ŽEŇ OBJEVŮ 2020 (LV.) - DÍL C
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2.2. Hnědí trpaslíci

Zdokonalování přístrojů pro IR astronomii umožňuje hledání stále menších a chladnějších těles. F. Marocco aj. použili data ze Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) k upřesnění měření z družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Barevný index hnědého trpaslíka CWISEP J144606.62-231717.8 se podařilo zpřesnit na (2,986 ±0,048) mag, což znamená pátou příčku na žebříčku nejchladnějších pozorovaných hnědých trpaslíků. Předběžné určení paralaktické vzdálenosti dává hodnotu 10,1^+1,7_-1,3 pc, z něhož vyplývá povrchová teplota trpaslíka v rozmezí 310÷360 K. Jeho hmotnost je možné odhadnout z vývojových modelů dle stáří - pro rozsah 0,5÷13 Gr vychází hodnota 2÷20 M_J.

D. Petry a V. Ivanov zamířili na hnědého trpaslíka WISE J085510.83-071442.5 (W0855) mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Chile, 5 km n. m.). Těleso je s povrchovou teplotou ~250 K nejchladnější známé svého druhu a ve vzdálenosti ~2,2 pc je jeho pozorování mimořádně obtížné. Protože se u jiných trpaslíků povedlo pozorovat záření na frekvencích kolem 95 GHz, použili pásmo 85,1÷100,9 GHz k souvislému pozorování 44 anténami o ⌀ 12 m. 30 s trvající expozice a kalibrace na blízký kvasar 3C 209 umožnily určit pouze horní limit rádiové jasnosti W0855 21,9 µJy, resp. 264 µJy pro pulzní záření. Tento hnědý trpaslík je rádiově velmi klidný a nemá silnou magnetosféru.

H. Vedantham aj. využili rádiovou aparaturu LOFAR (Low-Frequency Array, Exloo, Nizozemí + síť radioteleskopů v Evropě od Litvy po UK a od Švédska po Itálii) k objevu hnědého trpaslíka BDR J1750+3809. Kruhově polarizované záření zdroje v pásmu 144 MHz následně potvrdila IR měření. Jedná se o těleso spektrálního typu T6.5 ve vzdálenosti 65⁺⁹_-8 pc, které má zářivou hustotu energie ~5×10⁸ J/s/Hz, což je o 2 řády více než je u hnědých trpaslíků obvyklé. Autoři navrhují vysvětlení v podobě skrytého průvodce a/nebo vhodného geometrického uspořádání soustavy vůči nám. Odvozená intenzita magnetického pole v místě záření je ≥ 0,0025 T. Objev napovídá, že radioastronomická pozorování na delších vlnových délkách mohou doplnit IR přehlídky v objevech malých chladných těles.

C. Fontaniveová aj. oznámili objev „exoplanety“ u hnědého trpaslíka CFHTWIR-Oph 98. K objevu i potvrzení příslušnosti „planetárního“ tělesa k hnědému trpaslíku posloužil archiv Hubbleova kosmického teleskopu (HST). „Exoplanetu“ (sp. typ L2-L6) od podhvězdy (sp. typ M9-L1) dělí vzdálenost ≥ 200 au, obě tělesa jsou však gravitačně vázaná; systém je součástí hvězdné porodnice v Hadonoši a společnou dráhu lze dobře ověřit. Při předpokládaném středním stáří 3 Mr vychází odvozené hmotnosti těles na (15,4 ±0,8) M_J a (7,8 ±0,8) M_J a povrchové teploty (2 320 ±40) K a (1 800 ±40) K. Uvozovky v tomto odstavci naznačují, že současné označování těles mimo Sluneční soustavu opět přestává stačit - CFHTWIR-Oph 98 je systém s nejnižší známou vazební energií a nejméně hmotný dvojsystém v oblasti aktivní tvorby hvězd. Vznik podhvězdných těles s planetárními hmotnosti je tedy zřejmě možný, přičemž zatím nevíme, o jak typický případ se zde jedná.

K. Allersová aj. využili měření rozdílu rychlosti rotace hnědého trpaslíka 2MASS J10475385+2124234 v IR a rádiovém oboru k odhadu rychlosti větrů, vanoucích v atmosféře této podhvězdy. Autorky ověřily, že metoda, původně vyvinutá pro měření rychlosti proudění atmosféry Jupiteru, je použitelná i pro podstatně vzdálenější tělesa. Rotační perioda v rádiovém oboru je 1,751÷1,765 h, zatímco v IR oboru (1,741 ±0,007) h, z čehož vychází rychlost větru (650 ±310) m/s západovýchodním směrem. Jestli v IR oboru pozorujeme tryskové proudění, nebo skutečně takovou rychlostí rotuje celá svrchní atmosféra, zatím není jasné. Metoda by měla být v budoucnu použitelná i pro exoplanety.

F. Marocco aj. v další práci zveřejnili desítku nově objevených hnědých trpaslíků v sedmi dvojitých soustavách na základě datové sady DR2 družice Gaia. Čtyři trpaslíci jsou průvodci spektrálního typu L1 nebo L2 v jiných soustavách (přinejmenším V478 Lyr a LT UMa jsou již dříve známé dvojité systémy), šest zbývajících tvoří (pod)dvojhvězdy spektrálních typů pozdní M až raný L. Jeden z nalezených systémů (2MASS J01390902+8110003 + 2MASS J01385969+8110084) představuje rekordmana v projektované vzdálenosti složek ~960 au - to je také oříšek pro současné modely vzniku (pod)hvězd. Krom toho se ukázalo, že hvězda 2MASS J23253550+4608163 (sp. typ M8V) je o ~2,5 mag jasnější oproti jiným hvězdám stejného typu, aniž by bylo jasné proč; vysvětlení v podobě zatím nerozlišené dvojhvězdy neobstojí, v IR spektrech nejsou ani náznaky podvojnosti.

2.3. Prahvězdy a kolébky hvězd

Oblast tvorby hvězd v Labuti je jedna z nejbližších hvězdných porodnic, v níž máme zmapované rozložení oblaků prachu, červených obrů i míst se stále probíhající hvězdotvorbou. F. Comerón aj. se zaměřili na období předcházející posledním ~10 Mr, které není prozkoumané zdaleka tak dobře. Využili množinu červených veleobrů v této oblasti a zkompilovali všechna dostupná data, včetně posledních údajů DR2 družice Gaia; z předem vytipovaných 29 kusů jich po pečlivé analýze příslušnosti zbylo 24, které do oblasti prokazatelně patří. Modelování hvězdného vývoje, aby odpovídal pozorovanému rozložení hmotností a jasností hvězd, ukazuje na začátek intenzivní tvorby hvězd před 15 Mr a dvě předcházející slabší vlny - před 20÷30 Mr a ~40 Mr. Kinematické vlastnosti nejstarší skupiny veleobrů naznačují, že se začaly formovat vně stávající hvězdné porodnice, možná v mračném pásu Střelec-Lodní kýl.

J. Tobin aj. zpracovali vlastnosti prahvězd a jejich disků v Orionově molekulárním oblaku z katalogu přehlídky VANDAM (Vla/Alma Nascent Disk And Multiplicity). Pozorování 328 prahvězd observatoří ALMA na vlnové délce 0,87 mm s úhlovým rozlišením ~0,1″ (~40 au), doplněné pro 148 prahvězd pozorováním VLA (Karl Guthe Jansky Very Large Array, Socorro, Mexiko, 2,1 km n. m.) na vlnové délce 9 mm s úhlovým rozlišením ~0,08″ (~32 au) umožnilo roztřídit prahvězdy do tříd. Třídy prahvězd se rozlišují podle umístění maxima zářivé energie ve spektru: třída 0 září nejvíce v (sub)milimetrové oblasti, třída I v daleké IR, třída II v blízké IR a třída III v optické oblasti. Kromě těchto typů se vyskytují ještě prahvězdy s plochým spektrem bez maxima, označované jako FS (flat spectrum). Disky prahvězd vykazují charakteristické vlastnosti podle typů: pro třídu 0 mají střední průměr 44,9^+5,8_-3,4 au a hmotnost 25,9^+7,7_-4,0 M_⊕, pro třídu I 37,0^+4,9_-3,0 au a 14,9^+3,8_-2,2 M_⊕ a pro FS 28,5^+3,7_-2,3 au a 11,6^+3,5_-1,9 M_⊕. Klesající poloměr disků plyne z modelů vývoje disků, ale rychlost klesání je překvapivá a patrně souvisí s místními podmínkami v okolí prahvězdy. 35 % prahvězdných disků má poloměr ≥ 50 au a žádná ze zmíněných vlastností se výrazně nemění s polohou uvnitř Orionova oblaku. Ve všech discích 4× větších než disky třídy II je pozorovatelné dostatečné množství prachu, aby se v nich mohly začít formovat obří planety ještě před zažehnutím termonukleárních reakcí v nitru prahvězd.

Stejní autoři detailně analyzovali pozorování středně hmotné prahvězdy OMC2-FIR3 (též HOPS-370, bolometrická jasnost ~314 L_⊙) s přesností 0,1″ v kontinuu a 0,25″ v různých 9 molekulárních čarách (H₂CO, SO, CH₃OH, ¹³CO, C¹⁸O, NS a H¹³CN). Spektrální čáry ukázaly rotaci disku kolmou na pozorovaný výtrysk z centrální oblasti. Fitování zářivých modelů dobře souhlasí: ze spektrálních čar vyplývá hmotnost prahvězdy ~2,5 M_⊙ a poloměr disku ~94 au, model na základě kontinua dává odhad hmotnosti disku 0,035 M_⊙ (plyn a prach dohromady) a poloměr prachového disku ≤ 62 au. Pozorovaná zářivost OMC2-FIR3 vyžaduje, aby prahvězda sbírala látku tempem (1,7÷3,2)×10^-5 M_⊙/r, což se blíží hodnotám pro černé díry.

S. Caballerová-Nievesová aj. publikovali výsledky přehlídky hmotných OB hvězd v asociaci Labuť-OB2 ze severního dalekohledu Gemini (⌀ 8,1 m; Mauna Kea, Havaj, USA) a zobrazovače ALTAIR (ALTtitude conjugate Adaptive optics for the InfraRed). Záměrem bylo provést průzkum těsné blízkosti OB hvězd v úhlové vzdálenosti ≤ 2″ (pro potenciálně stejně jasné složky ~0,8″) a odhalit potenciální průvodce. Výsledky měření 74 hvězd spektrálního typu O nebo B v IR pásmech J, H a K ukázaly, že nejméně 47 % systémů je vícenásobných (některé z nich jsou spektroskopicky potvrzené). 27 dvojhvězd, 12 trojitých a 9 čtyř- nebo vícenásobných systémů z celého vzorku potvrzuje, že hmotnější hvězdy s větší pravděpodobností tvoří (více)násobné soustavy. Tento nadbytek bude nutné promítnout do vývojových modelů hvězd i hvězdokup a asociací a do odhadů hmotností skupin hvězd pro kinematické galaktické modely.

P. Klaassen aj. zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA na slavné prachoplynové pilíře v oblasti Lodního kýlu. Pozorování v kontinuu v pásmu 230 GHz a ve spektrálních čarách ¹²CO, ¹³CO a C¹⁸O a kombinace dat s různými modely vývoje prachoplynných oblaků ukazuje, že pozorované pilíře se rozpínají rychlostí ≤ 1 km/s a nevyskytují se v nich výrazné vnitřní pohyby. Hmotnosti pilířů se pohybují v rozsahu 30÷2 000 M_⊙, střední sloupcová hustota dosahuje řádu několika 10²⁰ cm^-2. Některé pilíře zvolna tečou, jiné nikoli. Z porovnávaných modelů vychází nejlépe ten od J. Dalea aj. z r. 2012.

P. W. Lucas aj. objevili mimořádné IR zjasnění vznikající hvězdy v hvězdné porodnici IRDC G313.671-0.309 (IRDC označuje mračna temná v IR záření, pravděpodobně velmi rozsáhlá oblaka prachu). Vzdálenost oblaku od nás je asi 2,6 kpc a těleso WISEA J142238.82-611553.7 již dříve patřilo mezi 23 nejvíce proměnných zdrojů v katalogu družice WISE a bylo klasifikováno jako YSO - young stellar object. Nynější vzplanutí dosáhlo velikosti téměř 8 mag na vlnové délce 4,6 µm. Porovnání s dřívějšími IR jasnostmi v archivech SST, WISE a přehlídky VVV (VISTA Variables in the Vía Láctea) dovedlo autory k odhadu, že svítivost objektu představovala několik stovek L_⊙ při rychlosti akrece látky na vznikající hvězdu ~10^-4 M_⊙/r z vnitřního okraje disku ve vzdálenosti ~4,5 au a zářivou teplotou 800÷1 000 K.

Tvorba hvězd probíhá v molekulárních oblacích, které svými vlastnostmi předurčují hmotnost nových hvězd - hmotné hvězdy vznikají převážně pospolu, totéž překvapivě platí i pro málo hmotné hvězdy. M. Kumar aj. provedli analýzu shluků mezihvězdné látky v Mléčné dráze, které jsou potenciálními hvězdnými porodnicemi, a tam, kde už hvězdotvorba probíhá, určili převažující hmotnosti vznikajících hvězd. Autoři použili ~35 tis. shluků látky z katalogu Hi-GAL (Herschel InfraRed GALactic plane survey), které zpracovali algoritmem DisPerSE pro detekci kosmologických struktur. Místa, kde se tři a více filamentů látky spojuje do uzlin, použili pro detailnější zpracování map sloupcové hustoty. Získali asi 3 700 kandidátů aktivních vláken a uzlin (~11 % všech), z nichž přibližně 2/5 již projevují tvorbu hvězd. V těch je sloupcová hustota až o řád vyšší než v ostatních neaktivních shlucích. Autoři dále modelovali vznik hvězd v uzlinách se svítivostí ≥ 10⁴ L_⊙ do vzdálenosti 2 kpc, resp. ≥ 10⁵ L_⊙ do 5 kpc. Z modelování plyne, že málo hmotné a střední hvězdy pomalu (~10⁶ r) vznikají ve vláknech, zatímco hmotné a velmi hmotné hvězdy vznikají rychle (~10⁵ r) v uzlinách shluků, přičemž se zároveň posiluje segregace obou skupin podle hmotností. Modely dobře reprodukují různé průměrné stáří velkých skupin hvězd (kulových hvězdokup) a volných asociací (např. OB hvězd).

B. Liu a V. Bromm porovnávali rychlosti vzniku hvězd v éře po reionizaci vesmíru (z ≲ 6), aby zjistili, kdy skončilo formování nejstarší populace III. Ukončení vzniku prvních hvězd závisí na promíchání prvotního materiálu s kovy (tj. prvky těžšími než hélium), vytvořenými v supernovách. Jakmile je toto promíchávání dostatečně efektivní, prvotní látka se „zašpiní“ kovy a populace III zanikne. Semianalytické modely ukazují, že halové složky galaxií s hmotnostmi ≳ 10⁹ M_⊙ jsou potenciálním zdrojem ≥ 90 % oblastí s prvotním materiálem nepromíchaným s kovy. Problém je, že neznáme ani průběh promíchávání kovů s primární látkou v minulosti, ani počáteční hmotnostní funkci v průměrné galaxii. Odhady ukončení tvorby hvězd tak sahají od z ~12,5, tj. prakticky ihned po reionizaci vesmíru, až po současnost. Z modelů nicméně vyplývá, že ≳ 90 % objemu celého vesmíru obsahuje prvotní látku nedotčenou kovy. Měřením jejího skutečného rozložení bychom měli být schopni zpětně odvodit průběh promíchávání a počáteční hmotnostní funkci.

2.4. Zázračný svět hvězd

Betelgeuse (ɑ Ori, červený veleobr sp. tř. M1-M2, 16,5÷19 M_⊙, ≥ 764 R_⊙, 126 kL_⊙, T ~3,6 kK, stáří ~8÷8,5 Mr; d ~168 pc) jakožto jedna z nejjasnějších hvězd oblohy přirozeně poutá pozornost lidí po tisíce let. Její fyzická proměnnost je dlouho známá, ačkoli není jednoduše pravidelná. Charakteristické změny jasnosti se v průběhu známé historie pohybovaly v rozmezí 0,3÷1,2 mag a podařilo se vysledovat dva víceméně pravidelné cykly s periodami 425 d a 5,9 r. Betelgeuse přesto velmi překvapila, když pokles jasnosti započatý v říjnu 2019 vedl v lednu a únoru 2020 k historicky nejhlubšímu minimu, v němž hvězda potemněla o ≥ 1,5 mag ve vizuálním oboru. Čtenáři jistě zaznamenali množství spekulací, které se objevily jako možná vysvětlení. T. Dharmawardena, kteří Betelgeuse (spolu s dalšími jasnými hvězdami) dlouhodobě monitorují v rádiovém oboru pomocí JCMT (James Clerk Maxwell Telescope, Mauna Kea) a APEX (Atacama Pathfinder Experiment, Chajnantor, Chile), potvrdili, že veleobr pohasl i ve větších vlnových délkách, a to o ~20 %.

A. Gupta a S. Sahijpal použili termodynamické kondenzační modely a aplikovali je na chemické složení hvězdného větru červených veleobrů, známé od jiných hvězd. Modely ukázaly, že ve vznikajících prachových zrnech převažují oxidy hliníku, vápníku a titanu a silikáty železa, manganu, hliníku a vápníku. Produkce prachových zrn se s rostoucí vzdáleností od hvězdy zpomaluje, až v důsledku poklesu teploty a tlaku záření ustane zcela. Autoři z modelů odhadují, že z celkové hmotnosti uvolněného hvězdného větru vznikne ≤ 0,5 % prachových zrn. To k vysvětlení pozorovaného poklesu jasnosti Betelgeuse nestačí; samozřejmě zbývá možnost, že hvězdu zakryl nějaký jiný prach než ten přímo vznikající z hvězdného větru.

Betelgeuse následně po únoru 2020 rychle zjasnila téměř na předchozí úroveň. G. Harper aj. využili pětileté záznamy optické a blízko-IR fotometrie ze soukromé observatoře R. Wasatonica, z nichž vyplývá, že před poklesem jasnosti měl veleobr nižší povrchovou teplotu, než se předpokládalo ve většině modelů (3 650 K). Autoři proto provedli sérii výpočtů, z nichž vyplývá, že pokles průměrné teploty fotosféry o ≳ 250 K stačí k vysvětlení pozorovanému ve vzdáleném potemnění, a žádný prach není potřeba. V kombinaci s pozorovaným složením minim kvazipravidelných cyklů je možný původ poklesu jasnosti v ochlazení podstatné části fotosféry v důsledku rozsáhlých konvektivních pohybů a/nebo pulzování celého veleobra. Že fotosféra Betelgeuse nezáří rovnoměrně, máme experimentálně potvrzené z konce r. 2019, kdy kotouček hvězdy zobrazil přístroj SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na VLT (Very Large Telescope, ESO, Cerro Paranal, Chile, 2,6 km n. m.). To potvrzují spektroskopické UV analýzy A. Dupreeové aj. z HST. V září-prosinci 2019 došlo ke zjasnění chromosférické emise v čarách Mg II nad jižní polokoulí hvězdy. To bylo pravděpodobně způsobené průchodem rázové vlny rozsáhlého vyvržení plazmatu, které způsobilo následné ochlazení jižní fotosféry.

