Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 02. júla 2017
Díky práci D. Leahyho a M. Abdallaha se podařilo podstatně zlepšit údaje o rentgenové dvojhvězdě HZ Her/Her X-1. Autoři využili družice RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) k přesnějšímu odhadu poloměru průvodce degenerované hvězdy v rozmezí 3,7 – 4,3 R☉. Vzdálenost soustavy od nás se zpřesnila na 6,1 kpc. Pak neozářená polokoule průvodce má efektivní teplotu ≈7,8 kK a metalicitu nepatrně nižší než je metalicita Slunce. Hmotnost hvězdy se pohybuje kolem 2,3 M☉ a neutronová hvězda má hmotnost v rozmezí 1,3 – 1,7 M☉. Neutronová hvězda je pulsarem s impulsní periodou 1,2 s a obě složky kolem sebe obíhají v periodě 1,7 d.
P. Brook aj. sledovali radioteleskopy na observatořích Hartebeesthoek v Jižní Africe a v Parkesu v Austrálii v letech 1988-2012 tvary impulsního profilu a rotační periodu pulsaru PSR J0738-4042 (impulsní perioda 0,375 s; sekulární zpomalování -1,15.10-14.s-2; vzdálenost 11 kpc). Na obou stanicích zaznamenávali po celou dobu změny profilu pulsů i kolísání sekulárního brzdění a v září 2005 nezvyklé náhlé zkrácení jeho periody rotace, přičemž se na profilu pulsu objevila nová složka, která se vůči profilu pulsu posouvala v čase. Tento typ změn lze podle názoru autorů vysvětlit pravděpodobným výskytem disku s troskami materiálu po výbuchu supernovy kolem neutronové hvězdy, jež dopadají zpětně do magnetosféry pulsaru. Zkrácení rotační periody v září 2005 nejspíš způsobila srážka planetky s neutronovou hvězdou. Planetka o hmotnosti ≈1012 kg se přitom vypařila a plyn se ionizoval vinou pronikavého záření pulsaru, což ovlivnilo profil impulsu pulsaru. Navíc na záznamech impulsů autoři odhalili podobné - byť slabší - efekty také v letech 1992 a 2010. To přidává uvedenému vysvětlení na věrohodnosti.
Neméně zajímavé jsou i osudy pulsaru B1259-63 (impulsní perioda 0,05 s; stáří 300 kr; vzdálenost 2,3 kpc - nikoliv 1 kpc, jak se dosud uvádělo; zářivý výkon 220 L☉), jenž je členem zákrytové dvojhvězdy s hvězdou hlavní posloupnosti LS 2883 (≈20 M☉; sp. třída pozdní Oe, resp. raná Be, takže je zdrojem silného hvězdného větru; 60 kL☉). Pulsar kolem ní obíhá v periodě 3,4 r po dráze s velkou poloosou >390 mil. km a s nezvykle vysokou výstředností 0,87, takže v apastru se od LS 2883 vzdaluje na 7 au.
Na základě soustavných měření po dobu 23 let totiž R. Shannon aj. ukázali, že obézní hvězda o poloměru 10 R☉ rotuje ekvatoreální rychlostí 280 km/s, což představuje 70 % rychlosti kritické, při níž by se rozpadla odstředivou silou. Následkem rychlé rotace hvězda ztrácí hmotu tempem 4.10-8 M☉/r a vytváří kolem sebe rovníkový exkreční disk, do něhož pulsar vstupuje na dobu asi 100 dnů v okolí periastra své protáhlé eliptické dráhy. Tehdy jsou jeho impulsní profily nepozorovatelné, ale soustava vykazuje silné spojité rádiové záření i záření vysokých energií. To vše vede k růstu oběžné doby pulsaru, ale také k precesi jeho orbitální roviny, která svírá s osou rotace hvězdy úhel ≈35°. Celá soustava vykazuje rychlý vlastní pohyb, který zpětně poukazuje na její vznik v mladé hvězdné asociaci Cen OB1, jejíž centrum má souřadnice 1258-6228 (galaktické souřadnice l = 303,7°; b = 0.5°), a jež na obloze zabírá plochu 4° x 4°. Vlastní pohyb pulsaru má složky -0,006″/r v rektascensi a -0,004″/r v deklinaci. To odpovídá příčné rychlosti pulsaru 60 km/s vůči těžišti asociace a úniku z jejího centra před 300 kr, ve shodě se stářím určeným z decelerace rotační periody pulsaru. Předchůdce pulsaru měl počáteční hmotnost ≈30 M☉ a vzniklá neutronová hvězda dostala přitom počáteční rychlost ≈100 km/s vůči těžišti asociace.
Snad vůbec nejpodivuhodnější chování pulsaru odhalili A. Papitto aj. v široké mezinárodní spolupráci astronomů z Evropy, Severní Ameriky a Austrálie. Koncem března 2013 objevila družice INTEGRAL (ESA) přechodný rentgenový zdroj IGR J1824-2452 v kulové hvězdokupě M28 (Sgr; 8 mag; 5,5 kpc; 550 kM☉; 12 Gr), v níž byl už dříve objeven celý tucet milisekundových rádiových pulsarů. O nich víme, že vznikají z dvojhvězd, v níž jednu složku tvoří rotující neutronová hvězda, a druhou málo hmotná hvězda vyplňující svůj Rocheův lalok. Odtud přes Lagrangeův bod L1 proudí plyn v úzkém paprsku k povrchu neutronové hvězdy, čímž ji roztáčí na vysoké obrátky. Vzniká tak rentgenová dvojhvězda typu LMXB, a když dodávka plynu ustane, změní se na milisekundový rádiový pulsar, o jehož usměrněné protilehlé výtrysky rádiového záření se postará rotující magnetické pole neutronové hvězdy.
Koho by napadlo, že u jednoho objektu budeme pozorovat střídavě obě polohy: zhruba měsíc se neutronová hvězda chová jako milisekundový rentgenový pulsar, a pak přibližně na týden se změní na milisekundový rádiový pulsar. Tyto režimy se opakovaně, byť nepravidelně, střídají. Rentgenový zářivý výkon v energetickém pásmu 0,3 – 10 keV se podle měření družice Swift pohybuje na úrovni řádu 1029 W. Pomocí družice Newton se podařilo změřit jeho impulsní periodu 3,9 ms. Z dlouhodobého sledování v tomto režimu se autorům podařilo určit, že kolem pulsaru obíhá sekundární složka o hmotnosti >0,17 M☉ v periodě 11 h. Koncem dubna 2013 však začalo rentgenové záření slábnout, a naopak se v téže poloze objevilo impulsní rádiové záření se shodnou impulsní periodou i oběžnou periodou. Autoři proto prohlédli archivní záznamy z družic Chandra, Newton, Swift a INTEGRAL, jakož i záznamy z rádioteleskopů GBT, ATCA, Parkes a WSRT. Zjistili, že od července 2002 do konce května 2013 se překlopení chování pulsaru odehrála mnohokrát. To lze vysvětlit kolísáním tempa přetoku hmoty na neutronovou hvězdu. Pokud je tato hodnota vyšší než 10-14 M☉/r, pozorujeme pulsující rentgenový signál, ale jakmile přetok pod tuto hodnotu klesne, objeví se pulsující rádiový signál.
Jeden z prvních objevených pulsarů B0531+21 v Krabí mlhovině (Tau; impulsní perioda 0,034 s; zářivý výkon 5.1031 W; vzdálenost 2 kpc) je zároveň jedním z mála, u nichž známe přesné datum jeho narození: při výbuchu supernovy počátkem července r. 1054. Byl objeven jako pulsar již v r. 1968 a v r. 1969 se ukázalo, že pulsuje i ve viditelném oboru spektra. V r. 1993 se podařilo objevit pulsace také v oboru záření gama (≈10 GeV) a v r. 2008 i při energiích >25 GeV. Dnes lze tedy pozorovat jeho impulsy v rozsahu přes 16 řádů energie fotonů elektromagnetického spektra. Nyní však více než stohlavý mezinárodní tým (J. Aleksic aj.) pracující s teleskopy MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov: 2 zrcadla o průměru 17 m na ostrově La Palma; 2,2 km n.m.) uveřejnil zprávu, že pozorovali pulsy až do energií 400 GeV. K tomu mohli přidat také pozorování družicí Fermi, jež měří až do energií >300 GeV. Během jedné otočky neutronové hvězdy jsou vidět ve skutečnosti dva pulsy; první ve fázi -0,017 – 0,026, a druhý ve fázi 0,377 – 0,422. Pulsy pocházejí z protilehlých směrů magnetického dipólu. V záznamech však objevili i vysokoenergetické záření v ostatních fázích rotace, což je fakticky jakési přemostění mezi oběma magnetickými póly. Autorům se nezdařilo najít kloudné fyzikální vysvětlení pro tak vysoké energie v impulsech a stejně záhadná je i existenci zmíněného přemostění.
L. Zampieri aj. využili k přesnému změření rotační periody pulsaru v Krabí mlhovině rychlého čítače fotonů Iqueye, který připojili k 3,6 teleskopu NTT na La Silla (ESO). Tím dokázali určovat fáze impulsu s přesností ±1 μs a délku rotační periody s přesností na 0,5 pikosekundy. Zjistili tak, že v lednu 2009 se optický impuls předbíhal proti rádiovému o 240 μs, kdežto v prosinci téhož roku jen o 160 μs.
Již dlouho je známo, že některé pulsary vykazují čas od času náhlé skoky (zkrácení rotační periody), zatímco prakticky všechny pulsary svou rotační periodu dlouhodobě (sekulárně) prodlužují vlivem brzdění vnějšími silami. Skoky zatím nemají jednoznačně přijaté vysvětlení, i když se většinou soudí, že jádro neutronové hvězdy je supratekuté a rotuje rychleji než kůra hvězdy. Čas od času se stane, že kůra se skokem přizpůsobí této rychlejší rotaci. Mezi nejčastěji skákající pulsary patří právě pulsar v Krabí mlhovině a dále pulsar Vela X (J0835-4510) v souhvězdí Plachet. S. Sasmaz Mus aj. však objevili v pětiletém archivu rentgenové družice RXTE u anomálního pulsaru AXP 1E 1841-045 (=SNR Kes 73; impulsní perioda 11,8 s) během necelého roku nejprve skok v periodě s relativní velikostí -5.10-6, a následně "antiskok", tj. prodloužení periody s relativní velikostí 6.10-7. Jde o vůbec první případ antiskoku u pulsarů. To je tedy nečekaná komplikace, která by znamenala, že v tomto případě supratekuté jádro neutronové hvězdy rotuje pomaleji než kůra, anebo je všechno jinak. Anomální pulsary totiž rotují pomalu vinou extrémně vysoké indukce magnetického dipólu řádu až 100 GT.
