ŽEŇ OBJEVŮ 2011 (XLVI.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

2.4. Těsné dvojhvězdy

P. Chadima aj. analyzovali světelnou křivku i optická spektra proslulé dvojhvězdy ε Aur v období let 1994-2010, tedy až do minima jasnosti během posledního zákrytu. Primární složka se projevila spektrem obálky v čáře H-α již 3 roky před prvním kontaktem tranzitu. Hmotnost primární složky sp. třídy F0 Ia činí 36 M_☉, zatímco hmotnost sekundáru o teplotě jen 1,3 kK dosahuje stále úctyhodných 24,5 M_☉. Obě hvězdy patří opravdu k obřím, neboť poloměr primární složky F dosahuje 190 R_☉ a sekundáru plných 2,7 tis. R_☉. Složky jsou od sebe vzdáleny 35 AU. Jenže mnohé z těchto hodnot jsou stále velmi nejisté, protože se nedaří zpřesnit vzdálenost dvojhvězdy od nás; soudobé odhady se pohybují v rozmezí 0,36 – 4,17 kpc (!).

Díky novým možnostem optické interferometrie na observatoři ESO na Cerro Paranal se podařilo N. Blindovi aj. podstatně zlepšit naše vědomosti o jasné (5 mag) symbiotické zákrytové dvojhvězdě SS Lep (=17 Lep; vzdálenost 280 pc) pomocí aparatur AMBER a PIONIER systému VLTI, pracujících v infračervených pásmech H a K. Již z dřívější fotometrie a spektroskopie byly sice známy základní parametry soustavy, ale nyní se ukázalo, že všechno je jinak. Z předešlých dat vyplývalo, že jde o dvojhvězdu typu Algol, v níž vinou přenosu hmoty je méně hmotná hvězda pokročilejší ve svém vývoji, než hvězda hmotnější (známý paradox Algola). Horká složka měla být bílým trpaslíkem a její obří průvodce sp. třídy M měl vyplňovat svůj Rocheův lalok.

Přesná interferometrie však ukázala, že červená hvězda M nevyplňuje svůj Rocheův lalok a primární složka není bílý trpaslík, nýbrž teplá hvězda sp. třídy A. Hvězdy kolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 1,3 AU v periodě 260 d. Primární složka sp. třídy A1 V má hmotnost 2,7 M_☉; poloměr 18 R_☉ a efektivní teplotu 9,0 kK, kdežto sekundární složka sp. třídy M6 III jen 1,3 M_☉, ale zato poloměr 67 R_☉ a teplotu 3,5 kK. Horká složka soustavy je patrně obklopena akrečním diskem o poloměru 33 R_☉, což by mohl rozlišit obří interferometr CHARA na Mt. Wilsonu.

To by byl důkaz, že ačkoliv červený obr nevyplňuje svůj Rocheův lalok, přece jen patrně pomocí intenzívního hvězdného větru předává plyn do akrečního disku kolem primární složky. Autoři se proto domnívají, že primární složka bude postupně získávat další hmotu, což prodlouží oběžnou dobu soustavy až na ≈900 dnů. Hmotnost primáru nakonec vzroste na 3,3 M_☉, takže se vydá z hlavní posloupnosti rovněž do větve obrů. Sekundární složka dosáhne mezitím na špičku asymptotické větve obrů, vytvoří patrně kolem sebe nesouměrnou planetární mlhovinu a po dalších 170 tis. letech se změní v bílého trpaslíka. Zdá se, že takový osud potká většinu tzv. symbiotických dvojhvězd a soustava SS Lep je prvním případem, na němž to lze s vysokou pravděpodobností dokázat.

Do výzkumu těsných dvojhvězd razantně zasáhla dnes již proslulá družice/sonda Kepler, jak ukázal I. katalog zákrytových dvojhvězd objevených družicí Kepler, který počátkem r. 2011 publikovali A. Prša aj. Jak známo, Kepler opakovaně sleduje jasnosti téměř 156 tis. hvězd v zorném poli o ploše 105 čtv. stupňů oblohy. Během pouhých 44 dnů družice odhalila téměř 1,9 tis. zákrytových dvojhvězd, což představuje 1,2 % sledovaných hvězd. Takovou výtěžnost neměla dosud žádná přehlídka.

J. Carter aj. zjistili u hvězdy KOI-126 (KOI = Kepler Object of Interest; vzdálenost 1 kpc), že nejde o exoplanetu, ale o tranzity dvojhvězdy se složkami o hmotnostech 0,24 a 0,21 M_☉ a poloměrech 0,25 a 0,23 R_☉ před primární složkou hierarchické soustavy o hmotnosti 1,3 M_☉ a poloměru 2,0 R_☉. Těsná dvojhvězda má oběžnou periodu 1,8 d a tato soustava obíhá kolem nejhmotnější hvězdy podivuhodné trojice v koplanárních drahách v periodě 34 d.

P. Mayer aj. využili nových spekter zákrytové dvojhvězdy SZ Cam, pořízených Perkovým 2m v Ondřejově k revizi základních parametrů dvojice hmotných žhavých hvězd sp. tříd O9.5 V a B0.5 V, které kolem sebe obíhají v periodě 2,7 d. Odvodili tak jejich hmotnosti 16,6 a 11,9 M_☉ i poloměry 9,4 a 5,4 R_☉ . Pro stáří složek však dostali rozdílné hodnoty 5,9 a 9,0 mil. roků, přičemž stáří mateřské hvězdokupy NGC 1502 činí 5,8 mil. roků. Správnost parametrů soustavy totiž nepříznivě ovlivňuje příspěvek třetího tělesa ke světelné křivce, jenž dosahuje 29 %. Přesto však vychází vzdálenost SZ Cam od Slunce (890 pc) v dobré shodě s nezávislým určením vzdálenosti zmíněné hvězdokupy (880 pc).

P. Zasche a M. Wolf pokračovali v hledání zákrytových dvojhvězd s vysokou excentricitou dráhy a výrazným stáčením přímky apsid, protože u takových systémů se nejlépe projevu relativistická složka apsidálního pohybu. Podařilo se jim tak najít hned dvě soustavy s rekordně rychlým apsidálním pohybem: V456 Oph s periodou stáčení 23 roků a V490 Cyg s periodou jen 18,8 let. Soustava V456 Oph navíc vyniká mimořádně krátkou oběžnou dobou 1,02 d. M. Wolf aj. také nalezli opačný případ zákrytové dvojhvězdy CG Aur, která má velmi pomalý apsidální pohyb navzdory krátké periodě dráhy 1,8 d a vysoké excentricitě 0,12. Příčinou této anomálie je zřejmě výskyt třetího tělesa v soustavě, což se projevuje rychlými změnami zmíněné oběžné periody. Autoři však doložili, že třetinu pozorovaného apsidálního pohybu tvoří relativistická složka.

T. Pribulla aj. zkoumali nejjasnější zákrytovou dvojhvězdu δ Vel (2,0 mag), která patří též mezi nejbližší (24 pc). Přesná světelná křivka tak jasné dvojhvězdy se paradoxně získává obtížně, kvůli velké úhlové vzdálenosti srovnávacích hvězd podobné jasnosti, takže vlastně není divu, že tato oddělená zákrytová dvojhvězda s pouze parciálními zákryty byla objevena teprve v r. 2000! Ve skutečnosti jde o hierarchickou trojhvězdu, přičemž zákrytová dvojhvězda (A+B) je rovněž spektroskopickou dvojhvězdou se složkami sp. tříd A a s oběžnou dobou 45 d. Vzdálená třetí složka C o hmotnosti 1,5 M_☉ obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodě 142 let. Autoři využili 1,5m reflektoru na Cerro Armazones i 5,5letého archivu širokoúhlé kamery SMEI na družici Coriolis k sestrojení kvalitní světelné křivky a též spektrografu FEROS na ESO La Silla k odvození základních parametrů soustavy, tj. hmotnosti primární (A) a sekundární (B) složky 2,5 a 2,4 M_☉; poloměrů 2,8 a 2,4 R_☉; efektivních teplot 9,5 a 9,4 kK; svítivostí 56 a 47 L_☉ a výstřednosti dráhy 0,29. Odtud vyplývá i stáří celé trojhvězdy 400 mil. let. Kupodivu systém nevykazuje v rámci přesnosti měření žádný apsidální pohyb.

Tutéž trojhvězdu pozorovali A. Mérand aj. pomocí korelátoru AMBER interferometru VLTI ESO, kteří dostali prakticky shodné parametry soustavy, což svědčí o tom, že přesnost jejích parametrů je známa s chybou ±1 %. Rozdíly jsou však v určení zářivých výkonů složek A a B, pro něž obdrželi soustavně vyšší hodnoty 67 a 51 L_☉. Autoři totiž ukázali, že obě složky poměrně rychle rotují s rovníkovými rotačními rychlostmi >144 km/s, resp. >150 km/s, takže jsou na svých pólech měřitelně zploštělé a tudíž asi o 500 K teplejší, než kolik dostali pro rovníková pásma obou složek. Pribulla aj. i Mérand aj. rovněž zjistili, že složka C má sp. třídu F7.5 V a obíhá kolem těžiště složek (A+B) po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,5. Obě složky (A+B) se vyznačují poměrně nízkou metalicitou, zhruba poloviční než Slunce.

