ŽEŇ OBJEVŮ 2014 (XLIX.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

S. Dietrichová aj. našli kritérium, jak odlišit trpasličí hvězdy od hnědých trpaslíků. Nejchladnější červení trpaslíci musí mít efektivní teplotu >2,1 kK, poloměr >0,087 R_☉ a zářivý výkon >0,125 mL_☉. E. de Wit a S. Seagerová ukázali, že hmotnost hnědých trpaslíků lze určit z chemického složení a rozsahu jejich atmosfér, protože pak se dá dosti přesně určit celková hmotnost atmosféry a odtud pak hmotnost tělesa, které si dokáže takovou atmosféru udržet.

S poměrně revolučním nápadem, jak proměnit populární Hertzsprungův-Russellův diagram (HR) z let 1909-1913, přišli N. Langer a R. Kudritzki. Dvojrozměrný diagram provázal spektrální třídu (ve skutečnosti efektivní teplotu) hvězdy s jejím zářivým výkonem, což nakonec vedlo k pochopení, jak během svého vývoje konkrétní hvězdy po tomto diagramu cestují. Prahvězdy nejprve sestoupí na hlavní posloupnost, kde setrvají po většinu svého života, pak se vydají do větve obrů a ty méně hmotné končí jako bílí trpaslíci. K určení zářivého výkonu (absolutní hvězdné velikosti) je však zapotřebí znát vzdálenost hvězdy od nás, což je dodnes obtížný problém. Přesné vzdálenosti známe jen do vzdáleností kolem 1 kpc, i když družice Gaia v příštím desetiletí tuto překážku podstatně zmírní. Autoři proto navrhují, aby se na souřadnicové osy upraveného diagramu vynášely proti efektivním teplotám, zjišťovanými pomocí spektroskopie, hodnoty gravitačního zrychlení na povrchu hvězdy, čímž se vyhneme nutnosti znát vzdálenost hvězdy od nás. Gravitační zrychlení na povrchu hvězdy je totiž jednoduchou funkcí její hmotnosti a poloměru a tady došlo k významnému pokroku díky masovým objevům exoplanet a těsných dvojhvězd. Autoři zkonstruovali takto pozměněný diagram HR a ukázali, že výsledek je shodný, tj. opět na něm vidíme hlavní posloupnost, větev obrů a bílé trpaslíky, avšak pro podstatně větší a homogennější soubor hvězd.

P. Madau a M. Dickinson využili velkého pokroku v získávání velkých souborů pomocí zobrazovacích a multispektrálních přehlídek ke zlepšení našich představ o vývoji hvězdné složky galaxií od doby jejich vzniku až do současnosti. Po období šerověku (0,38 – 940 mil. let po velkém třesku) se v epoše reionizace tempo tvorby svítících hvězd rychle zvyšovalo a dosáhlo maxima v čase 3,5 mld. let (červený posuv z ≈ 1,9). Od té doby se tempo tvorby hvězd snižuje exponenciálně se škálovým faktorem 3,9 mld. let. Polovina dnešní souhrnné hmotnosti hvězd pochází z období vzniku <4,9 mld. let po velkém třesku a čtvrtina z období před maximem tempa jejich tvorby. Jen čtvrtina celkové hmotnosti hvězd je mladší než 6,5 mld. let (z ≈ 0,7). Méně než 1 % nyní pozorovatelných hvězd pochází z epochy reionizace. Na počátku této epochy dosáhla průměrná metalicita vesmírné látky hodnoty pouhé 0,2 % zastoupení H a He, tj. jednu tisícinu metalicity Slunce. V té době připadlo <10 fotonů v čáře Lyman-α na baryon, takže to jen s odřenými zády stačilo na následnou reionizaci vesmíru.

N. Smith proto upozornil, že u žhavých hvězd spektrální třídy O, na nichž leží daleko největší tíha odpovědnosti za reionizaci vesmíru, nestačí dosavadní domněnka, že ztrácejí hmotu intenzivní hvězdnou vichřicí. V poslední době sílí důkazy, že tyto nejhmotnější (25 – 100 M_☉) a nejzářivější (10⁴ – 10⁶ L_☉) hvězdy vznikají většinou jako dvojhvězdy, takže se nabízí možnost, že k reionizaci přispívá daleko více ztráta hmoty obou složek vinou silné interakce mezi nimi, což vyvolává časté nestability a výbuchy těchto soustav. To má za následek i změnu našich představ o tom, jak se v průběhu vývoje galaxií mění funkce hmotnosti hvězd, četnost výbuchů svítivých supernov třídy Ib nebo Ic i počet kompaktních zbytků v podobě neutronových hvězd a hvězdných černých děr. Jak známo, vysoké hmotnosti hvězd třídy O mají za následek jejich velmi krátký život <3 mil. let.

J. Groh aj. simulovali vývoj nerotující velmi hmotné hvězdy (60 M_☉) od nulového stáří na hlavní posloupnosti až do stádia před jejím výbuchem jako supernovy. Taková hvězda se na počátku svého vývoje jeví jako žhavý (48 kK; 504 kL_☉) veleobr sp. třídy O3 I, v jehož centru probíhá termonukleární reakce přeměny vodíku na hélium. Postupně změní spektrum na O4 I a po 3,2 mil. let opustí hlavní posloupnost jako modrý veleobr, který se po 34 tis. let rozepne na hyperobří hvězdu a následně za dalších 79 tis. let na horkou svítivou modrou hvězdu (LBV). Tím končí cyklus hoření vodíku, hvězda se ochladí a smrští, takže termonukleární reakce hoření vodíku se přenese do slupky kolem jádra. V této fázi hvězda vydrží 235 tis. let. Tehdy naskočí termonukleární hoření hélia v jádře, takže vnější vzhled hvězdy se na interval 105 tis. let změní na Wolfovu-Rayetovu hvězdu WN a posléze na hvězdu WC (26 tis. let) a WO (38 tis. let). Tím skončí fáze hoření hélia v jádře hvězdy. Během tohoto cyklu ztratí hvězda 37 M_☉ intenzivním hvězdným větrem a různými výbuchy v době nestabilit, nejvíce během fáze horké svítivé modré hvězdy. Autoři upozorňují, že jejich výpočet se týká ideálního případu nerotující hvězdy. Výpočet pro rotující hvězdy je obtížnější, ale lze odhadnout, že jednotlivé vývojové fáze proběhnou v porovnání s předloženým modelem rychleji.

H. Susa aj. uskutečnili 3D kosmologické hydrodynamické simulace vývoje 59 minihal s hmotnostmi ≈1 MM_☉, v nichž se v podmínkách nerovnovážné chemické struktury tvořily hvězdy populace III (I. generace hvězd). Ukázali, že tak vznikaly hvězdy v rozsahu počátečních hmotností 1 – 300 M_☉ s maximem funkce hmotnosti u několika desítek M_☉. Hvězdy s hmotnostmi >140 M_☉ vznikaly jako osamělé objekty. Zhruba polovina hvězdných objektů se však vyvinula na těsné dvojhvězdy.

Podobně K. J. Chen aj. simulovali vývoj hvězd populace III v rozsahu hmotností 140 – 260 M_☉, jež by měly rychle končit svou existenci jako supernovy s nestabilitou párů pozitron-elektron, které vznikají v jejich jádře díky materializaci pronikavého záření gama při teplotě jádra ≈1 GK a centrální hustotě <10⁹ kg/m³. Vzniklé páry způsobí prudký pokles tepelného tlaku v jádře a následné gravitační zhroucení jádra. Hustota a tím i teplota jádra tak prudce roste, což vyvolá explozivní termonukleární reakce kyslíku a křemíku, čímž se ve výbuchu uvolní energie až 10⁴⁶ J (!). K výbuchu a úplnému rozmetání materiálu hvězdy dojde během 20 – 100 s a do kosmického prostoru se rozptýlí až 50 M_☉ (!) radionuklidu ⁵⁶Ni (poločas rozpadu 6 d). O tom, jak která hvězda I. generace skončí, rozhoduje její počáteční hmotnost. Nerotující hvězdy populace III s počáteční hmotností 140 – 260 M_☉ pak skončí jako extrémně svítivé supernovy. Ve skutečnosti však hvězdy vždy rotují, což posouvá spodní mez hmotnosti pro tento závěr jejích životů až k 85 M_☉. Následkem gigantického výbuchu se veškeré hmota hvězdy výbuchem rozplyne do interstelárního prostoru.

Autoři dále uvedli příklady nedávných supernov, které vykazují vlastnosti odpovídající modelům pro párové nestability jako příčiny výbuchů. Jde o SN 2007bi (vzdálenost 490 Mpc) a SN 2213-1745 (3,2 Gpc), jenže tyto úkazy lze vysvětlit i jinými mechanismy. V posledních letech se však podařilo najít i extrémně hmotné hvězdy v intervalu >150 – <300 M_☉, jenže na potvrzení, že vzplanou jako párově nestabilní supernovy, si ještě několik desítek tisíc let budeme muset počkat. Dřívější naděje na jejich objevy však může přijít už s následující generací obřích pozemních, resp. kosmických teleskopů pracujících v infračervené oblasti spektra.

Další velmi hmotnou hvězdu W49nr1 objevili S.-W. Wu aj. v centrální části mladé kupy W49 (Aql; sp. O2-3; absolutní hvězdná velikost -6,3 MAG; vzdálenost 11 kpc). Využili tak pozorování v infračervených pásmech spektra (JHK) na teleskopech VLT a NTT (ESO) a LBT v Arizoně. Odvodili tak její efektivní teplotu 40 – 50 kK a zářivý výkon 2 – 3 ML_☉. Odtud plyne, že počáteční hmotnost hvězdy dosahovala 90 – 250 M_☉. Stáří hvězdy je určitě menší než 3 mil. let. Autoři dále uvedli, že podíl hvězd s hmotnostmi >20 M_☉ činí pouhé 1 %, ale jejich vliv na vývoj galaxií je navzdory tomu významný právě díky jejich obrovským zářivým výkonům, kdy jediná hvězda svítí až o 6 řádů více než Slunce, ovšem jen po kosmologicky minimálně krátkou dobu.

W. Aoki aj. objevili, že hvězda SDSS J0048-0939 se vyznačuje extrémně nízkým zastoupením Fe a nápadnými rozdíly v zastoupení prvků s lichými a sudými protonovými čísly. To souhlasí s modely pro chemické složení produktů termonukleárních reakcí v supernovách pocházejících z hvězd populace III s hmotnostmi >140 M_☉, tedy v souladu s teoretickými výpočty.

K. Zwintz aj. zjistili, že prahvězdy jeví rychlé oscilace ještě před vstupem na hlavní posloupnost, tj. v době, kdy zdrojem jejich energie je pouze gravitační smršťování, a v jejich nitru ještě nezačaly probíhat termonukleární reakce. V té době jsou prahvězdy skrz naskrz konvektivní a chemicky homogenní. To dává novou příležitost zjišťovat jejich strukturu pomocí asteroseismologie. Autoři navíc ukázali, že s nástupem termonukleárních reakcí se frekvence zmíněných oscilací postupně zvyšuje, což umožňuje stanovit stáří konkrétních prahvězd, podobně jako se týmž způsobem už delší dobu určuje stáří hvězd hlavní posloupnosti.

Podrobné snímky mladých hvězdných objektů poukazují na častý výskyt dvou protilehlých úzkých výtrysků vycházejících z rotačních pólů prahvězd, ale také z galaxií s aktivními jádry (AGN) i z černých veleděr. B. Albertazzi aj. uskutečnili laboratorní experimenty, v nichž plazma uvěznili v dutině obklopené poloidálním magnetickým polem. Plazma se začalo rozpínat v stabilních protilehlých kuželových rázových vlnách, jakmile ho zachytilo zmíněné poloidální pole. Autoři proto usoudili, že podobně se chovají zmíněné výtrysky ve směru rotační osy magnetického kosmického objektu.

Stále nedořešený je problém vzniku tzv. modrých loudalů (blue stragglers) v kulových hvězdokupách. Stáří hvězdokup lze dobře určit z bodu obratu na barevném diagramu - čím níže tento bod leží, tím starší je hvězdokupa, protože hmotné hvězdy opouštějí hlavní posloupnost dříve. Přesto se v těchto obecně velmi starých objektech (>10 mld. let) pozorují dosti pravidelně skupiny hmotných modrých hvězd hlavní posloupnosti, které se zdánlivě ve svým vývoji opozdily. Dosud převažovalo vysvětlení, že v hustém hvězdném poli v centrálních oblastech hvězdokupy dochází k těsným přiblížením hvězd, které nakonec splynou, čímž se fakticky omladí, protože hmotnosti složek se sečtou a hvězda zmodrá a zvýší svůj zářivý výkon.

N. Gosnelová aj. však pomocí kamery ACS HST objevili v otevřené hvězdokupě NGC 188 (Cep; vzdálenost 1,7 kpc; stáří 7 mld. let) tři modré loudaly, kteří mají za své průvodce bílé trpaslíky. Trpaslíci se díky vysoké efektivní teplotě prozradili ultrafialovým zářením. To znamená, že obří předchůdci bílých trpaslíků odevzdávali vodík nastávajícím loudalům ještě před 300 mil. lety. Na základě studia celkem 16 loudalů v hvězdokupě, z nichž 13 mají své průvodce o typické hmotnosti 0,5 M_☉ obíhající kolem těžiště dvojice v periodách řádově 1 tis. dnů, pak autoři usoudili, že loudalové vznikají buď v těsných dvojhvězdách, jichž je v této hvězdokupě většina (80 % z celkového počtu hvězd), anebo dokonce v hierarchických trojhvězdách (těsná dvojhvězda plus vzdálená třetí složka), a to spíše přenosem hmoty od svých průvodců než srážkami. Pochopitelně situace v ještě starších kulových hvězdokupách může být vinou daleko většího počtu ještě hustěji rozmístěných hvězd odlišná, ale zkoumání vesměs velmi vzdálených kulových hvězdokup nemůže jít do takových podrobností jako u relativně blízké otevřené hvězdokupy.

2.3. Vznik hvězd a vlastnosti prahvězd

Pozoruhodnou teoretickou studii o vzniku a zániku velmi hmotných hvězd I. generace (populace III) uveřejnili K. Cheng aj., kteří propočítali vývoj nadhvězd složených pouze z vodíku a hélia o hmotnostech až 50 kM_☉ (!). Dosud se totiž soudilo, že takto obézní nadhvězdy se rychlo zhroutí na černé díry intermediálních hmotností, a ty poslouží jako stavební balvany pro vznik černých veleděr v jádrech galaxií. Jedině tak se dá totiž vysvětlit existenci černých veleděr o hmotnostech až miliard M_☉ v rané epoše vesmíru (≈900 mil. let). Autoři však ve své práci zjistili, že nerotující nadhvězdy rekordních hmotností vybuchnou vinou relativistických efektů jako gigantické supernovy se zářivým výkonem až o 4 řády vyšším než známé supernovy třídy Ia. V čase zhruba 270 mil. let po Velkém třesku by se tak při jejich výbuších polovina hmoty těchto gigantických supernov rozptýlila do okolního prostoru, jež by tak obohatily prostor o těžší prvky ("kovy") při uvolnění energie řádu 10⁴⁸ J (!) během každého výbuchu. Tyto gigantické výbuchy by měly objevit budoucí obří pozemní a kosmické dalekohledy nejpozději kolem r. 2025.