E. Bellm aj. změřili díky rentgenovým družicím magnetickou indukci 7.108 T na povrchu binárního pulsaru GRO J1008-57 (impulsní perioda 94 s; vzdálenost 6 kpc), který nabírá hmotu od hmotného průvodce sp. třídy B0, kolem něhož obíhá v periodě 248 d. Jde o nejvyšší hodnotu indukce pro tento typ pulsarů s velmi hmotným průvodcem.
T. Tauris a E. van den Heuvel studovali možný scénář vzniku milisekundového pulsaru J0337+1715 (impulsní perioda 2,7 ms; vzdálenost 1,3 kpc), o němž jsem psal již v odst. 2.7. tohoto přehledu, že jde o hierarchickou soustavu, tvořenou neutronovou hvězdou a dvěma bílými trpaslíky. Kolem neutronové hvězdy o hmotnosti 1,44 M☉ obíhá bílý trpaslík o hmotnosti 0,2 M☉ v periodě 1,6 d. Druhý bílý trpaslík o hmotnosti 0,4 M☉ se pohybuje kolem barycentra těsné dvojice v periodě 327 d. Všechny tři hvězdy započaly svou společnou existenci před 10,5 mld. let s počátečními hmotnosti 10 M☉; 1,1 M☉ a 1,4 M☉, přičemž první a druhá složka zpočátku obíhaly kolem barycentra v periodě 2,3 let, zatímco třetí složka v periodě 11 let.
První složka se vyvíjela nejrychleji, takže jako první opustila hlavní posloupnost a vinou silného rozpínání nakonec zalila celou trojhvězdu společnou plynnou obálkou. V brzdícím prostředí se během 2 mil. let snížily oběžné periody prvních dvou složek na 2,5 d a třetí složky na 17 d. Po druhé výměně hmoty mezi prvními dvěma složkami, tj. za 25 mil. let po vzniku trojhvězdy, vybuchla první (původně suverénně nejhmotnější složka) jako supernova a její husté jádro se zhroutilo na neutronovou hvězdu. Tak došlo ke vzniku rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností průvodce (0,2 M☉) a oběžnou periodou 1,5 d, zatímco třetí složka rovněž ztrácející hmotu se vzdálila a obíhala v periodě 250 d. Za 5,5 mld. let od vzniku se dráhy přežívajících složek 2 a 3 změnily na kruhové, takže systém je nyní už dlouhodobě velmi stabilní. Pouze efektivní teplota vzdáleného bílého trpaslíka vytrvale klesá - za posledních 5 mld. let vychladl z tehdejších 18 kK na pouhé 4,3 kK. Podle S. Ransona aj. se soustava dobře hodí pro ověřování silného principu ekvivalence v obecné teorii relativity. Ve skutečnosti lze tuto teorii podle názoru autorů ověřovat s vysokou přesností právě pomocí relativně vzácných tripletů, kterých lze v Galaxii objevit necelou stovku. Zatímco např. Einsteinův silný princip ekvivalence lze v hierarchickém tripletu Země-Měsíc a Slunce ověřovat s relativní přesností 0,1 %, hierarchické triplety pulsarů mohou přesnost tohoto ověřování zvýšit o plné dva řády.
Jak ukázali E. Fonseca aj., může k ověřování obecné teorie relativity s přesností 0,17 % posloužit také pulsar B1534+12 sledovaný jíž 22 roků (impulsní perioda 0,038 s; 1,33 M☉; vzdálenost 105 pc), jehož průvodce o nepatrně vyšší hmotnosti je rovněž neutronovou hvězdou. Obě složky obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 10 h po výstředné dráze (e = 0,27) o délce velké poloosy >1 mil. km. Relativistické zpoždění signálů na povrchu pulsaru dosahuje snadno měřitelné hodnoty 2,1 ms.
U. Pen aj. pozorovali jasný pulsar 0834+06 (impulsní perioda 1,3 s; 640 pc) avantgardní metodou pozorování rozptylu jeho signálů na interstelárních mračnech skvrnkovou interferometrií VLBI mezi 305m radioteleskopem v Arecibu a 100m radioteleskopem v Green Banku (délka základny 2,5 tis. km). Příslušné interstelární mračno bylo od Slunce vzdáleno 415 pc. Vzdálenosti mezi interstelárními skvrnkami činily kolem 5 au. Dosáhli tak neuvěřitelného lineárního rozlišení u pulsaru (18 ±2) km, čili úhlového rozlišení 50 obl. pikovteřin (!), o dva řády lepšího než u standardní rádiointerferometrie VLBI.
L. Pavanová aj. objevili kolimované výtrysky u pulsaru IGR J1101-6103 ("Majáková mlhovina"; SNR MSH 11-61A; vzdálenost 7 kpc; zářivý výkon 1030 W) v mlhovině pulsarového větru, které směřují kolmo ke směru vlastního pohybu pulsaru, jenž se vůči těžišti SNR děje nadzvukovou rychlostí (>1 tis. km/s). Taková možnost prudkého nakopnutí neutronové hvězdy při výbuchu supernovy byla teoretiky předvídána, a tady se jasně potvrdila. K výbuchu supernovy došlo zhruba před 15 tis. lety. Nikdo však neočekával, že i při změřené vysoké rychlosti úprku neutronové hvězdy z místa, kde zůstal SNR, vzniknou výrazné vysokoenergetické výtrysky, navíc ve směru kolmém k prodírání neutronové hvězdy interstelárním prostředím. Výtrysky mají délku >11 pc; energetické částice v nich se pohybují rychlostmi ≈0,8c šroubovitě po plášti precesního kužele o vrcholovém úhlu 9° a v precesní periodě 66 let. Výtrysky pozorovala jen rentgenová družice Chandra. SNR a pulsarová mlhovina hvězdného větru byla pozorována radioteleskopem ATCA na frekvenci 2 GHz (150 mm). Naprostou záhadou však zůstává, proč se neutronová hvězda pohybuje prostorem ve směru, který tak dramaticky nesouhlasí se směrem osy jejího magnetického dipólu.
Vysoká stabilita rotačních period milisekundových pulsarů umožňuje v principu zaznamenávat gravitační vlny šířící se vesmírem. V široké mezinárodní spolupráci IPTA (International Pulsar Timing Array) osmi radioastronomických observatoří v USA, Evropě, Indii a Austrálii se tak již před deseti lety začalo sledovat na 50 milisekundových pulsarů s cílem objevit variace period vyvolaných průchodem gravitačních vln kolem pulsarů. Podle T. Dolche aj. přicházejí nejstabilnější signály od binárního milisekundového pulsaru PSR J1713+0747 (impulsní perioda 4,5 ms; 1,3 M☉ + 0,3 M☉; vzdálenost 1,1 kpc), u něhož se podrobně studují případná krátkodobé zakolísání periody v intervalech od 1 h do 24 h.
J. Swiggum aj. využili dosud nejcitlivější přehlídky PALFA (Pulsar Arecibo L-band Feed Array) v pásmu 1,4 GHz, pomocí 305m radioteleskopu, jež pokryla galaktické délky v intervalech 32° - 77° a 168° - 214° pro pulsary s galaktickou šířkou <5° k odhadu celkového počtu standardních rádiových pulsarů v Galaxii: 82 – 143 tisíc. Milisekundových pulsarů může být 9 – 100 tisíc. Odvážnější odhady se pohybují kolem 107 tis. standardních a 15 tis. milisekundových pulsarů.
P. Caraveová upozornila na významný pokrok v počtu objevených milisekundových pulsarů, které vysílají impulsy také v pásmu gama. Když byly pulsary objeveny, tak v první dekádě 70. let minulého století jsme znali jen dva osamělé pulsary s měřitelnou složkou impulsů v pásmu gama, tj. pulsar v Krabí mlhovině (B0531+21; impulsní perioda 0,034 s) a pulsar Vela (B0833-45; 0,089 s). Přesto právě tyto případy přispěly významně k pochopení fyzikální struktury neutronových hvězd a vlastností jejích magnetosfér. Pak však v r. 1975 přišel naprosto nečekaný objev objektu Geminga (Gem, 0633+1746) zářící výhradně v oboru záření gama. Teprve od r. 1991 však víme díky družici ROSAT, že jde o vysokoenergetický pulsar s impulsní periodou 0,237 s. V té době byl už znám i jeho optický protějšek jako objekt 25 mag. Teprve v r. 1997 se podařilo objevit i jeho rádiovou impulsní složku. Geminga tedy dnes slouží jako Rossetská deska pro rozluštění záhady, proč osamělé neutronové hvězdy vysílají usměrněné svazky zářivé energie v celém rozsahu elektromagnetického spektra. Pokroky techniky umožnily do r. 2011 objevit už celou stovku takových případů v naší Galaxii. Mezi nimi čím dál tím častěji figurují jak osamělé, tak i binární milisekundové pulsary. V současné době je takto energetických pulsarů známo již 150 a dlouhodobá měření ukazují na to, že toky vysokoenergetické složky záření gama se dlouhodobě výrazně mění. Interpretace těchto měření nepochybně přispěje k lepšímu pochopení struktury a a vývoje rychle rotujících neutronových hvězd a jejich interakce s pulsarovými mlhovinami vytvářenými hvězdným větrem.