Hierarchickou trojhvězdou je ovšem také prototyp zákrytových dvojhvězd Algol (β Per), jak potvrdili metodou rádiové interferometrie W. Peterson aj. Využili k tomu globálního interferometru VLBI (10 parabol s průměry 25 m a k tomu obří radioteleskopy GBT a Effelseberg), jímž sledovali trojhvězdu v letech 1995-2008. Těsná dvojhvězda (klasický Algol) na kruhové dráze má oběžnou dobu 2,9 d a úhlovou vzdálenost složek 0,002 3″ (0,06 AU; ≈9 mil. km). Sekundární složka B sp. třídy K1 IV o hmotnosti 0,8 M_☉ je rádiově hlučná, zatímco primár A o hmotnosti 3,7 M_☉ je tichý. Vnější složka C o hmotnosti 1,5 M_☉ obíhá kolem těžiště (A+B) po dráze s výstředností 0,16 v periodě 680 d v úhlové vzdálenosti 0,095″ (2,7 AU). Jistým překvapením je fakt, že složky (A+B) obíhají kolem sebe vůči směru oběhu složky C retrográdně. Celá trojhvězda je od nás vzdálena 29 pc.

Titíž autoři využili v letech 1983-2009 interferometru VLBI také ke sledování další algolidy UX Ari, jež je rovněž hierarchickou trojhvězdou. Těsná dvojhvězda (A+B) obíhá kolem společného těžiště rovněž po kruhové dráze v periodě 6,4 d v úhlové vzdálenosti 0,0017″ (0,085 AU; ≈13 mil.km). Sekundární složka B o hmotnosti 0,95 M_☉ má spektrální třídu K1 V, zatímco primár A jen o něco hmotnější (1,1 M_☉). Vnější složka C o hmotnosti 0,75 M_☉ obíhá kolem společného těžiště (A+B) po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,77 v periodě 111 roků ve střední úhlové vzdálenosti 0,65″ (≈33 AU).

S. Simón-Díaz aj. našli nepřímo třetí složky u složky A těsné dvojhvězdy σ Ori A-B (3 mag; vzdálenost 385 pc). Po dobu 2,5 let pořizovali totiž vysokdispersní spektra spektroskopické dvojhvězdy (Aa+Ab) pomocí ešeletu 2,5m Nordického teleskopu (NOT) na ostrově La Palma a odtud zjistili, že obě složky (Aa+Ab; sp. O9.5 V + B0.5 V;) kolem sebe obíhají v periodě 143,5 d po dráze s velkou výstředností 0,78. Složky Aa + Ab mají po řadě hmotnost 19 a 15 M_☉; třetí vzdálená (0,3″, čili ≈100 AU) složka B má pak hmotnost 9 M_☉, takže jde o velmi hmotnou hierarchickou trojhvězdu se souhrnnou hmotností >40 M_☉. Složka B obíhá kolem těžiště soustavy (Aa+Ab) v periodě 157 let.

Hierarchické trojhvězdy se poslední dobou množí jako housky na krámě, jak o tom svědčí příběh dalšího objevu družice Kepler v podobě soustavy KOI-928 (poloha 1859+4536; 15 mag). J. Steffen aj. totiž využili okolnosti, že světelná křivky páru málo hmotných hvězd, tvořících těsnou zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou periodou 4,99 d a hloubkou primárního minima 0,06 %, vykazuje téměř sinusoidální variace periody s amplitudou 2 h. Poměrně složitá analýza těchto variací přivedla nakonec autory k názoru, že je za ně odpovědná třetí relativně hmotná hvězda o hmotnosti 1,0 M_☉, poloměru 0,9 R_☉ a efektivní teplotě 5,5 kK, kolem níž zmíněný těsný pár o identických hmotnostech 0,2 M_☉ a poloměrech 0,3 R_☉ obíhá po dráze s výstředností 0,26 v periodě 116 d. Jde už o čtvrtou hierarchickou trojhvězdu objevenou metodou variací velmi přesných světelných křivek. Předešlé tři případy (Kepler-9 a -11; KOI-126) se sice týkají exoplanet, ale stejně jako nově zkoumaná hierarchická trojhvězda dovolují určit přesně hmotnosti hvězd ve spodní části funkce hmotnosti hvězd, což má přirozeně zásadní význam pro výzkum životního cyklu valné většiny hvězd.

R. Tylenda aj. využili okolnosti, že poloha podivuhodné proměnné hvězdy V1309 Sco spadá do jednoho z hvězdných polí průběžně opakovaně sledovaných v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE od srpna 2001. Díky tomu bylo možné rekonstruovat její světelnou křivku v 1 300 okamžicích po dobu více než 6 let před výbuchem. Jak známo, hvězda se nápadně zjasnila počínaje březnem 2008, kdy byla dokonce klasifikována jako Nova Scorpii 2008 s galaktickými souřadnicemi l = 360°; b = -3°. V maximu dosáhla v pásmu I 6,8 mag. Data z projektu OGLE ukázala, že před výbuchem šlo o kontaktní dvojhvězdu, jež během výbuchu splynula, neboť rozsáhlá plynná obálka kolem primární složky doslova zalila sekundární složku. Celková hmotnost soustavy činila 1,0 – 3 M_☉ a poslední oběžná perioda před splynutím dosahovala 1,4 d, takže složky obíhaly po velmi těsné dráze o poloměru jen 5 mil. km. Spektrum ze září 2008 odpovídalo veleobru sp. třídy F, ale rychle přecházelo do sp. třídy K a rané M. V současné době ho lze klasifikovat jako obra pozdní třídy M. Jak autoři uvádějí, tím se podařilo rázem vysvětlit podobné případy z dřívějška, tj. výbuchy proměnných hvězd M31 RV (1988), V4332 Sgr (1994), optické tranzienty 2006 v galaxii M85 a 2008 v galaxii NGC 300 a zejména slavný případ výbuchu proměnné hvězdy V838 Mon (2002), který byl velmi protáhlý a měl i daleko větší amplitudu, protože původní dvojhvězda měla souhrnnou hmotnost 8 M_☉. Tak se též ujal nový anglický název pro tyto zřejmě docela časté případy: "mergerburst", česky přeložitelný jako "fúzní exploze".

K. Stepien se zabýval podrobným modelováním celého úkazu, který započal celkem nevinně jako oddělená těsná dvojhvězda s počáteční hmotností <2 M_☉ a oběžnou periodou <3,1 d. V této nejdelší životní fázi v trvání 2/3 celkové životnosti soustavy ztrácely obě složky hmotu zmagnetizovanými hvězdnými větry. Pak se soustava proměnila v polodotykovou typu Algol, v níž původně primární složka vyplnila svůj Rocheův lalok a předávala tak rychle hmotu složce původně sekundární. Následkem toho i sekundární složka opustí hlavní posloupnost a začne směřovat k větvi obrů, vyplní svůj Rocheův lalok, načež se soustava změní v kontaktní. V této fázi však setrvá jen velmi krátkou dobu, protože plynný obal primární složky přeteče přes svůj Rocheův lalok, zalije dvojhvězdu, což urychlí zkracování oběžné periody a nastoupí zmíněná fúzní exploze. Z autorova modelování vychází původní hmotnost primární složky ≈1,2 M_☉ a hmotnost sekundární složky ≈0,7 M_☉.

N. Smith a D. Frew kutali v archivech a našli nové a překvapivé údaje o tom, co se skutečně dělo s unikátní proměnnou dvojhvězdou η Car, která patřila po značnou část XIX. stol. k nejjasnějším - avšak silně proměnným - hvězdám jižní oblohy. V největším jasu předčila hvězdu Canopus a téměř soupeřila s jasností Síria, jenž je od Slunce vzdálen jen 2,6 pc, kdežto η Car 2,3 kpc. Na rozdíl od nich však byla nápadně načervenalá. K prvním dvěma předzvěstem "Velké erupce" došlo v letech 1838 a 1843. Tehdejší oběžná doba obou velmi hmotných složek kolem těžiště soustavy byla o 5 % kratší, než dnešních 5,54 let, protože následnými velkými erupcemi ztratila soustava značnou hmotu. To znamená, že obě zmíněná přibližně stodenní zjasnění se odehrála v době, kdy obě složky procházely periastrem své dráhy. Naproti tomu hlavní zjasnění z prosince 1844 nastalo až 1,5 roku po průchodu periastrem! Velká erupce pak trvala celých 10 let a průchody periastrem na ni neměly žádný vliv. Poslední erupce z r. 1890 v periastru teprve začala a dosáhla maxima až po roce a zůstala na této úrovni celých 10 let, přičemž průchod periastrem v r. 1901 neměl na jasnost soustavy žádný vliv. Jednotlivé epizody zjasnění tedy zřejmě nemají žádnou jednoduchou příčinu související s geometrií oběžných drah obou složek s úhrnnou hmotností kolem 200 M_☉.

Nejnověji to potvrdili W. Bednarek a J. Pabich, kteří se věnovali rozboru silného záření gama, které odtud vychází. V pásmu energií fotonů >100 GeV jde proto o velmi proměnný zdroj, což souvisí s proměnným tempem ztráty plynu z obou složek dvojhvězdy. Roční ztráta plynu činí minimálně 2,5.10^-4 M_☉, ale může chvílemi dosáhnout velikosti téměř až o řád vyšší. Autoři odhadli hmotnost primární složky dvojhvězdy na 120 M_☉; její poloměr v rozmezí 40 – 180 R_☉; efektivní teplotu 20 kK a svítivost 4,5 ML_☉. Hmotný sekundár obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,9) (!) s délkou hlavní poloosy 17 AU. Hvězdný vítr primární složky dosahuje průměrné rychlosti 700 km/s, takže autoři očekávají, že dvojhvězda by měla být i silným zdrojem energetických neutrin. C. Farnier aj. upozornili, že při srážkách hvězdných větrů obou složek dvojhvězdy dochází k urychlování hadronů na vysoké energie řádu GeV, jak zjistila družice Fermi pozorování energetického záření gama, takže soustava fakticky představuje velmi energetický urychlovač.