S. W. Wu aj. využili aparatur ESO ISAAC VLT, SOFI NTT jakož i LUCI LBT k podrobné infračervené prohlídce centra hvězdokupy Westerhout 49, která se nachází v obřím molekulovém mračnu o průměru >50 pc a hmotnosti 1 MM_☉. Uvnitř mračna pozorujeme rádiově silně svítivou oblast H II (souřadnice 1909+0851) přesně v hlavní rovině Galaxie ve vzdálenosti 11 kpc od Slunce, takže je opticky výrazně zeslabena mezilehlým interstelárním prachem. V centrální oblasti hvězdokupy s překotnou tvorbou hmotných hvězd nalezli svítivou hvězdu (sp. O2-3.5; absolutní hvězdná velikost -6,3 MAG; efektivní teplota 40 – 50 kK; zářivý výkon 1,2 – 4,9.10 ML_☉). Autoři odhadli počáteční hmotnost hvězdy až na 250 M_☉ a její stáří na <3 mil. let.

M. Beltrán aj. pozorovali oblast tvorby hmotných hvězd G35.03+0.35 (vzdálenost 3,2 kpc) jednak pomocí 8,2m reflektoru Subaru ma Mauna Kea v pásmu 25 μm, a také během zkušebního provozu ALMA v pásmu 870 μm. Při úhlovém rozlišení 0,45" tak docílili v uvedené vzdálenosti lineárního rozlišení 1,4 kau. Ve zmíněné oblasti identifikovali 6 zárodků prahvězd o zvýšené teplotě 35 – 240 K a hmotnostech 1 – 5 M_☉. Největší ze zárodků je obklopen diskem, jehož částice vykazují Keplerovu rotaci v závislosti na vzdálenost od centra prahvězdy, jejíž hmotnost autoři odhadli dokonce v rozmezí 5 – 13 M_☉. To je zatím nejlepší důkaz, že hmotné hvězdy spektrální třídy B vznikají akrecí materiálu z plochých rotujících disků.

Vůbec největší koncentraci hmotných hvězd v naší Galaxii NGC 3603 objevil J. Herschel v březnu 1834 v souhvězdí Lodního kýlu, ale považoval ji za pozoruhodnou kulovou hvězdokupu. Dnes však víme, že jde o mlhovinu H II (9 mag; vzdálenost 6,9 kpc) s největší koncentrací masivních horkých hvězd v naší Galaxii. Jejich ultrafialové záření a mocné hvězdné větry oblast vyčistily od rozptýleného prachu a plynu, takže navzdory velké vzdálenosti vidíme dobře její vnitřní strukturu. V jejím těžišti se nachází extrémně hmotná trojhvězda, skládající se z Wolfovy-Rayetovy těsné dvojhvězdy A1a+b s hmotnostmi složek 120 M_☉ a 92 M_☉ a třetí vzdálenější složky B o hmotnosti 132 M_☉. Složky A1a + A1b obíhají kolem společného těžiště v periodě 3,8. Zářivý výkon složky B je vyšší než souhrnný výkon obou složek A a dosahuje 2,8 ML_☉! V mlhovině se však nachází ještě řada dalších hmotných a svítivých hvězd spektrálních tříd O2 nebo O3, takže jde vesměs o velmi mladé hvězdy staré jen několik milionů let.

V souhvězdí Lodního kýlu se ovšem nachází ještě daleko rozsáhlejší komplex hvězd v raných fázích vývoje, jak ukázali T. Preibish aj. díky mozaice 4m přehlídkového teleskopu VISTA ESO, jež v blízkém infračerveném oboru (JHK) pokryla oblast 6,7 čtv. stupňů oblohy centrovaných na polohu 1037-5837. Mlhovina Carina (NGC 3324) je od nás vzdálena 2,3 kpc a obsahuje minimálně 4 miliony hvězd s hmotnostmi >0,1 M_☉.

R. Mannová aj. využili výtečné rozlišovací schopnosti mikrovlnné anténní soustavy ALMA (Atacama Large Millimeter Array) v Chile k podrobnému zobrazení proplydů (ionizované protoplanetární disky kolem prahvězd) v mlhovině M42 v Orionu, které byly již dříve objeveny na snímcích HST. Autorům se podařilo zobrazit 21 proplydů na vlnové délce 0,856 mm (350 GHz), přičemž pozorované toky energie se pohybovaly v rozmezí 1 – 163 mJy. Osm disků se podařilo zobrazit i v pásmech vlnových délek 0,114 – 0,426 mm (2,6 – 0,7 THz). Autoři odtud odvodili i hmotnosti proplydů v rozmezí 0,3 – 79 M_j. Dále se ukázalo, že silné EUV záření hmotnějších prahvězd brání vytvoření proplydů, na rozdíl od záření FUV, které tomu nebrání.

N. Sakai aj. studovali pomocí aparatury ALMA okolí prahvězdy IRAS 0436+2557 (hmotnost 0,18 M_☉; vzdálenost 140 pc) v obřím molekulovém mračnu v souhvězdí Býka. Pracovali na vlnových délkách 1,1 a 0,8 mm (frekvence 270 a 370 GHz) a změřili tak poloměr protoplanetárního disku 90 au tvořeného převážně molekulami H₂. Zhroucení prahvězdného oblaku do disku znamená zvýšení hustoty materiálu původního protostelárního oblaku o tři řády, jeho ohřev z původních 10 K na 100 K i drastickou proměnu jeho chemického složení, neboť autoři nalezli v disku molekuly C₃H₂ (cyklopropenyliden) a SO.

A. Dutreyová aj. se díky aparatuře ALMA pustili do podrobného prozkoumání soustavy hierarchické trojhvězdy GG Tau A (vzdálenost 140 pc), která se skládá z těsné dvojhvězdy Ab1+2 s roztečí >4,5 au a vzdálené třetí osamělé třetí složky Aa ve ve vzdálenosti >35 au od Ab. Takové mladé soustavy o stáří řádu 1 mil. let vykazují dva cirkumstelární disky nebo prsteny, (v tomto případě kolem složek Aa a Ab), a navíc cirkumbinární disk obklopující celou soustavu a sloužící jako dodavatel stavebního materiálu pro prahvězdy i potenciální planetární soustavy. Zatímco cirkmustelární disky jsou spotřebovány během několika tisíc let, cirkmubinární disk mívá životnost až 1 mil. let. Aparatura ALMA posloužila ke změření rozsahu cirkumstelárního prstenu (190 – 280 au) kolem složky Aa a jeho hmotnosti 0,001 M_☉. Cirkumbinární prachový disk má poloměr 800 au a celkovou hmotnost 0,15 M_☉. Měření proběhla v době zkušebního provozu ALMA v r. 2012 v čárách molekuly CO na vlnové délce 0,45 mm (666 GHz) a ukázala, jak materiál z cirkumbinárního disku přetéká po spirále do akrečního prstenu kolem složky Aa a tím slouží jako dlouhodobý zdroj materiálu pro budování planetárních soustav u vícenásobných hvězd.

C. Codella aj. zobrazili pomocí aparatury ALMA na frekvenci 350 GHz (vlnová délka 0,85 mm) Herbigův-Harův objekt HH 212 (Ori; vzdálenost 450 pc), jehož protoplanetární disk pozorujeme z profilu. Dokázali tak zmapovat profil disku až do vzdálenosti 4 500 au (úhlový poloměr 10") od centra objektu. Vlastní objekt je prahvězda o hmotnosti 0,3 M_☉, z níž vychází rychlý bipolární kolimovaný výtrysk v čáře SiO a velkorozměrový výtok v čáře ¹⁷CO. Kolem prahvězdy se dále nachází rotací zploštělá plynová obálka, jež se dosud smršťuje, ale obsahuje bipolární dutiny s vykrojením ve směrech zmíněného výtoku. Další pozorovatelnou složku představuje plynoprachový keplerovsky rotující disk o poloměru ≈30 au, jenž vznikl díky různým směrům rotační osy a osy magnetického dipólu prahvězdy. V tomto disku se navíc zvedl vítr, jenž je pozorován v čarách molekuly CS. Tato pozorování jsou dokladem neuvěřitelné rozlišovací schopnosti aparatury ALMA, když uvážíme, že celý objekt je od nás vzdálen 1,5 tis. sv. let.

2.4. Osamělé hvězdy

Jak uvedli T. Metcalfe aj., družice Kepler významně rozmnožila díky asteroseismologii hvězd hlavní posloupnosti a podobrů naše znalosti o vnitřní stavbě těchto typů hvězd. Autorům to umožnilo porovnat výsledky měření pro 42 hvězd slunečního typu. Podařilo se jim ztrojnásobit přesnost hodnot poloměrů, hmotností a stáří těchto hvězd. V blízké budoucnosti lze očekávat zvětšování a zpřesňování těchto významných údajů potřebných pro simulace vývoje hvězd.

To ostatně vzápětí potvrdili W. Chaplin aj., kteří zpracovali asteroseismická data družice Kepler za prvních 10 měsíců jejího ostrého provozu pro více než 500 hvězd hlavní posloupnosti a podobrů. Odtud dokázali pro celý soubor určit hmotnosti hvězd s přesností na 11 %, poloměry na 4 %, tíhová zrychlení na povrchu s přesností na 0,017 dex a střední hustoty na 4 %. Pro 36 % hvězd ze souboru pak dokázali stanovit i jejich stáří s přesností lepší než ±1 mld. let. Pro 87 hvězd slunečního typu, kde měli k dispozici i spektra, z nichž šlo odvodit jejich efektivní teplotu a metalicitu, dosáhli pak zhruba dvakrát vyšších přesností v určení zmíněných parametrů. To je opravdu kvalitativní zvrat zejména v určení hmotností a poloměrů hvězd v širokém rozsahu od trpaslíků až po hvězdy, jenž se nepochybně projeví v hlubším pohledu na stavbu a vývoj hvězd.

Podobně se díky družici Kepler daří pro hvězdy s teplotami <6,5 kK (sp. třída pozdnější než F5 V) určovat spolehlivě rotační periody, jak ukázali A. McQuillan aj. Pro více než 34 tis. hvězd z programu Kepler-1 našli periody rotace v rozmezí 0,2 – 70 d. J. do Nascimento aj. pokračovali v určování rotačních period hvězd z téhož programu a odseparovali z databáze podobry, jejichž rotační periody se prodlužují během vzestupu těchto hvězd do větve obrů. Pro trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti pak obdrželi rotační periody v rozmezí 6 – 30 d s průměrnou hodnotou kolem 19 d. To jim umožnilo zařadit trpaslíky do vývojového stádia, neboť i v tomto případě se periody během stárnutí hvězd prodlužují. Vztah mezi délkou periody a stářím hvězdy má vysoký korelační koeficient 0,8. Takto se jim podařilo identifikovat 34 hvězd jako sluneční analogy a 22 z nich patří ke dvojníkům Slunce.

Podle J. Greavese aj. je téměř ideálním protějškem Sluneční soustavy hvězda ε Eridani (4 mag; K2 V; 5,1 kK; 0,7 R_☉; 0,8 M_☉; 0,4 L_☉; 3,2 pc; stáří 400 – 700 Mr), jak ukázaly její obrazy v daleké infračervené oblasti získané družicí Herschel. Hvězda je totiž obklopena dvěma prstencovými pásy ve vzdálenostech 12 – 16 au a 54 – 88 au. Vnitřní pás obsahuje až 20km kamenné úlomky o souhrnné hmotnosti 5 % hmotnosti Země. Kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 3 au pravděpodobná planeta b, a před vnitřním okrajem vnějšího pásu ve vzdálenosti 40 au od hvězd další pravděpodobná planeta c s oběžnou dobou ≈280 roků. Obě planety mají mít výrazně protáhlé dráhy.

Z pozorování družice Kepler též vyplynulo, že většina hvězd je obklopena planetami. Statistika je však nevyvážená, protože logicky se nejsnáze objevují planety v těsné blízkosti mateřské hvězdy, jelikož v takových případech mateřskou hvězdu ovlivňují nejvíce. Nyní však W. Dent aj. dokázali, že exoplanety ve větších vzdálenostech od hvězdy lze nalézt pozorováním rozložení molekul CO v plynoprachových discích mladých hvězd. V disku známé mateřské hvězdy β Pictoris s planetární soustavou objevili pomocí submilimetrové aparatury ALMA, že v jejím disku se nachází 0,3 % hmotnosti Měsíce v podobě plynu CO, z toho třetina ve vzdálenosti 85 au od hvězdy v rovině, v níž obíhá exoplaneta b. Tak lze prokázat existenci planet ve vzdálených oblastech pomocí koncentrace plynu díky rezonancím mezi dvěma planetami, popř. následkem jejich srážek.

J. Melendéz aj. upozornili na letitý problém deficitu zastoupení lithia na Slunci v porovnání s jeho zastoupením ve sluneční pramlhovině. Přebytek lithia mohly například odčerpat planety, mj. i naše Země (díky tomu se tak úspěšně rozvíjejí technologie skladování elektřiny v lithiových bateriích), anebo lithium v zárodečném Slunci difundovalo do vrstev pod hranicí konvektivní zóny. Proto se autoři snaží nalézt sluneční analogy různého stáří a studovat zastoupení lithia v jejich atmosférách. Pomocí spektrografu UVES VLT ESO tak prozkoumali spektrum analogu HIP 114328 (5785 K; log g = 4,38; metalicita Z = -0,02), jenž je o 2 mld. let starší než Slunce, ale má 4x méně lithia než Slunce, podobně jako dosud nejstarší sluneční analog HIP 102152 (stáří 8,2 mld. let). Autoři proto soudí, že v obou případech se o vyšší deficit lithia postaraly příslušné soustavy planet.

J. Melendéz aj. rovněž studovali chemické složení a odvodili další parametry klasického slunečního analogu - hvězdy 18 Scorpii (5,5 mag; G2 V; 14 pc; 3 Gr) pomocí vysokodispersního spektrografu UVES VLT ESO. Odvodili tak její efektivní teplotu (5823 ±6) K (+46 K proti Slunci) a prakticky stejné gravitační zrychlení na jejím povrchu jako u Slunce. Naproti tomu je hvězda o (4 ± 2) % hmotnější a o 1,6 mld. let mladší než Slunce. Její zastoupení různých prvků a nuklidů se velmi dobře shoduje se Sluncem, což potvrzuje shodné typy a větve termonukleárních reakcí v nitrech obou hvězd.

Podobně I. Roeder aj. využili spektrografu STIS HST v pásmu 190 – 236 nm k chemické analýze atmosfér dvou velmi starých hvězd HD 108317 (Vir; 8 mag; G0 V; 220 pc; stáří 12 Gr) a HD 128279 (Hya; 8 mag; G0 V; 170 pc; 12 Gr) s cílem objevit tam stopy těžkých prvků. Objevili tak ionty Cu, Zn a Mo, jakož i jádra atomů As a Se. Ukázali dále, že navzdory deficitu Fe se v atmosférách obou hvězd sp. třídy G nacházejí stopy Ge, Cd, Te, Lu, Ta, W, Re, Os, Pt, Au, a Bi, tj. prvky protonových čísel v rozmezí 32 - 83.

S. Keller aj. objevili pomocí robotického teleskopu SkyMapper (primární zrcadlo o průměru 1,35 m, f/4,8; širokoúhlá kamera 268 Mpix s polem o průměru 1,5° a spektrograf s vláknovou optikou; Siding Spring Observatory, N.S.W., Austrálie) velmi starou hvězdu SMSS J0313-6708 (Hyi), jejíž vysokodispersní spektrum pak pořídili 6,5m Magellanovým teleskopem v Chile. Tato hvězda o nízké hmotnosti populace II vznikla z materiálu hvězdy I. generace (populace III) o původní hmotnosti 60 M_☉, jež vybuchla jako supernova. K překvapení autorů však pozorovaná hvězda neobsahuje prakticky žádné atomy železa (horní mez jeho zastoupení je o více než 7 řádů nižší než u Slunce), kterí by měly být hlavní složkou materiálu rozptýleného při výbuchu tak hmotné supernovy. Proto se nabízí vysvětlení, že větší část hmoty supernovy se nerozptýlila do mezihvězdného prostoru, ale zhroutila na hmotnou hvězdnou černou díru! Pokud se toto vysvětlení potvrdí i v dalších případech supernov I. generace, bude to mít značný vliv na naše představy o reionizaci vesmíru a jeho chemickém vývoji během rozhodující první miliardy jeho existence.