Pokles jasnosti ve všech pozorovaných vlnových délkách během minima upřednostňuje model fotosférického poklesu jasnosti oproti zákrytu hvězdy prachovým mračnem. Zároveň zatím nelze vyloučit, že se jedná o jeden z projevů počátku hroucení hvězdného jádra. Betelgeuse kdykoli v příštích ~100 kr vybuchne jako supernova a události bezprostředně předcházející vzplanutí supernovy ani nejsme schopni přesně modelovat, ani jsme je zatím dostatečně zblízka neviděli.

K. Bouchaud aj. použili realistické 2D modelování pomocí kódu ESTER (Evolution STEllaire en Rotation, M. Rieutord aj., 2016) na rychle rotující hvězdu Altair (ɑ Aql, sp. tř. A7V; d ~5,1 pc), u níž se také v nedávné minulosti podařilo přímo zobrazit hvězdný kotouček. Fitování modelu na pozorovaná data vede na rovníkový poloměr (2,008 ±0,006) R_⊙, poziční úhel (301,3 ±0,3)°, sklon rotační osy (50,7 ±1,2)° a rovníková úhlová rychlost (0,74 ±0,01) Keplerovy úhlové rychlosti; vysoká hodnota vede k rovníkovému zploštění (0,220 ±0,003). Při spektroskopicky odvozené radiální rychlosti ~243 km/s vychází absolutní hodnota rovníkové rychlosti ~314 km/s a rotační perioda 7 h 46 m. Hmotnost hvězdy vychází na (1,86 ±0,03) M_⊙, metalicita 0,019 dex a poměr vodíku v jádře 71 %. Jádro rotuje o ~50 % rychleji než obálka, zatímco na povrchu diferenciální rotace nepřesahuje 6 %. Z toho všeho plyne odhad stáří Altairu na 100 Mr.

E. O'Gorman aj. využili pozorování primární složky dvojhvězdy Antares (ɑ Sco A; červený veleobr, 11÷14,3 M_⊙, ~680 R_⊙, ~76 kL_⊙, T ~3,66 kK; d ~170 pc) v mikrovlnném a rádiovém oboru observatořemi ALMA a VLA. Cílem bylo zjistit, zda je možné v rádiovém oboru přímo pozorovat chromosféry červených veleobrů (což by se hodilo např. u výše zmiňované Betelgeuse). Kombinace měření na vlnových délkách 0,8 mm a 100 mm s úhlovým rozlišením 50,7 mas, resp. 431 mas prokázaly, že fotosféra hvězdy je zploštělá s mírou ~15 %. Teplota pozorovaného cirkumstelárního disku roste z hodnoty 2,7 kK ve vzdálenosti 1,35 R_* na 3,8 kK ve vzdálenosti ~2,5 R_* a pak opět klesá na 1,65 kK ve vzdálenosti 11,6 R_*. Sklon spektra vykazuje zlom mezi vlnovými délkami 0,7 mm a 1,4 cm, což autoři připisují nástupu převahy záření z chromosféry, zatímco na větších vlnových délkách převažuje záření z hvězdného větru. Modelování chromosfér červených veleobrů potvrzuje, že teplota chromosféry ~7 kK k vysvětlení stačí.

Velmi rychle rotující hvězdy jsou v našem okolí vzácné, za což je zodpovědný odnos momentu hybnosti intenzivním hvězdným větrem, který rychlou rotaci účinně zpomaluje. G.-W. Li oznámil objev nejrychleji rotující hvězdy v Galaxii v datech dalekohledu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope, efekt. ⌀ 4 m; observatoř Šing-long, Cang-čou, Čína, 960 m n. m.). Autor objevil hvězdu LAMOST J040643.69+542347.8, rotující obvodovou rychlostí (vsin i) ~540 km/s, což je zhruba o stovku víc než dosavadní rekordmanka HD 191423. Spektrální typ nové držitelky rekordu je O6.5V, spektrální čáry jsou asymetrické a jejich středy jsou reverzní (absorpce uvnitř emisních čar). Hvězda je zároveň utěkářka s velkým vlastním pohybem, což napovídá, že se jedná o vymrštěnou složku těsné dvojhvězdy.

K. Shepardová aj. se zaměřili na absolutní držitelky rekordu v rychlosti rotace, jimiž jsou hvězdy VFTS 102 (projektovaná obvodová rychlost ~610 km/s, sp. tř. O9V) a VFTS 285 (proj. obv. rychlost ~609 km/s, sp. tř. O7.5V) ve Velkém Magellanově mračnu (LMC). Autoři použili UV spektroskop COS (Cosmic Origins Spectrograph) na HST. Spektra VFTS 285 vykazují rychlý odtok látky v čarách N V a mnohem pomalejší hvězdný vítr v čarách Si IV, což autoři interpretují jako současnou existenci řídkého větru s vysokými rychlostmi v polárních oblastech hvězdy a pomalého hustého větru v okolí rovníku. Ve spektrech VFTS 102 se čáry N a Si nevyskytují, dvojitá H-ɑ emise zase napovídá, že hvězda ztrácí velké množství látky do cirkumstelárního disku přetokem na rovníku. Obě rekordmanky potvrzují předpoklad rychlé ztráty momentu hybnosti fyzickým odnosem plazmatu.

V éře rozsáhlých katalogů mnoha hvězd je třeba mít k dispozici sadu kalibračních hvězd, jejichž fyzické parametry jsou ověřené nezávislými přístroji a metodami zpracování dat. A. D. Rains aj. zveřejnili výsledky interferometrických pozorování přístrojem PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) na VLTI (VLT v interferometrickém režimu) pro 6 trpasličích hvězd, 5 podobrů a 5 obrů. Do určení průměrů kotoučků hvězd autoři zahrnuli nejrůznější parametry, od koeficientů okrajových ztemnění až po simulace chyb v algoritmech zpracování dat. Získané průměry hvězd pak zkombinovali s bolometrickými jasnostmi z katalogů HIPPARCOS a Tycho a paralaktickými vzdálenostmi z katalogu družice Gaia. Výsledkem je množina 16 kalibračních hvězd s úhlovými průměry a povrchovými teplotami určenými s přesností 0,8 %, resp. 0,9 %; 10 hvězd je interferometricky proměřených poprvé, u ostatních jsou získané hodnoty konzistentní s dřívějšími měřeními.

Současné přehlídky chrlí údaje o milionech hvězd ve velkém. Pro astrometrická a fotometrická měření jsou k dispozici algoritmy pro jejich základní vytěžení, ale hrubá spektra takto získaná zatím čekají na využití. A. Wheeler aj. proto představili využití strojového zpracování spekter 3,9 milionu hvězd z archivu dalekohledu LAMOST na základě odvození 5 parametrů pro trpasličí hvězdy, resp. 6 parametrů pro obří hvězdy. Parametry jsou fakticky chemická zastoupení prvků odpovídající různým druhům nukleosyntézy, které mohou probíhat v hvězdných nitrech. Hvězdy autoři vybrali na základě katalogu GALAH (GALactic Archaeology with HERMES, Anglo-Australský dalekohled, ⌀ 3,9 m, Siding Spring, Austrálie) a křížová kontrola pro vybrané oddělené dvojhvězdy ukázala dobrou přesnost jednotlivých chemických zastoupení 0,05÷0,23 dex. Protože LAMOST pokrývá téměř celý katalog družice Gaia, metoda do budoucna slibuje významné využití pro sledování chemického vývoje hvězd v celé viditelné části Galaxie s významně vyšší přesností než pouhé rozlišování podle metalicity.

2.5. Dvojhvězdy a násobné systémy

P. Harmanec aj. zpracovali nová data spektroskopické dvojhvězdy 7 Vul, z nichž potvrdili oběžnou dobu (69,421 2 ±0,003 4) d a zjistili rychlou proměnnost primární Be složky s periodicitou ~0,559 2 d. Tato hodnota pravděpodobně představuje rotační periodu primáru, ovšem autoři upozorňují, že amplituda a zřejmě i perioda změn se s časem mění. Rozplétání čar umožnilo detekovat sekundár pouze v čáře He I 667,8 nm, což napovídá, že druhou složku představuje horký trpaslík. Hmotnosti složek autoři odhadují na (6 ±1) M_⊙ a (0,6 ±0,1) M_⊙. Pokud se potvrdí trpasličí povaha sekundáru, bude 7 Vul představovat vzácný systém s spektrálním typem primáru B4-B5.

K. Beuermann aj. použili všechna dostupná archivní data pro hvězdu HY Eri a zkombinovali je s novými rentgenovými měřeními družice XMM-Newton. Oběžná doba 2,855 h se začala po r. 2011 prodlužovat o 10 ms. Vzdálenost systému je (1 050 ±110) pc, druhá složka je červený trpaslík spektrální třídy M5-M6 a primární složku tvoří héliový bílý trpaslík (resp. možná hybrid HeCO). Hmotnosti složek jsou (0,42 ±0,05) M_⊙ a (0,24 ±0,04) M_⊙. Primární složka má na povrchu dvě tmavé skvrny v téměř protilehlých místech, v nichž spektropolarimetrie určila magnetickou indukci 28 MG a 30 MG. Vzácnost podobných systémů a velká vzdálenost k HY Eri potvrzuje teoretické výpočty, podle nichž jsou odsouzeny k zániku v důsledku urychlujícího se přenosu látky.

X. Chen aj. oznámili objev odděleného systému KIC 10736223 typu Algol s periodou ~1,1 d, jehož sekundár téměř vyplňuje Rocheův lalok. Fotometrická data družice Kepler s rychlou kadencí umožnila identifikovat pulzování primární složky, díky čemuž autoři odvodili její fyzické parametry: hmotnost 1,57^+0,05_-0,09 M_⊙, poloměr 1,484^0,016_-0,028 R_⊙, log g ~4,291, T ~7750 K a svítivost ~7,14 L_⊙. Hmotnost sekundáru je (0,35 ±0,02) M_⊙, poloměr (1,34 ±0,03) R_⊙ a svítivost ~1,04 L_⊙. Vývojové modely ukazují, že stáří hvězdy odpovídá rozmezí 2,67÷11,65 Mr - horní limit by odpovídal samotné hvězdě bez přetoku látky. Vzhledem ke skutečnosti, že systém je klasický algol, nízké stáří dle vývojových modelů pravděpodobně znamená, že dvojhvězda právě prodělala fázi přenosu látky a inverzi poměru hmotností.

Mladé hvězdy bývají zanořené v cirkumstelárním disku tvořeném prachem a plynem, který obvykle slouží jako líheň planetárního systému. Co se stane, když je hvězd víc a rovina jejich oběhu není totožná s rovinou disku? Modely předpovídají, že v takovém případě se disk zkroutí a začne se rozpadat do prstenců, které precese otáčí mimo původní rovinu disku. S. Kraus aj. objevili právě takový systém GW Ori, v němž kroucení a trhání disku probíhá. Systém se nachází ve vzdálenosti ~388 pc v Orionově molekulárním oblaku a tvoří ho centrální těsná dvojhvězda s téměř kruhovou dráhou (a ~1,2 au, P ~242 d; M₁ ~2,5 M_⊙, M₂ ~1,4 M_⊙), kterou obíhá třetí složka (a ~8 au, P ~11 r, M ~1,4 M_⊙). Dráha třetí složky je vůči rovině centrální dvojhvězdy nakloněná o ~14°. Kolem celého systému se nachází disk sahající do vzdálenosti ~500 au, v němž se nacházejí tři prachové prstence, dobře viditelné v submilimetrové oblasti spektra. Vnější dva prstence jsou ve vzdálenostech ~334 au a ~182 au prakticky v rovině disku, která je stočená vůči oběma rovinám drah o ~51°, resp. ~38°; vnitřní třetí prstenec ve vzdálenosti ~44 au má rovinu skloněnou o dalších ~60° a otočenou mimoběžně vůči všem ostatním rovinám v systému. Systém je mladý (≤ 1 Mr) a pokud se v jednotlivých prstencích dokáží zformovat planety, mohlo by jít o dlouho hledaný způsob, jak mohou vznikat planety na drahách s výraznými vzájemnými sklony.

Trojhvězdy není ani v současnosti úplně snadné objevovat, ale potvrzených i podezřelých trojitých systémů přibývá. T. Mitnyan aj. nalezli třetí složku systému TIC 278825952 v datech družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, NASA, start IV 2018, zemská eliptická dráha s přízemím ~108 tis. km). Systém byl původně považován za kruhovou dvojhvězdu s oběžnou dobou ~4,8 d. Autoři nalezli variace okamžiků zákrytů a s využitím pozemských následných měření a teoretických propočtů hvězdných isochron odvodili vlastnosti všech tří složek. Centrální dvojice má hmotnosti ~1,12 M_⊙ a ~1,09 M_⊙ a poloměry ~1,4 R_⊙ a 1,31 R_⊙, třetí složka má hmotnost ~0,75 M_⊙, poloměr ~0,7 R_⊙ a oběžnou dobu 235,55 d. Oběžné roviny jsou téměř totožné a všechny dráhy jsou překvapivě kruhové.

L. Liu aj. objevili potenciální třetí složku V344 Lac, dosud považované za kontaktní dvojhvězdu. Nově odvozené vlastnosti složek jsou ~1,16 M_⊙ a ~0,45 M_⊙, ~1,31 R_⊙ a 0,88 R_⊙ a svítivosti ~2,51 L_⊙ a ~1,06 L_⊙. Primární složka není spektrálního typu A, ale F, a třetí složka s hmotností ~0,79 M_⊙ oběhne centrální dvojici každých ~12,4 r.

M. Wolf aj. oznámili pravděpodobnou třetí složku dosavadní dvojhvězdy DX Cyg, dosud považované za polodotykový algol, v němž sekundár vyplňuje svůj Rocheův lalok a jeho látka přetéká na primár. Autoři zjistili pozvolné prodlužování oběžné doby dvojice tempem ~1,7×10^-7 d/r, načež začali hledat možná řešení s třetí složkou. Ta by měla minimální hmotnost ~0,49 M_⊙ a její přítomnost umožňuje zpřesnit odhady teplot centrální dvojice na 5 300 K, resp. 3 330 K a hmotnostní poměr (0,504 ±0,012).

U čtyřhvězd je situace analogická. P. Zasche aj. oznámili objev dvojité dvojhvězdy CzeV1731, kterou tvoří dva páry oddělených složek na kruhových drahách s periodami ~4,11 d a ~4,68 d. Oba páry jsou tvořené téměř stejnými hvězdami hlavní posloupnosti spektrálních typů F/G. Pár A vykazuje hlubší zákryty, složky páru B jsou o něco hmotnější a svítivější. Obě dvojice se obíhají na dráze s excentricitou ~0,38 a periodou ~34 r, přičemž zatím nejsou jasné vzájemné sklony drah. Systém představuje vhodný cíl pro interferometrická pozorování.

T. Pribulla aj. dlouhodobě sledovali hierarchickou čtyřhvězdu VW LMi, kterou tvoří dvojice dvojhvězd typu W UMa s oběžnými dobami ~0,48 d a ~7,93 d. Oběžná doba obou dvojic kolem sebe je ~355 d. Dlouhodobá pozorování umožnila potvrdit stáčení přímky apsid tempem ~4,6°/r u dvojice, která nevykazuje zákryty, ale žádné další poruchy dráhy se zjistit nepodařilo. To souhlasí s hypotézou, že rovina společného oběhu obou párů je rovnoběžná s rovinou dráhy bezzákrytové dvojhvězdy; autory provedené numerické simulace mnoha těles potvrzují, že vzájemný sklon všech drah musí být ≤ 10°.

V další práci se P. Zasche aj. zaměřili na 162 excentrických zákrytových proměnných v LMC, v jejichž světelných křivkách hledali známky stáčení perihelu. Střední hodnota oběžné doby dvojhvězd činí ~2,2 d a charakteristická hodnota periody rotace přímky apsid jsou desítky let. V souboru autoři objevili dvě výjimky: systém OGLE LMC-ECL-22613 má nejnižší periodu rotace přímky apsid s hodnotou ~6,6 r a velmi pravděpodobně obsahuje třetí složku s oběžnou doboru ~23 r. Druhý výjimečný systém OGLE LMC-ECL-17226 má nejkratší oběžnou dobu ~0,99 d a taktéž nízkou periodu rotace přímky apsid ~11 r. Celkový počet 36 nových kandidátů na trojhvězdy představuje ≥ 20 % vzorku, což je v souladu se statistikou vícenásobných systémů v Galaxii.

K. B. Burdge aj. zpracovali katalog přehlídkového dalekohledu ZTF (Zwicky Transient Facility, dalekohled S. Oschina, ⌀ 1,22 m, Mt. Palomar, Kalifornie, USA) se zaměřením na zákrytové systémy s oběžnými periodami ≤ 1 h, které by mohly být vhodnými potenciálními zdroji pro připravovanou gravitační observatoř LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Zatím se autorům podařilo najít 15 vhodných dvojhvězd s oběžnými dobami v rozmezí 6,91÷56,35 min. Z nich je 7 zákrytových, nevykazujících známky přenosu látky. Kromě těchto nejvhodnějších zdrojů autoři nalezli 2 systémy typu AM CVe a 6 systémů s elipsoidální proměnností primárních složek.

2.6. Novy, rekurentní a trpasličí novy

G. Ortiz-Leónová aj. využili schopnosti mikrovlnné observatoře ALMA pozorovat v pásmu ~225 GHz, v němž se nachází jedna ze spektrálních čar přechodu maseru SiO (J 5-4). Druhá čára (J 1-0) se nachází v pásmu 43 GHz, kde dokáže pozorovat observatoř VLBA (Very Long Baseline Array, 10 radioteleskopů, nejdelší základna ~8,6 Mm). Proto autoři zamířili obě observatoře na pozůstatky po červené nově V838 Mon. Oblasti záření maseru v obou pásmech se překrývají a jsou shodné i s pozorovaným tepelným zářením v submilimetrové oblasti. Autoři v rádiovém oboru změřili paralaxu V838 Mon (0,166 ±0.06) mas, z níž plyne vzdálenost (5,6 ±0,5) kpc. Ta je v rámci chyby v souladu s ostatními metodami měření (světelné echo, astrometrie Gaia) - kombinace všech dostupných zdrojů dává střední hodnotu vzdálenosti (5,9 ±0,4) kpc. S vlastním pohybem určeným družicí Gaia vychází, že V838 Mon je součástí otevřené hvězdokupy ve Vnějším spirálním rameni Mléčné dráhy.

U. Munari aj., sledovali vývoj novy 2018 Per (V392 Per), jejíž pokles jasnosti se zastavil ~2 mag nad předchozí klidovou hodnotou a od r. 2019 zůstává na stejné hladině. Optická a IR fotometrie a spektroskopie a porovnání s historickými daty ukázalo, že odhozený materiál se již rozptýlil do okolí novy. Autoři odvodili nové parametry souputníka, kterým je hvězda spektrálního typu G9IV s oběžnou dobou ~3,41 d (mezi klasickými novami jedna z nejvyšších hodnot), hmotností 1,35 M_⊙, poloměrem 5,3 R_⊙ a svítivostí ~15 L_⊙. Stáří systému odhadnuté z vývojových modelů se zdá být 3,6 Gr, vysoké zastoupení Ne v odhozené látce a rychlý pokles z maxima jasnosti ukazují na hmotnost bílé trpaslíka v rozmezí 1,1÷1,2 M_⊙. Na systém se patrně díváme téměř z pólu a pravděpodobné vysvětlení současné zvýšené jasnosti spočívá v postupném dohořívání cirkumstelární látky na povrchu bílého trpaslíka.