2.5. Proměnné hvězdy

2.5.1. Novy a kataklyzmické proměnné

A. Shafter aj. zveřejnili statistiku objevů nov v galaxii M31 v Andromedě. Celkem zde astronomové objevili 91 nov, které mají spektrální klasifikaci. Z toho 82 % patří k nejběžnějšímu typu Fe II a 18 % k typu He/N, což dává stejné poměry jako v naší Galaxii. Shoda také platí pro tempo vývoje světelné křivky novy po maximu - čím je nova svítivější, tím vyšší je rychlost vývoje světelné křivky. Novy typu He/N jsou svítivější než novy typu FeII.

J. Casanova aj. ukázali, že při výbuchu klasické novy se do kosmického prostoru dostává plyn o hmotnosti 10^-5 – 10^-4 M_☉, kde kromě vodíku a hélia se vyskytují v nezanedbatelném množství i nuklidy ¹⁵N, ¹⁷O a ¹³C, jež tak rozhodující měrou přispívají ke zvýšení metalicity mezihvězdné hmoty v Galaxii. V budoucnosti tak poslouží jako stavební materiál při vzniku nových hvězd. G. Schwarz aj. zjistili, že ideální cestou, jak objevovat novy v naší Galaxii i ve Velkém Magellanově mračnu jsou přehlídky v pásmu superměkkého rentgenového záření, jak prokazuje proslulá družice Swift pomocí svých dalekohledů XRT (pásmo 0,3 – 10 keV) a UVOT (pásmo 170 – 800 nm). Družice totiž objevila již 52 nov právě v tomto oboru elektromagnetického spektra.

J. Osborn aj. pozorovali v pásmu superměkkého rentgenového záření také rekurentní novu RS Oph během jejího výbuchu v únoru r. 2006. (Šlo již o šestý pozorovaný výbuch této novy; předešlé exploze byly pozorovány v rocích 1898, 1933, 1945. 1958, 1967 a 1985.) Krátkovlnné záření v r. 2006 bylo viditelné až do 60 dnů po maximu, tj. po dobu, kdy ve vnější slupce bílého trpaslíka probíhalo a potom doznívalo jaderné hoření. Průměrná energie rentgenových fotonů během té doby stoupala z 65 eV až na 90 eV a celková rentgenová jasnost novy silně kolísala během prvních 26 d po začátku exploze. Hmotnost bílého trpaslíka je zřejmě blízko Chandraskharovy meze, takže je silným kandidátem na výbuch supernovy v astronomicky blízké budoucnosti 100 tis. let.

Podle S. Adamakise aj. proběhl nárůst jasnosti novy o 6 mag během necelých 24 h, zatímco návrat na klidovou hodnotu trvá řadu týdnů. Několik set dnů před vlastním výbuchem se však nova krátce zjasnila, takže není úplně jasné, zda bílí trpaslíci opravdu dlouhodobě "tloustnou" tím, že se při výbuchu neodhodí celá akreovaná slupka. Jedině v tom případě může totiž trpaslík dospět ke kritické Chandrasekharově mezi a vybuchnout pak jako supernova třídy Ia. T. Nelson aj. sledovali RS Oph v ultrafialovém a rentgenovém oboru 1,5 a 2,0 roků po explozi a odhadli tak horní mez tempa přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy v klidové režimu na 1,2.10^-8 M_☉/rok. Podle N. Vayteta aj. sledovala výbuch novy také družice Swift dokonce i v oboru tvrdého rentgenového záření, takže teplota plynu během jaderného hoření dosahovala hodnot 10 –100 MK, rychlost rozpínání až 10 tis. km/s a hmotnost vyvrženého materiálu až 5.10^-7 M_☉. Obě složky dvojhvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,25 roku.

S. Shore aj. se věnovali podivuhodnému výbuchu rekurentní novy V407 Cyg (vzdálenost 280 pc), který začal 10. 3. 2010, kdy se hvězda zjasnila z obvyklých 14 – 16 mag nad 7 mag. Jde totiž o symbiotickou dvojhvězdu, kde průvodcem bílého trpaslíka je červený obr - mirida sp. třídy M7 III s poloměrem 400 R_☉, pulsační periodou 745 d a oběžnou dobou obou složek 43 let. Podruhé v historii (poprvé se tak stalo v roce 1936) totiž tamější bílý trpaslík vybuchl jako regulérní nova, i když se výbuch v mnohém podobal světelné křivce rekurentní novy RS Oph. Od té doby jasnost soustavy kolísala mezi 12 a 14 mag. Podle U. Munariho aj. šlo o velmi rychlou novu typu He/N, která vybuchla zcela zalitá hustým větrem obří složky dvojhvězdy, což během půlroku po začátku výbuchu silně zbrzdilo rozpínající se obaly novy z původních 2,8 tis. km/s na pouhých 200 km/s. Do sledování úkazu se postupně zapojila řada optických i rádiových přístrojů severní polokoule včetně ondřejovského Perkova 2m teleskopu. G. Lü aj. odhadují, že četnost vzniku takových výbuchů v Galaxii se pohybuje v rozmezí 0,5 – 5 případů, takže symbiotické novy jsou docela důležitým zdrojem galaktického energetického záření gama s energiemi >100 MeV, protože v plynné obálce symbiotických nov se srážejí protony s energiemi v rozmezí 100 GeV - 1 PeV (!), čímž vznikají neutrální piony, které se dále mění na energetické paprsky gama, jak ostatně v tomto případě objevila družice Fermi.

S. Kafka a R. Williams pořizovali 6,5m Clayovým teleskopem na Las Campanas v Chile ešeletová spektra (pásmo 300 – 800 nm) rekurentní novy U Sco od prvního dne po jejím posledním vzplanutí v r. 2010. Jde o polodotykovou zákrytovou dvojhvězdu s velmi hmotným (>1,2 M_☉) bílým trpaslíkem, jenž před počátkem výbuchu nabíral hmotu od svého průvodce tempem 10^-7 M_☉/r. Takové soustavy neobsahují volný plyn, takže podle vzhledu spektra je patrné, že téměř veškerý přenos hmoty probíhá přes Lagrangeův bod L₁. Oběžná doba složek dvojhvězdy kolem společného těžiště činí jen 1,2 d a spektrum průvodce (18 mag) se pohybuje od třídy F8 až po K2. Rekurence má však periodu proměnnou, minimálně necelých 8 let, ale obvykle něco přes 10 roků.

R. Martinová aj. zjišťovali, jak se mění oběžné periody v soustavách rekurentních nov během výbuchu následkem ztráty hmoty rozpínající se obálky bílého trpaslíka. Ztráta kolem 2.10^-6 M_☉ by totiž měla způsobit prodloužení oběžné doby dvojhvězdy, jenže do hry vstupuje magnetické pole obří sekundární složky, takže alespoň část vyvržené obálky se přizpůsobí oběhu této složky a korotuje s ní. Tím ovšem vyvržený materiál odnese část orbitálního momentu hybnosti a oběžná doba soustavy se může dokonce zkrátit. Díky relativně krátkým intervalům mezi výbuchy rekurentním nov 10 – 80 let je zřejmé, že hmotnost příslušných bílých trpaslíků je jen nepatrně nižší než Chandraskharova mez 1,4 M_☉. Pak lze z Keplerova zákona snadno spočítat hmotnosti obřích sekundárních složek, jež jsou docela velké, téměř 1 M_☉. Protože magnetické pole obrů bývá poměrně silné (>0,1 T), dochází nakonec ke zkrácení oběžné periody dvojhvězdy po každém výbuchu rekurentní novy.

To lze nejlépe testovat na příkladu již zmíněné rekurentní novy U Sco. Bílý trpaslík má poloměr 0,003 R_☉ (2 100 km) a jeho obří průvodce 2,1 R_☉ a hmotnost 0,9 M_☉. R. Mason však tvrdí, že U Sco nikdy nevybuchne jako supernova třídy Ia, jak se dosud soudí, ale skončí jako neutronová hvězda a rádiový pulsar. Důvodem je okolnost, že bílý trpaslík patří k typu ONeMg, a nikoliv CO, což je nutná podmínka pro potenciální výbuch supernovy Ia. K témuž typu patří také bílý trpaslík v klasické nově V1974 Cyg. V současné době známe v Galaxii ovšem jen 10 rekurentních nov, i když jejich skutečný výskyt je zřejmě mnohem vyšší, ale na druhé straně nižší než zastoupení nov klasických.

V polovině dubna 2011 vybuchla další rekurentní nova T Pyx, která má už za sebou výbuchy v letech 1890, 1902, 1920, 1944 a 1966. V klidu byla 15 mag a do polovin května 2011 se poměrně zvolna stihla zjasnit na 6,6 mag. Její plynná obálka se rozpínala rychlostí 1,8 tis. km/s a ve spektru byly podle S. Shora aj. pozorovatelné čáry H I, N II, Na I, Ca II a Fe II. Z intenzity interstelárních absorpcí vychází její vzdálenost >3,5 kpc. Autoři také odhadli horní mez hmotnosti vyvržené obálky 10^-5 M_☉. O. Chesnau aj. využili ke sledování T Pyx optických interferometrů VLTI ESO a CHARA na Mt. Wilsonu. Tak se ukázalo, že výbuch se odehrával v podobě bipolárních výtrysků, z nichž jeden vidíme prakticky čelně. Z interferometrických měření také odvodili vzdálenost rekurentní novy 3,5 kpc.