E. Bainesová aj. zpracovali výsledky měření úhlových rozměrů kotoučků 10 podobrů a obrů (sp. třídy G0 IV až K2 III) optickým interferometrem NPOI (Navy Precision Optical Interferometer; Lowell Observatory, Anderson Mesa, Arizona) jejichž paralaxy se podařilo změřit družici HIPPARCOS (vzdálenosti 4 – 100 pc). Interferometr Michelsonova typu mohl přitom využívat základny ve tvaru ramen Y o délkách 16 – 79 m v 16 spektrálních kanálech v rozmezí vlnových délek 550 – 850 nm. Interferenční proužky pro každou hvězdy se měřily po dobu 30 s, a to každé 2 ms. Autoři tak získali jedinečná velmi přesná data o poloměrech zkoumaných hvězd (0,8 – 12,1 R_☉), efektivních teplotách (4,4 – 6,1 kK) a zářivých výkonech (0,5 – 97 L_☉), jež posloužila pro odhady parametrů podobných hvězd ve zmíněném rozsahu jejich fyzikálních charakteristik.

Námořní observatoř USA vydala díky C. Finchovi aj. v pořadí již 4. katalog hvězd UCAC4, jenž obsahuje seznam parametrů hvězd do vzdálenosti 25 pc od Slunce. Jako podklady pro katalog autoři využívali fotometrie pozorovatelů AAVSO (All Sky Survey) a katalogu 2MASS. Katalog obsahuje téměř 1,8 tis. objektů, z toho je téměř 340 nových. Jejich vzdálenosti se podařilo určit s přesností lepší než 15 %. Seznam však ještě stále není úplný, protože mezi novými objevy bylo pět hvězd bližších než 10 pc a jedna hvězda se dokonce nachází ve vzdálenosti jen 6 pc od nás. Četnost počtu hvězd pravděpodobně nejvíce stoupá těsně nad horní hranou hmotnosti hnědých trpaslíků.

A. de Souza aj. určili tvar a rozměry jasné hvězdy Achernar (α Eri A; 0,5 mag; B6e V; 15 kK; 7 M_☉; 3 kL_☉; 43 pc; 37 Mr) pomocí aparatury PIONIER VLT ESO a interferometrie VLBI. Jasná hvězda A je doprovázena sekundární složkou B (sp. rané A, 2 M_☉), jež kolem barycentra soustavy obíhá po dráze o délce velké poloosy 12 au v periodě ≈15 r. Hvězda A rychle rotuje; na rovníku lineární rychlostí 300 km/s. Proto je ze všech dosud proměřených hvězd nejvíce zploštělá (71 %; ≈90 % kritické rychlosti pro odstředivý rozpad hvězdy !). Její rovníkový poloměr činí 9,6 R_☉ a polární jen 6,8 R_☉.

T. Ayres sledoval v letech 2005-2013 koronální aktivity obou složek nejbližší těsné dvojhvězdy α Cen AB (sp. G2 V a K1 V) pomocí spektrografu STIS HST a rentgenové družice Chandra. Větší aktivitu během té doby vykazovala koróna složky B, jejíž perioda hvězdné aktivity činí 8,1 r. Během tohoto cyklu kolísala svítivost koróny mezi maximem a minimem v poměru 4,3 : 1. Naproti tomu složka A prodělávala od r. 2005 analog Maunderova minima u Slunce, ale v současné době začíná znovu vykazovat aktivitu v cyklické periodě 19,2 r. Poměr svítivosti mezi maximem a minimem dosahuje pouze 3,4 : 1, kdežto u našeho Slunce je obdobný poměr daleko vyšší (9 : 1).

J. Zhong aj. objevili pomocí nového čínského teleskopu LAMOST (Large Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope) 28 hvězd vzdálených od Slunce 1 – 3 kpc, jež se vůči centru Galaxie pohybují rychlostmi >300 km/s. Nejméně 12 z nich má rychlosti tak vysoké, že patří mezi hvězdy prchající únikovou a vyšší rychlostí z Galaxie. Existuje několik různých mechanismů, které mohou hvězdám takovou rychlost udělit.

2.5. Těsné dvojhvězdy a vícenásobné soustavy

2.5.1. Jednotlivé soustavy

Velkou pozornost pozorovatelů stále budí nedávno slitá dotyková dvojhvězda V1309 Scorpii, jejíž splynutí se odehrávalo takříkajíc v přímém přenosu. B. McCollum aj. mají k dispozici archivní optické i nové infračervené spektrální údaje jak z kamery WFC3 HST, tak z infračerveného kosmického teleskopu SST. Během roku 2008 výrazně kolísala jasnost soustavy ve všech spektrálních oborech a v r. 2010 objekt zčervenal vinou tvorby cirkumstelárního prachu. V té době ji od března do září pozorovala družice WISE a v r. 2012 opět SST.

J. Nandez aj. propočítali hydrodynamický model splynutí, během něhož dotyková dvojhvězda s hmotností obří složky 1,5 M_☉ a jeho trpasličího průvodce 0,16 M_☉ obíhajícího v periodě 1,4 d vytvořila nejprve společnou obálku, protože sekundární složka nestačila přijímat hojně přetékající plyn přes společný Lagrangeův bod L₁. Poslední dny před splynutím odvrhovala primární složka plyn o úhrnné hmotnosti 4 – 9 % obří hvězdy v několika oddělených episodách, přičemž jeho přetok přes Lagrangeův bod L₂ se odehrával za synchronní rotace složek. Tím se soustava zbavila třetiny oběžné energie i původního momentu hybnosti. Během splynutí se hvězda zjasnila a vyzářila energii ≈10³⁹ J, což je sice méně než u supernov třídy Ia, ale podstatně více než u standardních nov. Po splynutí vznikla hvězda o povrchové teplotě 4,5 kK a zářivém výkonu až 8,6 L_☉, která vykazuje silnou diferenciální rotaci.

O. Pejcha upozornil, že původní oběžná doba soustavy ≈1 tis. let se zkrátila na pouhých 170 let během neuvěřitelně krátké doby necelých 6 let. Šlo tedy o nejrychlejší zkracování oběžné doby v historii sledování těsných dvojhvězd, jehož příčinou bylo slapové tření (Darwinova nestabilita). Tehdy započala dynamická ztráta hmoty obří složky přes bod L₂, takže celou soustavu obklopila společná plynná obálka, která nerotovala, a proto byla nakonec odvržena během pouhých 200 dnů před definitivním splynutím složek. Díky pozorování aparaturou OGLE od srpna 2001 víme, že už v té době se oběžná doba dále zkrátila na pouhou 1,4 d a celková ztráta hmoty soustavy dosáhla 0,06 M_☉. Těsně před výbuchem v březnu 2008 činila jasnost dvojhvězdy 15 mag, která však během výbuchu stoupla o 10 mag, tj. o 4 řády (30 kL_☉)! Jde o zatím nejlépe zdokumentovaný případ splynutí dvojhvězdy po vzplanutích dvojhvězd V838 Mon (r. 2002), V4332 Sgr (1994) a M31 RV (1988).

O. Chesnau aj. však zobrazili hvězdu V838 Mon (vzdálenost 6 kpc) pomocí interferometru VLTI ESO čtyřikrát v letech 2011-2014 na základnách dlouhých 35 – 140 m a užasli, protože jde stále o dvojhvězdu! Sekundární složka sp. třídy B3 V je zalitá pseudofotosférou, která se za poslední desetiletí zmenšila na poloměr 3,5 au, tj. o 40 % původního rozměru. Primární veleobr má nyní poloměr 3,5 au, takže se poněkud podobá červenému veleobru Betelgeuze (M2 Iab; poloměr 4,1 au), ale i jeho fotosféra se zmenšuje tempem 1 km/s. Obě složky dvojhvězdy jsou od sebe vzdáleny >28 au. To znamená, že hlavní složka splynula ve skutečnosti s třetím členem soustavy o hmotnosti <1 M_☉! Je dokonce možné, že složka B3 se časem vynoří z oblaků prachu zůstavších po splynutí zmíněné třetí složky až do poloměru 400 au od těžiště současné dvojice.

C. Muthumariappan aj. sledovali vláknovým ešeletovým spektrografem na indické observatoři v Kavaluru změny spektrálních čar neutrálního K (770 nm), Cr (535 + 538 nm) a Fe 511 nm) během dlouhého zákrytu (2010-2012) dvojhvězdy ε Aurigae (3 mag; oběžná doba 27,1 let; sekundární minimum neexistuje; a = 18 au; e = 0,23; vzdálenost 650 – 1 500 pc). Čáry pocházejí z disku sekundární složky. Odtud odvodili hmotnost zakrývané primární složky (sp. F0 Ia; ≈2,5 M_☉) a centrální složky v disku sekundární složky (sp. B5 V; ≈5,4 M_☉). Poloměr disku dosahuje téměř 9 au! Vnitřní část (poloměr ≈3 au) prachového disku viditelného z profilu není průhledná, takže pozorované absorpční čáry pocházejí až z jeho vnější částečně průhledné části. Uprostřed disku se nachází prázdná proluka o průměru 4 au. Šířka neprůhledného disku přesahuje 4 au a tvoří jej pravděpodobně částice amorfního uhlíku. Vnější poloprůhledný disk je ještě širší než neprůhledný disk. Je však navíc obklopen řidnoucím rozsáhlým halem. Dodavatelem materiálu do disku je zřejmě zmíněný veleobr F od doby, kdy vyplnil ve fázi po putování asymptotickou větví obrů svůj Rocheův lalok. Problémem však stále zůstává velmi nejistá vzdálenost soustavy, takže geometrické i fyzikální údaje o soustavě jsou tím nepříznivě ovlivněny.

K. Strasmeier aj. pozorovali ε Aur soustavně v letech 2006-2013 spektroskopicky a souběžně už od r. 1996 fotometricky. Ve zmíněném intervalu pořídili přes 470 vysokodisperních spekter pomocí ešeletového spektrografu u 1,2m robotického dalekohledu STELLA na Observatoři del Teide na ostrově Tenerife. Ve spektrech identifikovali téměř 370 absorpčních čar, z nichž 44 % se v průběhu zákrytu výrazně měnilo co do intenzity i šířky profilu, zatím ostatní čáry své charakteristiky neměnily. Z rozboru proměnných čar se podařilo autorům určit efektivní teplotu veleobra F0 Iab 7,4 kK s chybou ±1 %; metalicitu shodnou s metalicitou Slunce i minimální rotační rychlost na rovníku 28 km/s. Dále dokázali přiřadit 60 spektrálních čar plynoprachovému disku kolem sekundární složky. Jejich vlastnosti prokázaly, že disk má nesouměrný tvar v podobě protáhlého chvostu za zadní polokouli sekundáru. Tento chvost je dostatečně mohutný, aby ovlivňoval jasnost primárního veleobra ještě po dobu dvou let od skončení vlastního zákrytu. Autoři také pátrali po známkách případných dalších objektů v této podivuhodné soustavě, ale žádný takový objekt nenašli.

W. Gieren aj. studovali zákrytovou dvojhvězdu ARAUCARIA OGLE-LMC-CEP1718 ve Velkém Magellanově mračnu, jež se skládá ze dvou cefeid, které pulsují v 1. harmonické periodě pulsací. To ovšem zkomplikovalo určení standardních parametrů dvojhvězdy, především její oběžné periody. Autorům se podařilo všechny periody odlišit, takže se ukázalo, že pulsní periody složek činí po řadě 1,96 d a 2,48 d. Oběžná perioda dosahuje 1,1 roku, a obě složky obíhají kolem barycentra soustavy po protáhlé dráze s poloosou >2,1 au a výstředností 0,28. Složky mají shodné hmotnosti 3,3 M_☉ s přesností ±1,5 %. Jejich poloměry jsou po řadě 24 R_☉ a 28 R_☉. Soustava byla rozpoznána díky dlouhé série snímků robotického dalekohledu OGLE a podrobnosti autoři získali díky spektrografu MIKE 6,5m Clayovu teleskopu na Las Campanas a spektrografu HARPS u 3,6m reflektoru na La Silla v Chile. Soustava se tak stává klíčovou pro pochopení způsobu, jímž se cefeidy vyvíjejí a nepřímo také pro zpřesnění nulového bodu závislosti svítivosti cefeid na jejich periodách, tj. pro zlepšení správnosti spodních příček kosmologického žebříku vzdáleností.

J. Lorenzo aj. určili parametry složek zákrytové dvojhvězdy MY Camelopardalis v mladé otevřené hvězdokupě Alicante 1. Soustava má oběžnou periodu 1,17 d určenu s relativní přesností 1,3.10^-6 a skládá se ze dvou hvězd hlavní posloupnosti sp. třídy O (42 + 39 kK) a s hmotnostmi složek 38 + 32 M_☉. Mezi zákrytovými dvojhvězdami jde o svérazný rekord v hmotnosti. Jejich stáří rozhodně není příliš velké - pouhých pár miliónů let. Krátká oběžná doba naznačuje, že v blízké astronomické budoucnosti splynou v nápadně obézní hvězdu.

S. Oh aj. ohlásili objev dvojhvězdy R144 o souhrnné hmotnosti 355 M_☉ (!), jež prchá rychlostí 57 km/s z kompaktní skupiny hvězd R136 (≈90 kM_☉ v oblasti o rozměru 2 pc !) v hvězdokupě NGC 2070 v centru mlhoviny Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu. Za necelé 2 mil. let se tak obézní dvojhvězda odpoutala od centra R136 do vzdálenosti 37 pc. Příčinou nejspíš bylo těsné setkání s jinou masivní hvězdou nebo dvojhvězdou v minulosti.

S. Ramstedt aj. využili rostoucího potenciálu mikrovlnné aparatury ALMA (30 parabol v únoru a květnu 2014) k mapování prototypu mirid - systému ο Ceti (var 2,0 – 10,1 mag; M5-9 IIIe; 8,4 – 9,4 L_☉; poloměr 1,5 – 1,9 au; 1,2 M_☉; 92 pc; stáří 6 mld. let) ve spektrálních čarách molekuly ¹²CO (frekvence 331 – 343 GHz; vlnové délky ≈0,9 mm) s úhlovým rozlišením 0,5". Červený veleobr pulsuje v periodě 0,9 roku a je doprovázen bílým trpaslíkem o hmotnosti ≈0,6 M_☉, jenž kolem Miry obíhá v periodě ≈500 let. Na mapě byl slabě rozlišen v úhlové vzdálenosti 0,5" a pozičním úhlu 98°. Mapování cirkumstelárního plynu ukázalo, že pomalý hvězdný vítr z Miry A vyplňuje celý Rocheův lalok a přetéká na průvodce B v rovině jeho oběžné dráhy. Materiál je strukturován vývojovou dynamikou soustavy do podoby oblouků, spirálních vláken a kulových bublin. Mira A těmito procesy ztrácí 10^-7 M_☉/r. Také složka B vykazuje proudění hvězdného větru tempem až 450 km/s a ročně tak ztrácí až 10^-11 M_☉. Všechny tyto údaje se podařilo získat na inteferometrických základnách 13 – 450 m, přičemž celková délka expozic dosáhla pouhých 12 minut!

P. Esposito aj. sledovali pomocí rentgenové a ultrafialové družice Swift nejtěsnější pár bílých trpaslíků HM Cnc (RX J0806.+1527; 0,55 M_☉ + 0,27 M_☉; rozteč 80 tis. km; oběžná rychlost >400 km/s !; vzdálenost 490 pc), které obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 5,4 min (!). Rotační perioda se zkracuje tempem 1,2 ms/r v souladu s předpovědí o vzniku gravitačních vln v tak kompaktní dvojhvězdě. Na teplejší složce panuje teplota 27 kK, ale navíc má na povrchu horkou skvrnu o teplotě 250 kK, opožděnou o čtvrt oběžné periody proti spojnici obou trpaslíků.

