární složka má teplotu ~48 kK, poloměr ~0,41 R_⊙ a hmotnost ~0,65 M_⊙, sekundár má teplotu 5÷12 kK, ~0,23 R_⊙ a hmotnost ~0,17 M_⊙. Modelování světelné křivky a radiálních rychlostí předpovídá, že obě složky téměř vyplňují svoje Rocheovy laloky. Krátká perioda ukazuje, že dvojhvězda v krátké době ≤ 10 kr vzplane jako nova.

Bílí trpaslíci s hmotností ≤ 0,3 M_⊙ mohou vzniknout buď jako výsledek přetečení látky z Rocheova laloku na jinou složku násobného systému, nebo odhozením hvězdné obálky samotné hvězdy s nízkou hmotností. Současný vesmír ještě není dost starý, aby se v něm nacházeli bílí trpaslíci druhého typu. Bílých trpaslíků prvního typu bylo ale dosud známo příliš málo oproti předpovědím teoretických modelů a vzhledem k poloze většiny z nich na severní obloze se jednalo téměř jistě o výběrový efekt. I. Pelisoliová a J. Vos připravili katalog kandidátů takových těles v sadě DR2 družice Gaia – celkem jich nalezli 5 762 s povrchovou teplotou ≥ 5 kK, přičemž ≥ 600 objektů bylo klasifikováno vůbec poprvé. Rozložení na obloze je zatíženo nerovnoměrným pokrytím hvězdné sféry z prvních 22 měsíců pozorování družice Gaia, ale je jisté, že výskyt málo hmotných bílých trpaslíků není omezen na severní oblohu. Zpracování dat zatím neumožňuje jejich detekci v hustých oblastech, např. hvězdokupách.

3. Supernovy a pozůstatky po nich

3.1. Supernovy

Robotické přehlídkové teleskopy ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System, 2×0,5 m, Mauna Kea + Mauna Loa, Havaj) objevily 16. června 2018 přechodné optické zjasnění v galaxii CGCG 137-068. Jev s označením AT2018cow dostal z pochopitelného důvodu přezdívku „kráva“ (angl. cow) vypadal zprvu jako obvyklá supernova, záhy se však ukázalo, že je mnohem jasnější (~100 GL_⊙) a především po výbuchu vůbec jako supernova nevypadá. Spektrum celou dobu ukazovalo prakticky jen vodík a hélium, jasnost objektu ani po měsících výrazně neklesala a neklesala ani teplota vyvrhované látky. Na zdroj se rychle zaměřila velká pozornost. R. Marguttiová aj. zpracovali pozorování od rádiového až po rentgenové záření v prvních 100 d po vzplanutí. Prvotní spektra odhalila rychlost expanze látky ~0,1 c a teplotu až ~30 kK. V rentgenovém oboru zdroj vykazoval zjasnění v energiích ≥ 10 keV. Celková vyzářená energie vychází na 10⁴³÷10^43,5 J po dobu 10³÷10⁵ s. Autoři nabídli hypotézu, že se jednalo o přímý vznik hvězdné černé díry. K. Morokuma-Matsui aj. na „krávu“ zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA. Z výsledků plyne, že mateřská galaxie má normální míru tvorby nových hvězd, objekt se nachází mezi oblakem plynu CO a mladou modrou hvězdokupou. Odhad hmotnosti plynu v okolí tělesa je (1,85 ±0,04)×10⁸ M_⊙. D. Perley aj. hledali vhodný model pozorovaného jevu. Pravděpodobné se jeví dva scénáře: mimořádně hmotná supernova s relativistickým výtryskem po zpětné rázové vlně, vhodně orientovaným naším směrem, nebo slapové roztrhání kompaktní hvězdy v těsné blízkosti černé díry. N. P. M. Kuin aj. spočítali model pro druhý scénář, v němž hvězdu představuje héliový bílý trpaslík s hmotností 0,1÷0,4 M_⊙ a černá díra má hmotnost 10⁵÷10⁶ M_⊙. Takový model dobře reprodukuje pozorované spektrum rozpínající se horkou obálkou, která září jako absolutně černé těleso, a relativistický výtrysk, který vyzařuje v rentgenových a ještě kratších vlnových délkách.

J. Sollerman aj. zpracovali nedávná pozorování supernovy typu II iPTF14hls (objev přehlídkou Intermediate Palomar Transient Factory v září 2014), která také netypicky dlouho nepohasínala. Jasnost tělesa prošla v průběhu 3 r několika vlnami a teprve po ~1 000 d významně poklesla a spektrum se změnilo na typický pozůstatek po supernově. Absence silného rentgenového záření a zvýraznění emisních čar S II v pozdní fázi naznačuje, že začala zářit látka pocházející původně z vnitřních částí vybuchnuvší hvězdy. Průzkum archivů ukázal, že tělese pravděpodobně vzplanulo již v r. 1954, tehdejší zjasnění nebylo tak velké; bohužel nic nevíme o jeho trvání a také nemáme jistotu, že se jedná o stejný objekt.

Nejstarší hvězdy byly tvořeny pouze vodíkem, héliem a nepatrnou příměsí lithia; další materiál ve vesmíru v jiném než stopovém množství nebyl. První supernovy při explozích obohatily své okolí o všechny těžší prvky (v astronomickém žargonu kovy). T. Nordlander aj. nalezli hvězdu SMSS J160540-144323, která má rekordně nízký poměr železa [Fe/H]() (−6,2 ±0,2); zastoupení uhlíku je naopak vysoké a poměry vápníku, manganu a titanu se podobají slunečnímu složení. Autoři hledali model prostředí s odpovídajícím složením a nalezli shodu s mezihvězdnou látkou primordiálního složení, znečištěnou výbuchem právě jedné blízké supernovy s hmotností ~10 M_⊙ (resp. ≤ 20 M_⊙). Taková supernova stihne odhodit vnější vrstvy obohacené uhlíkem, zatímco železné vnitřní jádro se zhroutí do černé díry.

E. Zapartas aj. provedli sérii vývojových simulací pro pět druhů interakcí mezi složkami dvojhvězd, včetně splynutí obou složek do jedné hvězdy, aby zjistili pravděpodobnosti vzniku supernov typu II. Ukázalo se, že značná část předchůdců supernov v modelech má historii výměny látky mezi složkami a nejvýznamnější příspěvek k supernovám tvoří právě hvězdy vzniklé splynutím původně samostatných složek. Vlastnosti hmotné hvězdy se mohou velmi lišit v závislosti na hmotnostech původních složek, tedy i výsledné supernovy mohou být značně rozdílné. Druhou nejvýznamnější skupinou jsou hvězdy, které přetokem hmoty získaly látku z druhé složky a byly vymrštěny ze soustavy, když druhá složka vybuchla jako supernova. Autoři odhadují, že 1/3 až 1/2 pozorovaných supernov II. typu získala látku z druhé složky dvojhvězdy, ať už formou akrece, nebo splynutím.

Tým projektu H.E.S.S. (H. Abdalla aj., 226 spoluatorů; High Energy Stereoscopic System, Čerenkovovy atmosférické teleskopy 4×⌀ 12 m + 1×⌀ 28 m, Gamsberg, Namibie) publikoval výsledky pátrání po záření γ v dosvitech supernov. Observatoř sledovala 10 supernov po dobu 1 r po vzplanutí, přičemž šťastnou náhodou v archivu objevila nebo přímo pozorovala dalších 9 supernov. Žádná výrazná emise v oboru γ se v záření pozůstatků neprojevila; z toho autoři odvodili limit toku γ-fotonů s energií ≥ 1 TeV na ~10⁻¹³ cm⁻²s⁻¹ a horní limit zářivého výkonu sledovaných supernov ~2×10³² W až 10³⁵ W. Z modelů ztráty hvězdné látky pak vychází nejvyšší možný úbytek hvězdné látky na ~2×10⁻⁵–2×10⁻³ M_⊙/r.

A. Avelino aj. porovnali světelné křivky supernov typu Ia v optické a blízké IR (NIR = near-infrared) oblasti spektra z archivu HST. Jejich cílem bylo určit spolehlivost odvození vzdálenosti blízkých supernov na základě Hubbleových diagramů. Autoři použili dvě metody: fitování šablonových křivek a gaussovský proces. Gaussovský proces je statistický způsob zpracování souboru (konečného, ale neznámého) množství proměnných; zpracování vychází z předpokladu, že každá konečná kombinace proměnných má normální rozdělení – pro celý soubor je pak možné spočíst pravděpodobnost, že se v různých kombinacích proměnných bude vyskytovat konkrétní hodnota konkrétní proměnné. Pro 56 supernov, pro něž jsou k dispozici optické i NIR světelné křivky, umožnil gaussovský proces v NIR určit Hubbleův diagram s menší střední kv. odchylkou (0,117 ±0,014) mag než fitování šablonových křivek (0,138 ±0,014) mag. Kupodivu se ukázalo, že NIR světelné křivky jsou přesnější než optické – střední kv. odchylky ve vizuálním oboru se pohybují kolem 0,17 mag. Autoři pokračují ve zpracování dat HST pro vzdálenější supernovy.

S. Prentice aj. provedli zevrubnou analýzu 18 supernov s oholenou obálkou, které se podařilo pozorovat v letech 2013–2018. Soubor zahrnuje 5 SN bohatých na vodík i hélium, 6 SN chudých na vodík a bohatých na hélium, 3 SN typu Ic s úzkými a 4 s širokými spektrálními čarami. Autoři modelovali bolometrické zářivosti, z nichž odvodili hmotnost odhozené látky a hmotnost niklu, vytvořeného výbuchem. Autoři dále zkoumali rozšíření spektrálních čar O I v mlhovinné fázi SN, u nichž byla k dispozici data. Získanou statistiku porovnali s dalšími SN tohoto typu z literatury a vytvořili přehled hmotností jejich předchůdců. Střední hmotnost odhozené látky je (2,8 ±1,5) M_⊙, hmotnosti vytvořeného ⁵⁶Ni jsou v rozsahu 0,026÷0,19 M_⊙ a hmotnost předchůdce SN při vzplanutí je ≤ 5 M_⊙. To vše ukazuje, že v okamžiku usednutí hvězdy na hlavní posloupnost je hmotnost předchůdce SN ≤ 30 M_⊙ a o obálku přijde přetokem látky na druhou složku dvojhvězdy.

N. Ruffini a A. Casey zveřejnili čerstvá pozorování bílého trpaslíka LP 93–21, který je nejrychleji se pohybujícím tělesem svého druhu. Objeven byl r. 1976 na Palomaru a kromě mimořádného vlastního pohybu se ukázalo, že ve spektru má výrazné absorpční pásy uhlíku. Těleso se ve vzdálenosti ~57,2 pc od nás pohybuje rychlostí ~605 km/s a není gravitačně vázané ke Galaxii. Hmotnost má ~1,03 M_⊙, povrchovou teplotu ~8 700 K a stáří ~2,715 Gr. Autoři propočítali různé varianty urychlení nad únikovou rychlost – rozptýlení v centru Galaxie je vzhledem k dráze a stáří téměř nemožné, extragalaktický původ je velmi nepravděpodobný a nejpravděpodobněji se jeví vymrštění z binární soustavy při vzplanutí SN před ~220 Mr. Není jasné, zda je těleso pozůstatkem dárcovské hvězdy, nebo zbytkem nepovedené SN původně primární složky; numericky pravděpodobnější je druhá varianta. Nové vývojové modely SN v dvojhvězdách předpovídají, že takových vymrštěných těles musí existovat mnohem více. Kvůli nízké jasnosti se špatně hledají; pomoci by měla přesná astrometrie, která brzy odhalí jejich vysoké rychlosti.