2.5.2. Fyzické proměnné

L. Walkowicz aj. monitorovali světelné křivky 23 tisíc chladných hvězd hlavní posloupnosti včetně 373 eruptivních trpaslíků ve vzdálenosti do 300 pc od Slunce. Zjistili tak, že trpaslíci třídy M vzplanou častěji, než trpaslíci třídy K, ale jejich erupce jsou kratší než erupce tříd K. Ze statistiky též vyplývá, že čím jsou hvězdy starší, tím se četnost prudkých zjasnění i jejich amplituda snižuje. K podobným výsledkům dospěla i řada jiných studií, což má negativní dopad na pravděpodobnost obydlitelnosti exoplanet, jež se případně nacházejí v ekosférách těchto velmi běžných a dlouhožijících hvězd. Na druhé straně je to dobrá zpráva pro pozemšťany, neboť Slunce je trpaslík žlutý a již dosti starý.

T. Kaminski aj. nalezli kompaktní molekulový oblak v blízkosti proměnné hvězdy V838 Mon, která vybuchla počátkem r. 2002 až do maxima svítivosti 1 mil. L_☉. Tehdejší spektrum třídy F se během následujících let poklesu jasnosti výrazně změnilo až na M6 I. Hmotnost oblaku odhadli na <150 M_☉. Z něho vznikla před 3 – 10 mil. let zmíněná proměnná i další hvězdy v jejím okolí. Podle R. Tylendy aj. byla V838 Mon před svým výbuchem dvojhvězdou s primární složkou hlavní posloupnosti sp. třídy B3 a s průvodcem červeným veleobrem, jenž svým mohutným hvězdným větrem a prachem horkou složku zcela zahalil. Následkem toho do r. 2009 spektrum horké složky vymizelo a zůstalo jen spektrum chladné obří hvězdy.

A. Mayer aj. využili infračerveného Herschelova kosmického teleskopu k prozkoumání vlastností obloukové rázové vlny, kterou vytváří svým rychlým prostorovým pohybem 110 km/s proměnná Mira (omikron) Cet; vzdálenost 92 pc). Teleskop zobrazil oblouky "hlavy" Miry v pásmech 70 a 160 μm v úhlových vzdálenostech 6 – 85″, tj. v lineární projekci 550 – 8 000 AU od hvězdy, která pulsuje v periodě 331 d s amplitudou 8 mag a patří k asymptotické větvi obrů v diagramu HR. V skutečnosti však jde o dvojhvězdu s oběžnou dobou asi 500 let, jejíž sekundární složka je od Miry úhlově vzdálena 0,6″, tj. lineárně 55 AU. Jde buď o trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti, anebo dokonce o bílého trpaslíka s teplotou >10 kK. Mira ročně ztrácí hmotu tempem 10^-7 M_☉ a vleče za sebou plynný chvost dlouhý 2°, tj. asi 4 pc (!).

I. Soszynski aj. zpracovali obsáhlý pozorovací materiál o více než 19 tisících dlouhoperiodických proměnných hvězdách v zorném poli o ploše 14 čtv. stupňů v Malém Magellanově mračnu získaný během projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE II a III v letech 1997-2009. V souboru jsou nejpočetněji zastoupeni červení obři (16,8 tis.) a polopravidelné proměnné hvězdy (2,2 tis.). Autoři tak objevili i miridu s nejdelší známou periodou 5,1 roku. Titíž autoři podobně zpracovali také údaje o cefeidách typu II ve výduti naší Galaxie, získané během projektu OGLE III. Našli tak 335 cefeid, z nichž ale 6 patří do sféroidální trpasličí galaxie ve Střelci.

Do hledání proměnných se podle D. Bewsherové aj. okrajově zapojil i pár slunečních družic STEREO A + B, neboť jejich zorným polem prošlo již více než 890 tis. hvězd. Mezi nim tak autoři našli 122 nových zákrytových dvojhvězd do 12 mag. Proslulá americká společnost pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO oznámila, že její členové vykonali úhrnem již 20 milionů odhadů jasností proměnných hvězd, které jsou uloženy v archivu Společnosti a veřejně přístupné. Amatéři věnovali dobrovolně pozorování a zpracování syrových dat asi 1,7 mil. hodin, což by při mzdě 16 dolarů/h představovalo částku 27,5 mil. dolarů.

2.6. Bílí trpaslíci

M. Kilic aj. získali spektrum bílého trpaslíka SDSS J0106-1000 pomocí 6,5m teleskopu MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně v rámci hledání průvodců hvězd s extrémně nízkou hmotností kolem 0,2 M_☉. Objevili tak, že tento trpaslík o hmotnosti 0,17 M_☉ obíhá vysokou rychlostí 740 km/s kolem neviditelné druhé složky o hmotnosti 0,43 M_☉ v extrémně krátké periodě 39 min. To znamená, že obě složky se nacházejí těsně u sebe ve vzájemné vzdálenosti pouhých 220 tis. km! Kolísání jasnosti bílého trpaslíka objevené fotometrem na 2,1 m teleskopu McDonaldovy observatoře v Texasu svědčí o slapové deformaci jeho tvaru, což znamená, že i sekundární složka je (slapově deformovaný) bílý trpaslík. Hvězdy se k sobě blíží po spirále a splynou za 37 mil. let. Budou tak zdrojem postupně sílicích gravitačních vln, které se při ultrapřesné znalosti oběžné doby patrně podaří objevit již příští generaci detektorů gravitačních vln.

Družice Swift pozorovala od 28. března 2011 sérii silných rentgenových vzplanutí v poloze J1644+57. Světelná křivka dosahovala maxima poměrně rychle během 100 s a pak pozvolna doznívala. Záblesky se opakovaly vždy po 13,9 h. J. Krolik aj. proto navrhli velmi přijatelné vysvětlení, že šlo o pohlcování zbytků slapově roztrhaného bílého trpaslíka, který obíhal kolem intermediální černé díry ve zmíněné periodě po velmi protáhlé eliptické dráze, takže akrece zbytků se odehrávala vždy v pericentru jeho dráhy. Černá díra se nalézá 150 pc od centra anonymní galaxie vzdálené od nás 1,0 Gpc. To znamená, že zářivý výkon v maximu záblesku dosahoval fantastické hodnoty 1.10³⁹ W a během necelých 4 měsíců trvání úkazu se vyzářila energie 5.10³⁷ J.

C. Melis aj. zjistili z dat družice GALEX, že objekt J1931+0117 je bílý trpaslík, jehož atmosféra je znečištěna těžkými prvky. V jeho okolí se prostírá prachový disk, otáčející se kolem trpaslíka. V atmosféře pozorovali už dříve čáry O, Ca, Fe, Mg, Si a nyní k tomu přibyly čáry Cr a Mn - dohromady představují více než 4 % hmotnosti příslušné atmosféry. Podle názoru autorů to svědčí o plynulém pohlcování zbytků terestrické miniplanety rozmělněné v disku slapovými silami bílého trpaslíka. Původní hmotnost miniplanety odhadli na 2.10²⁰ kg a tempo akrece prachu na bílého trpaslíka na 4.10⁶ kg/s. Odtud vyplývá životnost disku na 1,3 mil. roků. Podobnou hmotnost i složení má známá planetka Sluneční soustavy (4) Vesta.

A. Skemer a L. Close studovali pomocí 8m teleskopu Gemini-S nejbližšího známého bílého trpaslíka Síria B s cílem najít pomocí pozorování ve středním infračerveném pásmu kolem 10 μm zbytky planetárního disku, jak to bylo v poslední době pozorováno u několika jiných bílých trpaslíků. V tomto případě však žádné známky někdejší existence takového disku nenašli.

R. Ostensen aj. našli pomocí spekter z 4,2m teleskopu WHT nového bílého trpaslíka typu DB v zorném poli družice Kepler. Ukázali tak, že jeho hmotnost 0,6 M_☉ a teplota 25 kK ho řadí do pásma nestabilních bílých trpaslíků. Díky přesné fotometrii z družice pak skutečně našli oscilace jasnosti, které tohoto trpaslíka řadí do skupiny oscilujících bílých trpaslíků typu V777 Her. Objev druhého oscilujího trpaslíka, tentokrát pro změnu typu DA, v zorném poli Keplera ohlásili J. Hermes aj. v poloze J1916+3938. Má vysoké tíhové zrychlení na svém povrchu na úrovni 22 mil. G_Země a efektivní teplotu povrchu 11 kK. Nachází se rovněž v pásmu nestability a patří mezi proměnné hvězdy typu ZZ Cet s periodami oscilací v rozmezí 13 – 24 min. Konečně A. Mukadam aj. zjistili, že bílý trpaslík SDSS J0746+4538, u něhož byly v lednu r. 2006 objeveny neradiální pulsace se základními periodami 19,4 – 21,5 min, vybuchl jako trpasličí nova v říjnu téhož roku, kdy se zjasnil o 5 mag. O rok později určila ultrafialová pozorování z HST, že trpaslík má mezi všemi oscilujícími bílými trpaslíky nejvyšší efektivní teplotu 16,5 kK. Tři roky po výbuchu se však oscilace objevily se stejnou periodou jako před výbuchem. To je zřetelný důkaz toho, že zmíněný výbuch nijak neovlivnil vnitřní stavbu bílého trpaslíka.