T. Marsh aj. potvrdili na základě pozorování velkými pozemními teleskopy na Kanárských ostrovech, v Chile atd., že zákrytový těsný pár bílého (DAO1) a červeného (M4 V) trpaslíka NN Serpentis (17 mag; 0,02 + 0,15 R_☉; 0,5 + 0,1 M_☉; 57 + 3 kK; 4,2 + 0,002 L_☉; orbitální perioda 0,13 d; velká poloosa dráhy 600 tis. km; vzdálenost 510 pc) provázejí dvě cirkumbinární exoplanety. Podezření na jejich existenci vyvolaly podivné změny oběžné periody této bizarní dvojhvězdy, a důkaz podali autoři právě díky pozorování velkými dalekohledy. Zatímco exoplaneta b (2,3 M_j;) obíhá po dráze s velkou poloosou 3,4 au a výstředností 0,2 v periodě 7,7 let, exoplaneta c (6,9 M_j) obíhá po kruhové dráze s poloměrem 5,4 au v periodě 15,5 r. Jak takto podivuhodná soustava vznikla, je zatím ve hvězdách.

M. Bours aj. zjistili, že nedokáží vysvětlit uspíšení zákrytu polaru HU Aquarii (15 mag; silně magnetický bílý trpaslík a trpaslík sp. třídy M4 V; 0,01 + 0,2 R_☉; 0,9 + 0,2 M_☉; 12,5 + 3,4 kK; oběžná per. 0,99 d; vzdálenost 180 pc) cirkumbinární exoplanetou o 70 sekund proti nejnovější efemeridě. Všechna standardní vysvětlení, jako např. poruchy dráhy od dosud neobjevených exoplanet, velké tmavé skvrny na červeném trpaslíku, či asynchronní rotace bílého trpaslíka, jednoznačně selhala.

R. Diaz aj. využili přesného spektrografu SOPHIE u 1,9m reflektoru Observatoře Haute Provence v jižní Francii k měření radiálních rychlostí dvou hvězd, objevených družicí Kepler (KOI-189 a KOI-686) a podezřelých, že kolem nich obíhají po silně výstředných drahách exoplanety poměrně vzdálené od mateřské hvězdy. Přesná měření přinesla velmi kvalitní data o hvězdách nejnižších možných hmotností a navíc ukázala, že jde o dvojhvězdy s minimálním hmotnostmi sekundárních složek. Primární hvězdy mají po řadě: spektra dK + dG; efektivní teploty 4,8 + 5,8 kK; poloměry 0,7 + 1,0 R_☉; hmotnosti 0,7 + 1,0 M_☉; hustoty 1,9 + 0,9 hustoty_☉; vzdálenosti 420 + 530 pc; stáří 7 + 6 Gr. Podobně sekundární složky: oběžné doby 30 + 52 d; velké poloosy 0,18 + 0,20 au; výstřednosti 0,28 + 0,56; poloměry 0,10 + 0,12 R_☉; hmotnosti 0,07 M_☉ + 0,10 M_☉; hustoty 97 + 71 voda (!). Z těchto měření často s chybou řádu 1 % vyplývá, že nejde o exoplanety, ale o hvězdy na dolní hranici teoreticky odhadovaných hmotností, čili o specifické příklady neočekávaných dvojhvězd.

J. Casares aj. ukázali, že v Galaxii zatím známe asi 80 hvězd sp. třídy Be, které jsou současně silnými rentgenovými zdroji. Ve všech případech za to může sekundární složka - neutronová hvězda. Nyní však našli hvězdu HD 215227 (=MWC 656 a zdroj záření gama AGL J2241+4454), která je klasifikována jako typ B1.5-2e III, jež není zdrojem rentgenového záření, ale kolem níž obíhá tichá černá díra obklopená rozsáhlým horkým akrečním diskem, který lze pozorovat v rentgenovém oboru spektra. Hvězda Be má hmotnost ≈13 M_☉, zatímco černá díra jen 4 – 7 M_☉. Disk rotuje velmi rychle, takže jen málo materiálu může do černé díry padat, takže svítivost disku dosahuje jen 1,6.10^-7 Eddingtonovy meze.

T. Merle aj. analyzovali parametry exotické dvojice IP Eridani (vzdálenost 101 pc) složené z podobra sp. třídy K0 IV (<4 M_☉), kolem něhož obíhá héliový bílý trpaslík s hmotností 0,4 M_☉ po protáhlé (e = 0,25) v periodě 2,9 let (!). Podobr o efektivní teplotě 5,0 kK a log g = 3,3 vykazuje metalicitu o něco vyšší než u Slunce. Chemické složení vykazuje zastoupení prvků C, N a O z příslušných termonukleárních cyklů CNO, a dále prvky Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti z následných termonukleárních reakcí při vyšších teplotách. Autoři však rovněž zaznamenali zastoupení prvků z procesu s při výbuchu supernovy, tj. Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce a Nd. To je v tomto případě velké překvapení, protože při tak rozsáhlé dráze nemohla dvojice projít stádiem společné obálky při výbuchu supernovy, která by vysvětlila přítomnost zplodin výbuchu v atmosféře podobra. Ke kontaminaci jeho atmosféry proto muselo dojít jiným, méně drastickým způsobem.

K. Pavlovski aj. odvodili z fotometrie a spektroskopie přesné parametry těsné dvojhvězdy YZ Cas (sp. A1 Vm + F2 V;), jejíž primár patří k typu Am (silné zastoupení kovů Zn, Sr, Zr, Ba; deficit Ca a Sc). Autoři nejprve odvodili rozměry (2,5 + 1,3 R_☉), hmotnosti (2,3 + 1,3 M_☉) a efektivní teploty (9,5 + 6,9 kK) obou složek a pak se zabývali určením zastoupení 20 prvků na povrchu primární složky typu Am. Zjistili, že jejich podíl přesahuje o celá řád zastoupení týchž prvků na Slunci. Naproti tomu 25 prvků na sekundární složce má stejné zastoupení jako na Slunci, ačkoliv by podle teorie mělo být jen poloviční. Při stáří soustavy jen 520 mil. let to jsou hodnoty v příkrém rozporu s očekáváním, a tuto záhadu zatím nikdo neumí vyřešit.

V. Kolbas aj. obdobně zkoumali zastoupení prvků C a N v atmosféře primární složky polodotykové zákrytové dvojhvězdy u Her (= 68 Her = HD 156633; 5 mag; oběžná doba 2,05 d; velká poloosa dráhy 10 mil. km; vzdálenost 290 pc). Využili k tomu fotometrie zákrytové dvojhvězdy zejména z astrometrické družice HIPPARCOS a spektroskopie pomocí ešeletového spektrografu u 2,2m teleskopu na Calar Alto ve Španělsku. Obdrželi tak fyzikální parametry obou složek (4,9 + 4,3 R_☉; 7,9 + 2,8 M_☉; 22 + 13 kK), přičemž v současné době probíhá přenos hmoty ze sekundární složky (dosud na hlavní posloupnosti) na složku primární. Nalezli tak odchylky v zastoupení C a N v atmosféře primáru, které odpovídají tomu, že sekundár byl zpočátku hmotnější než současný primár a vlivem termonukleárního cyklu CNO vznikaly v jeho nitru prvky C a N, jež se dobře promíchaly s vnějšími vrstvami sekundáru a postupně přenesly na primární složku.

M. Lohr aj. určili přesné parametry (hmotnosti na ±10 % a poloměry na ±4 %) dvou dotykových dvojhvězd katalogu 1SWASP: J1508-0542 a J1601+2028 pomocí spektrografu 2,5m teleskopu INT na ostrově La Palma. V obou případech jde o dvojčarové spektroskopické a zákrytové dvojhvězdy hlavní posloupnosti sp. tříd pozdní G a rané K. První dvojice se skládá ze složek o poloměrech 0,9 + 0,7 R_☉, hmotnostech 1,07 + 0,55 M_☉ a oběžné době 6,2 h. Druhou dvojici tvoří složky o poloměrech 0,75 + 0,63 R_☉, hmotnostech 0,9 + 0,6 M_☉ a oběžné době 5,4 h. Obě oběžné doby jsou jen nepatrně vyšší než je teoretická minimální hodnota 4,8 h pro kontaktní dvojhvězdy na hlavní posloupnosti.

J. Holberg aj. využili kamer WFPC2, WFC3 i spektrografů STIS a COS HST k určení parametrů tripletu hvězdy HD 217411 (vzdálenost 173 pc; stáří <2,9 Gr), jenž poněkud připomíná triplet hvězdy 40 Eridani, protože obsahuje dvě hvězdy hlavní posloupnosti, a k tomu bílého trpaslíka. Jde o hierarchickou trojhvězdu, jejíž primární složka A (10 mag; G3 V; 5,7 kK; 1,0 M_☉) je úhlově vzdálena 1,1" (rozteč >173 au;) od těsné dvojice B tvořené další hvězdou hlavní posloupnosti Ba (12 mag; K0 V; 5,3 kK; 0,8 M_☉) a bílým trpaslíkem Bb (15 mag; 37 kK; 0,6 M_☉). V ultrafialovém oboru je nejjasnější složkou tripletu. Z jeho současné teploty lze odhadnout jeho stáří na 4,7 mil. let.

A. Nasseri aj. rozluštili povahu hierarchického tripletu hvězdy HD 152246 (složky A + B), jenž se skládá z těsné dvojhvězdy (Ba+Bb) a vzdálené složky A. A a B byly rozlišeny díky interferometru PIONIER VLT ESO. Složka Bb má zanedbatelnou hmotnost, protože se nijak neprojevuje ve spektru hvězdy B. Přesto se podařilo pomocí spektrografu FEROS u teleskopu na La Silla a BESO u 1,5m teleskopu na úbočí hory Armazones v Chile určit některé parametry dráhy dvojice (Ba + Bb), tj. oběžnou dobu 6,0 d a výstřednost 0,1. Složka A obíhá kolem barycentra tripletu v periodě 470 d po dráze s výstředností 0,865 (!) Autoři rozpletli spektra složek A a Ba pomocí dvou různých programů a odtud vyplynulo, že složka A má spektrum třídy O9 IV (ef. teplota 33 kK), hmotnost 20,4 M_☉ a rotační rychlost na rovníku >210 km/s. Dvojice B má pak úhrnnou hmotnost 22,8 M_☉ a složka Ba sp. O9 V; teplotu 34 kK a rotační rychlosti >65 km/s.. Zlepšení údajů o tomto netypickém tripletu se patrně podaří docílit až poté, kdy hvězda A projde pericentrem své dráhy v březnu 2015. Na výzkumu tohoto tripletu se významně podílejí čeští astronomové.

P. Mayer aj. definitivně dokázali, že zákrytová a spektroskopická dvojhvězda δ Circini (= HD 135240; 5 mag; O7.5 III; vzdálenost 770 pc) je ve skutečnosti hierarchická trojhvězda, skládající se ze složek Aa, Ab a Ac. Složky Aa (sp. O8 IV; 9 Ro; 24 M_☉; 34 kK; 20 kL_☉) a Ab (sp. O9.5 V; 6 Ro; 13 M_☉; 29 kK; 21 kL_☉) obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 3,9 d po dráze o velké poloose 0,2 au s výstředností 0,07. Složky Aa a Ab byly v r. 2012 rozlišeny pomocí adaptivní optiky a kamery PIONIER VLTI ESO v úhlové rozteči 0,003 8" s rozdílem infračervené jasnosti 1,75 mag. Jsou výrazně zploštělé vinou rychlé rotace. Třetí složka (B0.5 V; 19 M_☉; 28 kK) obíhá kolem barycentra tripletu po dráze o poloose 10 au (3,9") s výstředností 0,4 v periodě 4,5 r. Má však s ohledem na své spektrum podezřele vysokou hmotnost, takže není vyloučeno, že jde také o těsnou dvojhvězdu, čili ve skutečnosti o hierarchický kvadruplet.

Neúnavná družice Kepler nalezla zákrytovou dvojhvězdu KIC 2856960 s oběžnou periodou 0,26 dne. Jenže soustavné sledování zákrytů po dobu 4 let ukázalo, že systém vykazuje ještě další periodu 204 d, kdy po dobu 1,5 d jeví soustava další variace jasnosti v podobě několika poklesů. To by mohlo znamenat, že dvojhvězda je ve skutečnosti členem hierarchického tripletu, jenže T. Marsh aj. zjistili, že pozorované variace jasnosti během zmíněného 1,5-denního intervalu nelze tímto modelem vysvětlit, protože časy poklesů neodpovídají předpovědím z Keplerových zákonů o oběhu těsné dvojhvězdy. Autorům se pouze podařilo zjistit, že primární složka těsné dvojhvězdy má spektrální třídu K3-4 V, a že problém poklesů jasnosti v periodě 204 d by se podařilo objasnit, kdyby i vzdálená složka byla dvojhvězdou za nepříliš pravděpodobného předpokladu, že perioda 204 d je celistvým násobkem periody hypotetické těsné dvojhvězdy.

C. Davisonová aj. zjistili na základě pozorování 3m infračerveným teleskopem IRTF NASA na sopce Mauna Kea, že hvězda GJ 867 je ve skutečnosti kvadruplet AC + BD skládající se ze tří červených trpaslíků a jednoho hnědého trpaslíka (D) s hmotností >60 M_j. Těsný pár AC (rozteč složek >3,6 mil. km; >0,27 M_☉ + >0,22 M_☉) je dvojčarovou spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou periodou 4,1 d vzdálenou minimálně 216 au od druhého páru BD (rozteč >0,5 mil. km; >0,29 M_☉ + 0,06 M_☉) s oběžnou dobou 1,8 d. Oba páry mají týž vektor vlastního pohybu o velikosti 0,45"/r. Jde o vůbec nejbližší kvadruplet vůči Slunci ve vzdálenosti 8,8 pc.

2.5.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách

A. Tokovinin se zabýval otázkou, jak četné jsou dvoj- a vícenásobné hvězdné soustavy mezi trpasličími hvězdami hlavní posloupnosti sp. tříd F a G, Využil k tomu obsáhlé statistiky zahrnující více než 4,8 tis. objektů s potřebnými údaji, získanými pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Minimálně 46 % sledovaných objektů jsou vícenásobné soustavy, přičemž medián oběžných dob činí 100 let. Kromě standardních dvojhvězd se zastoupením 33 % ve sledovaném souboru se vyskytují hierarchické trojhvězdy (8 %), hierarchické páry čtyřhvězd (4 %) a pětinásobné a ještě násobnější soutavy (1 %). Vysoký výskyt čtyřhvězd naznačuje, že takové soustavy vznikají zároveň z jediného prahvězdného zárodku. Podezření, že hvězdy rády vznikají ve skupinách, vyslovil poprvé A. Batten již v r. 1973. Jak přibývaly díky pokroku pozorovací techniky statistiky výskytu vícenásobných soustav, tak se podezření změnilo v současnou realitu. Je dokonce pravděpodobné, že výskyt osamělých hvězd bude ve skutečnosti méně častý, než výskyt hvězd ve vícenásobných soustavách.