3.2. Pozůstatky po supernovách

R. Raddi aj. objevili další tři hvězdy podobné už dříve známému prototypu LP 40 ̶ 365 (UMi; 15,5 mag; vzdálenost 300 pc; 0,14 M_ʘ; 0,08 R_ʘ; vektorová rychlost vůči centru Galaxie 546 km/s). Ve spektru tohoto bílého trpaslíka zcela chybí H, He a C; zato je tam silně zastoupen O, Ne a Si. Podle všeobecného názoru jde o pozůstatek po subluminální supernově třídy Iax, která nedokázala vybuchující složku dvojhvězdy zcela zničit. Bílému trpaslíku se podařilo od svého průvodce během výbuchu utrhnout, což se projevilo vysokou prostorovou rychlostí postačující k opuštění naší Galaxie. Autoři soudí, že do vzdálenosti 2 kpc od Slunce se patrně nachází minimálně 20 pozůstatků po supernovách třídy Iax, jež mají přebytek O a pohybují se vysokými rychlostmi.

Když v r. 1987 vybuchla ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 51 kpc očima viditelná supernova 1987A, nikdo netušil, že přinese mnoho nových otazníků už proto, že do té doby se astronomové domnívali, že jako supernovy mohou vybuchovat jen červení veleobři, ale ne veleobři modří, což byl tehdy unikát. Díky jasnosti a blízkosti se daří pozůstatek po supernově sledovat stále. Ještě před optickým zjasněním zaznamenaly tři podzemní observatoře neutrina, která přiletěla z uvedeného směru asi o 3 hodiny dříve. To neznamená, že se pohybovala nadsvětelnou rychlostí, ale hvězdný materiál nebyl pro ně překážkou, kdežto optické fotony se musely do vakua prodírat neprůhlednými vrstvami rozpínajícího se materiálu. Jelikož produktem výbuchu veleobrů jsou neutronové hvězdy, které zůstávají v centru výbuchu, prozradí se nakonec jako pulsary. Navzdory pečlivému sledování se však až do r. 2019 nezdařilo žádný pulsar v pozůstatku SNR 1987A potvrdit. Teprve v r. 2019 uveřejnili P. Cigan aj. výsledky pozorování SNR v pásmu pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v Chile. Prachová zrnka CO a SiO tvoří nepravidelné shluky v rozpínajícím se materiálu. Jejich celková hmotnost dosahuje včetně uhlíkatých a silikátových zrnek nanejvýš 0,7 M_ʘ a teplota zrnek se pohybuje v rozmezí 18÷23 K. V místě, kde se nalézá největší koncentrace prachu, kterou autoři nazvali hrudka (blob) je však teplota vyšší, což lze přičíst žhavé neutronové hvězdě, která je schována uvnitř.

D. Alp aj. vyšli ze známé skutečnosti, že hmotné supernovy, jejichž jádro se zhroutilo na neutronovou hvězdu, vyzařují v prvních stovkách dnů po explozi rozptýlené fotony rentgenového a gama záření díky kaskádě radioaktivních rozpadů, jež započne emisí jader ⁵⁶Ni => ⁵⁶Co => ⁵⁶Fe. Tento princip použili při modelování produkce neutrin, jež odnášejí největší část energie výbuchu. To se autorům poměrně dobře podařilo, i když museli poněkud upravit vnitřní strukturu hvězdy v době před výbuchem. Zároveň zjistili, že vymizení fotonů měkkého rentgenového záření souvisí se stupněm metalicity obálky hvězdy. Pro vysvětlení průběhu světelné křivky supernovy 1987A se nejlépe hodí klasický model SNe II-P; ostatní modely jsou vyloučeny.

V. Utrobin aj. se pokusili objasnit průběh vzplanutí supernovy 1987A třírozměrnými simulacemi pomocí hydrodynamického kódu PROMETHEUS-HOTB a simulovat ranou světelnou křivku zářivým hydrodynamickým kódem CRAB. Ukázali, že když zmenšili poloměr veleobra před výbuchem, zlepšil se souhlas s pozorovanou světelnou křivkou v prvních 20 dnech po výbuchu. Přesto však produkce radionuklidu ⁵⁶Ni nesouhlasí se simulovanou hmotností héliového jádra 6 M_ʘ, jež se dalo odvodit se zářivým výkonem héliového jádra veleobra před výbuchem. Autoři dospívají k závěru, že ve skutečnosti muselo jít o dvojhvězdu, která předávala hmotu na budoucí supernovu. Na podobný problém narazili i L. Dessart a D. Hillier, kteří předpokládali, že předchůdce supernovy měl hmotnost 15 M_ʘ před výbuchem. Od té doby bylo pozorováno mezi lety 2000–2009 dalších pět supernov, jejímiž předchůdci byli modří veleobři. Autoři nenašli žádný společný základ, který by dokázal aspoň přibližně vysvětlit, proč a jak modří veleobři vybuchují. Navíc vznik ⁵⁶Ni neodpovídá průběhu světelných křivek před maximem i po něm. Vypadá to na situaci „každý pes jiná ves“; modří veleobři zkrátka nečtou Astrophysical Journal, a dělají si, co chtějí. S. Orlando aj. použili 3D modelování pro popis průběhu rozpínání obálky, a na rozdíl od předešlých prací studovali vliv magnetického pole a netepelného rádiového záření na vývoj pozůstatku po výbuchu. Ukázali, že jejich simulace expanze odpovídají morfologii rozpínajícího se prstence i světelným křivkám v rádiovém a rentgenovém oboru spektra až do současnosti, takže snad se v této temné noci přece jen začíná rozednívat.

Yudai Suwa aj. se vrátili k analýze příchodů neutrin od supernovy 1987A, jež byla zachycena třemi podzemními laboratořemi v USA, Japonsku a SSSR. Tato neutrina přinesla potřebné informace o vzniku neutronové hvězdy jako definitivnímu konci vývoje hvězdy po katastrofálním výbuchu. Pokud by příští supernova vzplanula v naší Galaxii ve vzdálenosti 10 kpc, přicházela by neutrina po dobu minimálně 30 s, pokud by šlo o neutronovou hvězdu s hmotností 1,2 M_ʘ, ale pro neutronovou hvězdu s hmotností 2,05 M_ʘ bychom mohli pozorovat neutrina po celých 100 s. Zatím nikdo s tak dlouhým dozníváním nepočítá, ale je to rozhodně důležitý podnět pro blízkou budoucnost.

J. Larsson aj. popsali nejnovější vývoj chování SNR 1987A, který je od doby vypuštění HST pravidelně sledován. Autoři se zaměřují na produkty rozpínání, dále na cirkumstelární rovníkový prsten a na sílící signál materiálu vně prstenu. Od času 19,2 let po výbuchu se západní část vnějšího materiálu zjasňuje silněji než část východní. Sám cirkumstelární prsten lineárně slábne. Tempo rozpínání je poměrně stálé: (680 ±50) km/s. Nové horké skvrny a zesilování difuzní emise v čáře H-α vně prstenu se pozoruje od času 26 let po výbuchu. Tyto proměny umožňují lépe porozumět proměnným konfiguracím rozpínajícího se pozůstatku výbuchu v závislosti na čase.

M. Matsuura aj. využili letecké observatoře v upraveném dopravním letadle B747 SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy), které může operovat kdekoliv na světě a je financováno USA (80 %) a SRN (20 %). Může operovat až do výšky 13,7 km, kde infračervená měření už prakticky neomezuje vodní pára. V r. 2016 podnikla SOFIA lety s cílem zjistit, jak pokračuje interakce dopředné rázové vlny s prstenem, který byl vytvořen ještě před explozí supernovy 1987A. Měření navázala na pozorování infračerveného záření Spitzerovým kosmickým teleskopem v r. 2006. Měření na palubě SOFIA probíhalo v blízkém a středním infračerveném pásmu 11,1÷31,5 μm. V r. 2011 probíhala obdobná měření na infračervené družici Herschel v pásmu 70 μm, která zaregistrovala značný přebytek prachu v pásmu 31,5÷70 μm dosahující hmotnosti 5×10^-4 M_⊙, zatímco o 10 let dříve dosahovala hmotnost samotného prstenu jen 1×10^-5 M_⊙, Autoři to vysvětlují tak, že prachová zrnka původního prstence prodělala díky příchodu rázové vlny po výbuchu destrukci prachu v prstenci a žáruvzdorné částice prachu změnila na plyn. Po průchodu vlny může hustota prachu opět stoupat, popřípadě plyn zpětně kondenzovat na prach. Rozpínající se prach může být výrazně ohříván rentgenovým zářením z prstence. Sledování pokračuje, neboť je pravděpodobné, že stav obálky se bude i nadále měnit.

A. Menon aj. oprášili domněnku, že modří veleobři se mohou stát supernovami díky pohlcení svého hvězdného průvodce. Autoři kromě prototypu SN 1987A zkoumali další dvě supernovy stejného typu IIP n: SN 1998A a SN 2006V. Pro všechny předchůdce používali vývojový kód KEPLER a pro exploze 1D zářivý hydrodynamický kód. Dostali tak pro SN1987A podstatně lepší souhlas modelu s pozorováním, protože po splynutí průvodce mohlo být héliové jádro menší, naopak hmotnost obálky větší a celkový poloměr hvězdy rovněž menší: 37 R_ʘ a vyvržená hmota 20,6 M_ʘ a energie exploze 1,7×10⁴⁴ J. K tomu lze připočíst hmotnost radioaktivního ⁵⁶Ni: 0,073 M_ʘ. Týž model pak vyhovuje také supernově 1998A. Naproti tomu pro supernovu 2006V museli autoři zvolit odlišné parametry. Poloměr hvězdy před výbuchem dosáhl 150 R_ʘ a množství materiálu vyvrženého výbuchem činilo jen 19,1 M_ʘ.

P. Ruiz-Lapuentová aj. zveřejnila výsledky pátrání po průvodci bílého trpaslíka, který následkem dodávky vodíku od průvodce vybuchl jako očima viditelná supernova 1572 v souhvězdí Kasiopeji (SN Tycho Brahe). Až dosud bylo podezřelých mnoho hvězd, protože jejich vzdálenosti a prostorové rychlosti nebyly dostatečně přesné. Díky astrometrické družici Gaia se situace dramaticky zlepšila. Po výbuchu supernovy se průvodce utrhl z gravitačního řetězu, což se stalo vodítkem k jeho identifikaci. Podle autorů je tím průvodcem, který způsobil katastrofu, hvězda označená jako G. Je od nás vzdálena 1,95 kpc a dvě složky její prostorové rychlosti činí +103 a -33 km/s. M. Ariasová aj. pozorovali pozůstatek po SN 1572 pomocí aparatury LOFAR (Low Frequency Array) na nízkých frekvencích 58 MHz (λ = 5,17 m) a 143 MHz (λ = 2,1 m) s úhlovým rozlišením 41", resp. 6". Autoři porovnali své výsledky s rádiovou mapou pořízenou aparaturou VLA na frekvencích 327 MHz (λ = 0,92 m) a 1,42 GHz (λ = 0,21 m). Objevili tak místa s absorpcí v nízkofrekvenčních pásmech rádiového spektra, která mají dvě příčiny: první pochází z útlumu od materiálu, jenž se nachází před materiálem vyvrženým supernovou, kdežto druhý útlum je vyvolán absorpcí uvnitř pozůstatku po supernově, jenž nepodlehl rázové vlně výbuchu.