Jak uvedli T. Johnson aj., díky aparatuře LAT družice Fermi se zdařilo objevit již 40 vysokenergetických milisekundových pulsarů. Jejich dlouhodobé sledování umožňuje daleko lépe než u klasických rádiových pulsarů zjišťovat geometrii výtrysků v různých oborech elektromagnetického spektra vyvolaných silným dipólovým magnetickým polem neutronové hvězdy. Tak se podařilo najít výtrysky, které jsou uvnitř emisního kužele v podstatě prázdné a většina toku pochází z pláště emisního kužele. Současně se potvrzuje synchronizace signálů v pásmu gama a v pásmu rádiových vln.
To, co se však teoretiky překvapilo zásluhou téže družice Fermi, jsou naprosto rozdílné oblasti vzniku rádiového a gama záření. Rádiové signály vznikají těsně nad výstupy magnetického dipólu neutronové hvězdy v hustém plazmatu tvořeném elektronovými-pozitronovými páry. Naproti tomu vysokoenergetické záření gama objevené družicí Fermi již u 150 pulsarů, které většinou podobně jako prototyp Geminga vůbec nezáří rádiově, pochází z oblasti vysoko na rovníkem neutronové hvězdy, přičemž rotační a magnetická osa spolu prakticky vždy svírají ostrý úhel.
To však ještě není konec příběhu, jak ukázali B. Stappers aj. při soustavném sledování binárního milisekundového pulsaru PSR J1023+0038 (Sex; 17 mag; rotační perioda 1,7 ms; 592 obrátek/s; hmotnost průvodce 0,2 M☉; oběžná perioda 5 h; kruhová dráha o poloměru >100 tis. km; vzdálenost 1,4 kpc), protože rádiový signál pulsaru v rozsahu frekvencí 0,3 – 5 GHz (vlnové délky 0,06 – 1,0 m) v polovině června 2013 zmizel, zatímco ve stejnou dobu se intenzita signálu v pásmu záření gama zpateronásobila! S. Tendulkar aj. pozorovali pulsar pomocí rentgenové družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array; rozsah energií 3 – 79 keV) od doby těsně před tímto zvratem až do října 2013. Zpočátku dosahoval rentgenový zářivý výkon pulsaru 7.1025 W, ale v době zvratu stoupl až na 1.1027 W, a do října poklesl na 6.1026 W. Zvrat byl způsoben vznikem akrečního disku kolem neutronové hvězdy.
G. Leung aj. nalezli v datech družice Fermi pulsní signály v oboru energetického (>25 GeV) záření gama již pro 12 milisekundových pulsarů. Mezi nimi vyniká pulsar Vela (J0835-4510; 24 mag; impulsní perioda 89 ms; vzdálenost 300 pc), kde během více než pěti let pozorování družicí Fermi byly v impulsech vzácně zaznamenány fotony záření gama s energiemi až 90 GeV.
H. An aj. shrnuli dosavadní výsledky pozorování rentgenové družice NuSTAR, která v pásmu energií 3 – 79 keV dosahuje o dva řády lepšího úhlového rozlišení než všechny předešlé družice pro toto energetické pásmo. Od svého vypuštění v červnu 2012 tak objevila 4 magnetary, 2 pulsary roztáčené jednosměrným dopadem materiálu z průvodců, a kataklyzmickou proměnnou dvojhvězdu AE Aqr (12 mag; bílý trpaslík + K4-5 V; 0,01 R☉ + 0,8 R☉; 0,6 + 0,4 M☉; oběžná perioda 10 h; velká poloosa dráhy 1,6 mil. km; vzdálenost 90 pc). Červený trpaslík zásobuje bílého trpaslíka dodávkou vodíku tempem 7.1010 kg/s! Družice také potvrdila, že poblíž centra Galaxie se nachází přechodný magnetar SGR J1745-29 a odhalila, že tento objekt pulsuje v rentgenovém pásmu s periodou 3,8 s, což je pravděpodobně rotační perioda silně magnetické neutronové hvězdy. Podle N. Rea dokážeme laboratorně vytvořit magnetická pole maximálně o indukci 100 T. Naproti tomu na povrchu některých magnetarů dosahuje indukce silných magnetických polí řádu až až 100 GT!
A. Kong aj. studovali pomocí rentgenových družic s vysokým úhlovým rozlišením a také obřími optickými dalekohledy neidentifikovaný zdroj 2FGL J1653-0159 v katalogu družice Fermi a tak objevili, že jasnost zdroje v rentgenové i optické oblasti periodicky kolísá ve shodné periodě 75 min. Odtud usoudili, že jde o binární milisekundový pulsar s malou hmotností průvodce (<0,1 M☉), který v této periodě obíhá kolem neutronové hvězdy, a mocným zářením pulsaru je doslova vysáván. Těmto objektům se začalo říkat černé vdovy podle drobných pavouků, kde samička po kopulaci posnídá samečka. Pulsar sice nevysílá rádiové záření, ale autoři na základě pozorování v pásmu gama, rentgenovém a optickém odhadli, že rotační perioda neutronové hvězdy činí asi 2 ms. Pokud se tato hodnota nakonec potvrdí, je zmíněný pulsar zatím nejkompaktnější černou vdovou, jejíž rychlá rotace je výsledkem jednosměrného dopadu vysávané látky průvodce na povrch neutronové hvězdy.
Podle H. L. Chena aj. bylo zatím bylo v Galaxii objeveno na tři tucty černých vdov, ale přibývá i podobných binárních pulsarů, kde má vysávaný průvodce hmotnost >0,1 M☉. Tato nová podskupina rychle rotujících binárních pulsarů se v astrofyzikálním žargonu nazývá podle velkého australského smrtelně jedovatého pavouka Latrodectus hasselti, jehož samička má na hřbetě nápadnou červenou skvrnu ve tvaru přesýpacích hodin. Také ona po kopulaci drobnějšího samečka sežere. Tak vznikl těžko přeložitelný anglický název pro zmíněné pulsary s hmotnějším průvodcem: redback (rudohřbítek?).
Dalšího rudohřbítka objevili D. de Martino aj. v podobě rentgenové dvojhvězdy třídy LMXB (Low-Mass X-ray Binary) XSS J1227-4859 (vzdálenost 1,9 kpc), která je pozorovatelná v pásmech záření gama, rentgenového i opticky. Po dobu 20 let byla v nízkém stavu a dále zeslábla během roku 2012. Jenže v r. 2014 se náhle vynořil rádiový pulsar s impulsní periodou 1,7 ms (588 obr/s !) a navíc se podařilo pozorovat spektrum průvodce, kterým je hvězda, jejíž spektrální třída kolísá mezi F5 V a G5 V, což svědčí o proměnném ozařování průvodce pulsarem. Již značně otrhaný průvodce o hmotnosti <0,1 M☉ obíhá kolem neutronové hvězdy s hmotností 1,4 – 3 M☉ v periodě necelých 7 h po dráze skloněné pod úhlem 55° k zornému paprsku. To znamená, že otrhávání průvodce probíhá přerušovaně; v nízkém stavu mizí akreční disk kolem neutronové hvězdy a přenos z disku na povrch neutronové hvězdy ustává. S ohledem na velkou hmotnost neutronové hvězdy je možné, že pozorujeme rudohřbítka již na sklonku jeho zásobování pulsaru vodíkovým plynem.
J. Schroeder a J. Halpern studovali parametry zákrytového binárního pulsaru PSR J2215+5135 (impulsní perioda 2,6 ms; zářivý výkon 6.1027 W; vzdálenost 3 kpc; hmotnost průvodce 0,2 M☉; oběžná doba 4,2 h), což jim umožnilo změřit rekordní hmotnost neutronové hvězdy 1,75 M☉. Jde zároveň o nejnovější přírůstek do nově definované skupiny rudohřbítků.
R. MacDonaldová aj. sledovali po dobu 10 let světelnou křivku zákrytové rentgenové dvojhvězdy V4641 Sgr souběžně v rentgenovém pásmu a opticky. Dvojhvězda se v době, kdy je rentgenově tichá, nachází ve dvou odlišných optických stavech. Po 85 % rentgenově tiché fáze má opticky stabilní světelnou křivku, a jen během 15 % trvání fáze jeví krátkodobá zjasnění. Autoři využili měření ze stabilní světelné křivky k určení podstatně správnější hodnoty vzdálenosti soustavy od nás: (6,2 ±0,7) kpc a odtud pak odvodili nové fyzikální parametry dvojhvězdy. Rentgenový zákryt trvá 1,6 h a obě složky obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 2.8 d po kruhové dráze o poloměru 12 mil. km. Primární složkou je hvězdná černá díra o hmotnosti 6,4 M☉ a sekundární složka patří mezi obry sp. třídy B9 III (5,3 R☉; 2,9 M☉; 10 kK) s rychlou ekvatoreální rotací 211 km/s.
M. Bachetti aj. využili rentgenové družice NuSTAR k určení povahy dvou extrémně zářivých rentgenových zdrojů v galaxii M82 (UMa; vzdálenost 3,6 Mpc). Zdroj ULX M82 X-1 dosahuje v pásmu energií 0,3 – 10 keV zářivého výkonu 1034 W, zatímco přechodný zdroj M82 X-2 nanejvýš 2.1033 W. Z toho autoři usoudili, že zatímco X-1 představuje dvojhvězdu, v níž hmotnější složka je hvězdnou černou dírou, v případě X-2 stačí k vysvětlení rentgenového výkonu neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M☉. V obou případech ovšem akrece hmoty na degenerovanou složku přesahuje výrazně (až o dva řády) teoretickou Eddingtonovu mez, je je definována jako rovnováha mezi silou vyzařování a gravitací objektu. Jakmile degenerovaná složka dvojhvězdy překročí tuto mez, vede to k silnému hvězdnému větru či spíše hvězdné vichřici.