P. Zasche aj. odvodili z kolísání času minim a délek period sedmi zákrytových dvojhvězd, že jde ve skutečnosti o hierarchické triplety, v nichž třetí (vzdálená) složka obíhá kolem barycentra těsné dvojhvězdy v periodách 7 – 70 let. Zákrytová dvojhvězda V432 Per (11 mag; per 0,4 d + 52,4 r + 9,6 r) je dokonce velmi pravděpodobně hierarchický kvadruplet

A. Erdem a O. Öztürk studovali změny oběžných dob 18 soustav polodotykových zákrytových dvojhvězd typu Algol. Pro 10 algolid dostali soustavné prodlužování oběžných dob, což lze vysvětlit převahou nekonzervativního přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy, takže část přenášené hmoty ze soustavy uniká. Naproti tomu pro zbylých osm soustav převažuje nad přenosem hmoty magnetické brzdění pomocí hvězdného větru, což vede ke zkracování period. Tři hvězdy typu W Serpentis (W Ser, RX Cas, SX Cas) se chovají nestandardně, protože kolem svých primárních složek mají tlusté akreční disky, do nichž přitéká plyn ze sekundární složky a vytváří tak v místě dopadu horkou skvrnu.

E. Mamajek aj. vyřešili nesouhlas mezi údajem o stáří pohybové skupiny hvězd kolem hvězdy β Pictoris z kinematiky pohybu složek (12 mil. let) a stářím odvozeným z deficitu lithia (24 mil. let). Použili k tomu nových kinematických údajů o pohybech hvězd v této soustavě získaných družicí HIPPARCOS a dostali tak přesnější kinematické stáří (23 ±3) mil. let. Jak známo, samotná hvězda α Pic je obklopena rozsáhlým protoplanetárním diskem a na jeho vnějším okraji se našla přímo pozorovatelná exoplaneta.

Náhradní program družice Kepler (K2) se už významně zapsal do objevování zákrytových dvojhvězd, protože se jeho zorné pole postupně posouvá podél ekliptiky. Jak uvedli K. Conroy aj., již během zkušební fáze nového projektu se podařilo v údajích družice nalézt během pouhých 12 dnů pozorování 20 nových zákrytových dvojhvězd, a k tomu získat přesné údaje pro dalších 11 již známých dvojhvězd (celkem 1,9 tis světelných křivek!). Celkový počet zákrytových dvojhvězd objevených hlavně v základním programu K-1 již přesáhl 2,5 tis. dvojhvězd.

Jak upozornil A. Prša, díky družici Kepler se významně zvýšila přesnost v určování jednotlivých parametrů těsných dvojhvězd. Fotometrie s relativní přesností 2.10^-5 vedla ke zvýšení přesnosti geometrických a fyzikálních parametrů dvojhvězd na 1 – 2 % a asteroseismologie na 5 – 10 %. To zase zvyšuje přesnost v určování metalicity a stáří složek dvojhvězd. Paradoxně ještě přesnější výsledky astronomové získávají v případě pozorování hierarchických tripletů, kde např. přesnost v určení fyzikálních poloměrů hvězd vzrůstá až na 0,1 %. Jak ukázal už před časem P. Harmanec, chceme-li s prospěchem využít přesnosti družice Kepler, je třeba zavádět do výpočtů co nejpřesnější hodnoty parametrů Slunce a fundamentálních fyzikálních konstant, tj. rychlosti světla, trvání 1 sekundy, a zejména zlepšit přesnost hodnoty gravitační konstanty, která je stále známa s nepříznivě velkou relativní chybou ±3.10^-3!

Podobně S. Jankov aj. konstatovali, že se výrazně lepší možnosti astrometrie spektroskopických dvojhvězd díky optické interferometrii VLTI (Paranal), CHARA (Mt. Wilson) a NPOI (Flagstraff), adaptivní optice, skvrnkové interferometrii a aperturnímu maskování s přesností lepší než zlomky tisícin obloukových vteřin. Tak se zlepšují přesnosti v určení hmotností složek dvojhvězd na hodnoty <1 %.

P. Zasche aj. využili dálkově ovládaného dánského 1,5 m teleskopu na observatoři La Silla pro určení period apsidálního pohybu 18 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu, jež se vyznačují vysokou excentricitou svých drah. Dostali tak periody apsidálních pohybů v rozmezí 19 – 142 let. Navíc se jim podařilo pozorovat primární minima jasnosti mnoha zákrytových dvojhvězd z přehlídek OGLE a MACHO.

N. Kaib a S. Raymond poukázali pomocí počítačových simulací na dlouhodobu nestabilitu existence dvojhvězd, které obíhají kolem barycentra soustavy s roztečí >1 kau. Na takto vzdálené složky dvojhvězd mají vliv blízké průchody třetích hvězd a galaktické slapy, jež souhrnně zvyšují výstřednost dráhy. To má za následek, že průměrně jednou za 1 – 7,5 tis. let se někde v Galaxii takto vzdálené složky původní dvojhvězdy srazí a vytvoří rychle rotující hmotnou hvězdu s deficitiem zastoupení lithia. Téměř řádová nejistota tohoto výpočtu souvisí s obtížným odhadem vlivu ztráty energie soustavy vinou dynamických slapů v periastru dané dvojhvězdy, což může způsobit, že místo srážky dojde ke vzniku těsné, nebo dokonce dotykové dvojhvězdy. V každém případě však bez ohledu na neurčitý vliv zmíněných slapů dochází ke srážkám hvězd v tenkém disku Galaxie nejčastěji takto popsaným mechanismem.

C. Allenová a M. Monroy-Rodriguez srovnávali rozměry drah dvojhvězd s velkou roztečí v rovině Galaxie a v jejím halu. Pro 50 dvojhvězd, které se od hlavní roviny Galaxie nevzdalují na více než ±500 pc, dostali maximální rozteče 0,09 pc, zatímco pro 50 dvojhvězd z hala Galaxie činí maximální rozteče 0,31 pc, což se dalo ostatně očekávat, protože v halu Galaxie je výrazně nižší koncentrace třetích hvězd, které mohou stabilitu dvojhvězdné soustavy ohrozit.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Naprosto neočekávaně se ukázalo, že během výbuchu tří běžných nov z let 2012 a 2013 (V959 Mon, V1324 Sco, V339 Del) pozorovala družice Fermi po dobu několika týdnů měkké záření gama, jak zjistili T. Cheung aj. Je pravda, že signál v oboru gama byl pozorován již v r. 2010 u symbiotické novy V407 Cyg, která však nepatří mezi typické novy, protože tam dodavatelem materiálu na bílého trpaslíka je červený obr, takže v silném hvězdném větru může vskutku dojít k urychlení na potřebné energie záření gama. Naproti tomu tři zmíněné novy žádný takový zdroj nemají, takže jde o novou astrofyzikální záhadu.

Ranými fázemi výbuchu novy V339 Del se podrobně zabývali A. Skopal aj. v široké mezinárodní spolupráci pozorovatelů na observatořích 4 kontinentů včetně mnoha astronomů amatérů. V prvních pěti dnech výbuchu, jenž započal 14. srpna 2013, se efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka pohybovala v rozmezí 6 – 12 kK, ale jeho povrchová slupka ("ohnivá koule") se rozšířila z 66 R_☉ na 300 R_☉ a zářivý (superEddingtonův) výkon stoupl až na 9.10³¹ W. Hmotnost rozpínající se oblasti ionizovaného plynu dosáhla řádu >10^-4 M_☉, zatímco tempo ztráty hmoty bílého trpaslíka kleslo během měsíce od 22. srpna 2013 z 5,7.10^-4 M_☉/r osmkrát. Od 35. dne po výbuchu se ve spektru objevil prach. Ten byl stíněn proti tvrdému záření o teplotě 100 kK plochým diskem neutrálního vodíku obklopujícího bílého trpaslíka. Autoři z celkového rozboru spektroskopických změn dospěli k závěru, že nova se vůbec nechovala v souladu s dosud uvažovanými modely výbuchu klasických nov.

G. Schaefer aj. studovali vývoj ohnivé koule novy V339 Del od 1. dne výbuchu dalších 43 dnů pomocí interferometru CHARA v blízké infračervené oblasti spektra. Z tempa jejího úhlového rozpínání a měření radiálních rychlostí odvodili především vzdálenost novy (4,5 ±0,6) kpc. I když samotný výbuch mohl být ve skutečnosti spíše bipolární než sférický, došlo následně ke vzniku komplexních struktur rozpínajícího se obalu vinou střetu se společnou obálkou dvojhvězdy.

Patrně nejzajímavější studii nov provázených zářením gama publikovali L. Chomiuk aj, kteří uvedli, že během překotné termonukleární reakce v tenké slupce na povrchu bílého trpaslíka se odmrští rozpínající se obal o úhrnné hmotnosti řádu 10^-4 M_☉ počáteční rychlostí 1 tis. km/s. Výbuch sám představuje záblesk, nebo sérii lokálních záblesků, termonukleární reakce ve slupce bílého trpaslíka, ale může jít také o opticky tlustý hvězdný vítr, či dokonce o pouhé interakce se společnou obálkou dvojhvězdy. Jestliže se nyní ukazuje, že při výbuchu vzniká záření gama v pásmu energií řádu GeV, je zřejmé, že se tam vyskytují relativisticky rychlé částice. Autoři získali jedinečné údaje o Nově V959 Mon (=Fermi J0639+0548; vzplanutí 19. 6. 2012; trvání fáze záření gama po 12 d od výbuchu) v rádiovém spektrálním pásmu.

Na pozorování se podílely radioteleskopy a interferometry VLA, VLBI, VLBA, MERLIN a CARMA mezi 12. až 133. dnem po výbuchu v širokém rozsahu frekvencí 5,8 – 225 GHz (vlnové délky 1,3 – 52 mm; úhlové rozlišení až 0,002") a odtud se jim podařilo prokázat, že materiál vyvržený při výbuchu novy byl tvarován vektorem rychlosti pohybu bílého trpaslíka v soustavě těsné dvojhvězdy. Zejména kolem rotačních pólů bílého trpaslíka vyvěrá plyn v podobě hvězdného větru velmi rychle. Naproti tomu hustý materiál výbuchu se rozpíná v rovině jeho rovníku. Na společném rozhraní obou rozpínajících se složek vznikají rázové vlny, které vytvářejí podmínky pro synchrotronové urychlování, a tedy i vznik relativisticky rychlých částic. Základní geometrie výbuchů všech nov je zřejmě podobná, takže nejspíš při každém výbuchu klasické novy (bílý trpaslík získávající vodík od hvězdy hlavní posloupnosti; četnost v Galaxii 35 nov/rok) nebo velmi vzácné (dosud jen ≈10 ks) symbiotické novy (velmi hmotný bílý trpaslík napájený červeným obrem) dochází ke vzniku relativisticky urychlovaných částic. Díky rychlé a komplexní spolupráci observatoří pracujících v odlišných oborech elektromagnetického spektra jsme se to konečně dozvěděli.

Koncem roku 2013 vzplanula na jižní obloze jasná nova V1329 Cen, objevená australským amatérem J. Seachem 2. 12. jako objekt 5,5 mag. O 12 dnů později se zjasnila na 3,3 mag a stala se tak zatím nejjasnější novou nového tisíciletí. Není divu, že její záření gama zachytila pozorná družice Fermi ve dnech 7.-11. 12.; následně toto záření sledovala družice Swift v intervalu 18. 2. až 8. 3. 2014. Lze tedy očekávat, že záření gama bude možné zachytit u všech nov, které vybuchnou blíže než 5 kpc od Slunce.

C. Johnson aj. se zabývali vyhodnocením dlouhodobé světelné křivky Novy Aquilae 1918 (=V603 Aql), protože tento objekt byl sledován fotograficky již od r. 1898 až do r. 2013, takže jde o vůbec nejrozsáhlejší pozorovací materiál mezi všemi historickými novami (skoro 23 tisíc pozorování). Výbuch v r. 1918 dosáhl -0,5 mag a dozníval pomalu až do r. 1938. Klidová hodnota před výbuchem B = 11,4 mag se však po r. 1938 dále snižuje a v přepočtu dosahuje tempa +0,44 mag/100 let.

Australský astronom amatér R. Stubbings zpozoroval 6,7. 2. 2014 třetí výbuch rekurentní novy V745 Scorpii (poloha 1755-3315; předešlé dva výbuchy se odehrály v letech 1937 a 1989). Zatímco noc předtím ještě nova musela být slabší než 13 mag, v noci objevu dosáhla již 9 mag. K. Page aj. pozorovali výbuch prostřednictvím rentgenové družice Swift a zjistili tak nárůst superměkkého a měkkého rentgenového záření (0,3 – 10 keV) počínaje 10. 2. 2014. To potvrzuje vysokou hmotnost bílého trpaslíka. H. Duerbeck už dříve ukázal, že dodavatelem vodíku na bílého trpaslíka je v tomto případě červený obr spektrální třídy M6 III oplývající silným hvězdným větrem. Vzdálenost soustavy není známa příliš přesně, protože v daném směru se vyskytuje silná absorpce Na I v minimálně 11 mezihvězdných mračnech. Pravděpodobně je od nás vzdálena ≈10 kpc.

P. Godon aj. zveřejnili další údaje, získané o rekurentní nově T Pyxidis (15,5 mag v klidu; ≈7 mag ve výbuchu; hmotnost bílého trpaslíka 1,1 M_☉) během jejího už 6. pozorovaného výbuchu (11. 4. 2011). Předešlé výbuchy se odehrály v letech 1890, 1902, 1920, 1944 a 1966. Měření pomocí HST nyní prokázalo, že vzdálenost novy od Slunce činí 4,8 kpc (dosud se uvádělo 3,5 kpc), což má pochopitelně velký vliv na fyzikální a geometrické parametry dvojhvězdy. Bílý trpaslík tak během posledního výbuchu ztratil sice až 3.10^-4 M_☉ hmoty, ale v mezidobí mezi výbuchy získává akrecí od svého průvodce 2.10^-6 M_☉/r. Jak uvedli F. Surina aj., při posledním výbuchu se nova rychle zjasnila na 8 mag za 2 dny, na které setrvala až do 13. dne po výbuchu. Pak zjasňování pokračovalo až do 30. dne, kdy byla nova v maximu 6,5 mag. Pak její jasnost nejprve pomalu, a od 90. d po výbuchu rychle, klesala. Tehdy také skončila epizoda rychlé ztráty hmoty. Daleko dříve (během necelých 6 d po výbuchu) však klesalo tempo rozpínání plynné obálky ze 4 tis. km/s na 1,5 tis. km/s.

Měření Janského rádiovou aparaturou VLA v Novém Mexiku v pásmech 1,8 – 33 GHz (9 – 167 mm) ukázala podle T. Nelsona aj., že vyvržený plyn byl poměrně chladný a rozpínal se velmi pomalu. Přesto bílý trpaslík ztratil během prvních 50 dnech po výbuchu hmotu až 3.10^-4 M_☉. Je také pozoruhodné, že zatímco v průběhu minulého století se odehrávaly výbuchy v tempu řádu desetiletí, nyní od předešlého výbuchu uplynulo 45 let. Autoři se domnívají, že část vyvrženého materiálu ve skutečnosti neuniká natrvalo, ale vrací se po balistických drahách zpět k bílému trpaslíku. V. Joshi aj. pořizovali spektra T Pyx v blízké infračervené oblasti spektrografem NICS u 1,2m reflektoru na indické observatoři Mt. Abu (1,7 km n.m.; 25° s.š.; 73° v.d.) od 1. dne po výbuchu. Zjistili, že už několik dnů po začátku vzplanutí se ztratily čáry He/N, zatímco některé čáry C I a zejména čáry Fe II se objevily poměrně pozdě. Potvrdili, že celá epizoda výbuchu skončila po 50 dnech. Pozorování intenzity čar Brackettovy série H během celé epizody ukázala, že elektronová hustota rozpínající se ohnivé koule nepřesáhla 10¹⁰/cm³.