D. Wassermann aj. studovali ultrafialové a optické spektrum hvězdy KPD 0005+5106, objevené v r. 1985 a klasifikované jako bílý trpaslík. Ultrafialová družice FUSE poskytla v r. 2007 údaje o vysoké efektivní teplotě hvězdy 200 kK, což je dodnes nejvyšší efektivní teplota pro bílého trpaslíka vůbec. Nová spektra pořízená HST a Keckovým 10m teleskopem obsahují čáry vysoce ionizovaných prvků Ne, Ca, Si, S a Fe, což potvrdilo vysokou efektivní teplotu hvězdy i nepatrné zastoupení vodíku v její atmosféře, které činí nanejvýš 3 % sluneční hodnoty. Trpaslík má hmotnost 0,6 M:_☉ a tíhové zrychlení na povrchu o 2 řády vyšší než je tíhové zrychlení na Slunci. Není to však pravý bílý trpaslík, protože v jeho nitru dosud probíhá termonukleární reakce přeměny hélia na uhlík, což způsobuje její gigantický zářivý výkon 5 kL_☉, takže je dobře pozorovatelný navzdory své vzdálenosti 580 pc. V héliové atmosféře hvězdy nalezli autoři až čtyřnásobný přebytek kovů v porovnání se Sluncem. Proto soudí, že jde o vývojové stádium proměnné hvězdy typu R CrB, která ovšem již opustila asymptotickou větev obrů. Deficit vodíku u těchto hvězd lze nejlépe vysvětlit splynutím dvou bílých trpaslíků typu CO a He. Autoři též ukázali, že zastoupení těžších prvků u tohoto objektu vskutku velmi dobře odpovídá chemickému složení prototypu proměnných hvězd R CrB.

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

3.1. Supernovy

K. Krisciunas aj. uvedli, že supernova 2001ay třídy Ia ve spirální galaxii IC 4423 (vzdálenost 130 Mpc) se stala nejpomaleji slábnoucí supernovou tohoto typu. Náběh světelné křivky k maximu -19,2 absolutní hvězdné velikosti trval 18 d. Plynné slupky exploze se rozpínaly středním tempem 14 tis. km/s a supernova přitom vyplodila velké množství radioaktivního nuklidu ⁵⁶Ni o hmotnosti 0,6 M_☉. V rozpínajících se slupkách se zadržovalo záření gama; proto byl pokles jasnosti supernovy po maximu rekordně pomalý.

T. Yoshida a H. Umeda se věnovali otázce, jakým mechanismem vzplanula extrémně svítivá supernova třídy Ic 2007bi v poloze 1319+0855 v anonymní podprůměrně svítivé trpasličí galaxii vzdálené od nás přibližně 500 Mpc. Při jejím výbuchu se rovněž uvolnilo mimořádně mnoho radioaktivního ⁵⁶Ni (>6 M_☉ !), jenž se s poločasem rozpadu 6 dnů mění na radioaktivní ⁵⁶Co s poločasem rozpadu 77 dnů. Extrémně vysoký zářivý výkon v maximu měl být důkazem, že předchůdkyní supernovy musela být nadhvězda s hmotností 300 – 500 Mo. Astrofyzikové se proto domnívali, že jsme v tomto případě pozorovali výbuch, založený na materializaci energetických fotonů záření gama na páry pozitron-elektron v nitru nadhvězdy. Masový vznik takových párů silně sníží teplotní tlak v nitru nadhvězdy, jež se rychle zhroutí, což vede k sérii překotných termonukleárních reakcí v nitru nadhvězdy. Následná nestabilita se projeví obřím termonukleárním výbuchem a zničením hvězdy, resp. zhroucením hustého zbytku do černé díry. Autoři však srovnali tento scénář s méně exotickým klasickým hroucením hmotné hvězdy, v níž proběhly termonukleární reakce jen do úrovně vzniku kyslíku a jejíž hmotnost před výbuchem nepřevýšila 40 M_☉. Z porovnání teoreticky propočítaných modelů s pozorováním jednoznačně vyšel jako vítěz klasický model kolapsaru, protože vysvětlení úkazu pomocí zmíněné párové nestability bylo ve zjevném rozporu s rozborem vlastností světelné křivky.

V červnu 2009 vzplanula supernova v úhlové vzdálenosti pouhou 1″ od centra kupy galaxií A1689 (z = 0,187; vzdálenost 700 Mpc). R. Amannulah aj. však ukázali pomocí snímků a spekter, pořízených 8m teleskopem VLT ESO, že supernova se nachází v podstatně větší vzdálenosti 3,0 Gpc a její jasnost byla díky efektu gravitační mikročočky zvýšena 4,3krát (o -1,6 mag). Hmotnost kupy galaxií vychází na 100 TM_☉. Jde o vůbec nejvzdálenější supernovu zatím zaznamenanou. Kdysi by to znamenalo i nejvzdálenější objekt ve vesmíru, ale dnes se podstatně hlouběji do vesmíru ponoříme pozorováním zárodečných galaxií, kvasarů, kup galaxií a zdrojů GRB.

N. Smith aj. využili archivního snímku HST galaxie UGC 2189A (vzdálenost 50 Mpc), jenž byl pořízen 10 let před výbuchem supernovy 2010ln třídy IIn (listopad 2010). Na tomto snímku je vidět v poloze budoucí supernovy modrý objekt absolutní hvězdné velikosti -12 mag, což je podle názoru autorů důkazem, že hvězda, jež v maximu výbuchu dosáhla absolutní hvězdné velikosti -20 mag (tomu odpovídá hmotnost předchůdce >30 M_☉), se skutečně rozpadla. Hvězda tedy nevytvořila černou díru, jak se čekalo. Svědčí to o vývojové souvislosti mezi supernovami IIn se svítivými modrými proměnnými (LBV), jejichž prototypem je již v našem přehledu uváděná dvojhvězda η Carinae.

Koncem května 2011 vybuchla supernova 2011dh ve známé Vírové galaxii M51 (=NGC 5194; CVn; vzdálenost 7,1 Mpc), jež dosáhla 19. června maxima 12 mag. I. Arcavi aj. zjistili, že předchůdkyní supernovy třídy II byla těsná dvojhvězda s kompaktním průvodcem. Jde již o třetí supernovu v této galaxii během posledních 17 let.

Koncem srpna 2011 vybuchla v poloze 1405+5416 supernova 2011fe ve velké vzdálenosti 3,4 kpc od centra galaxie M101 ("Větrník"; UMa; vzdálenost 6,4 Mpc). Stalo se tak patrně jen několik hodin před prvním snímkem (17 mag) z Oschinova teleskopu (Schmidtovy komory o průměru 1,2 m na Mt. Palomaru), protože na snímku z předešlé noci týmž přístrojem nebylo vidět nic do 21 mag. Její spektrum ukázalo, že jde o supernovu třídy Ia, takže tak blízkou supernovu tohoto typu astronomové neviděli během předešlých 40 let. Není divu, že se na pozorování tohoto objektu soustředily četné pozemní i kosmické teleskopy. V maximu jasnosti 13. září (22 dnů po výbuchu) dosáhla 10 mag, takže byla viditelná v dobrých triedrech. P. Nugent aj. nedokázali rozřešit otázku, čím byl předchůdce této supernovy, protože v úvahu připadají jak červený obr, tak hvězda hlavní posloupnosti, ale i druhý bílý trpaslík, vesměs předávající hmotu na bílého trpaslíka, jenž právě v srpnu 2011 dosáhl Chandrasekharovy meze. Vzápětí však W. Li aj. prokázali pomocí archivních snímků z SST i pozemních dalekohledů, že předchůdce určitě nebyl červeným obrem ani veleobrem; sekundární složka dvojhvězdy před výbuchem měla hmotnost <3,5 M_☉.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

J. Larsson aj. a A. Jerkstrand aj. zveřejnili údaje o sledování pozůstatku po proslulé supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, které získaly rentgenové družice a HST od r. 1994 a později také zobrazovač UVES VLT ESO. Od okamžiku výbuchu po dobu 4 let dominovaly světelné křivce dozvuky prvotní exploze, v prvních 500 dnech též radioaktivní rozpad nuklidu ⁵⁶Ni o hmotnosti 0,07 M_☉ na ⁵⁶Co. Postupně však nabyl vrchu jako hlavní zdroj klesající jasnosti SNR rozpad radioaktivního nuklidu ⁴⁴Ti o celkové hmotnosti 0,000 15 M_☉ s poločasem rozpadu 63 – 85 let na nuklid ⁴⁴Ca. Snímky prstenců kolem pozůstatku supernovy jsou vlastně projevem interakce rentgenového záření s plynem v prstencích, které jsou skloněny k zorném paprsku šikmo pod úhlem 45°. Průměr vnějšího prstence dosahuje 0,4 pc a pozůstatky exploze se vzdalují od zdroje výbuchu rychlostí <5 tis. km/s. Hmotnost předchůdce supernov pak vychází na 19 M_☉.