K. Page aj. zveřejnili analýzu rentgenových dat rekurentní novy V3890 Sgr z družic Swift (Neil Gehrels Swift Observatory, NASA, start XI 2004), NICER (Neutron Star Interior Composition ExploreR, NASA, start VI 2017) a optického dalekohledu SMARTS (Small and Medium Research Telescope System, Cerro Tololo Inter-American Observatory, ⌀ 1,5 m, Coquimbo, Chile, 2,2 km n. m.). V3890 Sgr vzplanula za známou historii 3×, naposledy v srpnu 2019 - získaná světelná křivka v rentgenovém oboru ukazuje, že po počátečním tvrdém záření převážila od 8,5 d po vzplanutí měkká složka, která vymizela po ~26 d. Spolu s vrcholem spektra kolem teplot ~100 eV to ukazuje na vyšší hmotnost bílého trpaslíka ~1,3 M_⊙. UV a optická spektra prokázala čáry N, C, Mg a O s jasně patrnými interakcemi vyvrhované látky s hvězdným větrem dárcovské hvězdy. Data družice NICER navíc obsahují krátkodobé změny jasnosti s kvaziperiodou ~83 s a amplitudou ~5 %.

Jasné červené novy (LRN, Luminous Red Novae) jsou nedávno ustavená skupina přechodných zjasnění, která jsou spojována s odhozením látky u dvojhvězd, prodělávajících vývoj ve společné obálce. G. Howitt aj. porovnali vývojové modely dvojhvězd se společnou obálkou a odvodili z nich odhad četnosti ~0,2 LRN/r pro celou Mléčnou dráhu. Ten dobře souhlasí s dosavadním pozorováním. Modely ukazují, že by měla existovat třída nejjasnějších LRN, která bude nepřímým důkazem existence červených veleobrů s hmotnostmi ≥ 40 M_⊙. Zatím jsme je nepozorovali, což pravděpodobně způsobuje výběrový efekt. Autoři odhadují, že velké přehlídkové dalekohledy typu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) a ZTF by měly být schopné pozorovat 20-750 LRN/r, což umožní potvrdit vývojové modely i zatím pouze teoretickou existenci velmi hmotných veleobrů.

Y. Hillman aj. provedli sérii mnoha vývojových simulací kataklyzmických proměnných s cílem vysvětlit, proč se stejnými oběžnými dobami pozorujeme jak klasické novy, tak trpasličí novy. Numerické výpočty vývoje dvojhvězd s různými parametry se zahrnutím zpětných vazeb záření, přenosu momentu hybnosti a dalších jemností na časových škálách mnoha Gr ukázaly, že klíčem k záhadě jsou různé vlastnosti přenosu látky mezi složkami. Simulace potvrdily hypotézu, že klasické novy mezi plnohodnotnými výbuchy mohou prodělat i několik epizod trpasličího vzplanutí a opačně: aktivní trpasličí nova se jednou za dlouhou dobu vzmůže na výbuch s výkonem klasické novy. Také se ukázalo, že stav „hluboké hibernace“, tj. úplné utichnutí přenosu látky mezi složkami na dlouhou dobu nastává pouze u krátkoperiodických rekurentních nov. Z původně značně rozdílných systémů nakonec vznikají velmi podobné dvojice bílý-červený trpaslík a zatímco souputník postupně přijde o všechnu svou látku, hmotnost bílého trpaslíka roste velmi pomalu.

E. Steinber a B. Metzger modelovali chování a záření rázových vln, které jsou zodpovědné za přechodné zjasnění, které z dálky pozorujeme jako novu. Aby rázová vlna mohla vytvořit vzplanutí, musí se nejprve do okolí dvojhvězdy rozlít dostatečné množství hvězdné látky - buď z vnějšího Lagrangeova bodu nebo z cirkumbinárního disku. Tento výtok je zpravidla soustředěn v rovině rovníku, resp. oběžné rovině dvojhvězdy; to je „pomalý“ režim. Když povrch bílého trpaslíka vzplane termonukleárními reakcemi a celá obálka se naráz rozletí všemi směry, v místech dřívějšího rozlivu potká pomaleji se pohybující materiál a smete jej s sebou; to je „rychlý“ režim. Modely ukazují, že vhodnou kombinací obou režimů lze dosáhnout efektů, které ve skutečných novách pozorujeme - synchronizovaná či naopak fázově posunutá záření v různých spektrálních oborech, vývoj spektrálních čar ukazujících zrychlování i zpomalování materiálu, rozpínání fotosférické obálky s optickými záblesky apod. Synchronizované tvrdé záření (paprsky X a γ) vzniká ve vnitřních rázových vlnách v rychlém režimu, měkčí a dlouhovlnné (i netermální) záření dosahuje maxima až ve vnější , již dostatečně řídké obálce, do níž postupně doběhly vnitřní rázové vlny a spojily se v jednu vnější.

Čínští, korejští a vietnamští hvězdáři zanechali lidstvu písemné svědectví o „hvězdných hostech“ v období sahajícím až 2,5 tisíciletí před současnost. S. Hoffmannová aj. zpracovali téměř 600 historických záznamů o pozorování nového světla na obloze. Autoři ve třech krocích vyloučili záznamy, pravděpodobně popisující jevy jako bolidy, komety, planety viděné v nezvyklých podmínkách, tedy např. s jinou než obvyklou barvou, jevy krátkodobé apod. Zbyl seznam 24 jevů, které autoři lokalizovali podle dobových popisů a asterismů do současných souřadnic a porovnali je s katalogy současných kataklyzmických proměnných, rentgenových dvojhvězd a dalších potenciálních předchůdců nov. Asijští hvězdáři až na výjimky neudávali polohy vůči jednotlivým hvězdám, ale pouze v rámci (tehdejších) souhvězdí; porovnáním se známými pozůstatky po supernovách autoři odvodili, že průměrná chyba historického určení polohy činí ≤ 4,5°. V některých místech na obloze tak není možné určit - např. v Beidou, víceméně našem nynějším Velkém vozu, v němž se nachází ≥ 20 známých potenciálních zdrojů novy r. 329 n. l. - který objekt přechodně zjasněl a jakého typu byl. Přesto je jisté, že některé záznamy obsahují přesný popis jevu a stejně jako u historických pozůstatků supernov má smysl pátrat po pravděpodobných původcích.

2.7. Fyzické proměnné hvězdy

Naše znalosti nitra hvězd jsou až na výjimky v podobě gravitačních vln, neutrinové astronomie a pozorování výbuchů supernov založené na zkoumání světla vycházejícího z jejich atmosfér. V posledním půlstoletí se cenným nástrojem stala asteroseismologie, která studuje vlastní frekvence, tj. rezonanční módy jednotlivých hvězd. T. Bedding aj. analyzovali vlastní frekvence pulsujících proměnných typu δ Sct z katalogů družic TESS a Kepler. Z celkem ~1 300 hvězd, pro něž archivy obsahovaly dostatečné množství dat, se autorům podařilo získat množinu 60 hvězd hlavní posloupnosti s vysokofrekvenčními pulsacemi, u nichž je možné spolehlivě určit vlastní frekvence - u tohoto typu hvězd vůbec poprvé. Kombinací asterometrických měření a určení stáří pomocí vývojových modelů se tak autorům podařilo potvrdit, že některé δ Sct hvězdy jsou členkami mladých hvězdokup. Příkladem může být hvězda HD 31901, která patří do hvězdného proudu Ryby-Eridanus - pozorované radiální a dipólové pulsace vedou na odhad hmotnosti (1,71 ±0,05) M_⊙, poloměru (1,54 ±0,03) M_⊙ a stáří (150 ±100) Mr; to vylučuje dříve zvažovanou hypotézu, že hvězda je s ~1 Gr mnohem starší.

Anomální cefeidy jsou pulsující hélium spalující hvězdy, které mají nedostatek kovů (tj. prvků těžších než právě hélium) a obvyklou hmotnost 1,2÷2,2 M_⊙. Cefeidy jsou cenným nástrojem pro měření vzdáleností ve vesmíru, neboť jejich pravidelné rozpínání a smršťování splňuje vztah mezi svítivostí a periodou pulsů, jak r. 1908 objevila Henrietta Swan Leavittová. Až dosud byly všechny známé anomální cefeidy jednoduché oscilátory s jedním radiálním módem pulsů. I. Soszyński aj. oznámili v datech přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) objev první cefeidy OGLE-GAL-ACEP-091, která pulsuje ve více radiálních módech. Fourierovská analýza světelné křivky ukázala, že módy jsou ve skutečnosti 3: základní mód má periodu ~0,929 d, vyšší harmonický ~0,675 d a nejvyšší harmonický ~0,539 d. Vývojový model ukazuje na hmotnost hvězdy ~1,8 M_⊙ a metalicitu [Fe/H] -0,5 dex.

G. Perrin aj. dlouhodobě sledovali proměnnou Mira (ο Cet, sp. tř. M7III, 1,18 M_⊙, ~330÷400 R_⊙, ~8,8 kL_⊙, stáří ~6 Gr) pomocí soustavy dalekohledů IOTA (Infrared-Optical Telescope Array) ve filtru H. Pozorování potvrdila, že centrální objekt zahalený v rozsáhlých plynových obálkách není opticky symetrický. Softwarová rekonstrukce obrazu ukázala, že k absorpci světla dochází ve stejných místech, v nichž se vyskytují oblaky prachových částic. Autoři ukazují, že mračna prachu se nacházejí těsně nad pulsující nejsvrchnější atmosférou hvězdy a že mohou být vysvětlením pozorovaného úbytku hmotnosti a momentu hybnosti pulsujících hvězd a také pravděpodobným zdrojem prachu v atmosférách hvězd asymptotické větve obrů. Kromě hvězdného větru je do modelů obřích atmosfér potřebné zahrnout kromě pulsování také konvekci a přímý fyzický odnos hvězdného materiálu.

M. Skarka aj, použili archiv dat přehlídky OGLE-IV, z nějž vybrali 3 141 hvězd typu RR Lyr se znatelným Blažkovým jevem - dlouhoperiodickou modulací, která se obvykle projevuje jako pravidelné změny periody a/nebo amplitudy světelné křivky. Autoři použili množinu hvězd ke statistické analýze, zda je možné mezi modulačními amplitudami a periodami, pulsy anebo jinou charakteristikou světelné křivky nalézt spojitost. Výsledky ukazují, že mezi žádnými dvěma parametry nelze najít prostou korelaci, je možné pouze stanovit limity - např. existuje spodní hranice modulační periody vůči periodě pulsací. Podobně klesá horní hranice amplitudy modulací s jejich rostoucí periodou, což asi souvisí s faktem, že se Blažkův jev méně projevuje u chladnějších, větších, svítivějších a méně kovových hvězdách typu RR Lyr. Také se zdá, že rozložení modulací se dá rozdělit do dvou hlavních skupin se středními periodami 48 d a 186 d. Dvojitá modulace (v poslední době relativizovaná coby pozorovací artefakt, způsobený střídáním pozemského dne a noci) se projevuje jen asi u čtvrtiny hvězd.

Chemicky podivné hvězdy (CP, chemically peculiar) hlavní posloupnosti jsou obvykle na na první pohled zcela obyčejné, jen mají ve spektrech výrazné odlišnosti chemického složení fotosféry. Jejich podskupina CP2, zahrnující klasické hvězdy spektrálních typů Ap a Bp, vykazuje pravidelné periodické změny světelné křivky, polarizace a spekter, které je možné vysvětlit rotací neměnných povrchových struktur a stabilních magnetických polí. Z. Mikulášek aj. v archivu mise K2 družice Kepler objevili hvězdu HD 174356, jejíž světelná křivka mění amplitudu i tvar, což je pro CP2 hvězdu mimořádné. Průzkum dalších archivů i samostatná následná pozorování ukázaly, že světelnou křivku a změny ve spektru je možné vysvětlit jako křemíkovou hvězdu s dvěma přes sebe přeloženými variacemi. První má periodu ~4,04 d a autoři ji přisuzují rotaci povrchových skvrn s odlišným chemickým složením, druhá má periodu ~2,11 d a souvisí s pulsováním hvězdy. Spektrální čáry nevykazují žádné zdvojení a obě periody byly ve sledovaném období ~17 r zcela neměnné.

2.8. Planetární mlhoviny

J. Krtička aj. zveřejnili výpočty vlastností hvězdných větrů v průběhu vývojového přechodu hvězdy z asymptotické větve obrů (povrchová teplota ≈10 kK) do fáze ochlazování bílého trpaslíka (T ≈105 kK), kde po celou dobu dominuje urychlování větru absorpcí v čarách. Modely ukázaly, že ztráta hvězdné látky zhruba úměrně odpovídá celkové svítivosti a příliš se nemění při přesunu z červené do modré oblasti H-R diagramu. Jednoduchá závislost má dvě výjimky („dvojhrb“) při povrchových teplotách ~20 kK, kde se odnos látky sníží několikrát kvůli změně spektra při ionizaci železa, a pak při teplotě ~40÷50 kK. Konečná rychlost hvězdného větru se v průběhu zmenšování hvězdného poloměru zvyšuje z typických stovek km/s na tisíce km/s; v průběhu průchodu dvojhrbem se konečná rychlost větru zvyšuje nelineárně. Právě existence dvojhrbu je v kombinaci se směrovými nehomogenitami hvězdného větru pravděpodobně zodpovědná za výsledný tvar planetárních mlhovin.

2.9. Bílí trpaslíci

Samotní bílí trpaslíci jsou obvykle zbytky hvězdných jader, tvořené kombinací atomů C, O a/nebo Ne, obklopené héliovou obálkou, na níž plave tenká slupka vodíku - obě obálky zpravidla zakrývají skutečné složení jádra a jen u zlomku bílých trpaslíků vidíme na povrchu malá množství uhlíku nebo kyslíku. M. Hollands aj. objevili systém WDJ055134.612+413531.09, který vykazuje nezvykle vysoké zastoupení C v atmosféře (poměr C/H ~0,15). Objekt má hmotnost ~1,14 M_⊙. Autoři odvodili, že hmotností poměr hélia a vodíku musí být ≤ 10^-9,5, resp. 10^-7, tj. o několik řádů nižší než je u BT obvyklé. Vzhledem k vysoké rychlosti vlastního pohybu a hmotnosti a podivnému chemickému složení fotosféry je pravděpodobné, že těleso je výsledkem splynutí dvou bílých trpaslíků z těsné dvojhvězdy.

Přibližně pětina bílých trpaslíků projevuje přítomnosti silných magnetických polí, jejichž existence se pokládá za důsledek splynutí dvojice bílých trpaslíků. I. Caiazzová aj. v databázi DR2 družice Gaia objevili (další) dva bílé trpaslíky s výrazným magnetickým polem uvnitř mladé hvězdokupy, další byl nalezen již dříve. Předchůdci všech tří BT byly samostatné hvězdy s hmotností ≳ 5 M_⊙ a hvězdokupa obsahuje už jen další dva BT, jejichž předchůdci měli srovnatelnou hmotnost. Vysoký poměr v jedné hvězdokupě ukazuje, že přinejmenším část hvězd se střední hmotností skončí jako magnetický bílý trpaslík, aniž by nutně byla složkou dvojhvězdy.

K. Burdge aj. v datech přehlídky ZTF objevili dvojitého bílého trpaslíka s oběžnou dobou ~8,8 min; jde teprve o druhou známou dvojici s periodou ≤ 10 min. Podle všeho se jedná o dvojici málo hmotných BT, kteří splynou za ~400 kr a vytvoří buď samotného horkého podtrpaslíka, anebo hvězdu typu R CrB. Ve vzdálenosti ~2,1 kpc od nás tvoří systém ZTF J2243+5242 ideální cíl pro připravovanou kosmickou gravitační observatoř LISA (stejně jako nejrychlejší dvojice ZTF J1539+5027, P ~6,91 min). Autoři odvodili parametry složek: hmotnosti ~0,35 M_⊙ a ~0,38 M_⊙, poloměry ~0,031 R_⊙ a ~0,291 R_⊙ a teploty ~22,2 kK a ~16,2 kK.

A. Kawka aj. zjistili vlastnosti objektu 2MASS J050051.85-093054.9, který je ve vzdálenosti ~71 pc nejbližším bílým trpaslíkem s nízkou hmotností. Hvězda má vysoké zastoupení vodíku, povrchovou teplotu ~10,5 kK, log g ~5,9 a hmotnost autoři z vývojových modelů odhadli na 0,17 M_⊙. Analýza křivky radiálních rychlostí v kombinaci s daty družice TESS odhalily oběžnou dobu ~9,5 d; neviditelný průvodce je pravděpodobně slabý druhý BT. Systém patří do pozdní skupiny po odhození společné obálky a pravděpodobně za několik desítek Gr vytvoří supernovu typu Ia.

U. Malamud a H. Perets modelovali zánik kamenných planet zemského typu ve slapových silách bílých trpaslíků. Autoři provedli rozsáhlou sadu simulací s různými hmotnostmi, excentricitami drah a vzdálenostmi planet 3÷150 au. Oproti dřívějším jednodušším výpočtům se ukázalo, že zejména větší terestrické planety nevytvoří jeden prstenec zhruba v původní dráze (původní v době zániku), ale složité struktury, v nichž se vytvořené smetí rozprostře a vytvoří několik eliptických trubic těsněji kolem BT. Vytvoření řídkého disku smetí je rychlé, obvykle trvá jen několik oběhů planety; čím blíž je pericentrum dráhy k BT, tím rychleji se planeta rozdrobí - pro pericentrum ve vzdálenosti 1 R_⊙ stačí 5 oběhů, aby se Země rozbila z ~91 %, pro pericentrum ≤ 0,5 R_⊙ už je to ≥ 99 %. Autoři navrhli podmínky, za nichž by bylo možné vysvětlit pozorované nepravidelné potemnění Tabbyiny hvězdy (KIC 8462852) právě slapovým roztrháním planety - pokud bychom předpokládali, že původní těleso mělo hmotnost ~10^-2÷10^-4 M_⊕, excentrickou dráhu a blízké pericentrum, teoreticky by to bylo možné, pokud by ještě mělo nízkou hustotu. Také je možné, že by došlo k rozkladu pouze svrchních, méně hustých vrstev většího diferencované tělesa, ale tuto hypotézu momentálně není jak ověřit.

A. Pala aj. oznámili vznik přehlídky CHiCaS (Compact binary HIgh CAdence Survey), která je zaměřená na vlastnosti bílých trpaslíků v pozdních stádiích těsných dvojhvězd. Kataklyzmické proměnné, v nichž obvykle BT nacházíme, by jich měly obsahovat podstatnou část (~40-80 %), ale ve skutečnosti jich pozorujeme jen velmi málo. Cílem přehlídky je najít tyto chybějící BT - 3h sledování zorného pole ~135 □° s minutovou kadencí jednotlivých expozic na dalekohledu JAST (Javalambre Auxiliary Survey Telescope, ⌀ 0,8 m, Teruel, Španělsko) s 84 Mpx CCD kamerou a 12 fotometrickými filtry s limitní magnitudou ≲ 22 mag by měl umožnit detekci několika stovek až tisíc takových objektů. Pilotní provoz z r. 2017 prokázal, že v katalogu ~1,2 mil. pozorovaných hvězd se z ~2,5 tis. kandidátů podařilo potvrdit dva hledané BT.