L. Chomiuková aj. pozorovali průběh epizody T Pyx rentgenovými družicemi Swift a Suzaku. Během necelých 4 měsíců po výbuchu nezaznamenali žádné záření, ale jak měkká, tak i tvrdá složka začaly rychle narůstat 115. den po výbuchu. To ukazuje na velkou hmotu vyvrženého materiálu v souladu s měřeními v rádiové a optické oblasti spektra. Tvrdá složka s maximem kolem energie ≈1 keV je tepelného původu a souvisí s vnitřními rázovými vlnami v rozpínající se obálce kolem bílého trpaslíka. V tomto horkém plazmatu se od 194. dne po výbuchu objevil kyslík v zastoupení daleko vyšším než na Slunci. Pochází z termonukleárních reakcí ve slupce bílého trpaslíka. Na rozdíl od tvrzení, že bílý trpaslík má hmotnost blízkou Chandrasekharově mezi, se autoři domnívají, že hmotnost bílého trpaslíka je naopak malá, protože teplota jeho fotosféry měřená v rentgenovém pásmu je neobvykle nízká (45 eV, tj. ≈0,5 MK). Autoři dále zjistili, že k výronu hmoty po výbuchu došlo ve dvou epizodách, z nichž ten druhý započal se zpožděním dvou měsíců po prvním, a jeho rozpínání bylo o polovinu rychlejší než to první. To je sice v souladu s optickými a rádiovými údaji o průběhu vzplanutí, ale fyzikální příčina tohoto odkladu je záhadná.

Naproti tomu byla před několika lety objevena rekurentní nova v galaxii v Andromedě M31N 2008-12a s dosud nejkratší periodou mezi vzplanutími pouhý 1 rok! M. Kato aj. zjistili, že podmínkou pro tak častá vzplanutí je vysoká hmotnost bílého trpaslíka a intenzivní přenos hmoty ze sekundární složky tempem >1,5.10^-7 M_☉. Autoři pomocí simulací spočítali, že nejkratší možná perioda pro rekurenci nov dosahuje jen dva měsíce. Podmínkou je hmotnost bílého trpaslíka 1,38 M_☉ (těsně pod Chandrasekharovou mezí), a dále přenos hmoty na něj tempem 3,6.10^-7 M_☉/r.

J. Mikolajewska aj. si uvědomili, jak obtížné je sestavit rozsáhlejší statistiku symbiotických hvězd (dvojhvězdy tvořené bílým trpaslíkem a červeným obrem na drahách s oběžnými periodami řádově roky), když známe dosud sotva tucet rekurentních nov. Proto se soustředili na objevování symbiotických dvojhvězd právě ve dvojčeti naší Galaxie - spirální galaxii M31, kterou lze díky její vzdálenosti od nás prohlédnout téměř naráz a celou. Dosud se jim zdařilo objevit tam 35 symbiotických dvojhvězd. Kromě již zmíněné rekurentní novy s nejkratším intervalem mezi vzplanutími tak našli symbiotickou dvojhvězdu s rekordní úrovní ionizace a rekurentní novu, která právě prodělává výbuch. Tato perspektivní metoda skýtá tedy naději, že o dvojhvězdách, které v závěru života zřejmě vybuchují jako supernovy Ia, budeme mít mnohem důkladnější informace.

A. Pagnotaová a B. Schaefer upozornili, že některé rekurentní novy se před námi zatím skrývají, protože jsme dosud pozorovali jen jediný výbuch, a řadíme je mylně mezi klasické novy. Zkoumali vzorek 257 klasických nov a 10 rekurentních nov a zjistili, že rekurentní novy se vyznačují amplitudou výbuchu <14,5 mag; orbitální periodou průvodce >0,6 d a infračervenými barevnými indexy (J-H) >0,7 mag, resp. (H-K) >0,1 mag. Rozpínání explozivní obálky v čáře H-α převyšuje 2 tis. km/s a bílí trpaslíci mají hmotnost >1,2 M_☉. Na základě těchto kritérii našli 10 skrytých rekurentních nov, což znamená, že pro soubor 394 dosud známých klasických nov v Galaxii lze očekávat, že až 100 z nich jsou ve skutečnosti rekurentní novy! Poslední dvě zmíněné studie mají význam také proto, že rekurentní novy se všeobecně považují za potenciální kandidáty závěrečného zničujícího výbuchu v podobě mocných supernov třídy Ia.

2.6.2. Fyzické proměnné

A. Rest aj. objevili v r. 2012 světelnou ozvěnu proslulého výbuchu proměnné dvojhvězdy η Carinae (současná jasnost 4,5 mag; vzdálenost 2,35 kpc) v letech 1838-1860 na vzdálenějších mezihvězdných plynoprachových mračnech, takže signál od nich odražených přichází k Zemi se zpožděním ≈170 let právě v této dekádě. Jak známo, v době maxima byla dvojhvězda druhou nejjasnější hvězdou oblohy hned po Síriovi. V této kampani pokračovali L. Prieto aj., takže nyní jsou k dispozici údaje i za léta 2011-2014. V datech z r. 2011 je vidět maximum jasnosti hvězdy, následované v dalších třech letech nejprve poklesem o 0,9 mag a pak zastávkou. Zatím nelze rozlišit, zda je o rekonstrukci maxima z r. 1838, anebo z r. 1845, ale to se průběhem doby podaří zjistit. V maximu šlo o čisté spektrum třídy G, ale po něm se ve spektru objevily profily čar typu P Cyg, zejména v zakázaném infračerveném tripletu [Ca II], což je dokladem rozpínání materiálu z výbuchu. Za 300 dnů po maximu se na vlnové délce 680 nm přidaly pásy molekuly CN, což svědčí o vysokém podílu dusíku, jenž je pozorován ve spektru mlhoviny Homunculus, která je markantním pozůstatkem po obří explozi.

Dnes je známo, že éta Car je těsná dvojhvězda s obrovskými hmotnostmi složek A (100 – 200 M_☉) a B (30 – 80 M_☉), jež obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 5,5 roku; složka B na dráze o velké poloose 15 au a výstřednosti 0,9! Je téměř jisté, že maxima vzplanutí v 19. stol. vždy souvisela s průchodem sekundární složky periastrem. V hlavním maximu v r. 1845 činil její zářivý výkon neuvěřitelných 5 ML_☉! Naposledy procházela sekundární složka periastrem ve vzdálenosti jen 1,5 au od primárního giganta v létě 2014 a již od dubna 2014 začalo vzrůstat rentgenové záření soustavy a dosáhlo maxima v polovině července téhož roku. Podle E. Fernandeze-Lajuse aj. nastalo optické maximum jasnosti soustavy 28. 7. 2014 v pásmu B (5,2 mag) a I (3,1 mag).

Zatímco gigantické erupce obézních dvojhvězd mohou nakonec vést k explozi supernovy, i trpasličí hvězdy o hmotnosti blízké Slunci mohou občas způsobit ve svém okolí paseku, jak ukázala měření proslulé družice Kepler, jež v původním programu K-1 opakovaně měřila jasnosti týchž téměř 200 tis. hvězd v souhvězdích Labutě, Lyry a Draka. R. Wichmann aj. shromáždili údaje o tzv. supererupcích hvězd podobných Slunci, při nichž se během hodin uvolní energie až 10²⁹ J v bílém (optickém) světle. Vznikla proto obava, že něco takového může občas potkat i naše Slunce s katastrofálními následky pro technickou civilizaci na Zemi. Autoři však prozkoumali podrobně 11 hvězd s nejsilnějšími výbuchy a zjistili, že jde vesměs o hvězdy daleko mladší a rychleji rotující než naše usedlé Slunce, takže Zemi takové nebezpečí nehrozí.

H. Neilson revidoval vlastnosti Polárky (α UMi; 2,0 mag), jež je současně nejbližší a i nejjasnější cefeidou. Tyto proměnné hvězdy se staly základem pro měření velkých vzdáleností ve vesmíru, kde trigonometrické metody selhávají. Mají proto základní význam pro kosmologii již od r. 1912, kdy díky cefeidám v Magellanových mračnech odvodila H. Leavittová proslulý vztah mezi periodou proměnnosti a zářivým výkonem cefeid. Autor zpochybnil dosavadní představu, že Polárka prochází pruhem nestability v diagramu HR poprvé a tvrdí, že jde již o třetí přechod tímto pruhem, přičemž pulsuje v I. harmonické složce periody. Z toho pak vyplývá, že při vzdálenosti 118 pc má poloměr 45 R_☉. Existuje naděje, že navzdory vysoké jasnosti Polárky se astrometrické družici Gaia nakonec podaří změřit její paralaxu s přesností několika desítek mikrovteřin a tím se posílí význam Polárky pro kalibraci vztahu Leavittové.

P. Kervella aj. zlepšili přesnost v určení vzdálenosti proměnné hvězdy RS Puppis (var 6,5 – 7,6 mag, G2 Ib), jedné z nejsvítivějších cefeid v naší Galaxii. Hvězda je totiž obklopena rozsáhlou mlhovinou, takže z různě vzdálených částí mlhoviny přicházejí odražené signály k Zemi ke zpožděním. Díky polarimetrickým měřením pomocí kamery ACS HST se jim podařilo zmapovat stupeň lineární polarizace světla hvězdy v různých místech mlhoviny a odtud odvodit trojrozměrnou strukturu prachu. Tak se podařilo zlepšit správnost v určení vzdálenosti cefeidy od nás: (1910 ±80) pc. Jelikož svítivější cefeidy lze pozorovat do větších vzdáleností od Slunce než ty méně svítivé, získali astronomové další opěrný bod pro kosmologický žebřík vzdáleností.

M. Chadid aj. využili observatoře na dómu C v Antarktidě k nepřetržitému sledování (po dobu 150 dnů!) jasnosti proměnné hvězdy S Arae (11 mag; A3), jež patří k proměnným třídy RR Lyr. Za tu dobu tak pozorovali 323 cyklů kolísání jasnosti (per 0,45 d) a tři cykly kolísání period (48,5 d) vlivem Blazhkova efektu (cyklické změny délky periody a amplitudy změn jasnosti). Odtud odvodili, že Blazhkův jev vzniká dynamickou interakcí mezi mnohorázovými strukturami v atmosféře hvězdy a hvězdným větrem v koróně.

I. Soszynski aj. zveřejnili katalog obsahující světelné křivky 38 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr na ploše 182 čtv. stupňů ve výduti Galaxie. Katalog je založen na pozorováních v rámci projektu OGLE-IV (hledání gravitačních mikročoček). Z toho 300 hvězd typu RR Lyr se nalézá v kulových hvězdokupách. L. Wyrzykowski aj. testovali na témž pozorovacím materiálu program pro automatické vyhledávání přechodně zjasněných zdrojů (transientů). Vybrali si k tomu oblasti oblohy o ploše 650 čtv. stupňů v okolí Magellanových mračen pozorované v intervalu září 2012 - květen 2013, a vyhledávání zopakovali o rok později. Našli tak celkem 238 transientů, z toho 49 supernov Ia s přesností poloh na 0,13". Automatický samoučící program dosáhl účinnosti >80 %, takže se hodí pro vyhledávání transientů v jádrech galaxií.

F. Baron aj. pozorovali dva červené veleobry RS Per (var 7,8 – 10,0 mag v per 11,5 a 0,7 roků; M4 Iab) a T Per (var 8,3 – 9,4 mag v per 6,8 roku; M2 Iab) interferometrem MIRC (Michigan Infra-Red Combiner) a CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy; Georgia State University; 6 zrcadel o průměru 1 m; základny o délkách 34 – 330 m na observatoři Mt. Wilson) v infračerveném pásmu H (úhlové rozlišení až 0,5 milivteřin). RS Per je členem známé otevřené hvězdokupy χ Persei (stáří 13 mil. let) a T Per se nachází ve hvězdné asociaci Per OB1 vzdálené od nás (2 345 ±55) pc v úhlové vzdálenosti 2° od známé hvězdokupy. Z interferometrie se podařilo určit úhlové průměry disků (3,05 ±0,05) milivteřin pro RS Per a (2,01 ±0,03) milivteřin pro T Per. Díky poměrně přesné vzdálenosti obou hvězd pak mohli autoři určit s vysokou přesností základní parametry obou hvězd, tj. po řadě poloměry (770 + 510 R_☉), hmotnosti (12 – 15 + 9 – 12 M_☉), efektivní teploty (3,5 + 3,8 kK), bolometrické absolutní magnitudy (-7,5 + -6,6 MAG) a zářivé výkony (78 + 46 kL_☉). Interferometrie ukázala, že hvězdy jsou patrně pokryty infračervenými skvrnami, v nichž probíhá hoření hélia.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

N. Reindlová aj. prohlédli archivy snímků planetární mlhoviny Henize 3-1357 ("Rejnok"; V839 Ara; 10 mag plynule slábla až na 15 mag v současnosti; vzdálenost ≈1,7 kpc) do roku 2006. Centrální hvězda SAO 244567 (B0 I-II) se začala v r. 1971 rychle zjasňovat a její efektivní teplota stoupla z původních 21 kK na 38 kK v r. 1988 a dokonce na 60 kK v r. 2002. Současně však mateřská hvězda rychle slábla v optickém oboru spektra a zároveň se smršťovala, takže gravitační zrychlení na povrchu se zvýšilo více než o řád. Ztráta hmoty hvězdným větrem klesla z tempa 10^-9 M_☉/r 400krát, ačkoliv rychlost větru se zvýšila z 1,8 tis.km/s o 55 %. Z teoretických modelů vyplynulo, že hvězda musí mít hmotnost <0,55 M_☉ a její vývoj by měl pokračovat velmi zvolna. To je v příkrém rozporu s pozorováním této mladé (<1 tis. let) rychle se vyvíjející planetární mlhoviny. Je proto možné, že jde o hvězdu, která prodělala v letech 1971 - 2002 pozdní héliový záblesk a nyní směřuje k fázi héliového trpaslíka o hmotnosti 0,35 M_☉, který se pak nakonec změní v klasického bílého trpaslíka. Zřejmě tak pozorujeme aktuální fázi vzniku planetární mlhoviny, jejíž závěrečná stádia probíhají překvapivě rychle.

D. Majaess aj. dokázali díky shodnému vektoru vlastního pohybu, že planetární mlhovina PHR 1315-6555 se nachází v otevřené hvězdokupě Andrews-Lindsay 1 (stáří 800 mil. let), v níž se pozoruje několik klasických cefeid, takže vzdálenost hvězdokupy od nás 10,0 kpc je díky tomu známa s chybou ±4 %. Tím je také dána velmi přesná vzdálenost planetární mlhoviny v naší Galaxii. Tak lze kalibrovat i vzdálenosti planetárních mlhovin v Místní soustavě galaxií.

Pozoruhodné snímky planetární mlhoviny "Červený obdélník" kolem hvězdy HD 44179 (Mon, 9 mag; vzdálenost 710 pc) publikovali už v r. 2004 M. Cohen aj. pomocí kamery WFPC2 a spektrografu STIS HST. Tak se ukázalo, že nejde o žádný obdélník, ale o bipolární mlhovinu připomínající spíše písmeno X. Na první pohled mlhovinu provázala vlákna pavučiny napjatá kolmo mezi plášti bipolárních kuželů. Jak autoři ukázali, za tuto podivuhodnou strukturu starou asi 14 tis. let může dvojice v centru planetární mlhoviny. Její primární složka prošla asymptotickou větví obrů a má nyní spektrální třídu B9. Kolem ní obíhá průvodce s extrémně nízkou hmotností v periodě 319 d po dráze s výstředností 0,4. Nejnověji zkoumali strukturu mlhoviny V. Bujarrabal aj. s vysokým úhlovým rozlišením pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v čarách molekuly ¹²CO. Přitom hmotnost mlhoviny je nízká (≈0,001 M_☉) a rychlost jejího rozpínání rovněž (<10 km/s). Přesto její zářivý výkon dosahuje 6 kL_☉. Autoři dále ukázali, že mlhovina má dvě hlavní složky, tj. kuželovité bipolární proudy a rotující disk kolem hvězdy B9. Jde o vůbec první případ, kdy byl v planetární mlhovině takový disk rozpoznán.