A. Abeysekara a tým HAWC (High-Altitude Water Cherenkov; Gamma-Ray Observatory; 19° s. š.; 4,1 tis. m n. m.; úbočí sopky Sierra Negra poblíž Puebla, Mexiko) pozorovali pomocí nedávno dokončené obří observatoře pro pozorování oblohy v pásmu energetického záření gama. Aparatura zaznamenává rozvinuté optické spršky, jež vyvolávají průlety paprsků gama atmosférou. Spršky obsahují relativistické elektrony, pozitrony a fotony a lze je zaznamenat obřími vodními detektory. Aparatura je citlivá i pro energie paprsků gama >100 TeV. Tak se poprvé podařilo prokázat, že i v tomto energetickém pásmu lze nepřímo zaznamenat fotony γ z nejjasnějšího zdroje záření gama ̶ Krabí mlhoviny, jež je pozůstatkem po supernově, která vzplanula v r. 1054 (Tau; maximum -7 mag; d = 2,0 kpc) a byla pak po dva roky viditelná očima. I. De Looze aj. díky modelování vzhledu Krabí mlhoviny v pásmu od blízkého infračerveného až do rádiového pásma zjistili, že extinkce v záření v infračerveném pásmu dosahuje jen 1,1 mag, což je v souladu s poměrně nízkým zastoupením infračerveného podílu záření mlhoviny (≃22 %). Prachová složka po výbuchu supernovy má podle autorů hmotnost 0,032 ÷ 0,049 M_ʘ. Jde především o prach amorfního uhlíku o teplotě ≈ 41 K. Tato hmotnost je přibližně o řád nižší než dřívější odhady. Přesto je téměř jisté, že účinnost vzniku prachu v rozmezí ≈10 % podporuje domněnku, že za zaprášenost galaxií jsou odpovědné výbuchy supernov.

J. Gross aj. shrnuli pozorování SNR S23 v blízké galaxii NGC 300 (Scl; 9 mag; d = 1,9 Mpc) vykonaná celou řadou přístrojů v různých pásmech elektromagnetického spektra: rentgenové družice Chandra a Newton, HST a anténní soustavy VLA a ATCA. Teplota SNR činí přibližně 9 kK. Velká osa obálky SNR má délku 7,5 pc a malá 6,7 pc. Z těchto rozměrů a tempa rozpínání 411 km/s lze určit stáří SNR 3 300 let. Počáteční hmotnost hvězdy 25 M_ʘ znamená, že hvězda vybuchla jako supernova po 8 mil. let od svého vzniku. Zářivý výkon v pásmu rádiových frekvencí 0,1÷100 GHz dosahuje ~10²⁷ W. Synchrotronová emise při minimální indukci magnetického pole 6,7 nT dosahuje měřitelné energie 1,5×10⁴² J.

3.3. Teoretické studie o supernovách

L. Izzo aj. byli teleskopem BAT na družici Swift upozorněni 5. 12. 2017 na slabý, ale nezvykle dlouhý (190 s) výbuch GRB 171205A s maximálním zářivým výkonem 3×10⁴⁰ W v pásmu energií 15 ÷150 keV. Následoval dosvit v rentgenovém záření, jehož polohu se podařilo identifikovat s periférií velké spirální galaxie vzdálené od nás 163 Mpc. Signál dále slábl a současně se přesouval do UV a optické oblasti. První spektrum pořízené 1,5 h po GRB potvrdilo výbuch supernovy SN 2017iuk, jenž byl hned na počátku doprovázen zábleskem záření gama. Plynná obálka supernovy se v prvních dnech po výbuchu rozpínala nezvykle rychle: 115 tis. km/s! Maximum světelné křivky nastalo 11 dnů po vzplanutí GRB a dosáhlo absolutní hvězdné velikost ve filtru B -17,5 Mag a ve filtru V -18,4 Mag. Podrobný rozbor vzhledu raných spekter ukázal na významné odlišnosti, které souvisely s již zmíněným jevem GRB, což se pozoruje vzácně, protože GRB září v úzkém kuželu s vrcholovým úhlem jen několik obloukových stupňů, takže málokdy směřuje k Zemi. Autoři dokázali, že tentokrát se to povedlo a zprvu přicházelo záření z horkého kokonu napájeného energií mírně relativistického výtrysku záření gama. Teprve třetí den po výbuchu se prosadilo záření rozpínajícího se kvazikulového oblaku plynů a prachu. Autoři konstatovali, že ačkoliv se problém výbuchů velmi hmotných hvězd v podobě supernov třídy II zkoumá již na tisícovkách případů, nemáme ucelenou teorii celého procesu, a vznik výtrysků je dosti záhadný. Zdá se, že někdy jsou výtrysky doslova udušeny a svou energii předávají vnějšímu obalu ještě před výbuchem. Jindy však pozorujeme široké absorpční čáry svědčící o vysoké rychlosti kokonů, kterou získaly díky osvobozeným výtryskům. Podle všeho nejbližší dekáda přinese mnohonásobné zvýšení počtu pozorovaných supernov a tím se přiblíží pravděpodobnost objasnění nedořešené záhady, jak vznikají výbuchy obézních, a proto krátkožijících hvězd.

D. Liu aj. se věnovali problému, proč v polodotykových soustavách dvojhvězd, jejichž jednou složkou je starý bílý trpaslík CO a druhou složkou červený obr, končí jen málo symbiotických soustav výbuchem supernovy třídy Ia. Autoři se zaměřili na množství přenosu vodíku z obra na bílého trpaslíka v tzv. symbiotickém kanálu. Zabývali se také novou statistikou četností výbuchů těchto supernov a zjistili, že počet supernov Ia díky symbiotickému kanálu tvoří asi 5 % všech supernov této třídy. Ukázali, že tempo přenosu vodíku z obra na trpaslíka je výrazně mohutnější, než se dosud předpokládalo, protože se dokáže přizpůsobit místním podmínkám dané dvojice. Současně považují za pravděpodobné, že symbiotické soustavy RS Oph a T CrB známé jako rekurentní novy nakonec tímto kanálem dospějí k výbuchu jako supernovy Ia.

T. Sato aj. se věnovali objasnění výskytu prachových shluků, které jsou patrné u pozůstatků supernov a jež se pozorují v rentgenovém pásmu spektra. Autoři soudí, že jsou celkem tři možné mechanismy, které k těmto shlukům vedou. Může to být shlukování během samotného výbuchu, nebo hydrodynamické nestability během vývoje pozůstatku, ale též struktury, které v prostředí okolí supernovy existovaly před výbuchem. Autoři se zaměřili na první dva mechanismy, jež provázely výbuch Tychonovy supernovy v Kasiopeji v r. 1572 a zjistili, že shluky jsou produktem zmíněné první fáze výbuchu.

A. Burrows aj. využili nový 3D výpočetního program FORNAX k simulaci výbuchů supernov následkem zhroucení jader obézních hvězd s hmotnostmi 9÷13 M_ʘ. Autoři poznamenali, že hvězdy s hmotnostmi 8÷13 M_ʘ představují asi polovinu počtu velmi hmotných hvězd ve vesmíru. Autoři simulovali vznik výbuchů pro hvězdy s hmotnostmi celistvých násobků hmoty Slunce, tj. pro pět rostoucích hmotností. Dospěli tak k závěru, že zatímco hvězdy s hmotnostmi od 9 do 12 M_ʘ se na výbuch těšily, tak hvězdy s hmotností 13 M_ʘ to kupodivu nezvládly. Totéž však potkalo i nerotující hvězdy s hmotností 12 M_ʘ. Autoři to přičítají tendenci, že modely 3D vedou k dipolární struktuře dvou asymetrických laloků mezi nimiž se nachází štíhlý pás, v němž se naopak hmota soustřeďuje. Všechny úspěšné modely nakonec vytvářejí vícebublinovou strukturu s harmonickými módy nízkých řádů. To je vcelku příznivá zpráva, že se simulace výbuchů supernov pro hvězdy třídy II, resp. II P začínají přibližovat realitě.

Yu Liu aj. si všimli koincidence v poloze mezi hostující hvězdou v r. 1163, která byla viditelná podle korejských kronik jen krátce, se současným objektem G4.8+6.2, jenž se nachází v katalogu pozůstatků po supernově. Po objevu kilonovy GW170817 jako splynutí dvou neutronových hvězd, pochopitelně silně vzrostl zájem o kilonovy, jež jsou po splynutí nepochybně obklopeny prachoplynovým pozůstatkem. Historické objevy kilonov jsou však vzácné, v každém případě je jejich frekvence mnohem nižší než u supernov a klasických nov; navíc jejich viditelnost očima je omezena nanejvýš na pár týdnů. Také jejich rozložení po obloze se od nov a supernov velmi liší. Supernovy a jejich pozůstatky se vyskytují nejčastěji jen v jednostupňovém pásu podél galaktického rovníku. Galaktické novy se mohou vyskytovat na týchž místech opakovaně a jejich frekvence dosahuje průměru 1 nova/rok. Supernovy v naší Galaxii se vyskytují asi jednou za půl století, kdežto kilonovy jednou za tisíc let. Ve prospěch domněnky o kilonově v r. 1163 však svědčí relativně krátké období pozorovatelnosti jen několik týdnů, ale také její poloha daleko od galaktické roviny. Poloha kilonovy je poměrně dobře určena, protože v její blízkosti se tehdy nacházel Saturn a sama byla jasnější v maximu než 1. mag. Blízko k Saturnu se navíc nacházel Měsíc. I když v katalogu SNR je pro zdroj G4.8 uváděna vzdálenost od nás 15 kpc, autoři soudí, že to je velké přecenění. Existují silné argumenty, že skutečná vzdálenost je jen 10 kpc. To pak dobře souhlasí se stářím objektu necelých 900 let. Autoři srovnali světelné křivky tehdejší a současné kilonovy, a zjistili pozoruhodnou shodu. Kilonovy mají jméno od předpony kilo-, tj. překonávají v maximu zářivé výkony klasických nov tisíckrát. Odhaduje se, že jejich splývání je provázeno uvolněním energie řádu 10⁴³ ÷10⁴⁴ J.

4. Degenerované hvězdy

4.1. Pulsary

Pulsar v Krabí mlhovině (PSR B0531+21) byl objeven už v r. 1968 a patří mezi skrovnou množinu pulsarů, která má vyplněný křestní list. Narodil se 4. 7. 1054 v souhvězdí Býka po výbuch supernovy třídy II, tj. hmotné hvězdy, jejíž jádro se po vyčerpání zásob paliva zhroutilo na neutronovou hvězdu. Supernova dosáhla maximální jasnosti -4 mag a byla pečlivě pozorována v Japonsku a Číně, odkud pocházejí docela dobrá data. Na denní obloze byla vidět 23 dnů a na noční obloze 21 měsíců. Brzy po objevu pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem se ukázalo, že v centru Krabí mlhoviny se nalézá pulsar, jenž rotuje velmi rychle v periodě 33 milisekund. Je pozůstatkem hvězdy, která měla v době výbuchu hmotnost kolem 10 M_ʘ. Pulsar je od nás vzdálen 2,0 kpc. M. Amenomori aj. využili observatoře pro studium fotonů záření gama na planině v Tibetu v nadmořské výšce 4,3 km, která v současné době pokrývá plochu téměř 3 500 m² a je osazen 64 vodními Čerenkovovými detektory v hloubce 2,4 m pod zemí a slouží k detekci mionů; každý detektor má sběrnou plochu 54 m². Další aparatura s 597 plastovými scintilačními detektory pokrývá plochu 65 700 m². Mezi lety 2014 a 2017 se tak pozorovatelskému týmu podařilo zaznamenat 24 fotonů γ s energiemi >100 TeV, jež přišly ze směru pulsaru v Krabí mlhovině. Jeden se zachycených fotonů záření γ měl energii 458 TeV, což je nový energetický rekord pro jakýkoliv kosmický zdroj.

J. Sollerman aj. konstatovali, že pulsar v Krabí mlhovině patří nepochybně k nejvíce pozorovaným a studovaným objektům na obloze. Autoři využili mimořádných parametrů spektrografu X-shooter u 8,2m teleskopu UT3 (Melipal), aby zlepšili naše znalosti o tomto rychle rotujícím pulsaru, jehož vznik je znám. Ešeletový spektrograf pracuje v pásmu 300÷2 400 nm. Hlavním cílem spektroskopického měření bylo stanovit spektroskopický index, jenž je téměř plochý (0,16). Tempo rozpínání materiálu po výbuchu dosahuje hodnoty ~1 600 km/s. Přesnost měření absorpčních čar činí 50 km/s. Ve spektru jsou viditelné také široké interstelární pásy a několik dříve neobjevených infračervených emisních čar.