M. Lakicevic aj. sdělili, že pomocí aparatur ATCA v Austrálii a APEX v Chile detekovali SNR 1987A také v pásmech 3,2 mm a 0,87 mm s toky 11, resp. 21 mJy v letech 2005, resp. 2007. C. Ng aj. ohlásili první detekci SNR 1987A pomocí rádiové interferometrie VLBI v letech 2007-2008 na frekvencích 1,4 – 1,7 GHz (214 – 176 mm) s úhlovým rozlišením 0,1 – 0,7″. V okolí SNR našli dva kompaktní shluky, ale žádné známky existence pulsaru nebo mlhoviny či větru pulsaru. Podle M. Matsuuraové aj. vyplynulo z pozorování Herschelova kosmického teleskopu na vlnové délce 200 μm, že studený (17 – 23 K) prach vyvržený supernovou 1987A má vysokou úhrnnou svítivost 220 L_☉ (!) a tomu odpovídající úhrnnou hmotnost 0,4 – 0,7 M_☉, tj. o 4 řády (!) více, než se dosud myslelo. Právě supernovy jsou v galaxiích hlavním zdrojem mezihvězdného prachu s rozměry zrníček od nanometrů po mikrometry a patří prvkům C, Mg, Si a Fe.

M. Tavani aj. využili italské družice AGILE ke sledování vzplanutí Krabí mlhoviny v oboru záření gama (pásmo 0,1 – 10 GeV) během září a října 2010. Tok záření gama stoupnul v té době až na trojnásobek klidové hodnoty a jeho zdroj se nacházel velmi blízko pulsaru B0531+21, jenž je SNR po výbuchu supernovy v r. 1054. Polohu zdroje se totiž podařilo zpřesnit díky souběžnému zvýšení rentgenového (družice Chandra) i optického záření (HST) zdroje. Příčinou zjasnění byly zřejmě rázové vlny a turbulence v mezihvězdném plazmatu v blízkosti SNR.

Podle A. Abda aj. zaznamenala toto zvýšení jasnosti Krabí mlhoviny také aparatura LAT na družici Fermi. Ta dokonce objevila podobné vzplanutí v pásmu extrémně energetického záření gama 100 MeV - 100 GeV již v únoru 2009; první epizoda trvala 16 d. Další zjasnění toku nastalo současně se zmíněným vzplanutím v pásmu gama družice AGILE v září 2010. V. Vittorini aj. uvedli, že vzplanutí probíhalo i v pásmu energií >50 MeV; dosáhlo sice až šestinásobku klidové hodnoty v pásmu LAT, ale trvalo jen 4 dny. Z měření vyplynulo, že zdroj vzplanutí má rozměry menší než 1 miliparsek, a že energetické elektrony tam dosahují neuvěřitelně vysokých energií řádu PeV. Mocné erupce záření gama pozorovala družice Fermi také v polovině dubna 2011; pak však už aktivita zdroje vymizela.

E. Aliu aj. pozorovali Krabí mlhovinu v pásmu nejvyšších energiích záření gama (>100 GeV) pomocí Čerenkovova teleskopu VERITAS (Mt. Hopkins, Arizona). Tak zjistili, že pulsar v mlhovině je zdrojem pulsního záření gama i v tomto pásmu, přičemž zdroj záření se nachází minimálně ve vzdálenosti 10 poloměrů neutronové hvězdy od jejího povrchu. Indukce magnetického pole neutronové hvězdy dosahuje na jejím povrchu hodnoty jen 380 T, takže zatím nemáme dobré vysvětlení, jak tyto extrémně energetické impulsy vznikají. Donedávna se totiž dařilo pulsar zaregistrovat jen na energiích fotonů <25 GeV. M. Bandstra aj. využili k pozorování Krabí mlhoviny zobrazovacího Comptonova teleskopu NCT na stratosférickém balónu, který startoval v květnu 2009 a po dobu 38 h se pohyboval ve výškách 35 – 40 km, aby nakonec bezpečně přistál v Arizoně. Pozoroval přitom po dobu 9 h Krabí mlhovinu v pásmu měkkého a středního záření gama 0,2 – 200 MeV a zaznamenal její záření v celém tomto pásmu na úrovni 4σ nad pozadím. Jde o první identifikovaný zdroj v tomto spektrálním pásmu. Rentgenové a měkké záření gama Krabí mlhoviny kolísá během doby o celá procenta, ale jinak lze vypozorovat, že v pásmu 12 – 500 keV tok záření sekulárně klesá průměrným tempem 7 %/rok.

D. Patnaude aj. ukázali na základě měření družice Chandra v letech 2000 a 2010, že v pásmu energií 4,2 – 6,0 keV klesá rentgenový tok SNR Cas A v průměru o 1,5 – 2 %/rok. Podle P. Shternina aj je to důsledek chladnutí neutronové hvězdy v centru SNR, která je obklopena tenkou atmosférou uhlíku. Z fyzikálního hlediska se neutrony v kompaktní hvězdě vyskytují v tripletech, což jim propůjčuje supratekutost při extrémně vysoké teplotě 800 MK. Zmíněné chladnutí SNR nám tak poskytuje klíčově důležité informace o žhavé supratekutosti neutronové kapaliny.

D. Patnaude aj. prohlédli archivní data o rentgenovém záření pozůstatku po supernově 1979C třídy IIL, která tehdy vybuchla v galaxii M100 (= NGC 4321; vzdálenost 15 Mpc). Rentgenová jasnost SNR zůstala neměnná v letech 1995-2007, z čehož autoři usoudili, že samotná supernova se rychle zhroutila na hvězdnou černou díru s hmotností 5 – 10 M_☉ a pozorované rentgenové záření pochází z akrece materiálu z disku kolem černé díry, popřípadě toto zboží dodává těsný průvodce supernovy.

W. Tian a D. Leahy se pokusili najít nějaký molekulový oblak v úhlové blízkosti k SNR Tycho 1572 a v rozsahu vzdáleností 2,5 – 3,0 kpc od nás, ale bezúspěšně. Podobně nulový výsledek obdrželi také při pátrání v rádiovém a rentgenovém pásmu. Všechno nasvědčuje tomu, že okolí tohoto SNR je naprosto pusté. Tím větším překvapením se stalo sdělení V. Acciariho aj. o objevu zdroje energetického (1 TeV) záření gama v poloze SNR Tycho (0025+6410) pomocí aparatury VERITAS na úbočí Mt. Hopkinsu v Arizoně na základě měření v letech 2008-2010. Podobně K. Eriksen aj. získali pomocí družice Chandra důkazy o tamějším urychlování částic kosmického záření na energie řádu 1 PeV.

A. Karlton aj. využili družice Chandra k měření změn rentgenového záření SNR G1.9+0.3 (Sgr; poloha 1749-2710; vzdálenost 8,5 kpc) mezi lety 2007 a 2009. Rentgenová obálka se rozpíná tempem 0,64 %/r a rentgenový tok dosud roste tempem 1,7 %/r. Odtud lze určit horní mez stáří SNR na (156 ± 11) let a z toho vyplývá, že tato nejspíš suverénně nejmladší supernova naší Galaxie musela vybuchnout někdy na přelomu XIX. a XX. stol. Nebyla ovšem tehdy pozorována, protože její světlo neproniklo hustými mračny mezihvězdné látky v centru Galaxie. Její plynné obaly se rozpínají rychlostí 13 tis. km/s , ale rázová vlna se šíří anizotropně ještě vyšší rychlostí až 16 tis.km/s.

R. Owen aj. zkoumali rozsáhlý zdroj IKT 16 v Malém Magellanově mračnu (vzdálenost 60 kpc), jenž se nachází ve vzdálenosti 8 pc od centra galaxie, ale jehož poloměr dosahuje neuvěřitelných 37 pc. Z rentgenového záření odpovídající teplotě zdroje 10 MK (!) odvodili, že jde o pozůstatek po supernově, která vzplanula před bezmála 15 tis. lety přímo v centru galaxie. Uprostřed SNR se zřejmě ukrývá žhavá neutronová hvězda, která při výbuchu získala prostorovou rychlost 500 km/s vůči těžišti, takže se už z centra galaxie vysunula. Celková energie uvolněná výbuchem supernovy dosáhla 10⁴⁴ J. Autoři též uvedli, že dnes už známe 275 SNR v naší Galaxii a v Malém Magellanově mračnu dalších 23.

3.3. Obecně o supernovách

M. Zingal aj. využili hydrodynamického výpočetního programu MAESTRO k popisu fyzikálních dějů uvnitř hvězdy v posledních několika hodinách před výbuchem supernovy Ia. Ukázali, že konvektivní oblasti ve hvězdě se zachovávají až do okamžiku vypuknutí termonukleárního požáru v nitru hvězdy. Jelikož každá hvězda rotuje, tak i pomalá rotace předchůdce supernovy stačí na to, aby se porušila koherence zmíněných konvektivních oblastí, což se obvykle děje nesouměrně, takže typicky se plamen překotné termonukleární reakce zažehne ve vzdálenosti asi 50 km od centra hvězdy. Jednotlivé plameny horkých skvrn se pak bleskurychle spojí a zdálky pozorujeme gigantický výbuch supernovy Ia.

R. Foley a D. Kasen studovali stále nevyřešenou otázku, zda jsou všechny supernovy třídy Ia opravdu "standardními svíčkami" a mají tudíž shodný zářivý výkon v maximu, což je pak kvalifikuje jako ideální indikátory kosmologických vzdáleností tam, kde jiné metody pro objekty s podstatně nižším zářivým výkonem (např. cefeidy) nelze použít. Z analýzy 121 vícebarevných světelných křivek a rychlostí rozpínání obálek supernov třídy Ia zjistili, že při rychlostech expanse >12 tis. km/s se to projeví na odchylné jasnosti supernov navzdory témuž zářivému výkonu, a to zmíněné supernovy diskvalifikuje pro roli standardních svíček.