D. Kaplan aj. pozorovali pomocí 100m radioteleskopu GBT jeden z nejbližších (vzdálenost 267 pc) pulsarů J2222-0137 (impulsní perioda 0,033 s; hmotnost 1,20 ±0,14 M_☉), jenž je členem dvojhvězdy, jejíž sekundární složka má hmotnost (1,06 ±0,06 M_☉). Protože její dráha o periodě 2,45 d kolem barycentra soustavy je téměř dokonale kruhová, jde zřejmě o bílého trpaslíka. Autoři se pokusili sekundární složku zobrazit, mj. i pomocí Keckova teleskopu, ale bezúspěšně. Odtud vyplývá, že teplota tohoto trpaslíka je nižší než 3 kK, takže jde o vůbec nejchladnějšího známého bílého trpaslíka. Navíc jde o trpaslíka zhruba stejně starého jako Galaxie, takže už patrně přešel do krystalického stádia, kdy se jeho vychládání ještě zrychlí.

G. Valyavin aj. ukázali, že osamělí chladní - a tedy starší - bílí trpaslíci mají často silná magnetická pole, v rozporu s očekáváním, že během stárnutí trpaslíků by mělo magnetické pole slábnout. Po dobu 8 let sledovali světelnou křivku chladného magnetického bílého trpaslíka WD 1953-011 (14 mag; efektivní teplota 8 kK; hmotnost 0,7 M_☉; rotační perioda 1,4 d; vzdálenost 12 pc), jehož průměrná indukce bipolárního magnetického pole činí 7 T, ale v tmavých skvrnách na povrchu se pozoruje silnější lokální pole o indukci až 50 T. Autoři ukázali, že tato lokální pole podobně jako silná magnetická pole ve slunečních skvrnách brzdí konvekci, a tím snižují teplotu ve skvrnách. Na rozdíl od slunečních skvrn jsou však tmavé skvrny na bílém trpaslíku dlouhodobě stabilní minimálně po dobu řádu 10 let. Toto potlačování konvekce magnetickým polem má své dlouhodobé důsledky pro celý povrch bílého trpaslíka.

Ukázalo se, že bílí trpaslíci se silným magnetickým polem chladnou pomaleji, než trpaslíci se slabším počátečním polem, což potvrzují statistiky. Potlačení konvekce v polích s počáteční indukcí řádů 10 – 1 000 T tak způsobí, že zářivý výkon těchto bílých trpaslíků je nižší, než odpovídá jejich skutečnému stáří. P. Bera a D. Bhattacharya přišli s názorem, že bílí trpaslíci by mohli dosahovat hmotností až o 30 % vyšší než je Chandrasekharova mez (≈1,4 M_☉), kdyby v jejich nitru dosahovala indukce magnetického pole bizarní hodnoty 10 GT. To by sice drasticky změnilo stavovou rovnici nitra bílého trpaslíka, ale se zanedbatelnými následky pro jeho vnitřní strukturu.

E. Kruse a E. Agol využili údajů o změnách jasnosti objektu KOI-3278 k objevu, že jde těsnou zákrytovou dvojhvězdu, složenou z hvězdy slunečního typu a bílého trpaslíka. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 88 dnů. Když se hvězda během této periody dostane do zákrytu za bílým trpaslíkem, lze pozorovat zesílení jasnosti soustavy efektem gravitační mikročočky, což předpověděl A. Maeder již v r. 1973. Z amplitudy zjasnění o 0,1 % a jeho trvání 5 h se tak autorům zdařilo určit hmotnost zmíněné hvězdy slunečního typu na 0,6 M_☉.

A. Gianninas aj. pozorovali v rámci přehlídky bílých trpaslíků s extrémně nízkými hmotnostmi objekt SDSS J0745+1949 (vzdálenost ≈200 pc), jenž identifikovali jako spektroskopickou dvojhvězdu složenou ze dvou chladných bílých trpaslíků jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 2,7 h. Primární složka má efektivní teplotu 8,4 kK a je tedy stará asi 4 mld. let. Má však téměř sluneční metalicitu (prvky Mg, Ca, Ti, Cr, Fe), což jsou neobvykle vysoké hodnoty u těchto degenerovaných hvězd. Poloměr slapově deformované primární složky dosahuje 0,05 R_☉ a její hmotnost 0,16 M_☉. Obíhá kolem společného těžiště ve vzdálenosti >435 tis. km. Sekundární složka je rovněž bílý trpaslík s hmotností >0,12 M_☉. Zatím mezi složkami neprobíhá přenos hmoty, ale tento termín se zvolna blíží, takže autoři odhadli, že za <5,4 mld. let oba trpaslíci splynou. Spíše než akreční disk kolem primární složky se o splynutí zaslouží cirkumbinární obálka kolem těžiště dvojhvězdy.

Podobně M. Boursová aj. zkoumali zákrytový pár bílých trpaslíků CSS 41177 (Catalina Sky Survey; 17 mag, poloha 1006+2250; vzdálenost 470 pc), jež je zároveň dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdou. Díky této šťastné a zatím jedinečné okolnosti se autorům zdařilo pomocí aparatur ULTRACAM WHT a X-Shooter VLT ESO určit základní parametry soustavy. Obě složky jsou hélioví bílí trpaslíci s velmi tenkou slupkou vodíku na povrchu. Primární složka má poloměr 0,022 R_☉ a hmotnost 0,4 M_☉ a efektivní teplotu 24 kK, zatímco sekundár má poloměr 0,021 R_☉, hmotnost 0,3 M_☉ a efektivní teplotu 12 kK. Primární trpaslík vznikl před 50 mil. lety, zatímco sekundární je starší (330 mil. let). Obě složky obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 2,8 h. To znamená, že oba objekty se již nacházejí poblíž etapy nestability, kdy si budou vyměňovat hmotu a ztrácet energii vysíláním gravitačních vln, což povede ke zmenšování rozměrů oběžné dráhy a splynutí obou složek za 1,1 mld. let.

Ještě kurióznější objekt studovali J. Luan a P. Goldreich v podobě pulsaru J0337+1715 (1,4 M_☉), jenž je doprovázen dokonce dvěma bílými trpaslíky! Ten bližší má hmotnost >0,2 M_☉ a obíhá kolem barycentra soustavy po vysoce kruhové dráze v periodě 1,6 d. Vzdálenější má hmotnost >0,4 M_☉ a obíhá rovněž po kruhové a koplanární dráze v periodě 327 d. Jde o pravidelnou a příkladně hierarchickou dlouhodobě stabilní soustavu. Víceleté sledování změn period umožní patrně objevit epicyklické relativistické efekty, které mají určitě v tomto systému měřitelné hodnoty.

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

3.1. Supernovy

Počátkem r. 2014 vybuchla supernova 2014J v galaxii M82 (UMa; vzdálenost 3,5 ±0,3 Mpc). Objevil ji S. Fossey během praktické výuky na školní observatoři Mill Hill Londýnské univerzity spolu se čtyřmi studenty magisterského studia. Vzplanula 21. 1. (12 mag) a 31. 1. dosáhla maximální jasnosti 10,5 mag v pásmu V. Stala se tak nejbližší supernovou třídy Ia od r. 1972. Podle A. Goobara aj. a D. Tsvetkova aj. byla díky své poloze a blízkosti hojně sledována fotometricky i spektroskopicky zejména přístroji na severní polokouli; kromě toho se podařilo dohledat mnoho jejích předobjevových snímků. Podle autorů šlo buď o gravitační zhroucení standardního bílého trpaslíka, v němž probíhala předtím termonukleární reakce CNO, anebo o splynutí dvou bílých trpaslíků, jejichž souhrnná hmotnost překročila Chandrasekharovu mez.

E. Churazov aj. zjistili, že družice INTEGRAL ESA pozorovala supernovu v období 31. 1. - 24. 4. a znovu 27. 5. - 26. 6. 2014 v pásmu záření gama a detekovala tak dvě čáry (energie fotonů 0,85 MeV a 1,24 MeV) i spojité spektrum v pásmu 0,2 – 0,4 MeV. To odpovídá hmotnosti 0,6 M_☉ radionuklidu ⁵⁶Ni (poločas rozpadu 6,1 d) a následně radionuklidu ⁵⁶Co (poločas rozpadu 77 d na stabilní ⁵⁶Fe) ve slupce výbuchu rozpínající se rychlostí 10 tis. km/s. Tato pozorování spíše potvrzují alternativu s jedním dostatečně hmotným bílým trpaslíkem, jenž dosáhl Chandrasekharovy meze.

R. Diehl aj. odhadli, že při výbuchu bílého trpaslíka by se mělo vytvořit asi 0,5 M_☉ v podobě radionuklidu ⁵⁶Ni. Jelikož nikl je u bílých trpaslíků typu CO uložen poměrně hluboko, očekávali, že se objeví až po více týdnech od začátku exploze. Ve skutečnosti však byly čáry ⁵⁶Ni pozorovány již 20. den po explozi, což svědčí o nějakém mechanismu, který dostane zmíněný nuklid na povrch rozpínajícího se obalu rychleji, patrně vinou nesouměrnosti celého výbuchu. Na vině může být nakonec průvodce bílého trpaslíka, jenž těsně před výbuchem dodává na jednu polokouli bílého trpaslíka větší množství hélia, jež pak vyvolá nesouměrnou překotnou termonukleární reakci. P. Kelly aj. studovali snímky polohy supernovy 2014J pořizované HST před výbuchem a ukázali, že tam není vidět v celém pásmu od blízké UV oblasti do blízkého infračerveného pásma žádná známka signálu od průvodce bílého trpaslíka. To prakticky vylučuje, že by tím průvodcem byl očekávaný červený obr jako dodavatel vodíku na povrch trpaslíka, což nezávisle potvrzuje závěr Diehlova týmu, že tím průvodcem byla hvězda, která místo vodíku dodávala na povrch bílého trpaslíka hélium.

G. Marion aj. popsali průběh výbuchu supernovy 2011dh třídy IIb, jež vybuchla 31. 5. v blízké galaxii M51 (CVn; vzdálenost 8 Mpc). Supernova byla sledována v širokém spektrálním oboru od 200 nm do 2,4 μm po dobu více než měsíc. Maxima jasnosti 13 mag dosáhla až 22. den po začátku výbuchu, kdy bolometrický zářivý výkon obnášel 1,8.10³⁵ W, z toho 30 – 50 % výkonu se odehrávalo v blízké infračervené oblasti spektra, kdežto podíl v oboru UV činil v první dny po výbuchu 16 %, a na konci sledování již jen 1 % úhrnného výkonu. Z profilů čar H, He, Ca II a Fe II vyšla rychlost rozpínání plynných obalů až na 4 tis. km/s. V porovnání s jinými blízkými supernovami třídy IIb byl začátek výbuchů osobitý, ale cca 12. den po výbuchu se světelné křivky supernov této třídy navzájem srovnaly, pokud jde o zářivý výkon, zpoždění okamžiku maxima a případný druhotný výbuch supernovy.

A. Gal-Yam aj. se věnovali výbuchu supernovy 2013cu třídy IIb, jež vzplanula 3. 5. v galaxii UGC 9379 (vzdálenost 108 Mpc) a jejíž první spektrum byla pořízeno už necelých 6 h po začátku výbuchu. Nápadně připomínalo spojité i čárové spektrum Wolfovy-Rayetovy hvězdy třídy WN6h o teplotě 50 kK s podílem vodíku jen 20 %, což odpovídá představě, že hvězdy WR jsou na povrchu chudé na vodík, takže silný hvězdný vítr obsahuje zejména He a N. Také tempo rozpínání 2,5 tis. km/s odpovídá hodnotám pro třídu WN se stopami H. Další spektrum pořízené 15,5 h po vzplanutí již ukazovalo na rychlé rozšiřování produktů výbuchu rychlostí řádu 10 tis. km/s, a vzdálenost zdroje čárového spektra kolem 1 au od centra výbuchu. Poslední spektrum bylo pořízeno 69 dnů po explozi. Šlo o náročnou koordinovanou akci spektrografů 10m Keckova teleskopu, 2,6 teleskopu NOT (Nordic Optical Telescope, La Palma) a 10,4m teleskopu HET (McDonaldova observatoř v Texasu), takže autoři podali dosud nejpřesvědčivější důkaz teorie, že hmotné hvězdy třídy WR skutečně vybuchují jako supernovy.

Neméně podivuhodný případ popsali C. McCully aj., kteří pozorovali výbuch supernovy 2012Z, jenž začal 29. 1. v galaxii NGC 1309 (vzdálenost 33 Mpc). Z rozboru spektra po výbuchu a průběhu světelné křivky klasifikovali supernovu třídou Iax, jež se liší od klasické třídy Ia menší svítivostí a nižší rychlostí rozpínání zplodin výbuchu. Shodou okolností oblast výbuchu 2012Z snímkoval v r. 2005-2006 a 2010 HST. Proto autoři tuto oblast snímkovali pomocí HST znovu v r. 2013 s cílem zjistit, zda na daném místě nebyl na zmíněných starších snímcích vidět její předchůdce. To se skutečně zdařilo a předchůdce označený S1 se tam nacházel na stejném místě s úhlovou přesností polohy 0,01". Autoři dále zjistili, že předchůdce se silně podobá nově V445 Pup v naší Galaxii, která vybuchla v listopadu 2000 a dosáhla v maximu 9 mag. V jejím spektru chyběly čáry H, takže šlo o tzv. héliovou novu, kdy bílý trpaslík má hmotnost blízko Chandrasekharovy meze. To je přesně to, co teorie očekává od supernov třídy Iax.

Autoři proto konstatovali, že získali konkrétní důkaz souvislosti supernov třídy Iax s bílými trpaslíky na hranici Chandrasekharovy meze, pokud jsou členy dvojhvězdy, z jejíž druhé složky přitéká na bílého trpaslíka materiál. To vede těsně před posledním výbuchem v podobě supernovy k menším výbuchům charakterizovaným deficitem vodíku a přebytkem hélia a dalších těžších prvků, jež vznikají ve hvězdě termonukleárními reakcemi. Autoři uvádějí, že minimálně 5 %, a možná až 30 % zaznamenaných výbuchů supernov Ia patří ve skutečnosti ke třídě Iax, což má závažné důsledky pro rozkývání kosmologického žebříku vzdáleností.

S. Benetti aj. popsali vlastnosti extrémně svítivé supernovy CSS 1210+1328, která vzplanula 15. 9. 2012 v anonymní galaxii (23 mag v pásmu R; absolutní hvězdná velikost >-17,9 MAG; vzdálenost 1,5 Gpc). Galaxie byla pozorována od času 30 d před výbuchem supernovy do času 200 d po výbuchu, takže se ukázalo, že jde o vůbec nejsvítivější známou supernovu třídy IIn, s typickými úzkými čarami Balmerovy série H a zakázanými čarami [O III]. Výjimkou byla široká čára H-α do 40. dne po začátku výbuchu. Odtud je zřejmé, že supernova ztrácela hmotu v explozivních slupkách už před závěrečným výbuchem, takže zplodiny mocného výbuchu rozpínající se rychlostí 7,4 tis. km/s s kinetickou energií 5.10⁴⁴ J interagovaly s neprůhlednými slupkami předešlých menších explozí. Úhrnná hmotnost slupek a vnějším poloměru 150 au činila asi 8,5 M_☉ a díky zmíněné interakci se ohřály na 17 kK. To je též hlavní důvod, proč maximum zářivého výkonu této supersvítivé supernovy dosáhlo absolutní bolometrické hvězdné velikosti -22,6 MAG, tj. zářivého výkonu až 83 GL_☉, takže přezářila svou mateřskou galaxii 75krát! Jde o tak strašlivé fyzikální hodnoty, že musíme být rádi, že v naší Galaxii se zřejmě nic podobného za celou její historii nestalo.