E. Jourdain a J.-P. Roques uveřejnili obsáhlou studii o měření polarizace tvrdého záření gama Krabí mlhoviny a pulsaru na základě pozorování polarizace pomocí spektrometru na družici INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) v letech 2003–2018. Stupeň polarizace 24 % a elektrický vektor byl souosý s rotační osou pulsaru. Autory překvapilo, že po celou dobu měření byly parametry polarizace pozoruhodně neměnné. Proto mohli doporučit tento zdroj polarizačního záření jako výbornou kalibrační standardní svíčku. Autoři ukázali, že dominantním mechanismem v celém rozsahu od rádiových vln až po tvrdé rentgenové záření je synchrotronové záření. To zároveň svědčí o vynikající stálosti konfigurace a geometrie magnetického pole mlhoviny.

E. Gügercinoğlu a M. Ali Alpar pozorovali zatím největší zkrácení rotační periody pulsaru v Krabí mlhovině. Celý úkaz sledovali v rádiovém a rentgenovém pásmu elektromagnetického záření v listopadu 2017 během dvou dnů, kdy zkrácení probíhalo. K rekordnímu zkrácení rotační periody došlo shodou několika faktorů, tj. hvězdotřesení a uvolnění vírových struktur v kůře neutronové hvězdy, které zapadly hlouběji do nitra společně s rozlámanými tektonickými deskami, na což navázaly po skončení skoku v periodě plíživé pohyby uvolněných vírů směrem vzhůru. Mimořádná velikost skoku byla důsledkem toho, že od předešlého skoku v r. 2011 se nic nedělo, takže se nahromadilo více energie ke skoku než kdykoliv předtím, v relativním rekordu skoku 5,2×10^-7. Zatímco skok v rotační periodě proběhl během dvou dnů, tak pomalé plížení do normálu trvalo půl roku.

S. Zhou aj. sledovali po dobu 7 let změny rotační periody PSR J1602-5100 (rotační perioda 0,864 s; B = 7,8×10⁸ tesla; vzdálenost 8 kpc; stáří 197 tis. let) pomocí 64m radioteleskopu v Parkesu. Od 24. 9. 2008 do 10. 5. 2010 pozorovali velký, ale pomalu se rozvíjející skok v periodě, která se zkrátila až o 176 nHz, což je největší pomalu se rozvíjející „skok“. Návrat do původní periody byl rovněž pomalý a lineární v čase. Autoři rozlišili tři fáze celé epizody: předchůdce (388 d), pomalé zrychlování (597 d) a návrat do původního stavu (1 378 d). Autoři dále uvedli, že se až dosud pozorovalo celkem 547 skoků v periodě pro 188 pulsarů. Většinou dochází k opravdovým skokům v periodě během několika málo minut, ale později se podařilo pozorovat dosti vzácně i velmi pomalé „skoky“ v trvání roku. Krátké trvání skoků je dobře pochopeno. Neutronová hvězda má tenkou vnější tvrdou kůru a uvnitř neutronovou suprakapalinu, která může narazit na kůru a přinutit ji k rychlejší rotaci. Naproti tomu pomalé „skoky“ vznikají zřejmě zcela jinak. Hlavní domněnka předpokládá, že ve spodní části kůry se zvyšuje teplota, ale druhá možnost je stochastický šum proměnný v čase, takže vlastně nejde o žádný skok, protože vše probíhá na časových stupnicích od dnů do roků.

S. Guillot aj. snímkovali pomocí kamery WFC3 HST pulsar PSR J1244-3933 (d = 172 pc), jenž se kvalifikoval jako nejpomaleji rotující (8,5 s) a nejstarší (3,33×10⁸ let) neutronová hvězda. Spektroskopie ukázala, že tento pulsar drží rekord v nejnižší teplotě své fotosféry (42 kK), indukce jeho magnetického pole na povrchu dosahuje 200 MT a zářivý výkon 2,6×10²¹ W.

A. Deller aj. se dlouhodobě zabývají velkým astrometrickým projektem PSRπ, kdy se pomocí radioteleskopů sítě VLBA měří polohy 60 pulsarů s přesností ~45 μas až 10 μas pro nejlepší pozice. Projekt v poslední době zvětšil počet takto přesně měřených poloh pulsarů o řád zejména pro pulsary ve vzdálenostech >2 kpc. Zároveň se tím zvyšuje naděje na podstatné zlepšení přesnosti efemerid pro tělesa Sluneční soustavy. V blízké budoucnosti se dá očekávat zpřesnění úhlových měření až na 4 μas pro úhlová měření polohy pulsaru vůči kalibrátoru do úhlové vzdálenosti 1 obl. minuty. Když uvážíme, že magnetická pole pulsarů dosahují indukce až 10 GT, rotační frekvence se blíží 1 kHz, centrální hustoty přesahují 10¹¹ kg/cm³ a povrchové potenciály gravitačního pole dosahují až 40 % hodnoty pro hvězdné černé díry, tak je zřejmé že pulsary jsou mimořádně cenné (a bezpečně vzdálené!) fyzikální laboratoře. Díky velkému momentu setrvačnosti jsou rádiové pulsary skvělými stabilními hodinami. Zásluhou pulsarů můžeme řešit stavové rovnice pro neutronové hvězdy (matematické vztahy mezi hustotou, tlakem, teplotou atd.); podobně se díky jim podařilo získat první důkazy o měřitelnosti gravitačních vln (1989) a objevit první exoplanety (1992).

P. Shternin aj. se věnovali studiu jasného rádiového pulsaru B1727-47 (Sco; P= 0,83 s; stáří 80 tis. let), jenž byl objeven mezi prvními pulsary před 50 lety. Jeho vzdálenost od nás byla však podezřele vysoká, tj. 2,7 kpc a později dokonce zvýšena až na 5,5 kpc. Když autoři změřili vlastní pohyb pulsaru 148 mas/r, tak by to při těch vzdálenostech znamenalo, že vlastní pohyb pulsaru činí minimálně 1 900 km/s, popřípadě až 3 900 km/s, což je vysoce nepravděpodobné. Autoři proto začali uvažovat o minulém směru a menší rychlosti pohybu v případě, že by vzdálenost pulsaru klesla na hodnoty <1 kpc. Když odhadli vzdálenost pulsaru na 0,7 kpc, tak jim vyšlo, že před 60÷80 tis. lety vystřelil pulsar po výbuchu supernovy, po níž se zachoval pozůstatek SNR RCW 114. Energie výbuchu se pohybovalo kolem hodnoty 10⁴⁴ J. To prakticky znamená, že vlastní pohyb pulsaru probíhá rozumnou rychlostí ≈500 km/s a identifikace s jeho kolébkou je jistá. Také vysoká jasnost pulsaru svědčí o tom, že pulsar nemohl být tak daleko, jak se dosud soudilo.

A. Coerverová aj. propojili sledování mlhoviny pulsarového větru DA 495 (vzdálenost 1 kpc; galaktické souřadnice 65,7°+1,2°), jež byla objevena v r. 1968 v přehlídce kanadské přehlídce Dominion Astrophysical, s archivními pozorováními. Mlhovina se poněkud vzhledem podobá mlhovině kolem SRN 3C-58 (3,2 kpc; stáří 840 let), prototypu Krabí mlhoviny (2 kpc; stáří 967 let) a mlhovině Vela-X (250 pc; stáří 20 tis. let), ale DA 495 je určitě výrazně starší, což vzbudilo zájem astrofyziků o její sledování různými soudobými přístroji. Autoři využili kanadských rádiových snímků na frekvencích 408 MHz (0,73 m) a 1 420 MHz (0,21 m) z r. 2003 a dále ze 100m radioteleskopu v Effelsbergu 4,85 GHz (62 mm) a 10,55 GHz (28 mm). Mlhovina DA 495 byla poprvé zobrazena v rentgenovém pásmu spektra družicí ROSAT v r. 2004, následně observatoří Chandra v r. 2007 a Newton v r. 2015. Tvrdé rentgenové záření až do energie 79 keV proměřila družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array). V pásmu záření gama byla mlhovina poprvé zobrazena v r. 2017 novou aparaturou HAWC pod označením 2HWC J1953+294. O rok později ji zobrazil systém 4 dalekohledů VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope) v Arizoně. Shrnutím všech údajů z rozmanitých částí elektromagnetického spektra dospěli autoři ke dvěma fyzikálním vysvětlením komplexních pozorování. Leptonický model dokáže dobře objasnit široké emise, což však předpokládá, že rozsah rtg. emise v mlhovině je týž jako u rádiové a gama mlhoviny, ale to pozorování nepotvrdila. Naproti tomu hadronický model umí vysvětlit veškeré elektromagnetické spektrum mlhoviny, ale vyžaduje, aby v okolí pulsaru byla extrémně vysoká indukce magnetického pole a nabité částice měly vysoké kinetické energie, což ale také není zatím prokázáno. Lze tedy konstatovat, že astrofyzikům uvízl v hrdle horký knedlík a jednoznačný výklad bude možný na základě přesných budoucích měření v rádiovém a infračerveném spektru i v pásmu záření gama.

C.-Y. Ng aj. osvědčili neobyčejnou trpělivost, když si počkali koncem r. 2017 na průlet PSR J2032+4127 (Cyg; pulsní perioda 0,14 s; stáří 180 tis. r.; vzdálenost 1,5 kpc; výstřednost dráhy 0,96!) kolem hvězdy sp. třídy Be (~15 M_ʘ), neboť oběžná doba pulsaru činí plných 50 let! Není však divu, protože známe jen 10 dvojhvězd, které vyzařují paprsky gama, a jenom u dvou objektů máme jistotu, že zdrojem záření gama je pulsar. Pulsar prošel periastrem 13. 11. 2017, ale měření probíhala už od počátku r. 2017. Tím druhým je proslulý objekt B1259-63/LS 2883 (Cen; 10 mag; sp. O9.5 Ve; oběžná doba 3,4 let; výstřednost dráhy e = 0,87, pulsní perioda pulsaru 48 ms; zářivý výkon 8×10²⁸ W; indukce magnetického pole 3,3×10⁷ T; stáří 330 tis. let). Hvězda Be má hmotnost 10 M_ʘ, poloměr 6 R_ʘ a rotuje na rovníku vysokou rychlostí 280 km/s. Vysoké výstřednosti drah obou pulsarů se dají vysvětlit tím, že šlo o poměrně slabé výbuchy supernov, takže zmíněné pulsary se nedokázaly utrhnout z gravitačních řetězů hmotných hvězd na rozhraní sp. tříd O a B.

Autoři díky dvouročnímu sledování pulsaru PSR J2032+4127 souměrně před průchodem periastrem a také po něm zjistili, že už dlouho před periastrem se měnily parametry záření v energetických pásmech paprsků X a γ. S přibližováním k periastru tvrdlo rentgenové záření. Intenzita synchrotronového záření rostla a fotonový index se výrazně snižoval kvůli zvyšující absorpci v pohlcujícím prostředí. Hvězdy třídy Be se vyznačují závojem v rovníkové rovině, takže vítr pulsaru zřejmě s tímto závojem interagoval. Projevily se však různé odezvy v pásmech rentgenového a rádiového záření, takže interakce probíhaly vůči různým populacím částic. Tentýž úkaz sledovali také Partha S. Pal aj., kteří rovněž využívali družice Chandra, Newton a NuSTAR. Nejvíce změn zaznamenaly družice Newton a NuSTAR. Po průchodu periastrem tvrdé rentgenové záření podle očekávání opět měklo. Teď se musí astronomové obrnit trpělivostí, protože další průchod pulsaru pericentrem nastane až v r. 2067.