J. Leaman aj. zkoumali zastoupení různých tříd supernov v homogenním vzorku více než 1 tis. supernov, které vzplanuly v téměř 15 tis. blízkých galaxiích mezi léty 1998 a 2008 a byly pozorovány 3m teleskopem Lickovy observatoře v Kalifornii. Světelné křivky pro více než 700 galaxií byly dostatečně kvalitní, takže v tomto souboru byly nejčetnější supernovy třídy II (45 %), dále Ia (38 %) a Ib (16 %). Týž soubor dat následně studovali W. Li aj. Pro 175 supernov se podařilo nezávisle určit vzdálenosti a odtud se ukázalo, že bohužel zářivé výkony zvláště pro třídu Ia závisejí na morfologickém zařazení mateřské galaxie, takže to je další faktor, snižující váhu této třídy supernov jako standardních svíček. Četnost výbuchu supernov pro naši Galaxii vychází na 2,8 supernov za století. Obecně platí že menší galaxie mají na jednotku hmotnosti nebo zářivého výkonu vyšší četnost než velké galaxie. D. Maoz aj. vybrali ze zmíněného souboru 82 supernov třídy Ia a 119 supernov třídy II a odtud zjistili, že spodní mez hmotnosti pro možnost, aby hvězda na sklonku svého vývoje skončila jako supernova, činí 8 M_☉. Většina ze zkoumaných supernov vybuchla nejpozději 2,4 mld. let po svém vzniku, ale jistá podskupina tohoto souboru to stihla již za 420 mil. let.

Podle N. Smithe aj. vybuchují mnohé hvězdy jako supernovy jedině v případě, že jsou členem interagující dvojhvězdy. Platí to například pro hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy, z nichž pocházejí supernovy podtřídy Ibc, popř. IIb. Protože podvojnost předchůdců supernov se zjišťuje velmi obtížně, není vliv druhé složky na případný výbuch dostatečně prozkoumán, zejména pokud jde o vzájemnou vzdálenost mezi supernovou a jejím průvodcem, ale také pokud jde o rychlost rotace budoucí supernovy. Zdá se, že neexistuje žádná možnost přímého zhroucení hvězdy na černou díru, aniž by tomu nepředcházel výbuch supernovy. V. Dwarkadas aj. poukázali na jasnou souvislost mezi svítivými modrými proměnnými hvězdami (LBV) a supernovami třídy IIn - jako příklad uvedli supernovu 2005gl.

Báječné možnosti počítačové farmy Zwicky využili E. O'Connor a C. Ott k obsáhlým modelovým výpočtům, co se děje s hmotnými hvězdami na konci jejich termonukleárního vývoje. Zjistili tak, že hvězdy s hmotnostmi 9 – 150 M_☉ začnou pomocí vlastní gravitace katastroficky stlačovat elektronově degenerované železné jádro hvězdy na nukleární hustotu 2.10¹⁷ kg/m³. Stavová rovnice pro tento materiál ukazuje, že je dále nestlačitelný, takže hroucení skončí, když nestlačitelné jádro hvězdy o typickém poloměru 15 km dosáhne hmotnosti 0,6 M_☉. Tato zábrana vyvolá uvnitř hroutící se hvězdy hydrodynamickou rázovou vlnu, která se však cestou ven z hvězdy zastaví po pouhých 200 km. To, že hvězda nakonec přece jen vybuchne, způsobí masivní nárůst počtu neutrin, která jediná jsou schopna odnést v tu chvíli dostatečnou energii, aby hvězda mohla vybuchnout jako (optická) supernova, tj. aby rázová vlna dospěla až k povrchu hvězdy a rozmetala hvězdu s výjimkou jejího nestlačitelného jádra.

V závislosti na hmotnosti hvězdy těsně před katastrofickým zhroucením zůstane po supernově v 85 % případů neutronová hvězda a v 15 % případů pokročí hroucení až na hvězdnou černou díru. Takto vzniklá černá díra má v průměru hmotnost 2,3 Mo a spin 0,6 – 0,9. Pokud jde o zábleskové zdroje záření gama (GRB), pozorujeme ovšem prodlevu mezi příchodem signálu GRB a následným výbuchem supernovy. Dlouhá GRB tak představují jakési signální světlice, ohlašující následné zhroucení hvězdy do hvězdné černé díry. Právě tímto scénářem se zabývali Y. Sekiguchi a M. Shibata, když počítali, jak se chová dostatečně hmotná rotující hvězda v níž skončila termonukleární reakce. Jádro hvězdy se rozštěpí na akreční disk a vlastní černou díru, přičemž morfologie disku závisí na rychlosti rotace jádra hvězdy. Při pomalé rotaci je disk geometricky tenký, ale opticky tlustý, takže v něm vznikají četné rázové vlny. Při středně rychlé rotaci je disk stále tenký, ale kolem něj vznikne tlustý anuloid a při rychlé rotaci vzniká pouze tlustý anuloid.

Podobně D. Kasen aj. spočítali, že nadhvězdy s hmotnostmi 140 – 260 M_☉ vybuchují na konci svého termonukleárního vývoje díky párové nestabilitě elektronů a pozitronů (viz odst. 3.1. tohoto přehledu), jež nakonec způsobí explozivní termonukleární zapálení kyslíku, což hvězdy rozbije. Přitom se rozmetá do prostoru rychlostmi 5 – 10 tis. km/s až 40 M_☉ radioaktivního nuklidu ⁵⁶Ni. Takto se uvolní gigantická energie řádu 10⁴⁶ J v průběhu jediného roku po výbuchu. Maximální zářivý výkon v tomto maximu dosahuje 10³⁹ W - takové supernovy jsou svítivější než celá naše Galaxie! Autoři však v závěru práce pochybují o tom, že některé pozorované supernovy, které by snad mohly zmíněný scénář potvrdit, jsme už pozorovali. Spíše se domnívají, že ve všech případech šlo o exploze hmotných (≈40 M_☉) hvězd s překotnou TNR kyslíku.

C. Joggerst a D. Whalen se zabývali otázkou, jak končí vývoj nadhvězd populace III, tj. I. generace hvězd v raném vesmíru, které obsahují pouze dva první prvky Mendělejovy soustavy, tj. vodík a hélium. Aby takové hvězdy vůbec mohly vzniknout, musely mít podstatně vyšší hmotnost (>150 M_☉) než hvězdy dalších generací "zašpiněné" o kovy, které vznikají v nadhvězdách jako následek sérií termonukleárních reakcí v jejich nitru. Autoři odtud spočítali, že závěrečná exploze takových nadhvězd vzniká následkem párové nestability elektronů a pozitronů masově vznikajících při extrémně vysokých teplotách materializací paprsků extrémně energetických fotonů záření gama. Jako příklad takové exploze uvedli v témže odstavci zmíněnou supernovu 2007bi, ale jak patrno z citované práce Yoshidy a Umedy, alternativní vysvětlení, že šlo o výbuch hmotné (<40 M_☉) hvězdy další generace, která obsahovala astrofyzikální kovy, je mnohem pravděpodobnější.

Během roku se objevilo několik prací, které upozorňují na to, že některé supernovy nelze zařadit ani do jedné z klasických tříd, tj. I nebo II. Nejpodrobněji se tímto aspektem výzkumu zabývali C. Knigge aj., kteří ukázali že většina neutronových hvězd ve vesmíru vzniká právě výbuchy mateřských supernov. Liší se pouze tím, co tvořilo jádro předchůdce, tj. buď stlačené Fe, anebo prvky O-Ne-Mg. V prvním případě dojde k supernově díky párové nestabilitě, jakmile hmotnost železného jádra překročí Chandraskharovu mez, ale ve druhém případě musí v jádře dojít k zachycení volných elektronů, což podnítí zhroucení jádra hvězdy. Tak také vznikají nejen rádiové, ale i rentgenové pulsary. Rentgenové pulsary mohou vznikat tehdy, když neutronová hvězda má za průvodce hmotnou hvězdu sp. třídy Be s hmotností 8 – 18 M_☉, kolem níž neutronová hvězda obíhá v periodě 10 – 1 000 d po velmi výstředné dráze. Proto k přenosu hmoty na neutronovou hvězdy dochází pouze v okolí periastra. Neutronové hvězdy s původní periodou rotace 1 – 1 000 s se pak urychlují dopadem materiálu z akrečního disku. Pokud neutronová hvězda vznikla zachycením elektronů jádry Ne či Mg, nedosáhne hmotnosti poblíž Chandrasekharovy meze, ale nanejvýš 1,3 M_☉. Takové neutronové hvězdy mají méně výstředné dráhy, kratší oběžné periody a rychlejší rotaci, protože akrece z disku probíhá po celé dráze.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

G. Pavlov aj. využili rentgenové družice Chandra k podrobnému prozkoumání známého pulsaru B1259-63 (impulsní perioda 0,048 s; stáří 330 tis. let), jenž je členem dvojhvězdy s hvězdou sp. třídy Be (SS 2883). Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 3,4 r po vysoce výstředné dráze (e = 0,85) s délkou velké poloosy 7,2 AU, takže v periastru se výrazně ovlivňují. Autoři proto využili okolnosti, že v polovině května 2008 byl pulsar v apastru, kdy je případná interakce s hvězdou Be nejmenší. Autoři tak našli ve směru na jih až jihozápad od pulsaru poměrně jasný plošný rentgenový zdroj v prostoru, kde se střetává vítr pulsaru s větrem vysoce hmotné hvězdy. Zářivý výkon tohoto zdroje je úctyhodný (1,3.10²⁶ W; tj. asi 1/3 L_☉). Vzdálenost soustavy od nás je ovšem velmi nejistá v poměru 3:1, takže pro uvedené hodnoty autoři předpokládali, že činí 3 kpc.