3. Supernovy a pozůstatky po nich

3.1. Supernovy

Interakce vzplanutí supernovy s cirkumstelární látkou umožňuje výrazně zvýšit pozorovanou jasnost supernovy, neboť převede část kinetické energie výbuchu do tepelné energie záření. Velmi jasné supernovy typu IIn („n“ je z angl. narrow podle úzkých čar vodíku ve spektrech těchto SN) mohou dosáhnout celkové vyzářené energie ~10⁴⁴ J převedením většiny kinetické energie výbuchu do záření. M. Nicholl aj. zveřejnili základní data vzplanutí SN2016aps, které v únoru 2016 nastalo v souhvězdí Draka, na základě pozorování HST. SN vzplanula daleko od centra mateřské galaxie, takže bylo možné jistě odlišit její spektrum od centrální černé veledíry. Vyzářená energie představovala ≳ 5×10⁴⁴ J, celková odhozená hmotnost látky dosáhla hodnot 50÷100 M_⊙. Hmotnost i energie jsou natolik vysoké, že by se mohlo jednat o párově nestabilní supernovu, zatím jen teoreticky předpovězené vzplanutí obří hvězdy s héliovým jádrem o hmotnosti ≥ 50 M_⊙.

Svítivost SN2016aps dosáhla maxima s 500× vyšší hodnotou, než odpovídá běžným supernovám. Navržené označení podobně jasných objektů je FBOT - rychlé modré optické zjasnění (angl. Fast Blue Optical Transient) a zdá se, že by mohlo jít o přechodný typ objektu mezi supernovami a záblesky záření γ. První takto pochopený objekt byla „kráva“, tedy supernova AT2018cow; teprve díky ní se podařilo vysvětlit úplně první pozorování svého druhu, kterým bylo říjnu 2016 vzplanutí objektu CSS161010 v trpasličí galaxii vzdálené ~150 Mpc. Pravděpodobné vysvětlení spočívá podle D. Coppejanse aj. v záření výtrysku, procházejícího rychlostí 0,5 c (!) okolním prostředím, přičemž hmotnost látky ve výtryscích dosáhla ~0,1 M_⊙. Dalším takovým objeveným FBOTem bylo zjasnění ZTF18abvkwla (jako nový přírůstek do zvěřince získalo přezdívku „koala“), ke kterému došlo v září 2018 v souhvězdí Berana v trpasličí galaxii vzdálené ~1 Gpc.

Ve všech třech případech mají mateřské galaxie velmi nízkou metalicitu, zatím je ale brzy na statisticky podložená tvrzení. J. Lyman aj. použili zobrazovač MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na VLT, aby zjistili více o mateřské galaxii AT2018cow s označením CGCG 137-068. Ke vzplanutí došlo v oblasti mladých hvězd s typickým stářím několik 10 Mr, mírně nižší metalicitou než Slunce a hmotnostmi 8÷25 M_⊙ při usednutí na hlavní posloupnost. Okolí po výbuchu SN nejeví žádné změny ani v metalicitě, ani v kinematice - nic nenaznačuje přítomnost černé díry střední hmotnosti, kterou se snaží vzplanutí vysvětlit alternativní hypotézy.

M. Bietenholz aj. na „krávu“ zaměřili přístroje HSA (High Sensitivity Array - observatoř VLBA + radioteleskopy v Effelsbergu a Green Bank) a sledovali ji v rádiovém oboru v období 22÷287 d po vzplanutí. Zářivá hustota tělesa v rádiovém pásmu ~8,4 GHz dosáhla ~4×10²¹ W/Hz, což je nižší než svítivý výkon v rentgenovém záření (ten byl v maximu ~1,4×10³⁶ W), ale i tak bylo možné po celé sledované období zdroj rozlišit. Rádiová měření odpovídají rychlosti rozpínání 0,49⋅c.

SN 2005ip je jednou nejlépe prozkoumaných dlouhotrvajících supernov typu IIn, jejíž jasnost se držela téměř konstatní po dobu ≥ 5 r. O. Fox aj. zpracovali dlouhou řadu pozorování na všech vlnových délkách z období 1 000-5 000 d po vzplanutí. UV spektra potvrdila odhození látky před hlavní explozí a CNO nukleosyntézu. Bolometrická světelná křivka vede k odhadu celkové vyzářené energie ≥ 10⁴³ J, ztrátu materiálu před explozí tempem ≥ 10^-2 M_⊙/r a celkovou takto ztracenou hmotnost nejméně 1 M_⊙. Spektra od UV po IR ukazují přítomnost dvou složek s vysokou hustotou a zvolna řídnoucí cirkumstelární látku v nejpozdnějším období. Autoři upozorňují na podobnost se SN 1988Z, která také vykazovala jen pozvolný pokles jasnosti a podobné charakteristiky spekter.

C. Pellegrino aj. zpracovali fotometrická a spektroskopická data supernovy SN 2019ein typu Ia s vysokými rychlostmi, která vybuchla v blízké galaxii NGC 5353 ve vzdálenosti ~33 Mpc. Spektrální čáry Si II zaznamenaly modrý posuv odpovídající rychlosti 24 tis. km/s už 14 d před maximem jasnosti SN a těsně před ním odpovídal modrý posuv čar s profilem P Cyg rychlosti ~10 tis. km/s. Obě hodnoty řadí SN mezi skupinu těch nejrychlejších. V rádiovém oboru byl zdroj 14 d před maximem neviditelný, což vylučuje jeho symbiotický původ, většinu modelu interakce s opticky tlustým hvězdným větrem i cirkumstelární obálky s hmotností ≤ 10^-6 M_⊙ blíž než 100 au. Autoři nabízejí vysvětlení vysokých rychlostí v důsledku nepravidelností a asymetrické explozi.

A. Miller aj. publikovali analýzu získaných dat pro supernovu SN 2019yvq, teprve druhou typu Ia, u níž se podařilo zachytit časný záblesk v optickém a UV oboru. I bez záblesku byla SN nezvyklá, přes poměrně vysoké rychlosti spektrálních čar Si II ≈15 tis. km/s v maximu jasnosti byla na standardní svíčku málo zářivá a s nízkým zjištěním zastoupením radioaktivního ⁵⁶Ni. To by bylo možné vysvětlit předpokladem, že se nikl s celkovou hmotností ~0,31 M_⊙ a další prvky ze skupiny železa nacházely pouze na nejvnitřnější straně rozpínající se koule odhozeného materiálu. Proti tomu stojí jedno z možných vysvětlení počátečního záblesku, které naopak předpokládá promíchání radioaktivních prvků v odhazované látce. Jako další vysvětlení autoři nabízejí interakci vyvrženin s neviditelným průvodcem, dvojitá exploze částečně odhozené látky a prudká srážka dvou bílých trpaslíků - všechny čtyři hypotézy ovšem mají svoje problémy a jejich modely neodpovídají všem pozorováním. Následná pozorování pozůstatku po SN by mohla některou z možností potvrdit: emise čar H, He → neviditelný průvodce, silná emise Ca II → dvojitá exploze, úzké čáry O I → srážka BT.

R. Neuhäuser aj. vzali vážně myšlenku, že vzplanutí nedaleké supernovy před 1,5÷3,2 Mr, jež na Zemi dokládá zvýšené zastoupení izotopu ⁶⁰Fe, způsobilo dynamický rozpad dvojhvězdného systému za vzniku neutronové hvězdy a rychle prchající hvězdy atypického spektrálního typu. Připravili proto algoritmus pro zpětné trasování drah neutronových hvězd a hvězd s velkým vlastním pohybem a hledali, zda některá kombinace hvězd neukáže na nějakou blízkou skupinu mladých hvězd. Úspěch se dostavil v podobě dvojice ζ Oph a rádiového pulsaru PSRB1706-16, jejichž stopy vedou do asociace Sco OB2 - zpětné trasování ukazuje, že obě hvězdy se uvolnily ze společného systému před (1,78 ±0,21) Mr ve vzdálenosti (107 ±4) pc. Vývojový model neutronové hvězdy odpovídá hmotnosti předchůdce 16÷18 M_⊙, jehož výbuch coby supernovy postačuje k vysvětlení pozorovaného ⁶⁰Fe na Zemi. Shodou okolností si autoři povšimli, že se v asociaci Sco OB2 nachází rentgenová dvojhvězda 1H11255-567, jejíž jedna složka je také neutronová hvězda, pravděpodobně též vzniklá jako důsledek výbuchu supernovy před ~1,8 Mr ve vzdálenosti 89÷112 pc. Hledali jeden zdroj, našli hned dva možné.

3.2. Pozůstatky po supernovách

S. Lombardi aj. oznámili první detekci záření γ z Krabí mlhoviny pomocí čerenkovova dalekohledu ASTRI-Horn (Astrofisica con Specchi a Tecnologia Replicante Italiana, označení Horn připomíná italského astronoma Guida Horna d'Artura, jenž jako první navrhl využití segmentových astronomických zrcadel) na italské Etně. Záření γ s energiemi ≥ 3 TeV se podařilo zachytit pomocí nového aplanárního teleskopu s dvojicí zrcadel systému Schwarzschild-Couder a vrstvou křemíkových fotonásobičů nanesených na zakřivené ohniskové rovině detektoru. Přístroj (⌀ 4 m) je jeden z testovacích prototypů pro observatoř CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory) a měření se odehrála v prosinci 2018 během ověřovacího provozu dalekohledu i detektoru.

Tým projektu MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) zveřejnil (M. Ahnen aj., 146 spoluautorů) výsledky pátrání po korelaci mezi energetickými fotony a obřími rádiovými pulsy Krabího pulsaru. 16 h nepřetržitého pozorování pomocí radioteleskopů v Effelsbergu a Westerborku a observatoře MAGIC nepřineslo ani v jednom případě korelaci mezi zvýšením tokem fotonů γ s energiemi ≥ 100 GeV a rádiovými pulsy -těch radioteleskopy zaznamenaly bezmála 100 tis. V další práci (V. Acciari aj., 181 spoluautorů) zveřejnil tým projektu výsledky testování metody využívající velkého zenitového úhlu sledovaného objektu, pomocí níž je observatoř schopná využít sběrnou plochu ≥ 1 km² k detekci fotonů γ s energiemi ≥ 10 TeV. Prvních ~56 h pozorování přineslo detekci fotonů s energiemi až 100 TeV. Autoři porovnali stávající modely záření s daty napozorovanými prostřednictvím MAGIC a družice Fermi a konstatují, že žádný z nich pro energie 1 GeV÷100 TeV nevyhovuje.

S. Orlando aj. provedli sérii 3D hydrodynamických simulací vývoje pozůstatku po SN 1987A od okamžiku vzplanutí do stáří pozůstatku 50 r. Modely s různými vstupními parametry předchůdce vzplanutí SN pak porovnávali s pozorovanými vlastnostmi a zpětně upravovali parametry původní hvězdy. Postupně došli k závěru, že červené posuvy a velká rozšíření spektrálních čar Fe II vyžadují výrazné promíchávání vyvrhovaného materiálu, které zase ukazuje na výraznou asymetrii výbuchu. Vyvrženiny se nejrychleji pohybovaly podél dvou protilehlých směrů v rovině původního rovníku hvězdy, přičemž vznikající lalok mířící od nás se pohyboval rychleji než ten mířící k nám. Další zpřesňování modelů autory dovedlo k závěru, že předchůdcem byl modrý veleobr, který vznikl splynutím dvou značně hmotných hvězd.

D. Page aj. hledali pravděpodobnosti různých vysvětlení nedávno získaných měření, potenciálně ukazujících polohu kompaktního objektu v centru pozůstatku po SN 1987A. IR emise z prachového chomáče může pocházet z radioaktivního rozpadu ~44Ti, akrečního disku kolem neutronové hvězdy nebo černé díry, ionizace magnetarem, silného hvězdného větru zpomalujícího pulsaru a konečně z tepelného záření chladnoucí neutronové hvězdy. Autoři shledávají, že poslední možnost je nejpravděpodobnější, neboť poloha zářícího prachu se shoduje s předpokládanou pozici vykopnuté neutronové hvězdy a nadbytek IR záření odpovídá tepelnému výkonu 30 let staré neutronové hvězdy; ostatní hypotézy vyžadují daleko přesnější nastavení parametrů, abychom získali pozorovaná data (kompaktní objekt musí být blízko chomáče, aby ho dostatečně ohříval, ale zároveň někde, kde ho nevidíme). Pokud to tak skutečně je, NH bude má poměrně tlustou obálku lehkých prvků a bude chladnout velmi pomalu.

K. Weilová aj. se zaměřili na mezihvězdnou látku v okolí pozůstatku po supernově Cas A a na interakci této látky s vyvrženinami SN. Vlákna a chuchvalce látky zářící v čáře H-ɑ ve vzdálenostech 10-15 pc severně a východně od centra výbuchu autoři podrobili důkladnému zkoumání v optické oblasti a nalezli řadu emisních čar prvků N, S a H II, které interpretují jako interakci mezi původní emisní mlhovinou a nejrychlejšími cáry vyvržené látky a silného hvězdného větru, který na základě spektrálních charakteristik přisuzují červenému veleobru. Rozsah rozprostřené látky v každém případě ukazuje, že hvězda před výbuchem přišla o značný díl své původní hmotnosti.

3.3. Teoretické studie o supernovách

M. Ono aj. propočítali hydrodynamické simulace asymetrického kolapsu předchůdce supernovy SN 1987A pro čtyři základní konfigurace: modrý veleobr vzniklý splynutím dvou složek dvojhvězdy, modrý veleobr jako samostatná hvězda a dvě varianty červených veleobrů. Výsledky modelů podobně jako práce S. Orlanda aj. výše preferují scénář modrého veleobra coby výsledku splynutí dvojhvězdy - bipolární asymetrie výbuchu, rozložení radioaktivního ⁵⁶Ni v pozůstatku po SN a směr vykopnutí vzniklé neutronové hvězdy nejlépe odpovídají pozorováním. Další výhoda tohoto scénáře spočívá v přirozeném vysvětlení, proč vybuchující zárodek supernovy obsahoval relativně tenkou héliovou slupku ve srovnání s uhlíkovo-kyslíkovým jádrem.

M. Limongi a A. Chieffi zveřejnili novou verzi kódu HYPERION (HYdrodynamic Ppm Explosion with Radiation diffusION), který vylepšuje hydrodynamické výpočty nukleosyntézy, hmotnosti pozůstatku a světelné křivky explodujících hvězd. Autoři spočetli základní katalog explodujících červených veleobrů s energií explozí v rozsahu 0,2-2×10⁴⁴ J, přičemž výsledné modely analyzovali jako funkce hmotnosti a metalicity hvězd. Použití katalogu na předchůdce SN 1999em typu IIp („p“ značí plató, tedy konstantní jasnost po krátkém poklesu z maxima) přineslo odhad hmotnosti předchůdce ~13÷15 M_⊙ a metalicitu [FE/H] ~-1-0 pro obě uvažované vzdálenosti hostitelské galaxie NGC 1637 (buď ~7,8 Mpc, nebo 11,7 Mpc).

J. Powell a B. Müller zveřejnili výsledky výpočtů 3D modelů hmotných a rychle rotujících předchůdců supernov pomocí kódu CoCoNuT-FMT se započtením relativistických neutrin v hroutícím se jádru hvězdy. Autoři použili tři základní konfigurace: rychle rotující Wolfovu-Rayetovu hvězdu s hmotností 39 M_⊙, nerotující Wolfovu-Rayetovu hvězdu s hmotností 20 M_⊙ a nerotujícího červeného obra s hmotností 18 M_⊙. Obě W-R hvězdy v modelech generují výbuchy urychlované produkcí neutrin, zatímco červený obr selhal a nevybuchl. Energie výbuchů W-R hvězd byla 1,1×10⁴⁴ J, resp. 0,6×10⁴⁴ J. V obou případech po supernově zbyly neutronové hvězdy s relativně vysokými hmotnostmi, ale malou hybností vykopnutí. Oba modely predikují, že výbuch SN by měl generovat gravitační vlny, detekovatelné navrhovaným Einsteinovým teleskopem do vzdálenosti ≤ 2 Mpc.

4. Degenerované hvězdy

4.1. Pulsary a neutronové hvězdy

T.A. Riley aj. a M. Miller aj. získali kvalitní údaje o pulsaru PSR J0030+0451 (rotační perioda 5 ms, tj. 206 obr./s) pomocí kosmické aparatury NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) na ISS. Neutronové hvězdy v podobě pulsarů jsou velmi zajímavými objekty jak pro astrofyziky, tak i pro nukleární fyziky, kteří se zajímají o centrální stavovou rovnici pro nejhustší pozorovatelné hmoty ve vesmíru. Dva nejdůležitější parametry pro uvedené stavové rovnice jsou obvod rovníku rotujícího pulsaru a hmotnost neutronové hvězdy. I když přístup obou týmů k týmž datům byl odlišný, výsledky jsou prakticky shodné: poloměr neutronové hvězdy na rovníku dosahuje 13 km a její hmotnost 1,44 M_ʘ. Je to zatím nejpřesnější stavová rovnice pro neutronovou hvězdu.

Také H. Cromartie s týmem zkusili sestrojit kvalitní stavovou rovnici pro centrální oblast neutronové hvězdy díky pulsaru MSP J0740+6620. Po dobu 12,5 let sledovali rotační periodu obou složek binárního pulsaru pomocí aparatury NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational waves), Využili pak příznivé dráhové konstelace obou složek k jejich pozorování pomocí GBT (R. C. Byrd Green Bank Telescope; 38° s. š.; ø 100 m). Autoři využili měření Shapirova relativistického zpoždění signálů ke změření hmotnosti neutronové hvězdy 2,14 (+0,20 -0,18) M_ʘ. Jde tedy o dosud nejhmotnější neutronovou hvězdu se spolehlivě určenou horní mezí hmotnosti, což je důležité pro budoucí určení případně ještě hmotnější neutronové hvězdy.

V. Krishnan aj. objevili relativistický efekt strhávání prostoročasu v soustavě PSR J1141-6545 tvořené mladým pulsarem a bílým trpaslíkem. V rotaci pulsaru dochází k Lenseově-Thirringově efektu vinou rychle rotujícího bílého trpaslíka. Jde o další potvrzení jedné z předpovědí obecné teorie relativity, kterou lze ověřovat s vysokou přesností pomocí dlouhodobých přesných měření v rádiovém oboru spektra.

M. Vivekand se zabýval mimořádně stabilním milisekundovým pulsarem PSR J1939+2134, jenž rotuje rychlostí 1,56 ms/s. Tento obří setrvačník dlouhodobě po dobu 31 let sledovaly velké radioteleskopy: Arecibo, Effelsberg, Green Bank, Jodrell Bank, Nançay, Parkes a Westerbork. Představa, že nějaký objekt o hmotnosti 1,4 M_ʘ a poloměru 11 km se otočí 641×/s, je dost divoká. Přesto se takový objekt nerozletí odstředivou silou. Neutronové hvězdy v podobě pulsarů žijí tisíce až miliony let docela poklidně a brzdění rychlosti rotace je minimální. Autor zjistil, že stabilita rotační periody za zmíněných 31 let je stálá s relativní přesností 10^-15! Takové hodinky neseženete.