J. Hare aj. využili rentgenové družice Chandra k systematickému sledování páru pulsaru B1259-63 a jeho průvodce hmotné hvězdy LS 2883 sp. třídy Be během celého cyklu oběžné periody pulsaru v letech 2014–2017. V r. 2014 došlo 4. 5. k předposlednímu průchodu pulsaru pericentrem. V dalším cyklu se uskutečnilo celkem pět měření; první v čase 352 dnů po průchodu přísluním a poslední v čase 1 175 dnů po předešlém průchodu. Potvrdilo se, že se opět vynořil prodloužený rentgenový chomáč o výsledné hmotnosti 6×10²⁰ kg, jenž se postupně urychlil na 15 % rychlosti světla, takže jeho kinetická energie v době průchodu dalším přísluním dosáhla hodnoty ≃6×10³⁵ J. Vlastnosti chomáče odpovídají očekávané synchrotronové emisi pulsarového větru, jenž s chomáčem interaguje. Kromě těchto měření autoři konfrontovali rentgenové údaje s optickými měřeními HST, jímž se definovala horní mez optického toku v době průchodu periastrem v r. 2017.

W.W. Zhu aj. se věnovali určení základních parametrů dvou milisekundových binárních pulsarů (PSR J1949+3106 a J1950+2414) objevených v průběhu programu ALFA (Arecibo L-Band Feed Array). Tento projekt byl iniciován kvůli urychlení programu hledání cizích civilizací (SETI), ale je výhodný i pro objevování nových pulsarů po celé obloze dostupné z Areciba (Portoriko, 500 m n. m.; 18,3° s. š.), protože pomocí sedmi simultánně pracujících přijímačů lze současně sledovat sedm různých cílů na obloze. Astronomové potřebují pohyby hvězd v okolí Slunce vztahovat k místnímu standardu klidu pomocí virtuálního Slunce, jež obíhá po kolem centra Galaxie v její rovině po kruhové dráze. Skutečné Slunce má vůči němu tři odchylky, neboť se rychlostí -9 km/s přibližuje k centru Galaxie, rychlostí 12 km/s předbíhá galaktickou rotaci a rychlostí 7 km/s stoupá severně kolmo k rovině Galaxie. Vektorovým skládáním těchto rychlostí dostaneme pro pohyb Slunce rychlost 16,5 km/s ve směru do souhvězdí Herkula. PSR J1949 (oběžná perioda 1,95 d; impulsní perioda 0,013 s; zcela kruhová dráha o poloměru 2,2 mil. km; vzdálenost 7 kpc, stáří 2,2 Gr) má vlastní pohyb téměř shodný s pohybem místního standardu klidu, jenž je definován virtuálním Sluncem, které obíhá kolem centra Galaxie po přesně kruhové dráze. Proto je pro astrometrii pravým požehnáním, neboť navíc jako většina milisekundových pulsarů představuje téměř ideální hodiny. Pro oba zmíněné pulsary lze měřit velikost Shapirova zpoždění (4. test OTR) i relativistické stáčení periaster jejich drah. Odtud lze spočítat i hmotnosti pulsarů a jejich partnerů. PSR J1949 má hmotnost 1,3 M_ʘ a jeho průvodce 0,8 M_ʘ, takže je pozůstatkem po slabém výbuchu supernovy. Pulsar J1950 (oběžná perioda 22 d; impulsní perioda 4,3 ms, ale nečekaně velká výstřednost dráhy 0,08 s velkou poloosou 4,3 mil. km; vzdálenost 6,4 kpc; stáří 3,4 Gpc) má hmotnost 1,5 M_ʘ a jeho průvodce s hmotností 0,85 M_ʘ je pravděpodobně bílý trpaslík. Autoři se přiklánějí k závěru, že tento pulsar je potomkem héliového bílého trpaslíka.

J. Martinez aj. objevili šest tzv. recyklovaných pulsarů díky přehlídce radioteleskopem Arecibo metodou náhodného skenování, která probíhala na frekvenci 327 MHz (0,97 m). Pojem recyklované pulsary byl zaveden zpětně, ale první pulsar této skupiny PSR 1913+16 (Aql; oběžná perioda 7,75 h; velká poloosa dráhy 1.95 mil. km; výstřednost 0,62; rotační perioda 59 ms; hmotnost pulsaru a průvodní neutronové hvězdy je shodně 1,4 M_ʘ; vzdálenost 6,4 kpc) byl objeven R. Hulsem a J. Taylorem už v r. 1974. Byl to první případ, kdy pulsar měl průvodce, což je obdoba významu objevu první dvojhvězdy, protože gravitační zákon pak umožňuje odtud odvodit důležité informace o parametrech obou objektů. V tomto případě šlo opravdu o průlom, protože předtím objevené pulsary byly osamělé objekty. Binární pulsar se prozradil silným kolísáním své radiální rychlosti a změnou periodicity v intervalu 8 ÷80 μs. Druhou složkou dvojhvězdy je neutronová hvězda s nízkou indukcí magnetického pole (1÷100 T). Autoři sledovali vývoj dráhy pulsaru radioteleskopem v Arecibu řadu let a zjistili, že v této extrémní dvojici se uplatňují měřitelné relativistické efekty ztráty energie soustavy vyzařováním gravitačních vln, což vede ke zmenšování velké poloosy oběžné dráhy. Oba autoři dlouhodobě potvrzovali čím dál tím přesněji efekt zmenšování poloosy oběžné dráhy v obecné teorii relativity, takže v r. 1993 obdrželi společně Nobelovu cenu za fyziku. Tento úspěch přispěl k podpoře snahy o přímou detekci gravitačních vln, za což byla udělena další Nobelova cena R. Weissovi, K. Thornemu, a B. Barishovi v r. 2017. Je vidět, že Nobelova cena 1993 zplodila další Nobelovy ceny; tentokrát v intervalu 24 let.

Podle Martineze aj. je v současnosti známo na 80 recyklovaných binárních pulsarů, které se poznají právě tím, že rotují kolem své osy v periodě jednotek až desítek milisekund, za což mohou právě jejich průvodci, kteří roztáčejí pulsary na vysoké obrátky jednosměrným přílivem plynu jako na plynovém kolotoči. Autoři přidali do statistiky pět recyklovaných binárních pulsarů a jeden osamělý milisekundový PSR J1054+1833. Všechny přírůstky se nacházejí poměrně blízko ke Slunci, protože mají nízké hodnoty tzv. dispersní míry. Mezihvězdný prostor obsahuje volné elektrony, které brzdí rychlost rádiových fotonů tím více, čím je jejich frekvence nižší (vlnová délka vyšší). Průměrný počet volných elektronů mezi zdrojem a radioteleskopem se dá zjistit a dispersní míra se obvykle měří pro dvě odlišné frekvence. Čím dál je pulsar nebo jiný rádiový zdroj od nás dál, tím je diferenciální dispersní míra signálu větší. Oběžné doby recyklovaných pulsarů jsou velmi rozmanité v rozsahu 4÷815 d. Druhé složky páru se rovněž značně liší svými hmotnostmi: 0,06÷1,11 M_ʘ. Další pozorování přinesou postupně zlepšení parametrů všech známých soustav. Tři recyklované pulsary se budou v dohledné době moci testovat k důkazu slabých gravitačních vln.

D. Kaur aj. se věnovali vylepšení další metody pro studium gravitačních vln pomocí sítě pulsarů s relativně nejstabilnějšími rotačními periodami v programu PTA (Pulsar Timing Array), kdy se průběžně měří s vysokou přesností impulzní periody po celé obloze, neboť tyto ultrapřesné hodiny mohou díky průchodu gravitačních vln pozorovat miniaturní odchylky od standardních přesných hodnot period a případně tvaru profilu impulsu. Jak se ukázalo, bylo by potřebí zmírnit odchylky od ideálních pozorování, jež jsou způsobeny efekty turbulentního interstelárního prostředí. Tyto poruchy jsou nepřímo úměrné výběru rádiové frekvence, tj. s klesající frekvencí se vliv poruch snižuje. Tím se pro projekt PTA stává atraktivní pozorovat periody a tvary profilů pro nejnižší dostupné frekvence <300 MHz (vlnová délka >1 m). Vynikajícím vzorem se stal PSR J2241-5236, který lze sledovat i na frekvenci 80 MHz. K tomu je potřebí zmenšit či zcela odstranit disperzi rádiových signálů pomocí časového rozlišení řádu 1 mikrosekunda. Takto lze srazit disperzní míru signálů pulsaru na relativní přesnost řádu 2×10^-6.

K tomu cíli se skvěle hodí rozsáhlý evropský rádioastronomický projektu LOFAR (Low Frequency Analyzer and Recorder), jenž má své centrum v Holandsku, ale další antény se nacházejí také v Německu, Polsku, Francii, Irsku, Lotyšsku a Švédsku. Systém sestává z celkem 20 tisíc antén a pracuje na vlnových délkách v rozsahu 1,3÷30,0 m. Antény jsou nepohyblivé, ale všesměrové. Obraz pozorovaného objektu se získává až při zpracování rozsáhlých pozorovacích údajů v centrálním superpočítači, a přitom hraje dispersní míra důležitou úlohu, protože z její velikosti lze usuzovat na rozprostření příslušných zdrojů v kosmickém prostoru. V r. 2017 se podařilo pomocí aparatury LOFAR objevit binární rádiový pulsar J0952-0607 (Sex; oběžná perioda 6,4 h; rotační perioda 1,4 ms, velká poloosa kruhové dráhy 19 tis. km; vzdálenost 1,0÷1,7 kpc; stáří 4,9 mil. let). Wynn C. G. Ho aj. zjistili, že neutronová hvězda má teplotu 10 MK, což by mělo působit na stabilitu hvězdy. Jelikož se tak prokazatelně neděje, autoři soudí, že supratekutá kapalina hvězdy dokáže oscilace utlumit.

L. Nieder aj. zjistili pomocí aparatury LAT (Large Area Telescope) družice Fermi, že pulsar J0952 typu „černá vdova“ vysílá záření gama v rozsahu energií 100 MeV÷100 GeV. Binární pulsary tohoto typu vysávají plyn ze svých průvodců, jejichž hmotnost dramaticky klesá. Pulsar J0952 se vyznačuje druhou nejrychlejší rotací 707 obrátek/s mezi milisekundovými pulsary, ale i extrémně nízkou indukcí povrchového magnetického pole B ≲8,2×10³ T, čímž se řadí do spodní desítky síly magnetického pole mezi všemi dosud objevenými pulsary. Dispersní míra 22,4 pc/cm3 nedává bohužel příliš přesnou vzdálenost pulsaru od nás. Vrchol prvního maxima paprsků gama nastává ve fázi 0,43 s amplitudou 0,65 a druhé maximum ve fázi 0,63 s amplitudou 0,35. Vrcholy rádiových záblesků mírně předcházejí vrcholy záblesků gama. Autoři zjistili pomocí kamer HIPERCAM 10,4m teleskopu GTC na ostrově La Palma a ULTRACAM na 3,6m teleskopu NTT ESO na La Silla, že průvodce pulsaru je už hodně okousán, neboť jeho současná hmotnost dosahuje jen 0,02 M_ʘ, tj. jen ¼ minimální hmotnosti hvězd. Oškubaný průvodce má na noční straně teplotu 3,0 kK a na denní straně 6,1 kK.

4.2. Kilonovy GW170817 a S190425z

G. Ghirlanda aj. uskutečnili 207 dnů po příchodu signálu gravitačních vln GW170817 koordinované pozorování 32 radioteleskopů VLBI místa, odkud gravitační signál přišel. Zdroj signálu se nacházel v galaxii NGC 4993 (Hya, vzdálenost 41 Mpc; retrográdní dráha neutronových hvězd před splynutím měla sklon 137°). Měřením úhlového rozměru rádiového zdroje zjistili, že byl menší než 2,5 úhlové milivteřiny. Tak malý úhlový rozměr vyloučil, že elektromagnetický signál doprovázející splynutí dvou neutronových hvězd byl izotropní. Zcela jednoznačně šlo o úzce kolimovaný relativistický výtrysk shodou šťastných okolností mířící přibližně k Zemi. Autoři tak dospěli k závěru, že při splývání párů neutronových hvězd dochází minimálně v 10 % případů k uvolnění zářivé elektromagnetické energie ve formě dlouhodobých kolimovaných strukturovaných úzkých výtrysků, jež unikají okolním vyvrženým částicím a šíří se do interstelárního prostředí relativistickými rychlostmi.