E. Aliusová aj. pomocí aparatury VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; Mt. Hopkins, Arizona) zjistili, že ve směru k rentgenovému zdroji Cygnus-X. který patří mezi velmi aktivní oblasti vzniku hvězd, se nachází již dříve objevený plošný zdroj MGRO J2019+37, jenž je ve skutečnosti dvojitý. Skládá se z jasné plošné složky VER J2019+368 o úhlovém průměru 1°, a z mnohem slabší téměř bodové složky VER J2016+371, odpovídající pozůstatku po supernově CTB 87. Slabá složka září v pásmu energií paprsků gama 0,65 – 10 TeV. Její zářivý tok poměrně rychle klesá s rostoucí energií fotonů gama. Pravděpodobně jde o záření větru pulsaru, který se nachází uvnitř SNR CTB 87. Naproti tomu jasná plošná složka zahrnuje i mladý pulsar J2021+3651 a kolébku hvězd Sh 2-104. Její energetické spektrum pokrývá pásmo 1 – 30 TeV a s rostoucí energií fotonů klesá povlovně. Jde fakticky o jeden z nejtvrdších zdrojů záření gama na celé obloze. Autoři se domnívají, že k záření jasné složky přispívá jak mladý pulsar, tak i zmíněná hvězdná kolébka.
V. Neustroev aj. zjistili, že rentgenový zdroj Swift J1753-0127, který vzplanul v r. 2005, měl zpočátku spojité spektrum bez čar, ale optická a ultrafialová pozorování odhalila mezi lety 2012-2013 neobyčejně široké a rozdvojené profily emisních spektrálních čar v optickém a ultrafialovém spektru. Přes emise se překládaly úzké absorpce jevící synchronní kolísání vlnových délek vinou Dopplerova jevu. Odtud odvodili oběžnou dobu 2,8 h sekundární složky třídy LMXB kolem primární černé díry s hmotnosti <5 M☉. Lineární rychlost oběhu hvězdy dosahuje 380 km/s. Samotná hvězdná černá díra má určitě hmotnost <5 M☉, takže jde o zatím nejnižší zjištěnou hmotnost pro hvězdnou černou díru, a jednu z nejkratších oběžných dob pro průvodce černé díry.
A. Devi a K. Singh objevili na základě pozorování rentgenové družice Chandra v eliptické galaxii NGC 3384 (Leo, 11 mag; vzdálenost 11 Mpc) objekt X-8, jenž má stálý bolometrický zářivý výkon 2.1032 W. Podle autorů jde o záření z akrečního disku kolem hvězdné černé díry, jenž svítí na úrovni 60 % Eddingtonovy meze a černá díra dosahuje hmotnosti ≈30 M☉!
L. Gou aj. změřili s vysokou přesností extrémně rychlou rotaci hvězdné černé díry Cyg X-1, neboť její spin a >0,983. Objekt je členem rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB (High-Mass; vzdálenost 1,9 kpc;). Druhým členem soustavy je hvězda HDE 226868, jež patří mezi modré veleobry sp. třídy O9.7 Iab (efektivní teplota 31 kK; 20 R☉; 15 M☉; 400 kL☉; stáří ≈ 5 Mr). Obě složky obíhají kolem barycentra soustavy po přibližně kruhových drahách o poloměru 0,2 au v periodě 5,6 d, takže hmotnost černé díry se dá odtud odhadnout na 15 M☉. Černá díra je obklopena silně zářícím akrečním diskem a připomíná tak černé díry v galaxiích s aktivním jádry (třída AGN). Proto ji astrofyzikové řadí mezi mikrokvasary. Jde patrně o dosud nejlépe prozkoumanou hvězdnou černou díru vůbec.
V r. 1977 přišli K. Thorne a A. Žitkowová s domněnkou, že když se v těsné dvojhvězdě sejde červený obr či veleobr s neutronovou hvězdou, tak se k sobě obě hvězdy budou vlivem různých efektů postupně přibližovat a nakonec během stovek let splynou (na objekt T-Ž) a neutronová hvězda se po spirále dostane do kontaktu s jádrem obra či veleobra. Pokud součet hmotnosti jádra a neutronové hvězdy převýší Tolmanovu-Volkoffovu-Oppenheimerovu mez (1,5 – 3,0 M☉), tak se obě tělesa zhroutí na hvězdnou černou díru. Jestliže však na tuto mez nedosáhnou, tak v centru veleobra bude spočívat utopená hustá neutronová hvězda, zatím veleobr by se mohl navenek tvářit, že se mu nic zvláštního nestalo. Povrch neutronové hvězdy však mívá teplotu >1 GK, takže v obalu velobra počnou probíhat exotické termonukleární reakce, jejichž zplodiny se projeví ve spektru objektu. E. Levesqueová aj. pozorovali v r. 2014 v Malém Magellanově mračnu spektrum červeného veleobra s nečekaně vysokou hmotností HV 2112 a s nápadným přebytkem Li a některých těžších prvků. Jde zatím o nejlepšího kandidáta na objekt T-Ž. Oba astrofyzikové se objevu dožili; A. Žytkowová se po 37 letech od předpovědi podílela na objevu jako spoluautorka.
Q. Cheng a Y. W. Yu zjistili pomocí modelových výpočtů, že zrodivší se horká rychle rotující neutronová hvězda se může vzápětí během desítek minut proměnit v magnetar. Za předpokladu, že kompaktní hvězda vykazuje diferenciální rotaci podobně jako Slunce, které na rovníku rotuje nejrychleji, a směrem k pólům klesá jeho rotační rychlost až o 40 %, vzniká v kompaktní neutronové hvězdě dipólové magnetické pole o indukci řádu 10 MT. To pak indukuje vinou diferenciální rotace toroidální magnetické pole o indukci až 10 TT. Během několika minut se tak na povrchu zesílí dipólové magnetické pole až na 100 GT. Takto zmagnetovaná neutronová hvězda prodlouží svou rotační periodu na ≈5 ms, neboť vyzáří gravitační vlny vinou asymetrie způsobené vnitřním toroidálním magnetickým polem. Autoři tvrdí, že díky tomuto mechanismu lze vysvětlit, proč neutronové hvězdy vznikající během záblesků záření gama (GRB) i supersvítivé supernovy se mohou stát milisekundovými pulsary.
H. Tong zjistil, že pozorované náhlé zpomalení rotační periody magnetaru 1E 2259+586 (tzv. antiskok) způsobil silný hvězdný vítr z rychle rotující neutronové hvězdy, který snižuje energii rotace hvězdy, takže se zdánlivě skokem zpomalí. Ve skutečnosti jde o plynulé brzdění, jenže měření rotační periody neprobíhají nepřetržitě, takže proto vznikl dojem náhlého skoku. Y. Huang a J. Geng však usoudili, že antiskok mohla způsobit srážka malého tuhého tělesa o hmotnosti ≈1018 kg (planetesimála?) s neutronovou hvězdou o hmotnosti 1,4 M☉ a rotační periodě 7 s, jejíž magnetická indukce činí 6 GT. (Za magnetary se považují neutronové hvězdy s indukcí >4,4 GT.). K podobnému závěru o srážce s retrográdně se pohybujícími planetesimálami dospěl nezávisle J. Katz. Přitom tento magnetar vzdálený od nás ≈4 kpc předtím vykázal klasické skoky (zrychlení rotace způsobené impulsem vnitřní suprakapaliny neutronové hvězdy na její tuhou kůru) v letech 2002 a 2007. Antiskoky se pozorují též u klasického magnetaru SGR 1900+14. U objektu PSR J1846-0258, jenž představuje rozhraní mezi klasickými pulsary a magnetary, došlo k výraznému zpomalení rotace během jeho zjasnění, v souladu s představou o brzdění zesíleným hvězdným větrem.
S. Olausen a V. Kaspiová vydali katalog magnetarů, který obsahuje zatím jen 26 položek. Jejich předchůdci jsou hmotné hvězdy sp. třídy O, jež se vyskytují poblíž galaktické roviny ve škálových výškách <10 – 31 pc.
X. F. Zhao a H. Y. Jia poukázali na extrémně vysokou hodnotu gravitačního červeného posuvu na povrchu neutronové hvězdy PSR J0348+0432 (Tau; rotační perioda 0,04 s; vzdálenost 2,1 kpc), kolem níž obíhá bílý trpaslík o poloměru 45 tis. km a hmotnosti 0,17 M☉ v periodě 2,4 h ve vzdálenosti 0,8 mil. km. Z gravitačního červeného posuvu ve spektru neutronové hvězdy 0,35 – 0,41 z vyplývá poloměr neutronové hvězdy 12,1 – 13,0 km a rekordní hmotnost 2,0 M☉. Opět se tak ukázalo, že hmotnost neutronových hvězd může být až o 80 % vyšší než Chandrasekharova mez.
P. Freire a T. Tauris ukázali, že rychle rotující bílí trpaslíci mohou překročit Chandrasekharovu mez (≈1,4 M☉), aniž by se gravitačně zhroutili na neutronové hvězdy. Jakmile však skončí akrece plynu z jejích průvodců, tak se začnou brzdit a zhroutí se rovnou na milisekundové pulsary. Náhlé uvolnění vazebné gravitační energie způsobí, že takové pulsary mají velmi protáhlé eliptické dráhy kolem barycentra soustavy. Zdá se, že takové soustavy vskutku existují, neboť v r. 2013 byly objeveny milisekundové pulsary PSR J1946+3417 a J2234+06, které mají krátké impulsní periody ≈3 ms a hmotnosti průvodců 0,24 M☉. Obíhají kolem barycentra soustavy v periodách ≈30 d po drahách s výstředností 0,13, což je v souladu s modelovými výpočty obou autorů pro gravitační zhroucení hmotných bílých trpaslíků typu ONeMg na neutronovou hvězdu, aniž by došlo k výbuchu supernovy. Odložení hroucení způsobuje okolnost, že velmi hmotný bílý trpaslík je akrecí plynu roztočen na vysoké obrátky a tím se vyhne běžnějšímu výbuchu supernovy třídy II (kolapsar).
Obdobně H. Falcke a L. Rezzolla přišli s domněnkou, že záhadné rychlé rádiové záblesky (FRB) mohou pocházet od mimořádně hmotných neutronových hvězd, jež odolávají okamžitému zhroucení na hvězdnou černou díru proto, že velmi rychle rotují. I tyto objekty se po tisících až miliónech let postupně zbrzdí a pak se náhle zhroutí na černé díry jako tzv. blitzary, přičemž vyzařují jak zmíněné kratičké rádiové záblesky, tak silné gravitační vlny.