Zhichen Pan s týmem objevili pomocí radioteleskopu FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope; 26° s. š.; provincie Kuej-čou, Čína) v kulové hvězdokupě M92 = NGC 6341 zákrytový binární pulsar PSR J1717+4308A (perioda rotace 3,2 ms; oběžná per. 0,2 d; druhá složka je hvězda o hmotnosti 0,18 M_ʘ). Během oběžné periody autoři pozorují dva zákryty. Delší zákryt trvá kolem 83 minut v oběžné fázi 0,1÷0,5. Druhý zákryt trvá jen něco přes 8 min a je pozorován 17 min, anebo 33 min před nebo po dlouhém zákrytu. Tyto intervaly však kolísají. Pozorování radioteleskopu FAST pokračuje a autoři se snaží najít v této kulové hvězdokupě další binární pulsary.

Velké týmy 245 autorů observatoří H. E. S. S. Coll. a družice Fermi-LAT popsali okolnosti dvou průchodů (2014 a 2017) periastrem dráhy soustavy PSR B1259-62/LS 2883. Pulsar (rotační perioda 48 ms) obíhá kolem hvězdy LS sp. třídy Oe v oběžné periodě 3,4 let po extrémně eliptické dráze s excentricitou 0,87, tj. v apastru ve vzdálenosti 13,4 au a v periastru ve vzdálenosti <1 au. Pulsar svítí díky brzdění rotace zářivým výkonem 8×10²⁸ W a hvězda Oe bolometrickým zářivým výkonem 2,3×10³¹ W. Hvězda Oe je obklopena cirkumstelárním rovníkovým diskem. Spodní mez hmotnosti neutronové hvězdy činí ≳1,4 M_ʘ. Soustava je nyní sledována ve spektrálním rozsahu 200 GeV÷45 TeV. M. Chernyakova aj. sledovali týž objekt během průchodu periastrem v r. 2017. Uvedli, že hvězda LS 2883 je spektrální třídy O9.5Ve. Hvězda produkuje v období periastra silné výrony plynu, které interagují s větrem pulsaru ve všech pásmech elektromagnetického spektra od rádiových vln až po záření gama s energiemi řádu TeV. Energie vyzařovaná během průchodu periastrem je nejsilnější v pásmu GeV.

M. Chernyakova aj. pozorovali teprve druhý pulsar, jenž obíhá kolem hvězdy Be (15 M_ʘ) a v r. 2017 procházel periastrem své eliptické dráhy. Díky tomu došlo k pozorovatelné interakci PSR J2032+4127 (Cyg; oběžná doba ~45÷50 let; d = 1,4 kpc) s hmotnou hvězdou, jež se projevila silně ve všech oborech elektromagnetického spektra od rádiových vln až po TeV paprsky gama. Autoři sledovali průchod periastrem v optickém oboru pomocí NOT (Nordický Optický Teleskop; ø 2,6 m; La Palma; 2,6 km n. m.; Kanárské ostrovy). Tato měření byla přirozeně doprovázena také kosmickými aparáty pro rentgenové paprsky (Swift/XRT; NuSTAR) a Fermi (pásmo paprsků γ - energie GeV). Kombinací těchto pozorování se autorům podařilo objasnit detaily této unikátní interakce. Energie v pásmu GeV se uvolňuje kombinací brzdného záření a inverzního Comptonova jevu. RTG a TeV je vyzařováno pomocí synchrotronového a inverzního Comptonova jevu energetických elektronů a během srážek elektronů od hvězdy s elektrony vyzařovanými pulsarem,

L. Bondenneau aj. uvedli, že až dosud byl objeveno jen 69 pulsarů ve frekvenčním pásmu <100 MHz (vlnová délka >3 m). Autoři využili nejvýkonnější rádiové aparatury LOFAR k nalezení dalších nízkofrekvenčních pulsarů v rozmezí frekvencí 80÷25 MHz (3,75÷12 m). Autoři sledovali v letech 2014-2017 vybraný vzorek 102 pulsarů, které měly frekvenci rádiového záření <200 MHz (>1,5 m) a nacházely se od severního pólu až do -30° j.š. Během zmíněné pozorovací kampaně autoři objevili 64 nízkofrekvenčních pulsarů v uvedené ohraničené oblasti. V katalogu nízkofrekvenčních pulsarů uvízlo 64 objektů, které splňovaly všechny parametry sledovaných objektů.

Ling Wang s týmem objevili pomocí radioteleskopu FAST v ikonické kulové hvězdokupě M13 (Her, d = 7,1 kpc, stáří ≳12 mld. r.) další binární milisekundový pulsar PSR J1641+3627 (rotační per. 3,00 ms; dispersní míra 30,4 pc cm^-3; oběžná perioda 1,4 d; hmotnost průvodní hvězdy 0,13 M_ʘ). Autoři pulsar zaměřili 24×, z toho 19× uspěli. Pět neúspěšných identifikací přičítají interstelární scintilaci. Autoři souběžně měřili rotační periody už dříve objevených 5 milisekundových pulsarů. Milisekundový binární pulsar PSR J1641+3627E je tzv. černá vdova, která krade hmotu bílému trpaslíkovi, jenž je už oškubán na hmotnost 0,02 M_ʘ.

Zhu-Ling Deng aj. studovali kinematické parametry binárního milisekundového pulsaru SR J1640+2224 (rotační perioda 3,16 ms), jehož průvodcem je bílý trpaslík třídy CO s hmotností 0,7 M_ʘ. Tyto kombinace milisekundových pulsarů mívají oběžné periody kolem společného těžiště obvykle nižší než 40 d. Jenže tento pár má mnohem delší oběžnou periodu 175 d a příkladně kruhovou dráhu (e ≃ 0,008). Tak dlouhá perioda prozrazuje, že pulsar měl ve stavu zrodu s přihlédnutím na chemickou klasifikaci CO bílého trpaslíka vysokou hmotnost: >2,0 M_ʘ.

Shao-Peng Tang aj. upozornili, že na rozdíl od binárních pulsarů neznáme hmotnosti osamělých pulsarů, kterých je naprostá většina. Je sice možné, že se situace zlepší díky instalaci pokročilé aparatury NICER na palubě ISS v r. 2017, jenže to nebude snadné kvůli omezeným možnostem pozorování. Autoři proto konstatovali, že se v poslední době výrazně zlepšily možnosti sestavení realistických stavových rovnic pro suprahustou hmotu v centru neutronových hvězd. To je přivedlo k myšlence určovat hmotnosti osamělých neutronových hvězd pomocí gravitačního červeného posuvu na povrchu pulsaru. Autoři využili této metody pro tři hvězdy z pověstné „Velké Sedmy“, což jsou nejbližší neutronové hvězdy, takže zvolili tři nejbližší osamělé pulsary: RX J1856.5-3754; RX J0720.4-3125 a RBS 1223. Jejich hmotnosti vyšly po řadě: 1,2 M_ʘ; 1,2 M_ʘ a 1,1 M_ʘ. To znamená, že osamělé pulsary se nijak neliší hmotností od těch, které jsou součástmi binárních soustav.

D. Reardon s týmem se zabývali po 16 let pozorováním nejbližšího binárního pulsaru PSR J0437 ̶ 47 (rotační perioda 5,75 ms; oběžná perioda 5,7 d; d = 156 pc) pomocí australského radioteleskopu v Parkesu (ø 64 m). Interstelární plasma není rozložena rovnoměrně, takže podobně jako měřitelná scintilace hvězd vyvolává elektromagnetickou scintilaci. Autoři na cestě k Zemi identifikovali tenké zástěny ve vzdálenostech 90 a 124 pc. Tyto poruchy autorům umožnily určit sklon dráhy pulsaru a následně celou dráhu pulsaru v 3D. Autoři tak určili všechny dráhové parametry binárního pulsaru. To jim umožní testovat OTR a získat údaje o hmotnosti.

M. Echeveste aj. se věnovali dosud nejhmotnějšímu binárnímu milisekundovému pulsaru PSR J0740+6620 (pulsar 2,14 M_ʘ; rotační perioda 2,9 ms; oběžná perioda soustavy 4,8 d; hmotnost chladného héliového bílého trpaslíka 0,258 M_ʘ; povrchová teplota ≲3,5 kK). Autoři chtěli přijít na kloub původu tak hmotné neutronové hvězdy. Modelovali různé scénáře a uspěli. Ukázali, že soustava se zrodila jako neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_ʘ a hvězda hlavní posloupnosti - žlutý trpaslík o hmotnosti 1,0 M_ʘ. Původní oběžná perioda 0,45 d se postupně výrazně prodlužovala. Soustava se vyznačuje extrémně nízkou metalicitou 0,00010. Nízká metalicita určuje stáří soustavy: necelých 7,7 mld. roků. Vznikla tedy dostatečně pozdě, takže nejde o „pozůstatky z předešlého vesmíru“.

J. Palfreyman aj. vyhráli soutěž o analýzu průběhu skoků v periodě milisekundového pulsaru PSR J0835-4510 (V = 23,6 mag; rotační perioda 89 ms; frekvence 11,2 Hz; d = 300 pc), jenž je třetím nejjasnějším pulsarem na obloze tím, že nepřetržitě po dobu tří let zaznamenávali každou otáčku tohoto pulsaru, až se dočkali 12. 12. 2016, což byl opravdu kapitální předvánoční dárek. Souběžně byl průběh skoku pozorován 26m radioteleskopem na Mt. Pleasant v Tasmanii (43° j. š.; 43 m n. m.; pásma 660 MHz÷22 GHz; 13,6 mm÷0,454 m) a 30m radioteleskopem v Ceduně v jižní Austrálii (32° j. š.; 161 m n. m.; pásma 2÷22 GHz; 13,6 mm÷0,454 m). Pulsar je proslulý tím, že každých ~ tisíc dnů se jeho rotace mírně zpomalí, ale následně se proti okamžitému stavu o 1,4 miliontinu sekundy zkrátí. Netýká se to všech milisekundových pulsarů a nelze předem předvídat, kdy ke skoku dojde. Díky nepřetržitým pozorováním však autoři zjistili, že úvodní impuls byl vynechán a další otočka se už opět zaznamenala s uvedenou nepatrně vyšší rychlostí otáčky. E. Gügercinoğlu a M. Ali Alpar, kteří studovali vývoj změn (zrychlených skoků) v rotaci, jež odezněly po 12,4 sekundy od začátku celého „škytnutí“, konstatovali, že to znamená výměnu momentu hybnosti mezi korovou suprakapalinou a pozorovanou kůrou neutronové hvězdy. Rychlost otáčení pulsaru se s časem nepatrně zpomaluje vlivem mírného brzdění rotace. Zrychlení rotace ve srovnání s rovnovážnou hodnotou po škytnutí dovoluje rozlišit vazby mezi supratekutou kůrou, mřížkou jádra a normální hmotou jádra. Následný vývoj tempa zpomalování rotace pulsaru po škytnutí umožnilo odhadnout trvání do příštího škytnutí, jež započalo 2. 2. 2019 v 11:46 h UT.

M. Kuiack aj. dlouhodobě sledovali pulsar PSR B0950+08 (per 0,253 s; d = 262 pc) pomocí subsystému AARTFAAC (Amsterdam Astron Radio Transient Facility And Analysis Centre), který je jedním ze subsystémů obří rádiové aparatury LOFAR (LOw Frequency ARay). Obří rádiové pulsy byly poprvé pozorovány u pulsaru PSR B0531+21 v Krabí mlhovině. Výše zmíněný pulsar byl identifikován v r. 1968 hned jako druhý pulsar v pořadí po prvním (CP1919+21). Signál má trvání 25 ms na frekvenci 60 MHz a vyznačuje se výrazným kolísáním zářivého výkonu pulsů. Autoři studovali vzorek 275 pulsů s rádiovými toky 42÷177 kJy. Nejjasnější pulsy byly o řád jasnější než dosavadní rekordní pulsy na frekvencích 42 (7,14 m) a 74 MHz (4,05 m) a vyrovnaly se jasnosti pulsů na frekvenci 103 MHz (2,09 m). Výskyt obřích pulsů ovšem rovněž kolísal od 0 do 30 obřích pulsů za hodinu. Celkem autoři věnovali studiu vlastností obřích pulsů 96 h pozorovacího času. V časech kratších 3 h nebyly toky obřích pulsů příliš odlišné, ale ze dne na den kolísaly velmi výrazně. Spektra pulsů se měnila od jediného subpásu 195,3 kHz, ale během 10 min se jejich průběh silně měnil. Tím se tento pulsar zcela vymyká ostatním. Autoři pomocí subsystému věnovali pozorování pulsů téměř 100 h pozorovacího času, což je rekord. Během té doby objevili nejvyšší tok v pulsu (177 ±53) Jy s.

F. Abbate s týmem využili radioteleskopu MeerKAT [meerkat je afrikánské jméno pro tamější oblíbené surikaty; 64 parabolických antén ø13,5 m, 42 t; systém Gregory; kryogenně chlazené přijímače; Severní Kapsko; 31° j. š.; 1,1 km n. m.; frekvenční rozsah 1÷10 GHz; (30 mm÷0,3 m); sběrná plocha 9 000 m²] pro sledování milisekundového pulsaru J1823-3021A v kulové hvězdokupě NGC 6624 (per. 5,44 ms; kromě rádiových pulsů vysílá zároveň i pulsy v pásmu záření γ; d = 7,4 kpc). Autoři sledovali pulsy po více než 5 h. Za ten čas zaznamenali přes 14 tis. obřích pulsů. Z toho 76 pulsů mělo více vrcholů. Zatím neexistuje jednoznačná teorie, proč a jak existují obří pulsy.

K. Liu aj. publikovali svá patnáctiletá pozorování binárního milisekundového PSR J1909-3744 (rotační perioda 2,95 ms; hmotnost neutronové hvězdy 1,5 M_ʘ; indukce magnetického pole 4 kT; přesnost časových měření ≃100 ns; průvodce héliový bílý trpaslík 0,21 M_ʘ; oběžná perioda 1,53 d; kruhová dráha; d = 1,16 kpc). Potřebné údaje získali francouzským radioteleskopem v Nançay. Teleskop se skládá ze tří částí. Pohyblivé rovinné zrcadlo se skládá z 10 panelů o délce 20 metrů a výšce 40 m. Pohyblivá část odráží rádiové vlny na statické sekundární zrcadlo, jež má tvar části koule o poloměru 560 m. Odtud se rádiové vlny odrážejí na mobilní ohniskový vozík chlazený na teplotu 20 K (Krausova montáž).

X. H. Wu aj. si položili otázku, zda mohou existovat neutronové hvězdy s hmotností vyšší než ~2,3 M_ʘ. Klasická částicová fyzika praví, že to je horní mez a cokoliv hmotnějšího rychle skončí jako černá díra. Nicméně je možné, že na rozhraní neutronová hvězda vs. černá díra se mohou odehrávat různá překvapení, jak z hlediska mikrofyziky, tak i astrofyziky. Není předem zřejmé, jak tuhá je stavová rovnice na rozhraní obézní neutronová hvězda a černá minidíra. Zcela jistě zde významnou roli hrají rychle rotující neutronové hvězdy - milisekundové pulsary.

J. McKee aj. uveřejnili velmi přesné hmotnosti binárního recyklovaného pulsaru PSR J2045+3633. Jde o výsledek spolupráce obřích radioteleskopů Effelsberg, Nançay, Lovell a Arecibo. Data se sbírala 6 let a obsahovala zejména korekce na vlastní pohyb, délku velké poloosy dráhy a hlavně na zlepšení přesnosti v určení hmotnosti obou těles o řád. Autoři tak získali podklady pro zpřesnění parametrů binární soustavy pulsaru a průvodce bílého trpaslíka Autoři vzali do úvahy přesný parametr vlastního pohybu a délky poloosy eliptické dráhy soustavy. O řád zlepšili přesnost v určování hmotností neutronové hvězdy (1,251 ±0,021) M_ʘ a bílého trpaslíka (0,873 ±0,015) M_ʘ. Zlepšením obou ukazatelů se podařilo autorům odhadnout vývoj zmíněného systému v čase.

4.2. Dvojhvězdy RTG a GAMA, hvězdné černé díry

Jifeng Liu s týmem objevili pomocí teleskopu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope; Xinlong, Čína; 40° s.š.; 960 m n. m.; pásmo 370÷900 nm; lmg 20,5 mag; Schmidtova komora; 4 tis. optických vláken; zorné pole 5°) hvězdnou černou díru o hmotnosti v rozsahu 55÷79 M_ʘ. Dosud se předpokládalo, že hvězdné černé díry nemohou mít hmotnosti >30 M_ʘ. Hmotnost této černé díry se podařilo určit, protože jde o složku těsné dvojhvězdy, jejíž druhá složka je viditelná hvězda 11,5 mag, sp. třídy B3sd; teplota 18 kK, metalicita o 20 % vyšší, než má Slunce. Oba objekty obíhají kolem společného těžiště v periodě 79 d po dráze s nízkou výstředností 0,03. Hmotnost podtrpaslíka třídy B činí 8,2 M_ʘ; poloměr 9 R_ʘ, zářivý výkon 7 kL_ʘ, stáří dvojhvězdy 35 Mr. Soustava je od nás vzdálena 4,2 kpc. Vysokou hmotnost této hvězdné černé díry potvrdily snímky z Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea a také z 10,4m teleskopu GTC na Kanárských ostrovech. Viditelná složka obsahuje velký podíl prvků těžších než He. Objev takto hmotné hvězdné černé díry přepisuje učebnice.

A. Mann v přehledovém článku v Nature č. 7797 nazvaném „Zlatý věk fyziky neutronových hvězd přichází“ uvádí, že při výbuchu dostatečně hmotné (> 8 M_ʘ) hvězdy jako supernovy se vnější vrstvy hvězdného materiálu zaručeně začnou rozpínat a zvolna chladnout. Materiál v okolí jádra bývalé hvězdy se však naopak hroutí pod obřím tlakem, jenž vede ke stlačení protonů s elektrony na kosmicky nepatrnou kouli o poloměru cca 11 km složenou výhradně z neutronů s hmotností typicky 1,4 M_ʘ, ale i vyšší. Povrchy neutronových hvězd jsou místy rozpáleny na teploty řádu megakelvinů. Silné magnetické pole odtrhává elektricky nabité částice z vnějšího povrchu překotně rychle (až tisíc obrátek za sekundu!) rotujících pulsarů a vrhá je zpět na opačný magnetický pól. Astrofyzikové získávají údaje o vztahu mezi poloměrem neutronové hvězdy a její hmotností pomocí velikosti Einsteinova efektu ohybu světla v silném gravitačním poli. Řez napříč do hloubky neutronové hvězdy začíná na povrchu pulsaru, kde se vyskytují jádra atomů a volně se potloukající elektrony. Vnější vrstva má tloušťku asi 20 mm. Směrem dovnitř neutronové hvězdy se vyskytují ionizovaná atomová jádra, jež vytvářejí mřížku vnitřní kůry neutronové hvězdy. Pod mřížkou je už tlak tak vysoký, že elektrony s protony splývají na těsně uložené neutrony. Co je uprostřed pulsaru, není známo. Hlavní pokrok se čeká od aparatury NICER (viz počátek odst. 4.1.).