R. Quimby aj. zjistili, že supernova PS1-10afx objevená 31.8. 2010 robotickým dalekohledem Pan-STARRS1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System; sopka Haleakala, Maui, 3 km n.m.) dosáhla v maximu zářivého výkonu 4.10³⁷ W (10 GL_☉), tedy 30x vyššího než je typické pro supernovy třídy Ia. Z červeného posuvu spektrálních čar 1,39 vyplynula vzdálenost supernovy 2,8 Gpc. Existují sice vzácné případy, kdy pozorujeme hypernovy, ale tomu v tomto případě neodpovídal průběh světelné křivky před maximem jasnosti i po něm. Autoři byli však velmi trpěliví a počkali dva roky, až supernova dostatečně zeslábla, načež pomocí Keckova 10m teleskopu pořídili spektrum mateřské galaxie supernovy. Kromě spektrálních čar příslušejících mateřské galaxii o hmotnosti 7 GM_☉ však v témž směru našli méně posunuté čáry [O II], dubletu Mg II a a řadu čar Fe II s červeným posuvem 1,116, což odpovídá vzdálenosti mezilehlé galaxie 2,5 Gpc. To znamená, že bližší galaxie o hmotnosti 7 GM_☉ ležící v témž směru jako supernova působila jako gravitační čočka, která zvýšila více než o řád maximální jasnost supernovy! Autoři prokázali, že šlo o běžnou supernovu třídy Ia, ale zároveň upozornili, že pravděpodobnost takového čočkování se zvyšuje zejména pro velmi vzdálené supernovy.

I. Seitenzahl aj. shrnuli údaje o vývoji epochální supernovy 1987A, jež vzplanula ve Velkém Magellanově mračnu a stala se díky své jasnosti nejlépe studovanou supernovou v dějinách astronomie. Autorům se zdařilo sestrojit bolometrickou světelnou křivku supernovy v intervalu 2,5 – 5,2 let po výbuchu a protáhnout ji přibližně na základě pozorování v pásmu V až do času 11,9 let po výbuchu. Odtud pak odvodili produkce radionuklidů ⁵⁶Ni (0,07 M_☉), ⁵⁷Ni (0,004 M_☉), ⁴⁴Ti (0,55 mM_☉), zatímco u radionuklidů ⁵⁵Co a ⁶⁰Co stanovili pouze horní meze <7 mM_☉ a <0,2 mM_☉. T. Potter aj. odhadli hmotnost rozpínající se obálky supernovy na 10 M_☉ a uvolněnou energii 1,5.10⁴⁴ J. R. Indebetouw aj. využili v r. 2012 rozestavěné mikrovlnné aparatury ALMA ke sledování rozpínající se obálky supernovy v pásmech vlnových délek 0,45 – 2,8 mm (frekvence 107 – 672 GHz) a zjistili tak, že ve vnitřní části obálky kondenzuje prach, jehož hmotnost dosáhla již 0,2 M_☉, takže supernova je evidentně silným dodavatelem prachu do kosmického prostoru. Podobně pozorovali prach v obálce supernovy 1987A G. Zamardo aj. pomocí ALMA na frekvenci 672 GHz a Australského kompaktního radioteleskopu ACTA na frekvenci 44 GHz (vlnová délka 6,8 mm). Určili tak mj. i teplotu prachových zrn 22 K.

Tvorbu prachu ve zplodinách výbuchu supernov potvrdili také C. Gallová aj., kteří zjistili pomocí kamery X-Shooter VLT ESO v pásmu 0,3 – 2,5 μm, že supernova 2010jl (třída IIn; vzdálenost 50 Mpc, zářivý výkon v maximu 19. 10. dosáhl 100 ML_☉) začala produkovat v rozpínající se obálce prach od 40. dne po výbuchu, ale jeho produkce výrazně vzrostla 1,4 roku po explozi a sílila minimálně až do času 2,5 roku. Množství uvolněného prachu dosáhlo hmotnosti 2,6 M_j. Autoři odhadli, že tato supernova dokáže během doby rozptýlit až 0,5 M_☉ prachu do interstelárního prostoru. Dnes už víme, že do zemské atmosféry vlétají interstelární zrna o průměru až 6 μm, přičemž supernovy produkují běžně zrna s průměrem 4 μm, takže supernovám vděčíme nejenom za výskyt celé Mendělejevovy soustavy prvků ve sluneční pramlhovině, ale i za prach, z něhož vznikaly planetesimály.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

Q. Yuan aj. pozorovali pomocí aparatury LAT (Large Area Telescope) družice Fermi SNR RCW 86 (G315.4-2.3) v pásmu energií záření gama 0,4 – 300 GeV po dobu více než 5 let. Jde o poměrně mladý SNR, který nejspíš patří k SN 185 (Cir; 1443-6230). SNR je od nás vzdálen asi 2,5 kpc a má poloměr 15 pc

L. Badin aj. využili zpřesnění vektoru vlastního pohybu SNR Tycho 1572 pomocí HST na určení jeho vzdálenosti od nás 2,8 kpc. Objevili totiž v centroidu rentgenového záření SNR druhou složku dvojhvězdy spektrální třídy G, která pravděpodobně výbuch přežila.

B. Grefenstette aj. zkoumali SNR Cas A (exploze 1680?) pomocí rentgenové družice NuSTAR (pásmo energií 3 – 79 keV) od srpna 2012 do června 2013 souhrnnou expozicí téměř 14 dnů! Odtud odhadli energii výbuchu 2.10⁴⁴ J. Zároveň zjistili, že zatímco Fe II se nachází na vnější straně rozpínající se obálky, tak 80 % radionuklidu ⁴⁴Ti je stále dosti blízko centru rozpínání. Konvenční mechanismus vzniku obálky však předpokládá, že by to mělo být naopak. Anomálie rozložení patrně souvisí se skutečností, že Cas A byla patrně těsná dvojhvězda o hmotnosti 23 M_☉, která způsobila, že jednotlivé produkty exploze se nerozpínaly v podobě souvislé obálky, ale šlo spíše o obří cákání Při výbuchu se uvolnila energie 2.10⁴⁴ J. J. Lee aj. sledovali SNR Cas A pomocí hluboké expozice rentgenové družice Chandra a zpožděných světelných ozvěn na vzdálenějších prachových mračnech. Odtud odvodili, že šlo o výbuch supernovy třídy IIb. Plynoprachová obálka o současném poloměru 3 pc se rozplývá do cirkumstelárního větru průvodce supernovy, jímž je červený veleobr. Předchůdce supernovy se zrodil s hmotností 16 M_☉ a těsně před výbuchem mělo jeho héliové jádro hmotnost už jen 5 M_☉, což znamená, že z 11 M_☉ odnesené hmoty odvál >6 M_☉ silný hvězdný vítr. Energii výbuchu odhadli na 5.10⁴⁴ J.

W. Tian a D. Leahy revidovali vzdálenost SNR G349.7+0.2 ze 22 kpc na 11,5 kpc díky tomu, že se zlepšila představa o struktuře Galaxie a poloze spirálních ramen. To znamená, že SNR patří do 3 kpc ramene Galaxie. Odtud také plyne revidované stáří 1,8 tis. let a nižší energie exploze 2,5.10⁴³ J. Podobná revize čeká také ostatní kinematicky určované vzdáleností objektů jako jsou SNR, pulsary a mezihvězdná mračna H II, pokud se nacházejí blíže než ±12° od hlavní roviny Galaxie a jejich dosavadní vzdálenosti se udávaly >5,5 kpc.

3.3. Obecně o supernovách

P. Mösta aj. propočítali prvních 186 milisekund průběhu výbuchu supernovy vzniklé gravitačním zhroucením hmotné hvězdy (>8 M_☉) po vyhasnutí termonukleárních reakcí v jejich nitru i slupce. Šlo o relativistické magnetohydrodynamické simulace výbuchu ve třech prostorových rozměrech, což dalo podstatně odlišné výsledky, než dosavadní modely 2D. Magnetické jádro hmotné hvězdy o poloměru 900 km rychle rotuje a vytváří úzký osově souměrný výtrysk, který se působením vnějších vlivů rozšiřuje ve větší vzdálenosti od supernovy na dva protilehlé laloky. Při zhroucení hvězdy se uvolní gravitační energie řádu 10⁴⁶ J, z níž 99 % připadá na energetická neutrina, jež unikají téměř rychlostí světla. Pouze 1 % této energie připadá na vlastní rozpínání plynného obalu supernovy II. třídy. Pokud jde o hypernovy (s deficitem zastoupení H a He), tak tento podíl vzrůstá o řád a rychlosti rozpínání dosahují až 15 % rychlosti světla. Indukce magnetického pole jádra hvězdy před výbuchem bývá řádu 100 MT a následkem zhroucení během <15 milisekund se zvedne na 10 TT. To velmi usnadňuje úzkou kolimaci výtrysků.

Kdyby dnes vzplanula tak blízká supernova jako byla SN 1987A, zcela určitě by ji snadno zaregistrovala aparatura IceCube instalovaná v antarktickém ledu na jižním pólu, protože jako první by dorazila energetická neutrina v počtu až tisíce případů během několik desítek sekund. Aparatura by automaticky oznámila astronomům směr příletu těchto neutrin.

Už v r. 1984 přišli I. Iben, I. Tutukov a R. Webbink s nápadem, že supernovy třídy Ia by mohly vznikat také následkem katastrofického splynutí dvou bílých trpaslíků v kontaktní dvojhvězdě. Tento problém teoreticky zkoumali R. Moll aj. na příkladu těsných dvojhvězd, jejímiž členy jsou bílí trpaslíci o hmotnostech 0,96 M_☉ a 0,81 M_☉, resp. 1,06 a 1,20 M_☉.

R. Olling aj. objevili v materiálu z družice Kepler dva případy ze 400 pozorovaných supernov třídy Ia, jež mohly vybuchnout následkem náhlého splynutí dvou bílých trpaslíků typu CO v těsné dvojhvězdě. Jejich světelná křivka po výbuchu to naznačuje, ale na druhé straně by takový výbuch měl být silně nesouměrný, čemuž však ve skutečnosti nebylo. Autoři ukázali, že taková kombinace může vést ke splynutí - a tedy i výbuchu supernovy třídy Ia - i tehdy, když druhou složkou dvojice není bílý trpaslík. V každém případě jde o výbuch silně nesouměrný v prostoru. Bude nejjasnější v tom směru, kde se zplodiny rozpínají nejmenší rychlostí. V porovnání s klasickými supernovami třídy Ia může být jejích zářivý výkon až dvojnásobný.

M. Bertenová aj. uvedli, že oblast výbuchu supernovy iPTF13bvn třídy Ib objevené 16. 6. 2013 snímkoval HST před výbuchem, takže na snímku je vidět předchůdce supernovy. Ukázalo se, že jde o dvojhvězdu, která obsahovala původně dvě složky o počátečních hmotnostech 20 M_☉ a 19 M_☉, jež kolem společného těžiště obíhaly v periodě 4,1 d. Výměna hmoty mezi složkami způsobila, že v čase výbuchu měla původně primární složka hmotnost už jen 3,7 M_☉, zbavila se veškerého vodíku, takže se změnila v héliovou hvězdu. Její poloměr se přitom zvětšil na 32 R_☉. Naproti tomu sekundár se stal Wolfovou-Rayetovou hvězdou o hmotnosti 34 M_☉, svítivosti 234 kL_☉ a efektivní teploty 44 kK, která explodovala jako supernova Ib.

Podobně C. Raskin aj. studovali vznik supernov Ia splynutím dvou bílých trpaslíků typu CO, což vede k osově souměrnému výbuchu tvaru přesýpacích hodin. Použili k tomu výpočetní kód CASTRO (Compressible ASTROphysics), jenž vyžaduje spolupráci 200 tis. procesorových jader a postupné krokování výpočtu po 0,1 milisekundě. Výsledek je ovlivněn jednak poměrem hmotností obou bílých trpaslíků před výbuchem, dále pak škálovou tloušťkou společného disku, množstvím vzniklého radionuklidu ⁵⁶Ni a centrální hustotou zbytku jádra splynutých trpaslíků. Autoři poskytli k ověření na reálných pozorováních výpočty vzhledu světelné křivky a změn spektrálních profilů.

R. Scalzo aj. shromáždili pozorovací údaje o 337 supernovách třídy Ia ve vzdálenostech <2 Gpc a zjistili, že 25 – 50 % z nich vybuchlo, aniž by příslušný bílý trpaslík dosáhl Chandrasekharovy meze! To má závažné důsledky pro používání supernov Ia jako standardních svíček pro kosmologický žebřík vzdáleností. Podobně D. Maoz zjistil, že vůbec není jasné, zda převážná část supernov Ia vzniká výbuchem samotného bílého trpaslíka poblíž Chandrasekharovy meze, anebo spíše splynutím dvou podměrečných bílých trpaslíků, které dosáhnou, či dokonce přesáhnou tuto mez v okamžiku splynutí. Autor dokonce preferuje možnost, že téměř všechny supernovy Ia vznikají splynutím dvou bílých trpaslíků v kontaktní dvojhvězdě. Podobně P. Ruiz-Lapuente poukázal na nesmírnou pestrost projevů supernov Ia, které bývají podměrečné i nadměrečné ve svítivosti, takže ve skutečnosti může jít o celou řadu různých explozivních scénářů, což využívání supernov jako standardních svíček zpochybňuje.

N. Soker aj. se pokusili vysvětlit výbuch supernovy 2011fe (UMa; výbuch 24. 8.; maximum 10 mag; třída Ia; galaxie M101 "Větrník"; vzdálenost 7 Mpc) jenž se lišil od standardního scénáře přebytkem uhlíku (98 %!) v nejrychleji prchajících zplodinách exploze. Ukázali, že ve standardní dvojici bílého trpaslíka a červeného veleobra se bílý trpaslík těsně před výbuchem vnořil do nitra veleobra, takže se roztočil na vysoké obrátky a tím zabránil své explozi, protože odstředivá síla zabránila zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu. Vývoj supernovy po výbuchu prokazoval však řadu dalších zvláštností: nebyl souměrný, nenašel se žádný cirkmustelární materiál ozářený výbuchem, a rozsah hodnot hmotnosti průvodce bílého trpaslíka byl velmi úzký. To podle autorů znamená, že bílý trpaslík vybuchl se zpožděním až 10 mld. let a po dobu 2 mld. let v něm probíhala krystalizace, jež vedla k silnému obohacení vnějších vrstev trpaslíka (odhadovaná hmotnost 0,045 M_☉) právě o uhlík. P. Mazzali aj. sledovali supernovu pomocí HST od časů 13. dnů před výbuchem až po 41. den po výbuchu v pásmech FUV až NIR a poukázali na velmi pomalý náběh k maximu optické jasnosti, neboť zabral celkem 19 d.

J. Smidt aj. se věnovali přibývajícím případům hypernov třídy Ib/c, jež obvykle následují v krátkém intervalu po vzplanutí zábleskového zdroje záření gama (GRB) a dosahují, jak název naznačuje, rekordních zářivých výkonů. K objasnění jejich existence použili simulací pomocí programů RAGE a SPECTRUM vyvinutých v laboratořích Los Alamos. Uvažovali o vůbec nejstarších hmotných (25 – 50 M_☉) hvězdách populace III složených pouze z vodíku a hélia, které musely existovat už v čase ≈200 mil. let po velkém třesku. Mohly existovat ještě i na začátku období reionizace vesmíru, tj. v čase do 500 mil. let po Velkém třesku. K jejich objevu by měl přispět budoucí teleskop JWST, jenž má být vypuštěn v r. 2018. K odhalení, jak obohacování vesmíru produkty výbuchů supernov ovlivnilo vznik dalších pokolení hvězd (populace II a I), by pak měla stačit přehlídka oblohy pomocí infračervené družice WISE, která by mohla pozorovat hvězdy ve stáří 1,2 – 1,6 mld. let po Velkém třesku.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLIX. (2014).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. mája 2017