K. Wiersema aj. sledovali v optickém oboru podrobně dosvit GRB 121024A (poloha 0442-1217; vzdálenost 3,3 Gpc) pomocí aparatur GROND (Gamma-Ray burst Optical/Near-infrared Detector) na La Silla a FORS 2 (FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph) u VLT ESO. Objevili tak silnou lineární polarizaci dosvitu v čase od 3,6 h až do 4. dne po začátku vzplanutí a k tomu navíc kruhovou polarizaci optického a blízkého infračerveného záření v čase od 3,0 h do 3,8 h po začátku vzplanutí. Autoři doložili, že za tuto nečekaně vysokou polarizaci není odpovědná interakce záření výbuchu s cirkumstelárním prostředím, ale že jde o vlastnost relativistických úzce kolimovaných výtrysků. Jejich geometrii se podařilo spolehlivě určit a tím poukázat na velmi pravidelně uspořádané magnetické pole centrálního zdroje odpovědného za celý úkaz. Jde o obdivuhodný experimentální výkon rozsáhlého mezinárodního týmu 40 spoluautorů, když uvážíme, že optická jasnost objektu slábla během měření z 20 mag v pásmu R, přičemž polarimetrická měření jsou náročnější na poměr signálu k šumu než klasická spektroskopie.
D. Perley aj. pozorovali GRB 130427A v rozsahu 13 řádů energií elektromagnetického záření, tj. od decimetrových rádiových vln až po energetické záření gama. Pomocí optického teleskopu Gemini-N se podařilo určit i vzdálenost objektu 1,2 Gpc, takže není divu, že šlo o nejjasnější zdroj GRB za posledních 29 let. Jeho dosvit se podařilo sledovat od 300 s až do 130. dne po vzplanutí. Podle A. Maselliho aj. a C. Dermera aj. trvalo vzplanutí gama 20 s, ale jeho chvost v tomto pásmu pozorovali celých 20 h. Dva extrémně energetické fotony (73 a 98 GeV) přiletěly 19 a 225 sekund po začátku vzplanutí. M. Bernardini aj. se domnívají, že za neobvyklou jasností tohoto GRB stojí mimořádně silné magnetické pole neutronové hvězdy řádu 1 TT (!), takže jde o extrémní magnetar. Napájení neutronové hvězdy akrecí průvodce magnetar roztáčí tak dlouho, až odstředivá síla na povrchu neutronové hvězdy zabrání další akreci. Konkrétně tato neutronová hvězda má rotační periodu 0,02 s. Zmíněný GRB proto může sloužit jako kalibrační objekt pro magnetary, které získávají svou energií akrecí materiálu od svého průvodce. K nám tak relativně blízké objekty jsou ovšem velmi vzácné.
Následně B. Liu aj. ohlásili, že družice Fermi pozorovala u GRB 131231A (vzdálenost 1,9 Gpc) v čase 520 s po začátku vzplanutí foton o energii 62 GeV, což autoři vysvětlují jako synchrotronové záření elektronů v dopředné rázové vlně výbuchu. Většina (80 %) GRB objevovaných přehlídkovou družicí Swift se ovšem nachází ve vzdálenostech >2,4 Gpc a průměrná vzdálenost činí dokonce 3,2 Gpc.
A. Levane aj. se zabývali vynořující se třetí populací GRB s mimořádně dlouhými vzplanutími v oboru záření gama trvajícími řádově desítky minut. Poprvé byl takový případ pozorován v podobě GRB 970315 o trvání >23 min. Další tři se odehrály v prosinci 2010, prosinci 2011 a v říjnu 2012 ve vzdálenostech 1,9 – 3,0 Gpc. Ve všech případech měla světelná křivka v oboru gama jiný průběh než souběžná optická křivka. Všechny pozorované objekty se nacházely v kompaktních modrých galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Zatím se neví, co je příčinou tak anomálních úkazů. Možná jde o hroucení obřích hvězd, anebo o slapové požírání hvězd intermediálním černými děrami o hmotnostech řádu 105 M☉.
R. Lunnan aj. sledovali pomocí přehlídkového teleskopu PanSTARRS-1 výskyt ultrasvítivých supernov s nízkým zastoupením vodíku ve 31 mateřských galaxiích vzdálených od nás 0,4 – 3,0 Gpc. Zjistili, že tyto supernovy se přednostně nalézají v málo svítivých (<700 ML☉) modrých galaxiích, kde na hvězdnou složku připadá <200 MM☉. Tyto galaxie se však vyznačují rychlým tempem tvorby hvězd. Ve shodě s citovanou prací A. Levana aj. autorům vyšlo, že právě v takových galaxiích se přednostně vyskytují dlouhotrvající objekty GRB a rychle rotující magnetary.
A. de Ugarte Postigo aj. pořídili poprvé v historii spektrum dosvitu krátkotrvajícího GRB 130603B a nalezli v něm emisní i absorpční čáry s červeným posuvem z = 0,36, tj. ze vzdálenosti 1,2 Gpc od nás. Obecně vzato se spektrum dosvitu podobá spektrům tzv. kilonov, čímž se významně posílila domněnka, že krátkotrvající vzplanutí SGRB jsou dokladem splynutí dvou kompaktních hvězd.
S. Schulzemu aj. se podařilo ve spolupráci téměř 60 autorů podrobně sledovat vývoj GRB 120422A (poloha 0907+1401) po dobu 270 dnů od prvotního vzplanutí. Z optického dosvitu vyplynula vzdálenost 1,0 Gpc, což znamená, že tento úkaz patří mezi ony vzácnější případy, kdy lze sledovat i relativně slabší zdroje GRB; v tomto případě byl maximální izotropní zářivý výkon v pásmu gama 1.1042 W, takže šlo o přechodný objekt mezi slabými (<3.1041 W) a silnými (>3.1042 W) GRB. Během prvních 5 sekund se vyzářilo v tomto pásmu 90 % energie v pásmu gama a zbytek v druhé vlně, která započala 45 s po začátku vzplanutí a trvala 20 s. Úhrnná vyzářená izotropní energie tak dosáhla hodnoty 4,5.1042 J. Protože relativně blízké zdroje se pozorují vzácně, (v průměru jeden za tři roky), naskytla se tak výjimečná příležitost zjistit, zda v tomto případě bude v poloze zdroje následovat výbuch supernovy. Do fotometrických a spektroskopických pozorování se postupně zapojily velké dalekohledy VLT, Keck, Gemini-N+S, GTC, Magellan, Hale, NOT a CAHA.
Z těchto měření vyplynulo, že 1,4 h po začátku vzplanutí měl centrální zdroj poloměr 700 mil. km a povrchovou teplotu 190 kK. Zhruba 5 dnů po vzplanutí gama se začal optický dosvit zjasňovat a 9. den po vzplanutí už spektroskopie jasně prokázala, že objekt vybuchl jako supernova 2012bz. Nejpozději od 19. dne se spektrum začalo podobat ostatním supernovám spjatými s předchozími vzplanutími GRB. Pozdní světelnou křivku ovlivnilo vyvržení 0,4 M☉ radioaktivního 56Ni. Supernova dosáhla maxima v pásmu V: 6,3 GL☉ (o 30 % svítivější než prototyp SN 1998bw) 17. den po vzplanutí gama. Její plynné obaly o hmotnosti 4,7 M☉ se rozpínaly rychlostí ≈20 tis. km/s a celková kinetická energie zplodin výbuchu dosáhla hodnoty 3.1045 J. Jelikož pozorování v rentgenové až rádiové oblasti spektra probíhala souběžně, mohli autoři dospět k závěru, že také u přechodných objektů GRB se nevytvoří ultrarelativistické výtrysky, které jsou typické pro vzdálenější - a tedy v průměru svítivější GRB. Svědčí o tom také nízký zářivý výkon dosvitu v pásmu mikrovln.
Vzápětí ukázali R. Ruffini aj., že pokud se těsná dvojhvězda skládá z obnaženého centra hmotné složky tvořeného atomovými jádry Fe, C a O, a jejím průvodcem je neutronová hvězda, končí její vývoj dramaticky rychle během několika minut. Nejprve hvězda složená z takto těžkých prvků vybuchne jako extrémně svítivá supernova a její jádro se zhroutí na neutronovou hvězdu. Vzápětí zplodiny výbuchu dopadnou na povrch druhé neutronové hvězdy, čímž se její hmotnost zvýší nad kritickou horní mez, takže se nutně zhroutí na hvězdnou černou díru. To vede k druhému mocnému výbuchu v podobě hypernovy (dlouhotrvajícího magnetaru), přičemž se izotropně vyzáří energie řádu 1045 – 1047 J. Celá tato posloupnost událostí, kdy první výbuch indukuje ještě gigantičtější explozi, proběhne během několika stovek sekund! Autorům se již dříve zdařilo nalézt asi tucet případů relativně blízkých (<2,4 Gpc) hypernov, které vybuchly ≈2,8 mld. let po Velkém třesku, ale nyní získali rozborem multispektrálních měření jasného GRB 090423 (poloha 0955+1809) důkaz, že hypernovy vybuchovaly už v dávné minulosti vesmíru, protože z červeného posuvu optického protějšku vzplanutí (z = 8,2) vyplývá, že příslušná hypernova vybuchla pouhých 650 mil. let po Velkém třesku a její izotropně vyzářená energie dosáhla řádu 1046 J. Odtud též mohli odhadnout počáteční hmotnost hmotné složky na ≈50 M☉ a její životnost na <10 Mr. Jelikož se nyní ukazuje, že duplicita hvězd roste s jejich hmotnostmi, byl tak fakticky objeven nový mechanismus indukovaného vzniku hvězdných černých děr.