Slibně se vyvíjí také citlivost aparatur LIGO a Virgo pro detekci gravitačních vln vzniklých při splývání neutronových hvězd. Výhodou těchto pozorování je, že na rozdíl od splývání hvězdných černých děr, při splývání dvou neutronových hvězd pokračuje elektromagnetický signál často i několik měsíců, což je opravdu poklad z nebe spadlý. Očekává se, že již během r. 2022 přibude japonská gravitační aparatura KAGRA (KAmioka GRAvitational Wave Detector) a po r. 2024 snad i indická aparatura INDIGO (INDian Initiative in Gravitation-wave Observation) Aundha Nagnath, Maharashtra (20° s. š.; 450 m n. m.), (Ještě by to chtělo nějaké observatoře na jižní polokouli, např. Austrálie a Argentina.)

A. Olejakova aj. oznámili, že se jim podařilo odhalit splynutí dvou hvězdných černých děr s rekordním rozdílem hmotností. Šlo o pozorování aparaturami LIGO a Virgo GW190412. Autoři spočítali hmotnosti složek před splynutím: m₁ = 24,4÷34,7 M_ʘ; m₂ = 7,4÷10,1 M_ʘ. Odtud vychází podíl hmotností q = 0,21÷0,41. Spin primáru se pohybuje v rozmezí a_spin = 0,17÷0,59. Paradoxně se až dosud myslelo, že tak nerovní partneři vznikli osaměle a nakonec se zachytili. Nyní se ukazuje, že i takto nerovnovážný pár vznikl jako pár od samého počátku, čili že může přežít dřívější výbuch hmotnější hvězdy jako supernovy, a přesto ta vazba zůstane.

R. Abbott (LIGO a Virgo Collaboration) zveřejnili údaje o splynutí rekordně hmotných černých děr GW190521. Poměr signálu k šumu byl velmi příznivý (14,7:1). Před splynutím měly černé díry hmotnosti 85 (+21-14) M_ʘ a 66 (+17-18) M_ʘ. Po splynutí měla výsledná černá díra hmotnost 142 (+28-16) M_ʘ. Tato hmotnost již patří do kategorie intermediálních černých děr. Celá událost se odehrála ve vzdálenosti 5,3 (+2,4-2,6) Gpc od nás.

V březnu r. 2010 pozorovala družice Fermi vzplanutí zdroje záření γ. Následně se ukázalo, že šlo o první novu v historii, jež kromě optické a rádiové detekce se projevila také rostoucím signálem v pásmu vysokých energií. M. Giroletti aj. oznámili objev první novy, která byla kromě optického a rádiového oboru spektra sledována také v pásmu záření γ pomocí aparatury LAT na družic Fermi. Šlo o symbiotickou novu V407 Cyg (d = 2,7 kpc; počáteční rychlost rozpínání plynu 3,5 tis. km/s). M. Giroletti aj. začali novu sledovat od 20. dne po optickém vzplanutí soustavně po dobu půl roku v rádiovém oboru spektra ve spektrálních pásech 1,6 a 5 GHz, a také evropskou rádiovou aparaturou VLBI na frekvencích 1,6; 5,0 a 8,4 GHz. Zpočátku byl rádiový signál slabý, ale postupně se energetický tok začal zvyšovat až do maxima, přičemž plynné obálky se pozvolna zpomalovaly až na tempo 2,1 tis. km/s. Malý zhustek o rozměru 940 au se pohyboval severozápadním směrem projekční rychlostí 700 km/s.

K. Belczynski a S. Banerjee si položili otázku, zda by v hustých kulových hvězdokupách mohly vznikat splynutím velmi hmotné černé díry díky párové nestabilitě (~50÷135) M_ʘ. Simulace prokázaly, že v kulových hvězdokupách se nemohou nacházet takto těžké černé díry, protože tyto objekty dostanou při vzniku hmotné černé díry gravitační štulec ≳200 km/s, který takto vzniklou černou díru z hvězdokupy vyžene. Někteří astrofyzici se domnívají, že v hustých kulových hvězdokupách se mohou ukrývat hmotné hvězdné černé díry s nízkým spinem, protože v takových hvězdokupách vzrůstá úniková rychlost až na 500 km/s, takže by tam mohly tyto těžké váhy zůstat natrvalo. Autoři studie však tuto možnost vylučují.

K. Belczynski aj. uveřejnili výpočet, který potvrzuje, že v disku Galaxie se může vyskytovat černá díra o hmotnosti 68 M_ʘ. Potvrdil to objev oddělené dvojhvězdy LB-1 pomocí dalekohledu LAMOST, kde černá díra o této hmotnosti je doprovázena hvězdou spektrální třídy B s hmotností 8 M_ʘ. Oběžná doba soustavy kolem společného těžiště je překvapivě dlouhá (79 d) a tvar elipsy se blíží kružnici (e = 0,03). Délka velké poloosy dráhy dosahuje ≃23 mil. km. Tyto parametry byly potvrzeny 10,4m teleskopem GTC a 10m Keckovým teleskopem.

S. Woosley aj. si všimli, že konečná stádia hvězd jako černých děr se přednostně studují pro héliové hvězdy, jež ztrácejí hmotu. To je ovšem blízké spíše pro dvojhvězdy než pro podobné studie osamělých hvězd bohatých na vodík. Ačkoliv celkový podíl černých děr vznikajících kolapsem hvězd je silně závislý na metalicitě, tempu ztráty plynu a výsledné hmotnosti, přece jen zůstává tvar funkce zrození podobný. Medián hmotností pro neutronové hvězdy se pohybuje v rozmezí 1,32÷1,37 M_ʘ, a to nezávisle na metalicitě. Medián hmotnosti černých děr při sluneční metalicitě bývá typicky 8÷9 M_ʘ za předpokladu, že počáteční héliové jádro nedosahuje 40 M_ʘ, tj. hmotnost nulové posloupnosti hvězdy nedosahuje 80 M_ʘ. Má-li však héliové jádro hvězdy hmotnost 150 M_ʘ, pak můžeme počítat, že počáteční nulová posloupnost dosahuje až 300 M_ʘ. Výsledné černé díry se pak zrodí s hmotnostmi 15÷35 M_ʘ.

P. Lubiński aj. zpracovali pozorování první objevené hvězdné černé díry Cygnus X-1 během více než patnáctiletého sledování družicí INTEGRAL v tvrdém rentgenovém pásmu 22÷100 keV. Je to s převahou největší záznam tvrdého rentgenového záření z tohoto průkopnického zdroje. Autoři rozdělili tyto údaje do šesti souborů. Rozdělení souvisí s 6 různými geometriemi horkého plazmatu.

P. Draghis aj. oznámili, že starý kandidát na hvězdnou černou díru EXO 1846-031 se po čtvrt století probudil 3. 8. 2019. Jeho aktivitu zaznamenala aparatura NuSTAR ve tvrdém rentgenovém pásmu 3÷79 keV. Autorům se podařil změřit spin černé díry, jenž je téměř špičkový: a = 0,997. Takto vysoký spin prakticky vylučuje, že by mohlo jít o neutronovou hvězdu. Černá díra je obklopena akrečním kontinuálním diskem, jenž má vysoký sklon ~73° k zornému úhlu.

V. Cúneo s týmem objevili díky optické spektroskopii obřími teleskopy GTC, VLT a SALT optické výtoky a vtoky v okolí kandidáta na černou díru GRS 1716-249 (= Nova Oph 1993). Autoři získali během 18 pozorování v intervalu půl roku údaje o silných variacích emisních čar, jejichž profily odpovídají akreci větru v disku černé díry. Mezní rychlost větru činila 2 tis. km/s! Tyto jevy jsou společné pro vybuchující okolí ostatních hvězdných černých děr. Dovnitř směrem k horizontu černé díry se pohybuje materiál rychlostí ~1,3 tis. km/s. Jde zřejmě o pomalejší materiál, který nedokáže uniknout z okolí horizontu událostí černé díry.

D. Kolesnikov s týmem se věnovali rentgenové dvojhvězdě IMXB HZ Her/Her X-1, jež byla objevena průkopnickou rtg. družicí Uhuru v r. 1972. Soustava se vyznačuje 35denní variabilitou, jež se vysvětluje silovou precesí zohýbaného akrečního disku. Autoři však soudí, že jde o volnou precesi neutronové hvězdy s periodou blízkou té vynucovanou diskem. K modelovým parametrům patří podle jejich názoru zářivý výkon neutronové hvězdy, optický tok z akrečního disku a ohyb vnitřních a vnějších okrajů akrečního disku.

4.3. Ostatní zdroje vysokých energií

13. 7. 2019 odstartovala mise eROSITA, jež sestávala ze dvou přehlídkových rentgenových kamer. Nízkoenergetickou kameru vyrobily německé ústavy vedené ústavem Maxe Plancka pro kosmickou fyziku, a vysokoenergetickou kameru ruské ústavy IKI (Kosmický ústav Akademie věd) a asociace S. A. Lavočkina. Cílem vypuštění byl Lagrangeův bod L2 soustavy Země-Slunce. Úkolem mise jsou opakované přehlídky celé oblohy v obou částech rentgenového spektra. Každá přehlídka trvala půl roku a do současnosti se uskutečnily již 4 úplné přehlídky. Družice zobrazuje opakovaně přibližně milion rtg. zdrojů. Je to první přehlídka od doby družice ROSAT před 30 lety a v porovnání s dosavadní přehlídkou pronikne eROSITA v obou pásmech do 4násobné hloubky. Už první přehlídky v r. 2020 přinesly spektakulární pohled na rentgenový vesmír. eROSITA zvětšila počet rtg. zdrojů o celý řád.

A. Basu Zychova s týmem zpracovala dosavadní měření kosmické aparatury eROSITA v nízkém a středním rentgenovém pásmu. Kromě hlavního programu přehlídky galaxií s aktivními jádry (AGN) a kup galaxií se získávají údaje o normálních galaxiích ve vzdálenostech 50÷200 Mpc, Hlavní parametry pro více než 60 tis. galaxií, Autoři očekávají, že ve zmíněných hranicích objeví ≥15 tis. normálních galaxií, tj. o dva řády více, než dosud známe.

10. 12. 2020 vypustila Kosmická agentura Čínské akademie věd dvě družice GECAM (Gravitational wave high-energy Electromagnetic Counterpart All-sky Monitor). Každá družice má rozměr 1,3 m a hmotnost 150 kg. Obě družice mohou sledovat polovinu oblohy, na rozdíl od amerických družic pro sledování optických protějšků záblesků záření γ, jež mají omezenější zorná pole. Čínské družice obíhají po kruhových dráhách ve výšce 600 km nad Zemí. Spodní mez citlivosti čínských družic umožňuje zobrazit signály s energií ≥ 6 keV.

G. Rodríguez Castillo s týmem objevili pulsar v galaxii M51 ULX-7 (CVn, Vírová galaxíe, vzdálenost 8,6 Mpc), s dlouhou periodou 2,8 s a sinusoidálním profilem pulsu. I během jednoho impulsu však zaznamenávali výrazné kolísání o 5÷25 %. Pulsar se nachází na periférii galaxie a jeho rtg. zářivý výkon kolísá v rozmezí 10³²÷10³³ W. Pulsar obíhá s periodou 2 d kolem hmotné hvězdy a projekcí hlavní poloosy dráhy 8,4 mil, km. Tomu odpovídá minimální hmotnosti hvězdy 8 M_ʘ, což řadí tuto dvojhvězdu mezi těžké váhy. V archivních datech z r. 2005 autoři nalezli oběžnou periodu 3,3 s, takže tempo zkracování periody činí -10^-9 s s^-1. Je proto pravděpodobné, že průvodce pulsaru je obr nebo veleobr spektrální třídy OB s magnetickým dipólem řádu 10⁸÷10⁹ T.

R. Starling aj. upozornili, že pro dlouhé záblesky GRB pozorované během hroucení velmi hmotných hvězd platí, že záření γ je podporováno buď magnetickým polem anebo gravitací. Z modelů pak vyplývá, že kromě záření γ by mělo být pozorovatelné i nízkofrekvenční záření rádiové. Pro dlouhé záblesky je typické, že souběžně zvláště zpočátku jevu se pozorují i rentgenová vzplanutí. Autoři soudí, že nízkofrekvenční aparatura LOFAR by měla během jednoho roku kolem sedmi případů nízkofrekvenčního signálu, což by vysvětlilo, že vysokofrekvenční a nízkofrekvenční signály na jevu GRB spolupracují.

Hubing Xiao aj. již v r. 2019 identifikovali 6 galaxií AGN a navrhli, že tyto objekty budou pravděpodobně mít superluminální výtrysky paprsků γ, což se potvrdilo pro 5 galaxií z jejich seznamu pomocí aparatury Fermi LAT zařazením do 4. vydání katalogu 4FGL. V tomto čísle katalogu autoři našli mezi 229 položkami 40 nových superluminálních zdrojů a 62 bez nich. Autoři se však domnívají, že pro galaxie AGN platí, že se v nich nachází superluminální zdroj a naopak každá galaxie superluminálním zdrojem je AGN.

S. Sazonov s týmem shrnuli výsledky 17 let provozu družice INTEGRAL (ESA), jež se soustředila na získání údajů o naší Galaxii, zejména na situaci v jejím centru. Největší úspěchy se týkají rentgenových dvojhvězd s nízkými hmotnostmi. Zásadně se zlepšilo porozumění různých energetických procesů spojených s akrecí hmoty na neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, symbiotické rentgenové dvojhvězdy, ultrakompaktní rentgenové dvojhvězdy a trvanlivé černé díry s nízkými hmotnostmi. Díky datům z družice se podařilo soustavně monitorovat centrum Galaxie a a zejména zdroj Sgr A*. Tak se podařilo zjistit, že před ~100 lety se odehrála velká akreční epizoda nabírání hmoty na černou veledíru v centru Galaxie.

4.4. Zábleskové zdroje záření gama, mikrokvasary a magnetary

V r. 1938 vzplanula v souhvězdí Labutě zdánlivě standardní nova V404 Cygni. Tehdy ovšem nikdo netušil, že nejde o obyčejnou novu, jež dosáhla v maximu 12,5 mag a postupně zeslábla až na 20,5 mag. Astrofyzikové zpozorněli v r. 1989, když nova opět výrazně zjasnila. Mezitím se z archivních záznamů podařilo dohledat dřívější vzplanutí v r. 1956 a 1979. V r. 1989 zjistila japonská družice Ginga, že na tom místě oblohy se objevil nový rentgenový zdroj, který byl rychle ztotožněn s novou V404 Cyg. Jde vlastně o pár hvězda (11 mag; 0,7 M_ʘ; 6,0 R_ʘ; sp. K3 III; 10 L_ʘ; 4,8 kK) + hvězdná černá díra (9 M_ʘ). Soustava je od nás vzdálena 2,4 kpc a obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 6,47 d.

J. Kajava aj. popsali výrazné změny chování binární černé díry, která je těžkou složkou hvězdy V404 Cyg. Během června 2015 začalo docházet k rychlým změnám rentgenového záření z disku kolem černé díry i změny ve spektru. Během 15 s pozorovala družice INTEGRAL změny na hranici Eddingtonovy meze, ale rychlé variace i při nižších rentgenových vzplanutích. I. Koljonen a A. Tomsick usoudili, že tyto úkazy poukazují na výrazný sklon oběžné dráhy, což nutně vede k častému zakrývání a náhlém odkrývání disku v rentgenovém pásmu spektra. Týž úkaz se pozoruje u obdobných binárních konfigurací, které mají velké akreční disky: mikrokvasar V4641 Sgr (hvězda 9÷14 mag; 2,9 M_ʘ; 5,3 R_ʘ; sp B9 III; 10,2 kK; černá díra: 6,4 M_ʘ; oběžná perioda 2,8 d; a = 17,5 R_ʘ; d = 6,5 kpc) a mikrokvasar GRS 1915+105 (= V1487 Aql; hvězda sp K5 III; teplota 3,7÷4,7 kK. Zatím nejhmotnější objevená hvězdná černá díra má hmotnost 14 M_ʘ; oběžnou periodu 34 d a vzdálenost = 8,6 kpc. Zmíněná skupina binárních černých děr s hvězdami posloupnosti III se sice liší tempem akrece plynu na černou díru od 1 % do 100 % Eddingtonovy meze, ale v zásadě jde o ucelenou sbírku příbuzného chování.

V roce 2018 se tato exkluzivní společnost rozrostla o dalšího člena Swift J1858.6-0814. Jak uvedli J. Hare aj., družice Swift zaznamenala 25. října pomocí teleskopu BAT (Burst Alert Telescope) nový rtg. zdroj v souhvězdí Hydry. Následně se na tento zdroj zaměřila družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array). Jak se ukázalo, zářivý výkon v rtg. oboru kolísal stochasticky během 10÷100 s o dva řády. Ve dvou případech byla zároveň současně pozorována vzplanutí aparaturou NICER na ISS. Vnitřní akreční disk je pozorován s malým sklonem k pozorovateli (i <29°). Ve spektru je zastoupení železa prakticky totožné se Sluncem.

J. Tomsick aj. využili souboru více než 1 tis. zdrojů objevených ve spektrálním pásmu 20÷100 keV družicí INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) během 17 let provozu k pozorování 15 neklasifikovaných zdrojů po dobu 5 tis. sekundy pomocí rentgenové družice Chandra s cílem určit jejich identifikaci v oboru rtg. záření a následně je ztotožnit s optickými a infračervenými zdroji. Pro 10 zdrojů se to víceméně podařilo. Jisté je ztotožnění zdrojů IGR J18007-4146 (2,5 kpc) a IGR J15038-6021 (1,5 kpc), protože oba zdroje mají změřenou vzdálenost od nás pomocí astrometrické družice Gaia. Také zdroj IGR 17508-3219 se nalézá v naší Galaxii; pouze není jasné, zda jde o trpasličí novu, anebo jiný typ proměnlivého zdroje. Zdroj IGR 17118-3155 má souřadnice odměřené družicí Chandra, ale není jasné, zda jde o galaktický nebo intergalaktický zdroj. Infračervená měření rozhodla o klasifikaci čtyř dalších zdrojů jako AGN (galaxie s aktivními jádry).

M. Brightman aj. se zabývali dvěma ultrasvítivými rentgenovými zdroji v galaxii M82 (UMa; typ AGN; d = 3,6 kpc), Objekt ULXs X-1 byl předtím považován za kandidáta na intermediální hvězdnou černou díru, kdežto objekt X-2 je ultrasvítivým rentgenovým pulsarem. Oba objekty byly v letech 2015-2016 sledovány rentgenovou družící Chandra (vysoké úhlové rozlišení) a spektrografem pro tvrdé (3 ÷79 keV) rentgenové záření NuSTAR (NUclear Spectroscopic Telescope ARray). Během toho intervalu zdroj X-1 prodělával sérii silných rtg. vzplanutí, zatímco X-2 byl při čtyřech měřeních téměř neviditelný, takže díky tomu se podařilo velmi dobře zaznamenat mocnou zábleskovou aktivitu úhlově blízkého zdroje X-1. Z těchto pozorování však vyplynulo, že X-1 není kandidátem na intermediální černou díru.