D. Watson aj. konstatovali, že teorie vzniku prvků těžších než trojice Fe – Co – Ni předpověděla už v r. 1957 práce B²FH (= Gang čtyř: M. a G. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle), když se ukázalo, že při výbuchu supernov vzniká nadbytek neutronů, jenž umožňuje jejich zachycováním atomovými jádry lehčích prvků vznik nejtěžších prvků v poslední třetině Mendělejevovy tabulky. Později se zjistilo, že k vzniku těchto prvků mohou přispívat také srážky párů neutronových hvězd, což se potvrdilo právě v případě detekce gravitačních vln GW170817. Splynutím dvou neutronových hvězd vznikla kilonova AT2017gfo, jejíž detailní spektrum bylo pozorovatelné řadu měsíců. I když se obecně potvrdilo, že ve spektru se těžké a většinou radioaktivní prvky nacházejí, nebyl přímo identifikován ani jeden konkrétní těžký prvek. Autorům se však podařilo nalézt ve spektru kilonovy strontium (Sr), jež vzniká právě zachycováním neutronů. Sr vzniká procesem r, tj. rychlým zachycováním volných neutronů. Současně se potvrdilo, že zplodiny splynutí jsou vysoce obohaceny volnými neutrony.

V. Nedora aj. upozornili, že kilonova AT2017gfo jako pokračování dějů po splynutí páru neutronových hvězd byla zpočátku charakterizována jasným vzplanutím v optickém a UV pásmu. Většina odborníků předpokládá, že tento úkaz byl průvodním jevem slabého procesu nukleosyntézy r. Výpočty numerické relativity, mikroskopické stavové rovnice, aproximace transportu neutrin a turbulentní viskozity vedou k názoru, že splynutí neutronových hvězd vyvolává spirální hustotní vlny jako zdroje energie modrých kilonov. Rychlost vln dosahuje ~0,2c a hmotnost vanoucího větru ~10^-2 M_ʘ. M. van Putten a M. Della Valle spekulovali o možnostech, které splynutí obou neutronových hvězd vyvolalo. Není zcela jasné, zda splynutí hvězd skončilo proměnou na hvězdnou černou díru, anebo na hypermasivní magnetar. Autoři se přiklánějí na základě emisí gravitačních vln s frekvencí do 700 Hz, že platí spíše druhá domněnka o hypermasivním magnetaru.

Yiyang Wu a A. MacFadyen porovnali strukturu produktu splynutí neutronových hvězd GW170817 se vzorkem 27 krátkých záblesků GRB, o nichž se dalo předpokládat, že šlo rovněž o splynutí párů neutronových hvězd. Potvrdilo se, že vrcholový úhel výtrysku záření γ u zmíněné kilonovy činil 6,3°, což je v dobré shodě s průměrem 27 GRB: (6,9 ±2,3)°. Také další ukazatele, tj. Lorentzův faktor Γ=150, spektrální index p ≈ 2,15, ekvivalentní isotropní energie E_iso≈ 8×10⁴⁵ J a medián hustoty mezihvězdného prostředí n₀ ≈ 10^-2 protonu/cm³ perfektně souhlasí. Proto se autoři domnívají, že krátké GRB v kosmologických vzdálenostech vznikají při splynutí párů neutronových hvězd.

Také R. Gill aj. se zabývali sledováním unikátní světelné křivky dosvitu GRB170817A, jež nejprve pomalu mírně stoupala a dosáhla maxima až 150 dnů po splynutí neutronových hvězd. Rádiová interferometrie VLBI pozorovala téměř bodový objekt, který se pohyboval superluminální rychlostí 4c mezi 75 až 230 dnem po splynutí. Astronomové zjevně sledovali centroid jádra relativistického výtrysku s vrcholovým úhlem ≤5° a odhadli jeho energii na minimálně 5,3×10⁴¹ J. Rovněž A. Kathirgamaraju aj. zmínili, že v rádiovém oboru spektra se dosvit rozšiřoval superluminálně. Optický a infračervený dosvit prozradil, že po splynutí se začal rozpínat materiál o hmotnosti 0,05 M_ʘ subrelativistickými rychlostmi 0,1÷0,3c s energií 10⁴⁴ J. Podle názoru autorů tento zhustek bude řadu let dominovat v oboru rádiového a rentgenového záření a jeho hvězdná chvíle přijde až za nějakých 10 let po splynutí, přičemž těžiště dosvitu se vrátí do centroidu polohy rádiového zdroje v době splynutí neutronových hvězd.

A. Hajela aj. shrnuli údaje o netepelném sledování světelných křivek AT2017gfo v rentgenovém oboru spektra pomocí družice Chandra a v rádiovém oboru pomocí radiointerferometru Karla G. Janského VLA (Socorro, N. M., 34° s. š., 2,1 km n. m.; sběrná plocha antén 13 250 m²; pásmo 73 MHz÷50 GHz, vln. délky 4,1÷0,006 m). Měření probíhala mezi 521. a 743. dnem od začátku úkazu. Rentgenová měření prokázala, že kamera pozorovala kolimovaný relativistický výtrysk o vrcholovém úhlu 5,9° skloněný pod úhlem 30° k zornému paprsku, jehož tok rychle klesal s časem s exponentem -1,95. Kinetická energie ohnivé koule dosáhla hodnoty 1,5×10⁴² J, což v přepočtu na izotropní kouli dává energii 2×10⁴⁵ J. Rentgenové záření během poklesu nekolísalo; šlo o zcela plynulý děj.

K. Ioka a T. Nakamura uvedli, že i když pozorování splynutí dvou neutronových hvězd přispělo k předpokládanému potvrzení mechanismu vzniku krátkých GRB v trvání <2 s, jistou nevýhodu to potvrzení má, protože signál GRB byl podstatně slabší než u předešlých krátkých GRB. Za oslabení může právě okolnost, že výtrysk GRB nesměřoval přímo k Zemi, ale byl poměrně silně odkloněn, jak výše uvedli A. Hajela aj. Další komplikací je průběh spektra a množství uložené energie ve výtrysku, který zřejmě nepocházel z centra splynutí neutronových hvězd, ale z oblasti mimo centrum, kde se soustředil kokon baryonů, jenž nelze vysvětlit pomocí modelu L. Amatiho z r. 2002. Lze však předpokládat, že díky nastupující éře mnohopásmové astrofyziky se postupně podaří dosavadní odchylky od jednoduchých modelů objasnit.

E. Troja aj. shrnuli poznatky o dosvitu kilonovy AT2017gfo během prvního roku po jejím vzplanutí. Po odeznění GRB se zájem přesunul k měkčím pásmům dosvitu, a to jak pomocí rentgenové družice Chandra, tak také do rádiového oboru spektra pomoci interferometru ATCA (Australian Telescope Compact Array = 6 parabol × ø 22 m; 30° j. š.; 237 m n. m.; poblíž Narrabri, N. S.W.). Je poměrně překvapující, že celý rozsah elektromagnetického spektra dosvitu bylo možné popsat jediným indexem 0,585 po celou dobu pozorování. V rentgenovém pásmu se zpočátku zvedal zářivý výkon jen zvolna s časovou závislostí t^0,9, ale postupně rostl a dosáhl maxima 5×10³² W ve 160. dnu po splynutí neutronových hvězd. Od té doby výkon rychle klesá s 2. mocninou času od maxima. Další trend poklesu neodpovídá přidušenému výtrysku v podobě kokonu; zato dobře souhlasí s modelem strukturovaného relativistického výtrysku. Energie uvolněná při splynutí neutronových hvězd pak činí 2×10⁴³ J a vrcholový úhel výtrysku 4°. Autoři však uvádějí o něco nižší šikmý úhel 22° výtrysku než A. Hajela aj.

M. Coughlin aj. poukázali na fakt, že v případě splynutí páru neutronových hvězd jsme zažili naplno možnosti mnohopásmové astronomie, neboť se zde propojily tři úkazy, tj. signál gravitačních vln GW170817 + kilonova AT2017gfo + GRB170817A. Souhrn těchto měření tak dává jedinečnou možnost prozkoumat vlastnosti obou neutronových hvězd, odvodit stavovou rovnici pro supramasivní neutronovou hvězdu, a dále jak fungují kilonovy a zábleskové zdroje záření gama. Zdá se, že celková hmotnost supramasivní neutronové hvězdy se může pohybovat v mezích 2,72÷2,75 M_ʘ, dále že poloměr neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_ʘ se pohybuje v rozmezí 11,3÷13,5 km a poměr hmotností obou neutronových hvězd nepřekročil hodnotu 1:1,27. Podobně postupovali Jin-Liang Jiang aj., když pomocí dat pro úkaz GW170817 pro hmotnost neutronové hvězdy 1,4 M_ʘ odvodili poloměr 11,8 km a pro kontrolní sestavu 6 LMXB (Low Mass X-ray Binary) prakticky stejný poloměr 11,1 km.

Jia Ren aj. zjistili, že když splynutím neutronových hvězd vznikla supramasivní neutronová kilonova, musí být indukce jejího magnetického pole vysoká, což by mělo vytvořit kolem hvězdy mlhovinu pulsarového větru. Tento odhad dobře souhlasí s pozorováním v prvních 5 dnech po splynutí, ale také i v dalších fázích vývoje, kdy tepelné spektrum objektu se změnilo na spektrum netepelné. Také Mi-Xiang Lan aj. uvedli, že mocné velkorozměrové uspořádané magnetické pole hraje úlohu při vzniku kolimovaného relativistického výtrysku, který však uspořádanost pole poruší. Autoři propočítali možné 3D modely magnetického pole, tj. uspořádané, toroidální nebo radiální. Jaká je skutečná konfigurace pole se dá zjistit pomocí polarizačních měření během vývoje výtrysku. Měření polarizace v čase 244 dnů po splynutí dala horní mez 12 %, což znamená, že uspořádaná složka magnetického pole představuje méně než 90 % pole chaotického.

L. Piro aj. uvedli, že není zcela jisté, zda splynutí obou neutronových hvězd vytvořilo supramasivní neutronovou hvězdu s extrémně silným magnetickým polem, anebo zda objekt skončil jako hvězdná černá díra. Modelové výpočty však naznačují, že pokud indukce poloidálního magnetického pole dosáhla B ≈10⁸ T, je výsledkem nadlimitní neutronová hvězda. Náhlá disipace toroidální složky magnetického pole by se však měla projevit rentgenovými erupcemi, což se skutečně stalo 155. den po splynutí, kdy se aktivita neutronové hvězdy znovu probudila. Právě pozorování v rentgenovém pásmu spektra může proto přinést cenné informace o vývoji supramasivní neutronové hvězdy.

Haoxiang Lin aj. přišli s kritikou dosavadních tepelných spekter používaných pro modelování vývoje supramasivní kilonovy. Tyto modely předpokládaly stoprocentní účinnost záření elektronů netepelnými procesy, což je uvnitř kilonovy nerealizovatelné. Ve skutečnosti v počáteční fázi vývoje rádiového dosvitu se nejvyšší účinnost docílila pro elektrony na nižších než mezních frekvencích, zatímco původní modely předpokládaly opak. Autoři navrhli daleko realističtější model, v němž jen <10 % elektronů je urychlováno netepelně. Tím se zvýší energie výtrysku o 1 až 2 řády, což by se mělo zohlednit také při příštích pozorováních splynutí neutronových hvězd.