Další velmi dlouhotrvající GRB 130925A (poloha 0244-2609) objevený družicí Swift svítil v pásmu gama asi 5,5 h, takže J. Greiner aj. mohli snadno sledovat optický a blízký infračervený dosvit pomocí automatického 2,2m teleskopu GROND na La Silla. Optická a infračervená světelná křivka byla proti záření v pásmech keV až MeV zpožděna o 300 – 400 s, ale trvala jen 500 s. P. Evans aj. rozlišili na světelné křivce v pásmu vysokých energií tři fáze. První epizoda trvala v pásmu 15 – 350 keV čtvrt hodiny a kromě družice Swift ji sledovaly též družice INTEGRAL a Fermi. Půl hodiny po začátku vzplanutí se odehrál druhá epizoda, která trvala rovněž půl hodiny. Třetí epizoda započala 65 minut po vzplanutí a ztratila se v šumu pozadí až po několika týdnech. Celý úkaz se odehrál v anonymní spirální galaxii s nízkým tempem tvorby hvězd <1 M☉/r vzdálené od nás 1,8 Gpc v čase 10 mld. let po Velkém třesku.
Jak uvedl J. Fynbo, tak jasný GRB se vyskytne na obloze pouze několikrát za století. Podle A. Masselliho aj. činil jeho maximální zářivý výkon 3.1046 W a A. Levan aj. dospěli k úhrnné hodnotě vyzářené energie celého vzplanutí 1.1047 J. T. Vestrand aj. zjistili, že v prvních dvou hodinách po začátku exploze měly všechny multispektrální světelné křivky týž tvar, což odpovídá interakci dopředné rázové vlny s cirkumstelárním materiálem. Vznik rázové vlny souvisí s prudkým rozpínáním oblaku vysoce relativistických částic, takže fotony záření gama mají energie řádu 1 – 1 000 GeV. S velkým zpožděním skutečně přišlo na 70 fotonů s energiemi až 128 GeV. Multispektrální světelné křivky zmíněného unikátu zveřejnili také M. Ackermann aj. (družice Fermi), R. Preece aj. (podrobnosti průběhu prvních 2,5 s synchrotronového pulsu) a A. Levan aj. (ACS HST). Posledně jmenovanému autorského kolektivu se podařilo po skončení úkazu rozlišit zpětně přínos hlavních složek optické světelné křivky. Tak dokázali, že ve spektru se podařilo odhalit příspěvek od hypernovy SN 2013cq, která se velmi podobá tvarem spektrální křivky a zářivým výkonem prototypu hypernov GRB 980425/SN 1998bw při rychlosti rozpínání plynné obálky 15 tis. km/s. Supernova vybuchla v disku ve vzdálenosti ≈4 kpc od jádra mateřské galaxie s poměrně nízkým tempem tvorby hvězd (1 M☉/r). Galaxie se svými parametry až nápadně podobá mateřské galaxii prototypu SN 1998bw.
E. Levesqueová zdůraznila, že díky těmto extrémně svítivým a dlouhotrvajícím GRB lze sledovat výskyt velmi hmotných a krátcežijících hvězd v blízkém i vzdáleném vesmíru. Dlouhá vzplanutí GRB je prozradí v samotném závěru hvězdných existencí, když se jejich hmotná jádra hroutí gravitací na hvězdné černé díry. Tak se zároveň dozvídáme i o vlastnostech mateřských galaxií, v nichž se takto vzácné obézní hvězdy přednostně vyskytují. Autorka soudí, že po vypuštění obřího kosmického teleskopu JWST bude díky tomu možné zkoumat vývoj vesmíru od času 270 mil. po velkém třesku
Naproti tomu krátká (trvání <2 s) vzplanutí gama (SGRB) vznikají podle E. Bergera splýváním dvojhvězd s kompaktními složkami (dvě neutronové hvězdy, resp. hvězdná černá díra s neutronovou hvězdou). Krátká vzplanutí byla poprvé pozorována v r. 2005. Nejsou doprovázena výbuchem supernovy, ale mohou se v závěru splynutí složek nakrátko stát mocným zdrojem gravitačních vln. V tom také spočívá jejich důležitost pro kosmologii, studium kolimovaných úzkých relativistických výtrysků a struktur materiálu v okolí takto aktivních zdrojů.
T. Laskar aj. zpracovali pozorování GRB 120521C (poloha 1417+4208) v pásmech záření gama, rentgenového, optického, blízkého infračerveného i rádiového, takže se jim zdařilo popsat zevrubně průběh a fyzikální parametry celého úkazu díky dlouhému dosvitu. Především určili spolehlivě vzdálenost objektu 3,9 Gpc, a odtud i vyzářenou energii kolimovaného výtrysku a kinetickou energii exploze 3.1043 J. Zlom rádiového toku přišel 7. den po výbuchu, čemuž odpovídá vrcholový úhel rozevření svazku 3°. Autoři dále uvedli, že i další dva zdroje GRB z let 2005 a 2009, které se nacházely v obdobné vzdálenosti, vykazovaly podobné chování dosvitů; jen zmíněný zlom přišel o něco později, takže vesměs šlo o poměrně úzké výtrysky. Autoři též uvádějí, že lze očekávat obdobné chování GRB až do vzdáleností 4,1 Gpc, tj. pro stáří asi 700 mil. let po Velkém třesku.
A. Belobodorov aj. se domnívají, že nejběžnějšími předchůdci běžných (trvání >2 s) GRB jsou hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy a jím příbuzné objekty s extrémně silným hvězdným větrem. Tlakové vlny ve větru způsobí, že energetické (GeV) fotony záření gama vznikají inverzním Comptonovým jevem během chladnutí horkého plazmatu, takže tyto fotony přicházejí se zpožděním řádu minut. Příkladem jsou např. GRB 080916C nebo GRB 130427A, u nichž současně přicházely fotony GeV a optické. Podobně Q. Tang aj. uvedli, že družice Fermi zaregistrovala 5 hodin po vzplanutí GRB 130907A (poloha 1424+4537; vzdálenost 2,7 Gpc; izotropně vyzářená energie 3.1047 J !) foton záření gama s energií 54 GeV. Tak energetické fotony nedokáže generovat synchrotronové záření přímo; zřejmě jde o inverzní Comptonův jev, kdy relativisticky urychlené elektrony se rozptylují na synchrotronově urychlených fotonech záření gama. Družice Fermi zaznamenala do února 2014 podobně pozdní fotony s energiemi >100 MeV již u 60 GRB.
M. Barlow aj. objevili v Krabí mlhovině pomocí infračerveného kosmického teleskopu Herschel emisní spektrální čáry hydridu argonu 36ArH- na frekvencích 0,62 a 1,23 THz (vlnové délky 0,24 a 0,49 mm). Je to vůbec první případ, kdy byly v mezihvězdném prostoru objeveny atomy vzácných plynů, které se vyznačují velkou neochotou tvořit chemické sloučeniny. Spektrální čáry byly překvapivě silné a na rozdíl od pozemských podmínek, v nichž se nejčastěji vyskytuje 40Ar, jde o nuklid, který podle teoretických výpočtů vzniká explozivní syntézou během výbuchu velmi hmotných hvězd v podobě supernov třídy II.
Podle H. Müllera aj. tvoří hydridy základní složku interstelární chemie. Mezi nimi vévodí hydrid síry (sulfanylium) SH+, ačkoliv již zmíněná družice Herschel ho neobjevila. Podařilo se to však pozemním aparaturám ALMA a 30m parabolické anténě IRAM (Pico Veleta; 2,8 km n.m.; Sierra Nevada, Španělsko), když zkoumali dlouhovlnné infračervené spektrum tzv. Orionovy příčky, což je útvar o úhlových rozměrech přibližně 15″ x 120″, jenž se nachází zhruba 60″ jihozápadně od proslulého Trapezu v mlhovině v Orionu. Příčka představuje vysoce ionizovanou frontu a autorům se podařilo objevit dvě spektrální čáry posunuté k vyšším frekvencím vůči laboratorním hodnotám pro SH+ (≈346 GHz). Jelikož všechny ostatní parametry čar bezvadně odpovídají zmíněnému hydridu, usoudili autoři, že laboratorní hodnota je ve skutečnost chybná. Tak se jednak vysvětlilo, proč Herschel neuspěl, a na druhé straně potvrdilo, že vskutku je sulfanylium hlavní molekulovou složkou v aktivních oblastech hvězdných kolébek.
Také M. Agúndez aj. využili výborných parametrů antény IRAM ke dlouhodobému studiu (sezóny 2002 - 2008) rozsáhlých (poloměr 84 kau) prachových obálek kolem uhlíkové hvězdy (miridy) IRC+10216 (=CW Leo; var 11 – 15 mag; 6 – 16 kL☉; spektrum C9,5e; 2,2 kK; 830 R☉; 0,8 M☉; vzdálenost 130 pc), v nichž už dříve bylo objeveno přes 80 molekul. Autoři identifikovali velké množství spektrálních čar v atmosférických spektrálních oknech 0,9 – 3,0 mm (frekvence 100 – 333 GHz). Objevili tak naprosto exotické molekuly C5S (frekvence 81 – 85 GHz), MgCCH (89 – 99 GHz); NCCP (81 – 97 GHz) a SiH3CN (90 – 109 GHz).
C. Gryová a E. Jenkins zjistili, že Slunce se nachází uprostřed lokálního oblaku plynu, jehož strukturu prozradily ultrafialové absorpční čáry Mg II, Fe II a H I. Jeho centrální část sahá izotropně do vzdálenosti 9 pc od Slunce, pak následuje roztřepená oblast do vzdálenosti 20 pc, ale zvýšená hustota interstelárního plynu se pozoruje až do vzdálenosti 50 pc od Slunce. V krychlovém centimetru interstelárního oblaku se v blízkosti Slunce nachází 1 atom H I v objemu 10 cm3 a na jeho periferii v objemu 30 cm3.
E. Schlafly aj. využili přehlídkového 1,8m dalekohledu PanSTARRS-1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System; Mt. Haleakala, Maui) k sestavení homogenního katalogu více než 230 bližších molekulových mračen v naší Galaxii. Měřili v pěti standardních barevných filtrech jasnosti hvězd, jež se nacházejí ve směru zorného paprsku blíže než mračna. Dosavadní údaje o vzdálenostech těchto chladných mračen byly totiž zatíženy až padesátiprocentními systematickými chybami, což nová metoda zlepšila na ±10 %, zatímco přesnost náhodných chyb klesla na ±5 %. Tak se podařilo změřit vzdálenosti mračen od Slunce v rozsahu 0,1 – 2,4 kpc. Známá mračna v souhvězdích Hadonoše, Orla, Herkula a Býka se nacházejí ve vzdálenostech <200 pc, zatímco nejvzdálenější je skupina čtyř mračen Maddalena (2,1 – 2,4 kpc) poblíž hlavní roviny Galaxie v galaktických šířkách -2,5° – 0,4°. Nejbližší mračno MBM 40 ve vysoké galaktické šířce 45° je od nás vzdáleno jen 64 pc, zatímco mračna MBM 46 a 47 v galaktické šířce -36° jsou 490 pc a 475 pc daleko.