M. Aartsen (IceCube Coll.) publikovali údaje získané v předešlých pěti letech sledování difúzních paprsků γ v energetickém pásmu řádu PeV aparaturou IceCube na jižním pólu. Takto získaná data poskytla údaje o energetickém spektru a šíření galaktických kosmických paprsků. Autoři také pozorovali v hlavní rovině Galaxie bodové zdroje tohoto záření, čímž dokázali, že v Galaxii se nacházejí urychlovače kosmického záření schopné udělit fotonům γ energie řádu PeV (urychlovač LHC v laboratoři CERN dosáhl rekordní energie 13 TeV). Data o energiích paprsků γ se získávají dvěma aparaturami: Ice Top a Ice Cube, takže souběžně se získávají údaje v rozmezí energií 0,6 ÷100 PeV! Tok difúzní složky paprsků γ v galaktické rovině dosahuje hodnoty 2,6×10^-19cm^-2s^-1TeV^-1. Autoři zároveň zjistili, že několik zdrojů objevených v pásmu TeV na mezinárodní observatoři H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; 23° j.š.; Windhoek, Namibie) nemůže dosáhnout energií řády PeV. Rovněž není žádná korelace mezi bodovými PeV zdroji a vysokoenergetickými neutriny zaznamenávanými aparaturou IceCube.

A. Aab (tým Pierre Auger Observatory Coll.) uvedli, že PAO je citlivá na neutrina s energiemi 100 PeV÷100 EeV, jež přiletí pod úhly 60°÷98° od zenitu. Autoři nenašli žádná vysokoenergetická neutrina ve směru od galaxie TXS 0506+056. Hledali případná vysokoenergetická neutrina z daného směru odděleně pro půlroční období souměrně od příletu extrémně energetického neutrina 290 TeV, dále pro 110denní období, kdy IceCube zaznamenal přílet 13 vysokoenergetických neutrin z uvedené galaxie, a nakonec prohlíželi záznamy z periody od 1. 1. do 1. 8. 2014, kdy observatoř PAO byla trvale v chodu. Žádné signály z uvedeného směru však nezaznamenali.

Také S. Sahu aj. se věnovali unikátnímu mionovému neutrinu, jež bylo zachyceno 22. 9. 2017 aparaturou IceCube jako úkaz TXS 0506+056 s rekordní energií 290 TeV. Zdrojem neutrina byl blazar v galaxii typu AGN ve vzdálenosti 1,16 Gpc. Aparatura MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes; 29° s.š.; 2,2 km n. m.; dvě stereo segmentovaná zrcadla ø 17 m) však 28. 9. 2017 zaznamenala ze směru galaxie TXS paprsek γ s energií >100 GeV. To ukazuje, že oba úkazy mohou mít společnou příčinu - vysoké zjasnění zdroje, což je pro blazary typické.

H. Abdalla aj. popsali průběh dlouhého záblesku GRB 180720B (poloha 000208-025606), jenž byl objeven Čerenkovovým teleskopem H.E S.S. a následně družicemi Fermi a Swift krátce po svém zjasnění, což umožnilo studovat vývoj parametrů GRB od 10 h po vzplanutí pomocí optického 8,2m dalekohledu VLT ESO. Zdroj se nachází ve vzdálenosti 2,4 Gpc. Nejvyšší zářivý výkon zdroj vykázal 142 s po vzplanutí, čímž se zařadil mezi dlouhé GRB. V pásmu záření 50 ÷300 keV dosáhl maxima vyzářené energie 6×10⁴⁶ J. Nejvyšší energie elektronů dosáhla 4 PeV! Dosvit GRB byl pozorován do téměř 30 d po vzplanutí.

V. Acciari (tým MAGIC Coll.) oznámil, že aparatura MAGIC zaznamenala 14. 1. 2019 dlouhý záblesk GRB 190114C (poloha 033817-265924 na základě aviza energetických zdrojů záření γ přehlídkovými teleskopy Fermi/LAT a Swift). Družice Fermi sledovala GRB po dobu 116 s a Swift 362 s, což jsou parametry dlouhých GRB. MAGIC pozorovala objekt po dobu 4:12 h. Do sledování se současně zapojily kosmické aparáty Super-AGILE, KONUS-Wind, INTEGRAL-SPI a Insight-HXMT. Zdroj GRB se nachází ve vzdálenosti 1,65 Gpc. Celková vyzářená energie výtrysku γ dosáhla hodnoty E_iso = 3×10⁴⁶ J a maximální zářivý výkon zdroje 1×10⁴⁶ W. Bylo to po 10 letech provozu aparatur v pásmu záření γ poprvé, kdy byl objeven zdroj s vrcholným zářivým výkonem řádu ≳10⁴⁶ W. V těchto energetických hladinách se však patrně nacházejí všechny zdroje, které patří do třídy dlouhých GRB. Zářivý výkon těchto zdrojů produkuje v jedné sekundě ekvivalent zářivé energie Slunce během celého života Slunce až do fáze bílého trpaslíka. Autoři snesli přesvědčivé důkazy, že mechanismem, jenž dokáže vyzářit TeV energie fotonů γ, je inverzní Comptonův jev.

M. Ajello s týmem podrobně popsali vývoj GRB 190114C od promptního začátku zaznamenaného monitorem GBM družice Fermi a posléze pozorovaného také družicí Swift Neila Gehrelse včetně dlouhého optického dosvitu pozorovaného kamerou UVOT. Šlo o jeden z nejbližších a také nejjasnějších dlouhých GRB v historii těchto pozorování. Aparatura MAGIC zaznamenala vysokou emisi zdroje s vrcholnou energií >300 GeV. To je ovšem v rozporu s klasickými výpočty maximální energie synchrotronového záření. N. Jordan-Mijansová aj. sledovali GRB 190114C polarimetry mezi 31s po začátku úkazu a měřili polarizaci plynule až do 1,9 h. Polarizace synchrotronového záření klesala od počátečních 7,7 % do 2÷4% v čase 52÷109 s. Na této úrovni se pak neměnila až do 33 min po začátku úkazu. Po celou dobu se poziční úhel polarizovaného svazku neměnil. Nízká hodnota polarizace byla pravděpodobně způsobena rozpadem velkorozměrových magnetických polí ve výtryscích ještě před začátkem vzplanutí.

P. Mohan aj. studovali blízký magnetar AT2018cow, jenž vykazuje odlišné vlastnosti než přechodné explozivní zdroje. Dosvit může být buď relativisticky usměrněný, anebo klasicky neusměrněný. Autoři po dobu ≈ jednoho roku objekt pozorovali pětkrát pomocí evropské sítě na velmi dlouhé základně (EVLBI) 21 rádiových teleskopů. Dosáhli tak přesnosti poloh na 25 μas. Objevili zdroj záření v pásmu VLBI, jenž rychle slábl, ale pohyboval se rychlostí ≤0,15 mas/r, čili se nekroutil. Indukce magnetického pole dosáhla hodnoty ≥8,4×10^-5 T. Autoři se proto domnívají, že zdrojem signálu je nový magnetar, jenž vznikl během úspěšného výbuchu relativně malé hvězdy.

Ke Fang aj. využili ke studiu prvního objeveného mikrokvasaru SS433 (V1343 Aql; 13 + 17 mag; sp. A7Ib; oběžná doba 13,1 d; e = 0,3; d = 5,5 kpc) jednak družice Fermi, ale také aparatury HAWC (300 vodních tanků, každý pro 188 tisíc litrů destilované vody; plocha 200 ×450 m; 4,1 km n. m.; 19° s. š.; Národní park Pico de Orizaba; Mexiko). Jde o podivuhodnou dvojhvězdu, jejíž jednou složkou je pravděpodobně černá díra, která postupně ohryzává viditelnou složku dvojhvězdy tempem 10^-4 M_ʘ/r. Akreční disk kolem černé díry je horký

(30÷40 tis. C). Rentgenový zářivý výkon soustavy je nízký - pouhých 10²⁹ W. Viditelná složka soustavy sp. třídy A7 Ib má hmotnost (19 ±7) M_ʘ, což ale znamená že černá díra má hmotnost jen kolem 3 M_ʘ. Autoři byli inspirováni objevem aparatury HAWC, že některé paprsky gama vysílané dvojhvězdou mají vysokou energii až 25 TeV. To dává velké možnosti studovat rozložení energií paprsků γ v pásmech 100 MeV÷300 GeV.

Týž objekt SS 433 zkoumali také P. Picchi aj., kteří se soustředili na optickou spektroskopii pomocí spektrografů VLT teleskopu ESO. Autoři tak stanovili velikost absorpce v okolí mikrokvasaru. Absorpční profily spektrální čáry vodíku (211 mm) umožnilo odhadnout mezihvězdnou absorpci dalších složek kosmického prachu. Prach UV má shodnou polarizaci s prachem v optickém oboru. Autoři také dostali zatím nejlepší odhady pro hmotnost černé díry (4,2 M_ʘ) a optické složky sp. třídy A7 (11,3 M_ʘ). Ukázali, že hvězda A7 buď úplně vyplňuje svůj Rocheův lalok, ale možná povrch laloku dokonce přetéká.

Jian Li aj. uvedli, že mikrokvasary jsou místními příbuznými extragalaktických kvasarů, tj. jde o binární soustavy složené z kompaktního objektu a průvodní hvězdy. Jelikož mikrokvasary vysílají mocné větry a výtrysky, ovlivňují silně své interstelární okolí. Autoři předpokládají, že centrální zdroj vysílá plynule paprsky γ, anebo se tak děje při interakcích s obklopujícím prostředím. Druhá možnost byla nedávno ověřena, když se ukázalo, že SS 433 vysílá paprsky γ s energiemi TeV. Autoři prostudovali už více než desetiletý archiv družice Fermi, v němž hledali energie paprsků γ v pásmu TeV ve směru ze zdroje SS 433. Nalezli takové částice, což je ve srovnání s dosavadními teoretickými modely naprosto nečekané. Nyní je úkolem odhalit přenos energie od zdroje SS 433 a prostudovat strukturu magnetických polí v okolí tohoto zdroje.

A. Čerepaščuk aj. využili pozorování družice INTEGRAL ke studiu vlastností mikrokvasaru SS433. V letech 2003-2011 detektor IBIS/ISGR (Imager on Board INTEGRAL Satellite) pracující v tvrdém pásmu rentgenových energií 18÷60 keV pořizoval údaje o fázích oběžných drah i o jejích precesích, jakož i o profilu rentgenového spektra. Když autoři tato obsáhlé údaje vyhodnotili, zjistili, že tvrdá rentgenová emise nevychází z relativistických výtrysků, ale z rozsáhlé kvazitermální „horké“ koróny obklopující centrální části superkritického akrečního disku. Kromě proměnnosti oběžné dráhy a precese měření odhalila ještě nutační proměnnost v periodě 6,3 dne. Současně se ukázalo, že hvězda výrazně přetéká svůj Rocheův lalok dokonce až k Lagrangeově povrchu, takže může ztrácet plyn i přes bod L₂. Na observatoři ESO v Chile bylo díky interferometru VLTI GRAVITY změřeno, že poměr hmotností černé díry a viditelné hmotné hvězdy dosahuje q > 0,6. Stacionární čáry He II mají poloamplitudu 168 km/s, takže odtud vyplývá, že viditelná hvězda má hmotnost >12 M_ʘ. V tom případě musí mít hvězdná černá díra hmotnost >7 M_ʘ, tj. blízkou obvyklé průměrné hmotnosti hvězdných černých děr (8 M_ʘ). Vysoká hmotnost obou složek binární soustavy vysvětluje, proč soustava nemá společnou vnější obálku, takže zůstává polodotyková.

T. Sudoh aj. se zabývali především pozoruhodnými protilehlými výtrysky mikrokvasaru SS433, protože jsou v současné době známy parametry výtrysků v širokém rozsahu frekvencí od rádiových vln až po energie fotonů γ v řádu TeV. Proto se autorům podařilo popsat, jak probíhá urychlování fotonů, jejich ochlazování a transport v relativistických výtryscích. Přitom ukázali, že transport částic probíhá jinak, než se dosud uvádělo. Pozorovaná emise pro částice s energiemi GeV pocházejí odjinud a jsou urychlovány odlišným mechanismem difuzního rázového urychlování. Odtud vyplývá, že pokud jsou protony urychlovány se stejnou účinností jako elektrony, slouží výtrysky jako urychlovače protonů na energie řádu PeV, čili můžeme pozorovat přírodní Pevatrony v přímém přenosu.

Qin Han a Xiang-Dong Li se věnovali otázce, jak binární soustava SS433 vznikla. Jde nepochybně o poměrně mladý útvar ve věku ≲ 10⁵ let. Unikátní bipolární výtrysky dosahují úctyhodné únikové rychlosti 0,26 c. Hvězdný vítr soustavy odnáší během roku ~10^-4 M_ʘ. Další důležitou okolností je vazba na rádiovou mlhovinu W50, jež připomíná pozůstatek po výbuchu supernovy v čase ~10^-4÷10^-5 roků. Autoři usoudili, že brzy po výbuchu supernovy se jedna složka dvojhvězdy zhroutila na hvězdnou černou díru a druhá složka měla hmotnost ≳ 25÷30 M_ʘ. Hmotná hvězda však poměrně brzy začala přetékat svůj Rocheův lalok a začala předávat hmotu černé díře. Původní oběžná perioda P_orb ≳ 50÷80 d se postupně zkracovala. Odtud se dají spočítat současné hmotnosti složek. Hvězdná černá díra má v současnosti hmotnost ~8 M_ʘ a viditelná složka ~24 M_ʘ.

A. Papitto s týmem konstatoval, že družice INTEGRAL i další satelity pro rtg. oblast spektra přinesly v posledních 25 letech řadu významných objevů o rtg. pulsarech. Tak se zjistilo, že akreující milisekundové pulsary může akreční disk roztočit až na otáčky téměř 1 kHz/s, aniž by pulsaru (= neutronové hvězdě o průměru ≈ 25 km) hrozil rozpad tak mocnou odstředivou silou. Celá baterie rtg. družic přinesla docela závažné poznatky, ale právě INTEGRAL je nejproduktivnější díky důrazu, kterou ESA klade na studium rekordních energetických jevů ve vzdáleném okolí Galaxie.

Qi Gui aj. uvedli, že spektakulární zábleskové zdroje záření gama jsou nejmocnější výbuchy ve vesmíru, ale neexistuje universální korelace mezi vlastnostmi krátkotrvajících a dlouhotrvajících záblesků. Autoři však takovou korelaci našli. Jde o tři parametry: isotropní špičkovou svítivost L_iso; špičkovou hodnotu energie časově právě integrovaného emisního spektra E_špička a silný signál pro časovou stupnici T_0,45; L_iso ≈^1,94_špička ×T^0,37 _0,45.Tato univerzální korelace má význam pro fyziku GRB. V objemu Gpc^-3 se odehrává průměrně 15 vzplanutí ročně. Proto se podařilo prokázat, že jak dlouhé, tak krátké GRB lze popsat stejným algoritmem, jenž ukazuje na to, že obě množiny GRB sdílejí podobné zářivé procesy.

Také Ye Li aj. se věnovali problému dvou množin GRB: krátké (<2 s) a dlouhé (>2 s). Kromě toho máme poměrně vzácně i velmi dlouhá GRB. Pochopitelně se odborníci snaží zjistit, jak tyto rozdíly vznikají. Zatím se zdá, že krátká GRB vznikají splynutím dvou malých, leč hustých hvězd, kdežto dlouhá zhroucením osamělých hvězd. (Pak je ještě III. typ, s nímž si klasifikace zatím neví rady: tj. prodloužené úkazy nad 5 minut trvání.). Navíc se končící hvězda občas splete a zapomene na svou deklarovanou příslušnost, protože ve čtení příslušné kapitoly Žně objevů je silně pozadu. Chybovost dosahuje 1 %. Navíc existuje mezera [-1,2; -0,16], která neví, čí je.

D. Lazzati aj. se vrátili k počátku splynutí dvou neutronových hvězd GW170817. Přibližně 1 a ¾ sekundy po splynutí hvězd byl pozorován kokon GW 170817A relativistického výtrysku v šikmém úhlu se sklonem 15°÷30° k zornému paprsku. Kokon obdržel energii od relativistického výtrysku, jenž se střetl s nerelativistickým baryonovým větrem vanoucím od splynulého zbytku po srážce obou neutronových hvězd. Výtrysk byl vymrštěn z uvedeného zbytku během 0,4 s po splynutí hvězd, takže prodleva 1 a ¾ sekundy souvisela s růstem ohnivé koule na fotosférický poloměr. Autoři uvedli řadu parametrů, které na základě pozorovaných hodnot ukázaly, že celková energie výtrysku se pohybovala v rozmezí 5×10⁴¹÷2×10⁴² J; trvání v čase 0,1÷2,0 s; zářivý výkon byl po celou dobu aktivity stálý a rozevření 50 % vrcholového úhlu se pohybovalo v rozmezí 1°÷45°. Maximum dosvitu nastalo až 150 dnů po splynutí neutronových hvězd. Rovněž G. Lamb aj. studovali stejný úkaz GRB 170817A jako obnovený rázový dosvit pozorovatelný zešikma. Obnova začala pomalým růstem, následoval dlouhý plochý signál a končila souměrným poklesem. Autoři nazvali profil obnoveného signálu jako profil klobouku se širokou krempou a plochým vrcholem uprostřed. Ekvivalentní energie přepočtená do svislé osy dosáhla podle výpočtu autorů pro model (1) hodnotu 0,32×10⁴⁵ J a podle modelu (2) 0,18×10⁴⁵ J.

C. Capano aj. se pokusili určit původní hmotnost neutronové hvězdy GW170817, jež při splynutí s druhou složkou binární soustavy vytvořila dočasnou hyperhmotnou neutronovou hvězdu. Podle jejích výpočtů měly neutronové hvězdy před splynutím hmotnosti 1,48 M_ʘ a 1,26 M_ʘ. Splynutí se odehrálo v anonymní galaxii ve vzdálenosti 41 Mpc. Neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_ʘ má v tom případě poloměr 11,0 (+0,9-0,6) km. Toto zpřesnění je důležité pro astrofyziku i jadernou fyziku.

Liang-Duan Liu aj. připomněli, že synchronní detekce gravitačních vln GW170817 a GRB 170817A znamená, že aspoň část krátkých GRB pochází od splývajících neutronových hvězd, jejichž signál je příliš slabý, než aby ho současné aparatury zaznamenaly. Takovým pozůstatkem však může být rychle rotující silně magnetická neutronová hvězda. Takový objekt může střádat rotační energii, kterou pak uvolní naráz jako další GRB v rádiovém pásmu elektromagnetického spektra. Podle jejich modelových výpočtů lze tak nakonec uvolnit 10⁴⁵ J. Autoři soudí, že tímto způsobem mohou vznikat supra- i hyper-masivní neutronové hvězdy.

Shunke Ai aj. rozebírali chování při splynutí dvou neutronových hvězd na základě pozorování gravitačních vln GW170817 a následně na elektromagnetickém signálu v trvání více než 100 dnů. Zabývali se otázkou, co způsobilo tak dlouhý elektromagnetický dosvit. Vyšli z modelu nerotujících neutronových hvězd vypočtených v r. 1934 R. Tolmanem a potvrzených v r. 1939 R. Oppenheimerem a G. Volkoffem (=TOV) a pokusili se modelovat vývoj splynutí rotujících neutronových hvězd, jež dokážou odolávat splynutí na černou díru právě díky výrazné rotační rychlosti slepence. Stavová rovnice neutronové hvězdy dává různé možnosti rotace od stejnoměrné k diferenciální. Odtud lze odhadnout horní meze hmotnosti slepence obou neutronových hvězd, které při diferenciální rotaci dokážou vzdorovat splynutí na černou díru velmi dlouho, jak ukázala měření elektromagnetického signálu ještě 8 měsíců po splynutí obou neutronových hvězd. Viditelné elektromagnetické spektrum dalo nejvyšší horní mez hmotnosti diferenciálně rotující neutronové hvězdy M_TOV ≲2,16 M_ʘ. Velmi hmotná neutronová hvězda by mohla mít rekordní hmotnost dokonce 2,43 M_ʘ. Výsledný slepenec dosáhl den po splynutí obou neutronových hvězd zářivého výkonu 10³⁵ W, tj. 2,5×10⁹ L_ʘ! Dosvit v různých oborech elektromagnetického spektra trval ještě dalších 9 měsíců. Od vesmíru je velmi šlechetné, že takové zářivé výkony se odehrávají dostatečně daleko od našeho Slunce, abychom mohli možnosti vesmíru nadšeně obdivovat z bezpečné vzdálenosti.