Také Hou-Jun Lü aj. poukázali na nejistotu, jak opravdu skončilo splynutí dvou neutronových hvězd GRB170817A. Za kritérium, co se doopravdy stalo, považují pozorování proměnnosti rentgenového záření. První scénář počítá s magnetarem jako centrálním zdroje proměnnosti rentgenového záření. Druhý scénář dává přednost černé díře, na niž zpětně dopadají produkty exploze. Třetí scénář preferuje dlouho žijící supramasivní neutronovou hvězdu. Autoři dávají tomuto poslednímu scénáři přednost, neboť jako jediný je ve shodě s pozorováními. Předpokládají, že supramasivní neutronovou hvězdu chrání od kolapsu na černou díru už vícekrát zmíněná indukce globálního magnetického pole v rozmezí B (3,6÷13,5)×10⁹ T.

Houri Zaeepour shrnul zveřejněná rádiová, optická a rentgenová data o celoročním vývoji světelných křivek elektromagnetického dosvitu GRB170817A, přičemž se opíral o dlouhodobou zkušenost s pozorováním krátkých záblesků gama, které velmi pravděpodobně vznikají při splývání neutronových hvězd, jak se nyní přesvědčivě ukázalo díky mnohopásmovému pozorování objektu v galaxii NGC 4993. Autor ukázal na výbornou shodu pozorování s modelem, jenž vedl k pomalému nárůstu signálu v relativistickém výtrysku γ a souběžném posilování optické i rádiové složky signálu. Pomalý nárůst byl způsoben nedostatkem materiálu v okolí výbuchu a také šikmým pohledem na výtrysk, což vedlo k rychlému snižování Lorentzova faktoru. Výtrysk se změnil na mírně relativistický kokon šířící se rychlostmi 0,40÷0,97c. Velká vzdálenost od zdroje supramasivní neutronové hvězdy způsobila, že výtrysk nejvíce zazářil až po ≳110 dnech od splynutí neutronových hvězd. Na růstu jasnosti se nutně muselo podílet také rentgenové, optické a infračervené záření.

N. Tanvir konstatoval, že pozorování GW170817 otevřelo novou kapitolu astrofyzikálního výzkumu skvělými možnostmi mnohopásmové astronomie. Zatímco splývání hvězdných černých děr končí v okamžiku, kdy obě díry splynou, u neutronových hvězd, které při splynutí nepřekročí hranici hmotnosti pro kolaps na černou díru, lze z pomalého rozvoje dosvitu odvodit postupně nesmírně zajímavé fyzikální poznatky. V prvních hodinách až týdnech po splynutí kilonovy produkují nejvíce záření v ultrafialové až infračervené části spektra díky teplu uvolněném při syntéze těžkých prvků procesy rychlého zachycování početných volných neutronů, tj. třetím procesem r. Téměř okamžitý krátký záblesk GRB a následující dlouhodobé netepelné záření od rentgenového až po rádiové pásmo je důkazem, že na krátký GRB je navázán ultrarelativistický výtrysk. V budoucnosti tak bude možné na základě této unikátní zkušenosti zkoumat krátké záblesky GRB k získání důkazů, jak přesně probíhá globální nukleosyntéza, jak se vyvíjí a strukturuje relativistický výtrysk. Celý komplex úkazů mnohopásmové astrofyziky poskytne možnosti nezávisle určovat kosmologické parametry, zpřesnit stavové rovnice pro neutronové hvězdy a zodpovídat zapeklité otázky fundamentální fyziky.

V podobném duchu se vyjádřili také Y. Y. Yang aj., kteří z přibývajících pozorování dosvitu dokázali, že splynuvší neutronové hvězdy se staly submilisekundovým pulsarem s rychlostí otáček 1 490 Hz (rotační perioda ~0,67 ms! je nový rekord pro pulsary). Také indukce globálního magnetické pole supramasivní neutronové hvězdy je vskutku impozantní (10⁷÷10¹¹ T). Autoři odhadují, že supramasivní neutronová hvězda má hmotnost ~2,6 M_ʘ a její poloměr činí 12÷25 M_ʘ. Zatím nejsou dostatečné podklady pro výpočet stavové rovnice pro tak exotickou neutronovou hvězdu. I za přepokladu, že indukce magnetického pole dosáhla jen 10⁸ T, lze odvodit disipaci zářivého výkonu objektu 10³⁷ W, ale vzhledem k rychlému brzdění rotace se celý výkon podstatně zmenší v průběhu pouhých 30 let. Je to totiž o 4 řády vyšší výkon, než má pulsar v Krabí mlhovině starý už téměř 1 tis. let. Nejnižší hodnoty záření pulsarů, které lze současnými přístroji ještě zaznamenat, se pohybuji kolem 0,1 % záření pulsaru v Krabí mlhovině. Podmínkou by však bylo, že maják vrcholového úhlu by mířil přímo na Zem.

A. Pozanenko aj. oznámili, že gravitační observatoře LIGO a Virgo zaznamenaly druhý případ splynutí dvou neutronových hvězd 25. 4. 2019 označený jako S190425z. Pomocí 1m teleskopu H. Swopeové na observatoři Las Campanas v Chile (100 km severně od města La Serena; 2,4 km n. m.; 29° j. š.) nalezli C. Kilpatrick aj. optický dosvit úkazu, který proměřili ve filtrech r, i, g a dostali v čase 10 h po splynutí slábnoucí hodnoty jasností od 18,2 do 20,1 mag. Družice INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory; ESA) zaznamenala pomocí spektrometru SPI dva slabé impulsy záření gama s energiemi paprsků γ 20 keV až 8 MeV v časech ~0,5 s a 5,9 s po splynutí neutronových hvězd o hmotnostech 1,7 M_ʘ a 1,6 M_ʘ na periférii anonymní galaxie v souhvězdí Herkula vzdálené od nás 159 Mpc. Kuriózně ke zpřesnění polohy přispěla okolnost, že záblesky nezaznamenala družice Fermi. V čase splynutí byla pro Fermi cílová oblast zakryta Zemí, což trvalo jen krátkou chvíli. Spektroskopická měření na družici Integral pokračovala ještě 1,4 dne. Časový profil dosvitu se podobal obdobnému profilu prototypu GR170817. Tento úkaz byl totiž druhý nejbližší mezi všemi dosud pozorovanými krátkými GRB.

4.3. Neutronové hvězdy, magnetary, kilonovy

Y.Q. Xue aj. uvedli, že za předpokladu, je-li stavová rovnice pro neutronové hvězdy dostatečně tvrdá, může při splynutí páru neutronových hvězd vzniknout supramasivní rychle rotující neutronová hvězda s vysokou indukcí magnetického pole, čili budoucí magnetar. Magnetary jsou pak zdrojem krátkých záblesků paprsků γ. Jenže zdroj krátkých záblesků může mít i jinou příčinu, např. jde o záblesk γ, jenž nesměřuje zcela k Zemi, anebo slabý záblesk γ ze vzdálené galaxie jako v případě rychlého rentgenového záblesku CDF-S XT1, který přišel ze slabé galaxie v neznámé vzdálenosti od nás, kde existují dokonce tři různé domněnky, co se tam stalo. Autoři však pozorovali díky rentgenové družici Chandra rentgenový záblesk CDF-S XT2, jenž se odehrál v anonymní galaxii vzdálené od nás 2 Gpc ve vzdálenosti 3,3 kpc od centra, kde tyto krátké záblesky nejčastěji vznikají, a jejich frekvence odpovídá údaji o frekvenci splynutí neutronových hvězd na supramasivní neutronovou hvězdu. Autoři dokonce soudí, že ve vesmíru je takových supramasivních neutronových hvězd hodně.

Shi Dai aj. se zabývali vývojem anomálního pulsaru XTE J1810-197, jenž byl objeven satelitem RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) v polovině července 2003. Byl to totiž první magnetar, jenž začal vysílat impulzy rádiového záření od počátku r. 2006 zachycené radioteleskopy GBT, Nançay a Parkes, ale koncem r. 2008 opět rádiově zmlkl. Indukce magnetického pole magnetaru je docela úctyhodná: 30 GT. Jeho rotační perioda 5,5 s se sekulárně zpomalovala tempem 10^-11 s/s. Pak však jeho rádiová aktivita usnula na téměř celou dekádu, aby se znovu probrala v prosinci 2018. Rádiová aktivita se obnovila v prosinci 2018, kdy ji zaznamenal 64m radioteleskop v Parkesu v pásmu vlnových délek 74÷426 mm (frekvence 704÷4 032 MHz). Autorům se podařilo měřit polarizaci profilu pulsů, jednotlivé pulsy i další parametry obnovené aktivity. Změny v polarizaci signálu byly dramatické a polohy úhlu lineární polarizace prudce kolísaly. Zato profil samotného pulsu byl stálý. Obecné vlastnosti polarizačního signálu se však vůbec nepodobaly vzhledu signálu z r. 2003. Probuzení magnetaru zaznamenali 8. 12. 2018 také E. Gothelf aj. japonskou aparaturou MAXI na ISS, jež pracuje v rentgenovém pásmu energií 0,5÷30 keV a vzápětí 13. 12. také družicí NuSTAR ve stejném spektrálním okně. Signál byl dvakrát silnější než v r. 2006. Rozteč mezi maximem vedoucího rádiového pulsu a maximem rentgenového pulsu však byla v obou epizodách shodná (0,13 délky celého cyklu). To svědčí o stabilní geometrii zdroje, kde rádiové záření vzniká podél magnetických siločar a elektrický proud ohřívá skvrnu na povrchu neutronové hvězdy.

P. Pietrukowicz aj. objevili ultrakompaktní vybuchující rentgenovou dvojhvězdu OGLE-UCBX-01 uprostřed kulové hvězdokupy Djorg2 (Sgr; stáří 12,7 mld. let) ve vnitřní výduti naší Galaxie. Oběžná doba 12,8 min svědčí o vskutku miniaturním binárním objektu ve vzdálenosti 8,75 kpc, jenž se jeví jako modrý objekt na snímcích HST a jako středně tvrdý zdroj rentgenového záření na družici Chandra. Autoři se domnívají, že to bude vhodný cíl pro budoucí generaci detektoru gravitačních vln LISA (Laser Interferometer Space Antenna), jenž by měl být vypuštěn v r. 2034.

V červnu 2017 byl na ISS instalován rentgenový přístroj NICER (Neutron star Interior Composition ExploRer) určený pro výzkum neutronových hvězd i pulsarů pozorováním jejich projevů v měkké části rentgenového spektra. P. Bult aj. pozorovali srpnový výbuch milisekundového pulsaru SAX J1808.4-3658 (vzdálenost 4 kpc), jenž byl objeven družicí BeppoSAX v září 1996. Jeho rotační perioda 0,0025 s odpovídá 401 obrátkám/s. Výbuch byl vůbec nejmohutnější mezi všemi vzplanutími milisekundových pulsarů, které byly pomocí NICER až dosud sledovány. Ve výbuchu nalezli autoři emisní čáry s energiemi 1,0 a 6,7 keV, které dokazují přítomnost Fe. Výbuchy se odehrávají opakovaně po 2÷4 letech.