Díky úspěchu kosmické sondy Stardust (NASA) se podařilo zkoumat laboratorně nejenom vzorky prachu z okolí dvou komet, ale také interstelární prachové částice. K jejich detekci v záchytném aerogelu se spojilo více než 30 tisíc dobrovolníků v projektu Stardust@Home. Jejich společné úsilí přineslo podle A. Westphala aj. důkazy, že 7 ze zkoumaných prachových částeček má interstelární původ, jelikož se od ostatních zrnek prachu liší významně svým chemickým složením, krystalickou strukturou, ale i trajektorií dráhy při zachycení aerogelem. Současně se ale ve všech případech liší od částic, které astronomové sledují na dálku spektroskopicky, anebo od teoretických modelů složení mezihvězdného prachu.
A. Belloche aj. zjišťovali pomocí aparatury ALMA, zda se v v obřím (poloměr 23 pc; hmotnost 3 MM☉) molekulovém mračnu a zdroji překotné tvorby hvězd Sgr B2 vzdáleném od centra Galaxie jen 120 pc vyskytují aminokyseliny, které považujeme za stavební kameny pro vznik života. Ve vzorcích uhlíkatých chondritů se totiž údajně našly aminokyseliny interstelárního původu. Díky technickým parametrům ALMA se autorům podařilo objevit rozvětvenou molekulu iso-propylkyanidu (i-C3H7CN). Právě takto rozvětvené molekuly mohou posloužit jako stavební kameny pro aminokyseliny.
Jak uvedli C. Mellis aj., je už zcela jisté, že vzdálenost otevřené hvězdokupy Plejády (=M45; Tau) d = (120,2 ±1,5) pc změřená astrometrickou družicí HIPPARCOS je jednoznačně chybná. Autoři totiž změřili vzdálenost Plejád radiointerferometrií VLBI a obdrželi hodnotu d = (136,2 ±1,2) pc, která je v uspokojivé shodě s váženým průměrem předešlých pozemních měření d = (133,5 ±1,2) pc. Příčina povážlivé systematické chyby měření z družice HIPPARCOS stále není známa.
V. Straižys aj. uvedli, že vzdálenost otevřené hvězdokupy M29 (Cyg; 6,6 mag) byla až dosud velmi nejistá, protože v tom směru cloní jasnosti hvězd neznámé množství mezihvězdné látky. Autoři proto změřili její vzdálenost pomocí vícebarevné fotometrie ve vilniusském systému barevných filtrů. Proměřili tak barevné indexy 260 hvězd až do 18 mag a odtud stanovili přesnou hodnotu mezihvězdné extinkce až 3 mag. Obdrželi tak zlepšenou hodnotu vzdálenosti hvězdokupy (1,5 ±0,15) kpc a její menší stáří pouze 5 mil. let.
Proslulá umělá družice Swift sloužící především k objevování zábleskových zdrojů záření gama se podle M. Siegela hodí i k výzkumu otevřených a kulových hvězdokup, protože její ultrafialový a optický teleskop UVOT má široké zorné pole (17′), vysokou citlivost v blízké části spektra UV a rozlišovací schopnost 2,3″. Pomocí tohoto přístroje dokázali ve hvězdokupách snadno rozlišit mladé i středně staré hvězdy hlavní posloupnosti, modré loudaly i horké bílé trpaslíky a zkonstruovat tak jejich barevné diagramy. Odvodili tak vzdálenost otevřené hvězdokupy M67 (Cnc; 6 mag) 910 pc, stáří 4 mld. let a sluneční metalicitu. Podobně určili přesnější parametry otevřené hvězdokupy NGC 188 (Cep; 8 mag): 1,9 kpc; 5 mld. let a metalicitu +0,1 (vyšší než sluneční) a NGC 2539 (Pup; 7 mag): 1,3 kpc; 630 mil. let; sluneční metalicita. Podobně zkoumali také starou kulovou hvězdokupu M79 (Lep; 9 mag), vzdálenou od nás 13 kpc, starou téměř 12 mld. let a tudíž s velmi nízkou metalicitou -1,55. Hvězdokupa je od nás tak daleko, že se pomocí UVOT nepodařilo zobrazit tamější hvězdy hlavní posloupnosti ani větev červených obrů. Zato jsou dobře viditelné modrá horizontální větev a asymptotická větev červených obrů (AGB).
D. Massari aj. studovali pomocí výkonných spektrografů FLAMES VLT na Paranalu a DEIMOS u teleskopu Keck II zastoupení železa u 220 hvězd obří kulové hvězdokupy Terzan 5 (Sgr; 13 mag; poloměr 0,8 pc; hmotnost soustavy 2 MM☉; stáří 12 mld. let). Z tohoto souboru pak vybrali 135 hvězd v různých vzdálenostech od těžiště hvězdokupy s cílem zjistit, jak se případně mění jejich metalicita s rostoucí radiální vzdáleností. Autoři ukázali, že v hvězdokupě se vyskytují tři pokolení hvězd s různými metalicitami. Nejvíce (62 %) hvězd má metalicitu poloviční v porovnání se Sluncem, za ní následuje skupina s podílem 29 % z celkového počtu hvězd s metalicitou o 80 % vyšší než sluneční, a třetí skupina s pouhými 6 % zastoupení má velmi nízkou metalicitu pouze 16 % v porovnání se Sluncem. Autoři tak potvrdili názor, že Terzan 5 nejspíš nepatří mezi klasické kulové hvězdokupy, ale spíše jde o jádro dávno kanibalizované trpasličí galaxie.
N. Caldwell aj. objevili ve vzdálenosti >84 kpc od centra galaxie M87 v Panně kulovou hvězdokupu HVGC-1, která se přibližuje k naší Galaxii rychlostí 1 025 km/s, takže by se během necelé miliardy let mohla stát dočasným objektem v naší Galaxii. Hvězdokupa má hmotnost 3,4 MM☉ a její rychlost vůči těžišti M87 je téměř určitě úniková. Zatím není jasné, co tak rychlý pohyb způsobilo. Autoři se domnívají, že nejspíš jde o důsledek blízkého setkání se dvěma černými veledírami v jádře M87, z nichž jedna veledíra se dnes už nachází velmi daleko od těžiště této galaxie.
B. Zhang aj. a A. Sanna aj. využili rádiointerferometrie VLBA a maserů v mezihvězdných mračnech ke zpřesnění průběhu spirálních ramen v naší Galaxii. Proměřovali totiž jejich radiální vzdálenosti od nás pomocí methanolového (CH3OH) maseru zářícího na frekvencích kolem 12 GHz (vlnová délka 24,6 mm) a vodního maseru na frekvenci 22 GHz (13,5 mm). Oblast tvorby hvězd W43 patří do spirálního ramene Sct poblíž přivráceného okraje příčky v naší Galaxii ve vzdálenosti (5,5 ±0,4) kpc od Slunce. Další komplex W31 se nalézá ve vzdálenosti (5,0 ±0,5) kpc od Slunce. Kolem centra Galaxie probíhá 3 kpc spirální rameno, z něhož vybíhá spojovací rameno Norma, které lze sledovat až do vzdálenosti 5 kpc od centra. Pak následují ramena Sct-Cen, odvíjející se od této vzdálenosti, rameno Sgr ve vzdálenosti až 7 kpc od centra Galaxie (ale jen 1 kpc od Slunce!) a vnější rameno Per ve vzdálenosti 8 – 11 kpc od centra, ale jen 1,5 kpc od Slunce.
Podobně J. Urquhart aj. odvodili na základě dvanáctiletého proměřování rozložení mezihvězdného plynu rádioteleskopy, že Galaxie má minimálně čtyři spirální ramena a k tomu ještě centrální příčku. Y. W. Wu aj. potvrdili, že Slunce je od vnějšího spirálního ramene v Perseu vzdáleno jen 1,4 kpc. L. G. Hou a J. L. Han zpracovali měření poloh 2,5 tis. oblastí H II, 1,3 tis. obřích molekulových mračen a 900 oblastí tvorby hvězd doprovázených 6,7 GHz methanolovými masery. Odtud dostali pro vzdálenost Slunce od centra Galaxie hodnotu 8,3 kpc a oběžnou rychlost 239 km/s. Současně ale tvrdí, že stále dobře neznáme ani průběh ani počet spirálních ramen v Galaxii, protože modely se třemi rameny dávají přibližně stejně dobrý souhlas jako modely se čtyřmi rameny.
M. Reid aj. získali maserové paralaxy pro více než 100 oblastí tvorby hvězd v Galaxii, takže mohli odtud zpřesnit vzdálenost Slunce od centra Galaxie na hodnotu (8,34 ±0,16) kpc a kruhovou oběžnou rychlost Slunce kolem těžiště Galaxie na (240 ±8) km/s. Rotační křivka pro kruhové oběhy hvězd kolem těžiště Galaxie je prakticky plochá v intervalu radiální vzdálenosti 5 – 16 kpc, což je jasný důkaz převahy skryté látky (dark matter) nad látkou zářící. Vlastní pohyb Slunce vůči místní klidové souřadnicové soustavě činí 15 km/s.