F. Vivanco aj. využili strojového učení k odvození stavových rovnic pro první dva případy splynutí dvou neutronových dvojhvězd GW170817 a GW190425. Zejména se zaměřili na deformace tvaru neutronových hvězd, jež vznikají výraznými slapovými silami. Výpočty probíhaly odděleně pro každé splynutí hvězd ukázaly, že neutronová hvězda o typické hmotnosti 1,4 M_ʘ se musí vejít do poloměru 11,6 (+1,6/ ̶ 0,9) km. Tlak v nitru neutronových hvězd této hmotnosti dosahuje 3×10³³ Pa. J. Horvath aj. konstatovali, že v současné době jsou známy hmotnosti ~80 neutronových hvězd. Při podrobnějších pohledech na tuto statistiku je ale zřejmé, že některé neutronové hvězdy mohou mít daleko vyšší hmotnost, než 2,5 M_ʘ. Také pozorování pozůstatků po supernovách ukazuje, že neutronové hvězdy mohou mít dvě stupnice hmotností, tj. jednu klasickou do 2,5 M_ʘ, a druhou exotickou, kde vysoká rotační rychlost zabraňuje hvězdám zhroutit se rychle na černou díru. To je případ druhého splynutí neutronových hvězd GW190408. G. Arroyo-Chávezová aj. se rovněž připojila s argumenty, že stavové rovnice pro neutronové a kvarkové hvězdy jsou dosud neznámé. Nejde přitom jen o neurčité stavové rovnice, ale též o další vlastnosti hvězd, které do těchto kategorií patří. Vodítkem pro lepší řešení jsou zmíněná splynutí binárních neutronových hvězd, jež ovšem zatím dávají rozporuplné výsledky. První pozorované splynutí dvou neutronových hvězd dává hmotnosti složek v rozmezí 1,17÷1,6 M_ʘ. Po splynutí by měla být úhrnná hmotnost obou neutronových hvězd asi 2,74 (+0,04-0,01) M_ʘ. Třetí splynutí neutronových hvězd GW190425 dává při složkách hmotností binární soustavy rozpětí hmotností 1,45÷1,88 M_ʘ pro pomalu rotující neutronové hvězdy, jejichž celková hmotnost dosahuje 2,3 (+0,1-0,1) M_ʘ. Nejnovější odhady pro klasické neutronové hvězdy publikovali E. Most aj. a L. Rezzolla aj. v r. 2018: 2,01 (+0,04-0,04) M_⊙ <M <2,16 (+0,17-0,5) M_⊙ a 12 km <R <13,45 km. Tyto údaje vznikly díky výpočtům milionů rovnovážných stavů neutronových hvězd s rozličnými stavovými rovnicemi.

Nai-Bo Zhang a Bao-An Li se věnovali druhému případu srážky dvou neutronových hvězd GW190425 s úhrnnou hmotností 2,50÷2,67 M_ʘ. Autoři zjistili, že během srážky pravděpodobně vznikl rychlý pulsar s rekordním tempem otáček 971 obrátek/s. Navzdory tomu i po splynutí se po dobu několika sekund dala pozorovat supraneutronová hvězda, takže se ukazuje, že horní mez pro splynutí závisí na úhrnné hmotnosti dvou neutronových hvězd, jež extrémně rychle rotují. Dokud se rychlost rotace nesníží, mohou být navzdory vysoké rotaci stále nadlimitní superneutronovou hvězdou. Teprve kdyby supraneutronová hvězd rotovala o 42 % rychleji, začala by se rozpadat odstředivou silou. R. Essick a P. Landry ukázali, že splývání dvou neutronových hvězd představuje 70 % případů oproti variantě splynutí neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou. Současně je velmi nepravděpodobné, že by u druhého pozorovaného splynutí dvou neutronových hvězd (GW190425) byla pravděpodobnost, že šlo o splynutí neutronové hvězdy s černou dírou, jen 30 %. O necelé čtyři měsíce později se podařilo pozorovat třetí splynutí dvou neutronových hvězd (GW190814), kde je pravděpodobnost, že jedna z neutronových hvězd rotovala pomalu, <6 %.

M. Abramalmani s týmem pozorovali okolí GRB 980425, který je prvním zdrojem energetických paprsků γ, jehož polohu se podařilo přesně určit, protože na tom místě oblohy vzplanula o 10 dnů později supernova SN 1998bw. Supernova i galaxie jeví ve spektru červený posuv, odpovídající vzdálenosti 36 Mpc. Dnes už je takových koincidencí více, ale obecně neplatí, že by před každou supernovou vznikl GRB. Prvním omezením je okolnost, že vyzařování GRB se děje v úzkém usměrněném kuželu, takže většina GRB Zemi mine. U jiných supernov však GRB vůbec nevznikne. Autoři se jako první zaměřili na studium molekulového plynu v oblastech, kde supernovy vybuchly. Použili k tomu obří aparatury ALMA, jež pracuje v oblasti milimetrových i submilimetrových rádiových vln. Lineární rozlišení přehlídky dosáhlo 50 pc. Okolí galaxie, v níž vybuchla supernova, je obklopeno prstenem hustých vodíkových oblaků. Autoři odhalili v galaxii 11 molekulových mračen, z nichž poloze supernovy nejbližší je od ní vzdáleno 280 pc. Podle mínění autorů supernova 1998bw vznikla uvnitř mladé velmi hmotné hvězdokupy v době překotné tvorby hvězd. Hustota molekulového plynu v mračnech kolísá o dva řády.

Chin-Ping Hu s týmem se pokusili najít chybějící článek řetězu mezi magnetary a rotačně řízenými pulsary. Používali k tomu aparatury NICER (Neutron star Interior ExploreR Mission), jež pozoruje na ISS a pokrývá pásmo energií 0,2÷12 keV. Autoři pozorovali pomocí NICER nedávno objevený magnetar Swift J1818.0-1607 (d = 6.5 kpc; rtg. výkon 1,9×10²⁸ W; brzdný výkon 7,2×10²⁸ W; tepelná luminosita ≲1,7×10²⁷ W.) Impulsy trvají (10 ±4) sekundy při efektivní teplotě (8,4 ±0,7) keV. Magnetar rotuje nepravidelně s faktorem celý řád. Rotace se zpomaluje průměrnou rychlostí (-2,5 ±0,03) ×10^-11/s². Tomu odpovídá indukce magnetického pole na rovníku B = 2,5×10¹⁰ T. Jde o velmi mladý magnetar (~ 470 let). Přesto již u něho astronomové pozorovali skok v periodě (zrychlení v rotační periodě). Teplota magnetaru na povrchu odpovídá ~1 keV (~ 11,6 mil. K). Z těchto parametrů autoři usoudili, že tento magnetar je skutečně spojovacím článkem řetězu mezi magnetary s jejich silnou indukcí magnetického pole a rotačně poháněnými pulsary se silným magnetickým polem.

Během minulé dekády astronomických objevů hrají významné místo poznatky o výbuších GRB. Postupně se ukázalo, že tyto relativně krátké výbuchy jsou rekordně svítivé, takže díky nim se můžeme dozvědět o dějích v nejvzdálenějším, a tedy i nejstarším vesmíru. Jak už to však bývá v astronomii pravidlem, rozmanitost uvnitř kategorií je obvykle pestrá, takže je potřebí pečlivě vybírat objekty, které jsou navzájem homogenní. Právě na tuto strategii homogenních souborů upozornili M. Dainotti aj. kritickým pohledem na pozorované vlastnosti „hlavních posloupností“ GRB, kilonov a supernov tříd SNe Ib/c. Autoři proto prohlédli údaje o všech relevantních objektech objevených nebo pozorovaných družicí Neilse Gehrelse Swift, jež začala sbírat data v r. 2005, a stále pracuje. Shromáždili údaje od r. 2005 až do srpna 2019 a dospěli k důležitým závěrům. Především se ukázalo, že téměř všechny GRB jeví dlouhé rentgenové plato. Nejkvalitnější data se týkají platinového vzorku dlouhých (ale vzácných!) GRB. To jsou naštěstí právě ty nejvzdálenější objekty. Také kombinace supernovy - dlouhé záblesky gama mají malý rozptyl stejně jako kombinace GRB se supernovami SNe Ib/c. Jakmile jde o velmi vzdálené vzorky, tak se logicky zpřesňuje měření vzdálenosti díky kosmologickému červenému posuvu. Krátké GRB (≤ 2 s) se vyznačují tím, že nesouvisejí se supernovami a jsou pozorovány v eliptických i raných galaxiích, kde chybí hmotné hvězdy a tvorba hvězd je nízká. Jejich vzplanutí bylo podmíněno utržením z řetězu, takže dnes se nacházejí daleko od místa svého objevu. Dlouhé GRB dosahují maxima po 2 s, mají jasnou návaznost na supernovy, vyskytují se v galaxiích se zvýšenou tvorbou hvězd a zůstávají na místech svého zrodu.

A. Ursi s týmem se věnovali analýze průběhu dlouhého GRB 190114C, poprvé zachyceného aparaturou BAT družice Swift a následně družicemi Fermi, INTEGRAL, Insight, AGILE a Konus-Wind. Podle názoru autorů jde o průlom v chápání mechanismů GRB. Autoři sledovali vývoj celého úkazu pomocí družic AGILE a Konus-Wind. Identifikovali tak šest hlavních fází vývoje vzplanutí. 1. interval byl dlouhý 2,3 sekundy. Začal povlovným růstem energie, ale v čase 2,0 s silným poklesem na minimum. Maximum energie dosáhlo ~475 keV. Šlo o čisté synchrotronové záření urychlovaných elektronů a pozitronů. 2. interval pokračoval v čase 2,30 s÷2,82 s. V tomto úseku se objevily energetické špičky s rychlým náběhem a maximem energie ~700 keV. 3. interval začal v čase 2,82 s a trval do 3,58 s. Trval 0,77 s. Během toho času nízkoenergetická část se podobala předešlým intervalům, ale k tomu přibyla vysokoenergetická část s energií ~100 MeV! Tvrdá složka nemohla vzniknout synchrotronovým zářením. 4. interval začal v čase 3,58 s a trvala do času 4,35 s. Trval 1,28 s. V tom čase končila vysokoenergetická složka, maximum kleslo <500 keV, spektrální křivka se propadla do tvaru písmene V, aby se vzápětí znovu vzchopila. 5. interval začal v čase 4,35 s a končil v čase 5,63 s. 6. interval začal v čase 5,63 s a trval 250 s. V čase 16 s pozorovaly obě družice signál v pásmu rtg. záření s energiemi >500 keV. Kolem 90 s nastal silný pokles zaznamenaný družicemi Konus-Wind a INTEGRAL. To je důkaz, že podmínky raného dosvitu se mezitím změnily.

S. Belkin aj. pozorovali vzplanutí dlouhého GRB 181201A v širokém pásmu vlnových délek. Začátek úkazu zaznamenala jako první družice INTEGRAL 1. 12. 2018 ve 2:38 UT. Následovaly detekce družicemi Insight, Konus-WIND, AstroSat, Swift a Fermi. Od počátku vzplanutí družice zaznamenávaly rtg., γ a rádiové údaje. Optický dosvit sledovali autoři od času 0,5 dne po vzplanutí a pokračovali téměř spojitě celých 24 dnů. Po půlroce obnovili sledování ve stejné poloze (α = 319,3°; δ = -12,6°). Teleskop VLT ESO změřil červený posuv zdroje z = 0,45 (d = 1,74 Gpc). Teleskop Gemini-N pozoroval ve 21.-24. dni po GRB na daném místě nárůst bodového zdroje, tj. supernovy Ic. 22. den po začátku GRB autoři získali spektrum supernovy, jež je shodné s podobně vzniklou supernovou SN 2013dx, jež vzplanula po GRB 130702A.

S. Lander a D. Jones uvedli, že klíčem k pochopení vzniku magnetaru je vývoj velikosti úhlu mezi rotační a magnetickou osou. Tento vývoj závisí na protichůdných efektech vnitřní viskózní disipace a vnějších kroutících momentech. Autoři studovali vývoj magnetaru se silným vnitřním toroidálním magnetickým polem a také se silným protomagnetarovým větrem, jenž začal záhy vanout. Vzali také v úvahu vliv vztlaku na viskózní disipaci v pozdější době. Zatímco v době zrodu magnetaru svíraly magnetická a rotační osa úhel 90°, během pár stovek let klesl tento úhel na 0°, což znamená, že tyto hvězdy jsou vystaveny většímu vlivu vnějších kroutících momentů než rádiové pulsary. Také jejich zrodivší se rotační rychlosti byly vyšší než u rádiových pulsarů, v intervalu 100 ÷300 Hz. Odtud lze odhadnout kvantitativní parametry jak gravitačních, tak elektromagneticky pozorovaných magnetarů. Autoři uvádějí příklady rotací čtyř magnetarů v rozmezí 2,1÷5,5 sekundy. Magnetická indukce na povrchu magnetarů se pohybuje v rozmezí (2,1÷3,2) ×10¹⁰ T. Naproti tomu zatím známe periody rotace u dvou rychlých rádiových vzplanutí. Potvrzen je případ s periodou 16 d (FRB 180916) a s menší jistotou s periodou 159 d (FRB 121102).

M. Petropoulou aj. zkoumali vlastnosti centrálního zdroje pro dlouhá GRB. Předpokládá se, že jde o kolapsy velmi hmotných hvězd, ale přesná povaha objektu není známa. Může jít buď o černé díry, nebo o milisekundové magnetary. I když je samotný zdroj vevnitř dobře ukryt, něco se dá zjistit pomocí doprovodných elektromagnetických signálů, pokud se podaří zachytit začátek úkazu pomocí aparatury BAT (Burst Alert Telescope) na palubě observatoře Swift Neila Gehrelse. Autoři předpokládají, že činnost zdroje a vnější pozorovatelná aktivita jsou na sobě nezávislé, takže metodou Monte Carlo se snažili vystihnout vlastnosti výtrysků záření γ v časové posloupnosti svítivosti centrálního zdroje a prahové hodnoty toku. Akrece materiálu na černou díru, jež je ovlivněna velkorozměrovým magnetickým tokem v původní hvězdě, a následně v současné struktuře hvězdy, se zdá být slučitelná s modelem centrálního zdroje navrženého autory.

H. Zitouni aj. zveřejnili luminositní funkce dlouhých GRB, jejíchž červené posuvy jsou známy, na základě syntézy ze tří katalogů: Swift/BAT (251 LGRB), Fermi/GBM (37 LGRB) a Konus-Wind (152 LGRB). Celkem shromáždili 439 luminositních funkcí. Následně pro každý LGRB spočítali metodou Monte Carlo 10 tis. „umělých luminositních funkcí“. Autoři zjistili, že s rostoucím červeným posuvem (tj. stářím zdrojů) se zvyšuje luminosita. Navíc však všechny tři soubory obsahují zlomy v diagramech, což znamená, že něco není v pořádku.

Naproti tomu Y. B. Yu aj. oznámili, že statistika pro krátká (< 2s) GRB jeví bimodální distribuci maximálního fotonového toku vůči plynulosti křivky. Souvisí to s objevem, že některá krátká GRB mají ještě prodlouženou emisi. Podle očekávání výskyt prodloužené emise se týká splynutí dvou neutronových hvězd. Tyto případy se navíc kupí kolem nejdelšího trvání hlavního úkazu těsně pod hranicí 2 sekund. Naopak splynutí bez prodloužené emise představují neutronovou hvězdu, která splynula s hvězdnou černou dírou. Autoři vybrali 51 případů sGRB pozorovaných družicí Swift/BAT, pro něž zobrazili grafy průběhu úkazu v rozsahu pásma 15÷150 keV. Z tohoto počtu bylo 14 sGRB doprovázeno prodlouženou emisí. Ostatní případy bez prodloužené emise představují splynutí neutronové hvězdy s černou dírou.

P. Mösta aj. zkoumali vliv magnetických polí na vývoj binárních neutronových hvězd v dynamickém prostoročase 3D a za pomocí relativistických magnetohydrodynamických simulací. Při výpočtech řešili také magnetoturbulence řízené střižnými toky a počítali rovněž s mikrofyzikální stavovou rovnicí. Autoři zjistili, že magnetická indukce magnetarů může v hypermasivních neutronových hvězdách dosáhnout až na hodnoty řádu 100 GT. Magnetický vítr může v takovém případě odvanout materiál bohatý na neutrony tempem 0,1×M_ʘ/s. Toto tempo představuje významné urychlení splývání páru neutronových hvězd a vyvržená neutronová hmota se stává vítaným zdrojem materiálu pro r-proces tvorby jader těžkých chemických prvků ve vesmíru během vzniku kilonov. Magnetary v neutronových párech jsou rovněž vhodnými zdroji pro krátké GRB.

N. Rea s týmem upozornili na objev magnetaru SGR J1745-2900, jenž se nachází jen několik parseků od centrální černé veledíry v těžišti Galaxie. Rádiové záření magnetaru lze proto využít k pozorování okolí veledíry. Během vzplanutí magnetaru v dubnu 2013 začal být vývoj rentgenové složky spektra monitorován až do srpna 2019 rentgenovou observatoří Chandra. Celková doba sledování v 50 relacích dosáhla 26,6 dne. Magnetar byl objeven během silného zjasnění v rtg. pásmu spektra 25. 4. 2013. Nachází se v úhlové vzdálenosti 2,4" od černé veledíry v těžišti Galaxie. Projekce vzdálenosti magnetaru od veledíry na nebeské sféře dosahuje skutečně mírné hodnoty 0,097 pc, tj asi 20 tis. au. Dipolární indukce magnetického pole magnetaru dosahuje 2×10¹⁰ T. Po zmíněném výbuchu však jeho zářivý rentgenový výkon plynule slábne.

Jie Lin aj. sledují vývoj unikátního GRB 111209A/SN 2011kl ultradlouhého GRB, jehož fyzikální mechanismus není jasný. Tento GRB byl objeven družicí Swift, jež objekt monitorovala nepřetržitě přes 23 min. V maximu jeho isotropní zářivá energie dosáhla hodnoty 5,8×10⁴⁶ J. Šestý den po začátku vzplanutí se však sestupná křivka jasnosti zmírnila a vykazovala přídavnou energii v podobě výbuchu supernovy 2011kl. Takové případy však už astronomové pozorovali koncem 20. století. Díky tomuto pozorování se zjistilo, že kombinace ultradlouhých GRB a extrémně svítivých supernov představuje nový kanál výbuchů supernov s rekordními zářivými výkony. V přepočtu na vzdálenost úkazu od nás (2,47 Gpc) se ukázalo, že maximální absolutní hvězdná velikost supernovy dosáhla -20 mag, tj. 7×10¹⁶L_ʘ!

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LV. (2020).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 30. apríla 2022