T. Riley aj. zkoumali aparaturou NICER parametry milisekundového PSR J0030+0451 (Psc; rotační perioda 4,9 ms; vzdálenost 360 pc) v rentgenovém pásmu spektra. Objevili tak pomocí relativistického trasování dvě horké skvrny a zjistili, že obě skvrny se nacházejí na jižní polokouli pulsaru. Dospěli pomocí podrobného modelu ke hmotnosti neutronové hvězdy 1,34 M_ʘ a poloměru 12,7 km. Týž pulsar modelovali G. Raaijmakers aj. s cílem sestavit přesnou stavovou rovnici pro tento osamělý milisekundový pulsar, což se jim ale příliš nedařilo. Další práci o zmíněném pulsaru zveřejnili A. Bilous aj., kteří upozornili na skutečnost podivné konfigurace extrémně silného magnetického pole na téže polokouli pulsaru. Je zatím záhadné, jak se mohou oba póly magnetického pole ocitnout na téže polokouli neutronové hvězdy s extrémně silným globálním magnetickým polem. Autoři upozorňují na zvláštní asymetrii dipólového pole, která se silně odlišuje od očekávané centrální symetrie globálního gravitačního pole. M. Miller aj. dostali pro hmotnost pulsaru kanonickou hodnotu 1,44 M_ʘ a poloměr 13,0 R_ʘ. To jsou ovšem docela podobné parametry, jaké odvodili Riley aj., takže jejich shodné hodnoty se mohou stát odrazovým můstkem pro solidní kalibraci parametrů rychle rotujících neutronových hvězd. Uvedená shoda umožňuje definovat stavovou rovnici pro chladnou katalyzovanou hmotu, i když dojde k překročení saturace jaderné hustoty.

Bezprostředním cílem výzkumů pomocí aparatury NICER je nepochybně nalézt stavovou rovnici husté látky pro milisekundové pulsary. V tomto směru pokročili S. Bogdanov aj., kteří si vybrali čtyři recyklované pulsary a pokusili se na základě modelování jejich pulsujícího tepelného rentgenového záření odvodit vztah mezi hmotností neutronových hvězd a jejich poloměry a následně i dosud neznámou stavovou rovnici pro tento typ neutronových hvězd. Jejich počítačové programy využívají jak Schwarzschildovy, tak i Dopplerovy a zploštělé Schwarzschildovy aproximace, což velmi dobře souhlasí s pozorováními tří recyklovaných pulsarů s rotačními periodami a vzdálenostmi [5,8 ms; 157 pc], [3,7 ms; 420 pc], [4,9 ms; 410 pc]. V těchto případech bylo možné charakterizovat impulsní špičky rentgenového záření jedinou teplotou vodíkové atmosféry. Statistiku však kazí výše zmíněný PSR J0030, kde se současně nacházejí oblasti s různými teplotami.

Dalším příspěvkem v tomto směru se stala práce S. Guillota aj., kteří studovali celkem 7 recyklovaných pulsarů a u pěti z nich se jim podařilo nalézt široké špičky sinusových rentgenových oscilací s minimální amplitudou ≥4,7 σ, což je důkaz tepelné povahy záření povrchů těchto neutronových hvězd. Těchto pět pulsarů může v blízké budoucnosti přispět jak ke zpřesnění vztahu mezi hmotností a poloměrem neutronových hvězd, ale též k nalezení stavové rovnice pro recyklované pulsary.

R. Wharton aj. pozorovali v září 2014 interferometrem K. G. Janskeho VLA v Socorro, N. M. magnetar J1745-2900 v pásmu frekvencí 7÷12 GHz (43÷25 mm), jenž se nalézá v centru Galaxie. Zatímco měření v tomto pásmu měla pozoruhodně stabilní strukturu profilů úzkých pulsů s drobným chvěním, v pásmu frekvencí 8,7 GHz (34 mm) se profily impulsů dlouhodobě měnily. Nejjasnější pulsy posloužily k měření disperze rádiových signálů 1 760 pc/cm³. Autoři se domnívají, že velikost disperze se s časem nemění.

Čínská státní kosmická agentura CNSA vypustila v polovině června 2017 astronomickou družici Insight-HXMT (Hard X-ray Modulation Telescope) se třemi přístroji po studium rentgenového záření: HE pro pásmo 20÷250 keV, ME: 5÷30 keV a LE: 1÷15 keV. Yang Zhang s týmem využili příležitosti pozorovat touto aparaturou špičkových vlastností přechodný rentgenový zdroj objevený kamerou BAT rentgenové družice Swift 3. 10. 2017 v poloze J0244+6124. Brzy se ukázalo, že zdrojem rentgenového záření je neutronová hvězda v binárním páru s hvězdou sp. třídy Be na hlavní posloupnosti. Typické impulsní špičky rentgenového záření se opakovaly v periodě 9,9 s. Neutronová hvězda obíhala kolem hvězdy Be po lehce výstředné dráze (e = 0,1) s periodou 28 dnů a délkou velké poloosy 35 mil. km. Soustava se nachází ve vzdálenosti asi 6 kpc od nás. Nejvyšší zářivý výkon dosáhl hodnoty 3×10³² W asi 40 dnů po objevu. Jde o silně zmagnetovanou neutronovou hvězdu s magnetickou indukcí na povrchu hvězdy řádu 100 mil. tesla. To je dosud nejvyšší pozorovaný zářivý výkon pro neutronovou hvězdu v binární soustavě recyklovaných pulsarů. Trval zhruba 120 dnů od začátku úkazu do jeho propadu do neviditelnosti.

V říjnu r. 2007 byla založena iniciativa NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves), jež využívá pulsarů ke studiu gravitačního záření pomocí přesného měření jejich rotačních period. Na ni navázala evropská iniciativa PTA (Pulsar Timing Array) a australská PPTA (Parkes Pulsar Timing Array), jež posléze splynuly v program IPTA (International Pulsar Timing Array). V současné době jde o spolupráci 40 radioastronomických observatoří, jež se zabývají studiem gravitačních vln extrémně nízkých frekvencí (1÷10 nHz, tj. vlnových délek řádu světelného roku!). Pokoušejí se tak měřit gravitační šum kosmického pozadí, podobně jako v r. 1965 bylo objeveno mikrovlnné reliktní rádiové záření kosmického pozadí.

Jedním z nečekaných výsledků se stalo pozorování binárního PSR J0740+6620 (Cam; rotační per 2,9 ms; oběžná perioda héliového bílého trpaslíka na kruhové dráze 4,77 d; vzdálenost 2 kpc) objeveného 100m radioteleskopem GBT v r. 2012 v programu NANOGrav radioteleskopy GBT a Arecibo za 12,5 let. Odtud se totiž podařilo díky šťastné shodě okolností, že rovina dráhy obou objektů míří k Zemi. Když je totiž pulsar schován za bílým trpaslíkem, uplatní se měřitelný Shapirův efekt v OTR, tj. prodloužení impulsního signálu v gravitačním poli trpaslíka. Z velikosti prodloužení 10 μs spočítali H. Cromartieová aj., že trpaslík má hmotnost 0,26 M_ʘ. Jakmile se podařilo přesně spočítat hmotnost trpaslíka, lze pomocí Keplerova zákona lehce odvodit i hmotnost pulsaru, tj. neutronové hvězdy, což dalo překvapující výsledek: 2,14 M_ʘ. Je to totiž zatím nejhmotnější neutronová hvězda s přesně určenou hmotností. (První autorka studie přežila v r. 2017 v Charllotesville útok 20letého řidiče na pokojnou demonstraci, který skončil jedním úmrtím a 28 zraněnými.)

Tento výsledek inspiroval autory Nai-Bo Zhang a Bao-An Li, kteří se věnovali důsledkům existence neutronové hvězdy s tak vysokou hmotností pro sestavení stavové rovnice pro suprahmotné neutronové hvězdy. Kromě údajů o hmotnosti pulsaru J0740 využili i dřívější údaje z měření v urychlovačích a dalších laboratořích, kde se testovaly parametry neutronů. Použili rovněž údaje o maximálních slapových deformacích při splývání neutronových hvězd GW170817. Spolupráce mezi astrofyzikou pulsarů a laboratorní fyzikou částic vede k lepšímu pochopení mikroskopické i extrémně husté a tvrdé struktury supramasivních neutronových hvězd, nejbližších příbuzných hvězdných černých děr, do jejichž vnitřností zatím nevidíme.

Také L. Weih aj. se věnovali otázce, jak může vypadat pokud možno realistická stavová rovnice pro neutronové hvězdy. Autoři se prohrabávali knihovnou 10 milionů potenciálně vhodných stavových rovnic, jež vedly k výpočtům 1 mld. hvězdných modelů jako přípravu na analýzu dat z aparatury NICER na ISS. Autoři dospěli k závěru, že nejcennějším východiskem pro realistické stavové rovnice supramasivních neutronových hvězd je co nejpřesnější určování jejich poloměrů. Pro méně husté neutronové hvězdy s hmotnostmi 1,70÷1,85 M_ʘ budou ovšem vhodnější méně tvrdé stavové rovnice. I v tomto případě se dosáhne pokroku co nejpřesnějším měřením poloměrů neutronových hvězd.

G. Baym aj. nabídli novou flexibilní stavovou rovnici QHC19, jež plynule přechází od hadronického režimu při nízkých hustotách neutronových hvězd ke kvarkovému režimu pro supramasivní neutronové hvězdy. Autoři citují i řadu dalších autorů, kteří sestavili úspěšné stavové rovnice, jež se daly otestovat na zatím jediném pozorování splynutí dvou neutronových hvězd, proslulém GW170817. Autoři uvádějí, že modelová horní mez pro neutronové hvězdy činí 2,35 M_ʘ, což zatím odpovídá naměřeným maximálním hmotnostem reálných neutronových hvězd.

M. Lyutikov se věnoval ve svém příspěvku elektrodynamice splynutí neutronových hvězd. Už řadu let před splynutím vytvářejí silně magnetické neutronové hvězdy společnou magnetosféru, což vede ke dvěma alternativám: buď je jen jedna hvězda magnetická, anebo jsou obě silně magnetické. Je-li jen jedna hvězda magnetická, může indukcí vytvářet elektrické pole, jež svou energií převýší indukci pole magnetického. Obecně se snadněji dá zjistit předchůdce splynutí v případě, že obě hvězdy mají silná magnetické pole, ale i v tom případě souhrnný elektromagnetický výkon nepřevýší 10³⁸ W. V rádiovém oboru dosáhne během splývání rádiový signál nanejvýš 1 Jy.

A. Melandri aj. konstatovali, že přibývá supernov, které produkují souběžně dlouhé záblesky GRB. Zprvu se zdálo, že takové případy bude možné odhalit jen v lokálním vesmíru, ale ani to už neplatí. Autoři našli SN 2017htp, která je od nás vzdálena 1,8 Gpc a jejíž výbuch doprovázel GRB 171010A. Mateřská galaxie je druhá nejbližší, jejíž GRB při výbuchu supernovy pozorovala aparatura LAT na družici Fermi. Při výbuchu supernovy vzniklo 0,33 M_ʘ niklu a rozptýleno 4,1 M_ʘ materiálu do SNR. Kinetická energie výbuchu dosáhla 8×10⁴⁴ J. Supernova vybuchla na periférii galaxie ve vzdálenosti 10 kpc od centra.

K. Postnov aj. se zabývali otázkou, co se děje před splynutím neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou v elektromagnetickém spektru úkazu. Kolem černé díry se totiž nachází plochý disk, což je třeba vzít v úvahu stejně jako stavovou rovnici pro neutronovou hvězdy a rotaci obou těles kolem společného těžiště. Z výpočtů plyne, že jen 1÷10 % tohoto typu splývání má hmotnost disku ~0,05 M_ʘ, aby se podařilo vygenerovat krátký GRB záblesk.

D. Bisikalo aj. se věnovali scénáři, kde dvě hvězdné černé díry jsou před splynutím obklopeny společným akrečním diskem. Pro úkaz GW170814 (vzdálenost od nás 540 Mpc) je známo, že výsledná hmotnost po splynutí černých děr činila 55 M_ʘ, takže bolometrický zářivý výkon disku vzrostl o 4 až 6 řádů až na 10³⁸ W (absolutní hvězdná velikost -23,8 Mag). Převážná část toho vzestupu připadla na pásmo gama a rentgenové. Tomu by odpovídala pozorovaná jasnost 13 mag. V optickém oboru nebylo co pozorovat, jelikož pozorovaná jasnost mohla činit nanejvýš 32 mag.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIV. (2019).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 04. mája 2021