K téměř shodnému výsledku o ploché rotační křivce dospěl také M. López-Correidora pro galaktocentrické vzdálenosti 4 – 16 kpc a vzdálenosti od hlavní roviny Galaxie ±2 kpc. Svůj závěr opírá o sledování vlastních pohybů a fotometrie shluků červených obrů. Pro oběžnou rychlost Slunce mu vyšla hodnota 250 km/s a vlastní pohyb 12 km/s vůči místní klidové souřadnicové soustavě. Pro oběžné rychlosti mimo hlavní rovinu Galaxie mu však vyšly hodnoty o 150 km/s nižší! Pokud se tak nízké rychlosti potvrdí, bude to mít důsledky pro prostorové rozložení skryté látky v Galaxii. Lze však konstatovat, že tento výsledek dobře souhlasí se studií S. Loebmanové aj., v níž využili přehlídky SDSS k mapování rozložení skryté látky v halu Galaxie do vzdálenosti až 20 kpc od jejího centra. Potenciál skryté látky lze až do této vzdálenosti popsat jako zploštěné halo s poměrem os 0,7. Tomu pak odpovídá zploštění v hustotě skryté látky s poměrem os 0,4.
Jakkoliv se zdá, že aspoň hlavní rysy struktury Galaxie už známe se slušnou přesností, přišel R. Branham s kacířským názorem o vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Využil k tomu svítivých hvězd tříd OB, měření jejich vzdáleností z katalogu HIPPARCOS, hodnot vlastních pohybů a radiálních rychlostí, jakož i Oortových konstant A, B, C. Dostal tak naprosto neuvěřitelnou hodnotu pro vzdálenost Slunce od těžiště Galaxie d = (6,7 ±0,4) kpc. I když jeho studie prošla řádným recenzním řízením, tak tomuto výsledku dávám jen omezenou životnost dvou nebo tří let.
M. Galleazzi aj. dospěli k závěru, že Slunce se nachází v místní bublině o poloměru 100 pc, obsahující horký plyn o teplotě ≈MK, jenž se prozradil rentgenovým zářením o energii ≈250 eV. Někteří autoři se sice domnívali, že jde o projevy slunečního větru, ale to se podařilo vyvrátit měřením aparaturou DLX pomocí sondážní rakety, která odstartovala ze základny White Sands v Novém Mexiku v prosinci 2012. Měření na raketě, a také podrobná měření rentgenovou družicí ROSAT, však ukázala, že alespoň 60% rentgenového toku o zmíněné energii 250 eV pochází z místní bubliny. Neutrální interstelární plyn tvořený převážně atomy vodíku s 15%. příměsí hélia vstupuje do Sluneční soustavy rychlostí 25 km/s ve směru od galaktických souřadnic l = 3°; b = 16°, takže Země se dostává na závětrnou stranu proudění vždy počátkem prosince, kdy byla raketa vypuštěna. Zatímco vodík se uvnitř naší soustavy rovnoměrně rozptýlí, héliové atomy vytvářejí kuželový chvost na závětrné straně, což se měřením DXL potvrdilo.
C. Slater aj. využili přehlídkového teleskopu Pan-STARRS-1 k prozkoumání struktury vnějšího okraje disku Galaxie, jenž je občas nazýván prstenem Monoceros. Vyznačuje se zvýšenou koncentrací hvězd v oblouku dlouhém >130° v galaktické délce a širokém v rozmezí -25° – 35° galaktické šířky. Prsten je ostře ohraničen na severu a jihu od galaktické roviny, ale jinak se uvnitř vyznačuje rozličnými proudy hvězd. Autoři se pokusili tuto strukturu vysvětlit na základě počítačových simulací slapových efektů Galaxie, anebo pohlcením satelitní galaxie. Podle očekávání však ani jedno vysvětlení nedává jednoznačný souhlas s pozorováním, takže k pokroku pomohou jednak obsáhlejší pozorovací údaje, ale i jemněji vyladěné simulace.
N. Izumi aj. objevili pomocí 8,2m teleskopu Subaru dvě kolébky vznikajících hvězd v obřím molekulovém mračnu, jež je vzdáleno 16 kpc od Slunce a rekordních 22 kpc od centra Galaxie. V první kolébce napočítali 18 a ve druhé 45 hvězd. Jejich stáří nepřevyšuje 1 mil. let. Protože v blízkosti první kolébky se nachází vysokorychlostní mezihvězdné mračno H, není vyloučeno, že vznik hvězd v kolébkách byl mračnem H vyvolán.
J. Bochanski aj. našli pomocí spektrografu u 6,5m teleskopu MMT dvě zatím vůbec nejvzdálenější hvězdy v naší Galaxii. Hvězdy z přehlídky červených obrů ULAS (UK Large Area Survey; 3,8m teleskop UKIRT na Mauna Kea) se nacházejí ve vzdálenostech (274 –74) kpc a (238 ±64) kpc a vzdalují se od těžiště Galaxie rychlostmi (52 ±10) km/s a (24 ±10) km/s. Jsou důkazem, že periférie Galaxie přesahuje magickou hranici 200 kpc.
Když byly koncem r. 2010 pomocí družice Fermi objeveny po stranách hlavní roviny Galaxie obří bubliny záření gama o průměru téměř 8 kpc sahající do galaktických šířek ±55°, vznikla přirozeně otázka, kde se tak obrovské struktury vzaly. V mezidobí se vynořila řada někdy docela bizarních domněnek, ale zdá se, že pravdu budou mít G. Mou aj., kteří upozornili na pravděpodobné výrazné kolísání zářivého výkonu černé veledíry v jádře Galaxie. Nepřímé důkazy totiž prokazují, že její zářivý výkon podléhá řádovým výkyvům na časové stupnici řádu 10 mil. let. Během doby se totiž může zářivý výkon veledíry zvýšit až o čtyři řády proti současnosti. Následkem takových vzplanutí trvajících miliony let vzniká silný vítr, jenž se postará o naplnění zmíněných bublin zářením gama. Poslední taková epizoda patrně skončila před pouhými 200 tis. lety. Hydrodynamické 3D simulace ukazují, že vítr je usměrněn do oblastí galaktických pólů a ostré vnější okraje bublin lze vysvětlit potlačením nestabilit viskozitou rozpínajícího se materiálu. Pozorování bublin rentgenovými družicemi ROSAT a Suzaku jsou v souladu s předpověďmi zmíněných simulací. Podle M. Ackermanna aj. dosahuje zářivý výkon bublin v oboru paprsků gama hodnoty 4.1030 W.
T. Piffl aj. analyzovali radiální rychlosti hvězd v Galaxii na základě australského projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment), jenž probíhá od r. 2003 na observatoři Siding Spring za pomocí Schmidtovy komory o průměru zrcadla 1,2 m. Vláknová optika umožňuje naráz pořizovat spektra 150 hvězd. Projekt RAVE dokázal do r. 2013 získat radiální rychlosti téměř půl milionů hvězd. Autorům se tak podařilo určit minimální únikovou rychlost z Galaxie 530 km/s a odvodit i celkovou hmotnost Galaxie (včetně skryté látky) 1,3 TM☉.
P. Kafle aj. se pokusili na základě nejnovějších kinematických dat o složkách Galaxie odvodit její základní parametry, tj. rozměry a hmotnosti různých složek soustavy. Za základ vzali vzdálenost Slunce od centra Galaxie 8,5 kpc a za tohoto předpokladu odvodili poloměr hala Galaxie 17 kpc. Vnější halo pak končí ve vzdálenosti 98 kpc. Hmotnost centrální výdutě Galaxie odhadli na 9 GM☉; galaktického disku na 95 GM☉ a viriálovou hmotnost celé Galaxie na 800 GM☉. Lokální úniková rychlost z Galaxie pak činí 590 km/s.
W. Brown aj. pátrali pomocí 6,5m teleskopu MMT (Mt. Hopkins, Arizona) po hvězdách s hyperbolickými rychlostmi, jež unikají z Galaxie. Našli tak 21 hvězd na 12. tis. čtverečních stupňů oblohy. Jde většinou o hvězdy hlavní posloupnosti pozdní spektrální třídy B. Jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 2,5 – 4,0 M☉ a polovina z nich jeví rychlou rotaci, V současné době jsou od centra Galaxie vzdáleny 50 – 120 kpc. Autoři odhadli, že jde o hvězdy vyvržené z okolí černé veledíry v centru naší Galaxie za posledních 200 mil. let. Polohy prchajících hvězd jsou výrazně anizotropní. Z pozorování tak vyplývá, že průměrný interval mezi těsnými přiblíženími hvězd k veledíře, což má za následek její vymrštění z Galaxie vyšší než únikovou rychlostí, činí něco přes 600 tis. roků.
Z. Zheng aj. našli první prchající hvězdu v přehlídce 4m mnohovláknovým spektroskopickým teleskopem LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; Xinglong, Čína). Hvězda se vůči Slunci vzdaluje rychlostí 620 km/s a vůči těžišti Galaxie rychlostí 477 km/s. Je od Slunce vzdálena 13 kpc, má hmotnost 9 M☉, efektivní teplotu 9 kK a patří do spektrální třídy B. J. Zhong aj. vzápětí oznámili, že přehlídka LAMOST už odhalila 28 kandidátů na prchající hvězdy v blízkém slunečním okolí 1 – 3 kpc; z toho pro nejméně tucet vyjdou určitě hyperbolické rychlosti. Jen pro názornou představu: spektrograf teleskopu LAMOST může díky vláknové optice naráz snímat spektra 4 tis. hvězd (!), takže se odhaduje, že během pěti let pořídí 8 milionů hvězdných spekter na ploše 16 tis. čtv. stupňů.
N. Tetzlaff aj. změřili radiální rychlosti 30 pravděpodobně prchajících hvězd, revidovali hodnoty jejích stáří a snažili se určit místa, kde se hvězdy zrodily. Pro soubor 7 hvězd odhadli jejich stáří na <100 mil. let a pro 5 z nich dokonce našli pravděpodobná místa jejich zrodu v mladých hvězdokupách nebo hvězdných asociacích. Vůbec nejmladší hvězda HIP 9470 v souboru se mohla utrhnout od své složky v okamžiku jejího výbuchu jako supernovy a následném zhroucení na neutronovou hvězdu, tj. pulsar PSR J0512-1637. Sedm hvězd v souboru patří mezi spektroskopické dvojhvězdy a pro čtyři z nich autoři odvodili dráhové parametry.
Dátum poslednej zmeny: 02. júla 2017