J. Moldón aj. na základě pozorování australské anténní soustavy LBA na vlnové délce 130 mm (2,3 GHz) změřili indukci magnetického pole neutronové hvězdy 30 MT a objevili v době, kdy byla hvězda v apastru, proměnnou rádiovou mlhovinu a lineárním průměru 120 AU, jež zřejmě souvisí s výše zmíněným rentgenovým plošným zdrojem. Složku Be pozorovali I. Negueruela aj., kteří se domnívají, že patří do hvězdné asociace Cen OB1 ve vzdálenosti 2,3 kpc. Vlivem rychlé rotace je zploštělá na pólech, takže její polární poloměr činí jen 8,1 R_☉, zatímco rovníkový 9,7 R_☉. Proto je na pólu teplejší (34 kK) než na rovníku (27,5 kK). Její zářivý výkon 60 kL_☉ odpovídá vysoké hmotnosti 30 M_☉.

Výsledky multispektrálního výzkumu tohoto spektakulárního systému pak porovnali S. Kong aj. Ukázali, že rozhodující pro pochopení všech pozorování je interakce mezi srážejícími se hvězdnými větry obou složek a magnetosférou neutronové hvězdy. Z pozorování je zřejmé že v oblasti srážek jsou elektrony urychlovány na relativistické rychlosti, což je vzor chování, který se dobře hodí i pro vysvětlení vlastností dalších obdobných soustav v naší Galaxii. Rozborem multispektrálních pozorování dospěli D. Khangulyan aj. k závěru, že projevy srážky hvězdných větrů bude brzy možné pozorovat pozorovat i v pásmu záření gama.

A. Papitto aj. nalezli v kulové hvězdokupě Terzan 5 binární rentgenový pulsar J1740-2446, který má průvodce s hmotností >0,4 M_☉, takže obě tělesa obíhají kolem společného těžiště v periodě 21 h. Impulsní perioda pulsaru 0,09 s se však podle měření z družice RXTE zkracuje relativním tempem řádu 10^-12, což je zřejmě způsoben jeho roztáčením následkem akrece plynu z průvodce.

J. Antoniadis aj. zjistili že pulsar J1141-6545 (impulsní perioda 0,39 s) objevený r. 2000 má za průvodce bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 M_☉ starého 1,4 Mr. Obě tělesa kolem sebe obíhají v periodě necelých 5 h po dráze s výstředností 0,17. Jde tedy o jednoho z dosud nejstarších funkčních pulsarů vůbec. Vzápětí C. Barsa aj. objevili průvodce pulsaru J1740-3052 (objev r. 2001; impulsní perioda 0,57 s), jenž je však hmotnou hvězdou hlavní posloupnosti o hmotnosti >11 M_☉. Pulsar kolem ní obíhá v periodě 231 d po dráze s výstředností 0,6, což je důsledek výbuchu supernovy Ib před 350 tis. lety. Soustava leží v hlavní rovině Galaxie a promítá se do blízkosti jejího centra. Údajně by mohla skončit pohlcením pulsaru (neutronové hvězdy) červeným veleobrem jako objekt, jehož existenci předpověděli K. Thorne a A. Zytkowová již v r. 1977.

Velmi pohnutou historii měl podle P. Freireho aj. binární milisekundový pulsar J1903+0327 (impulsní perioda 2,15 ms; vzdálenost od Slunce 6,4 kpc), který se nachází ve vzdálenosti >3 kpc od centra Galaxie, avšak plných 270 pc od její hlavní roviny. Jeho průvodcem je hvězda slunečního typu o hmotnosti 1,0 M_☉, zatímco pulsar má velmi vysokou hmotnost 1,67 M_☉. Obě tělesa kolem sebe obíhají v periodě 95 d po dráze s výstředností e = 0,44 a velkou poloosou 32 mil. km. Z měření radioteleskopy v Arecibu a Green Banku vyplývá oběžná rychlost pulsaru 174 km/s a rychlost soustavy vůči centru Galaxie 190 km/s. Z velikosti brzdění impulsní periody pak vyplývá indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 20 kT. Z těchto naměřených údajů vyplynul poměrně složitý vývojový scénář, na jehož počátku byla hierarchická trojhvězda, v níž se nacházela po výbuchu supernovy neutronová hvězda a blízko sekundární složka - hvězda hlavní posloupnosti. Současný průvodce o hmotnosti Slunce byl vzdálenou 3. složkou. Neutronová hvězda vysávala hmotu ze sekundární složky a tím se začala roztáčet na dnešní vysoké otáčky 465 Hz. Sekundární složka byla nakonec buď pohlcena neutronovou hvězdou (scénář černá vdova) anebo se stala obětí dráhového chaosu a vypadla ze soustavy, kde dnes pozorujeme místo ní původně třetí složku.

M. Bailes aj. zkoumali milisekundový pulsar J1719-1438 (Ser; impulsní perioda 5,7 ms; vzdálenost 1,2 kpc) nedávno objevený 64m radioteleskopem v Parkesu v Austrálii. Autoři ukázali, že má průvodce o hmotnosti Jupiteru, jenž kolem neutronové hvězdy obíhá v periodě 2,2 h po přibližně kruhové dráze o poloměru 600 tis. km. Proti Jupiteru má však jen poloviční rozměry, což znamená, že střední hustota tohoto podivuhodného tělesa činí asi 23násobek hustoty vody. Z toho vyplývá, že ve skutečnosti jde o pozůstatek někdejšího bílého trpaslíka, který podle scénáře černých vdov byl postupně vysát neutronovou hvězdou až na přeživší zbytek hustší než platina v pozemských podmínkách. Jelikož šlo nejspíš o bílého trpaslíka typu CO, tak z něj zbylo jen nejhustší krystalické uhlíkové jádro, čili doslova diamantová planeta! Autoři odhadují stáří objektu na 12,5 mld. let a indukce magnetického pole neutronové hvězdy nepřesahuje 20 kT. Podle všeho se soustava původně skládala z kompaktních objektů nízké hmotnosti (LMXB). Objev tak možná vysvětluje i existenci objektů s planetárními hmotnostmi u jiných milisekundových pulsarů.

I. Cognard aj. ohlásili objev dvou binárních milisekundových pulsarů (J2017+0603 s impulsní periodou 2,9 ms a J2302+4442 s 5,2 ms) v katalogu zdrojů záření gama pro družic Fermi. oba jsou členy binárních soustav s oběžnými dobami 2,2, resp. 126 d. Družice Fermi objevila též nejsilnější zdroj záření gama u milisekundového pulsaru J1823-3021A (Sgr; impulsní perioda 5,4 ms; vzdálenost 7,9 kpc) v kulové hvězdokupě NGC 6624 poblíž centra naší Galaxie. Jeho zářivý výkon v oboru záření gama totiž dosahuje rekordní hodnoty 8.10²⁷ W a indukce magnetického pole neutronové hvězdy 100 kT. Podle názoru většiny odborníků je více než pravděpodobné, že řada dosud neidentifikovaných zdrojů v katalogu Fermi jsou rovněž milisekundové pulsary.

A. Pelizzoni aj. objevili pomocí anténní soustavy VLA v Socorru (Nové Mexiko) na frekvenci 4,8 GHz (62 mm) oblouk rádiového záření dlouhý 10″, který obtáčí nejbližší gama a rentgenový pulsar Geminga. Intenzita zdroje 0,4 mJy odpovídá zářivému výkonu 10 EW! Zřejmě jde o výsledek interakce pulsarového větru s mezihvězdným prostředím a pravděpodobně jsou takové jevy běžné, jenže tak slabé, že je vidíme jen u nejbližšího vysoce energetického pulsaru

A. Tiengo aj. proměřovali v optickém i rentgenovém oboru vlastnosti vůbec nejbližšího osamělého pulsaru J2144-3933 (pulsní perioda 8,5 s (!); vzdálenost 170 pc). Měření ze spektrografů VLT ESO a družice Newton poukázala na vysokou teplotu neutronové hvězdy 230 tis K a výskyt horké skvrny na jejím povrchu s průměrem cca 1 km a teplotou 440 tis. K, Na jednom z pólů neutronové hvězdy se zřejmě vyskytuje polární čepička o průměru pouhých 20 m, ale zato velmi vysoké teplotě 1,9 MK. Neutronová hvězda má poloměr 13 km.

R. Manchester a G. Hobbs nalezli rekordní skokové zkrácení periody v historii, a to u pulsaru J1718-3718 s relativně velmi dlouhou impulsní periodou 3,4 s. Došlo k němu někdy mezi říjnem 2007 a lednem 2009; skok měl relativní hodnotu -3,3.10^-5. Normálně se perioda pulsaru sekulárně prodlužuje tempem 1,6.10^-12. Stáří pulsaru se odhaduje na 34 tis. let a indukce jeho magnetického pole dosahuje vysoké hodnoty 7 GT.

Podle B. Knispela aj. lze při hledání pulsarů v datech radioteleskopu z Areciba dobře využít dobrovolníků v projektech PALFA a Einstein@Home. Do projektů se přihlásilo na 280 tisíc zájemců z celého světa, což představuje ekvivalent superpočítače s výkonem 0,4 Pflops. B. Stappers aj. uvedli, že nový typ detektoru nízkofrekvenčních rádiových vln LOFAR (rozlehlá soustava nepohyblivých všesměrových antén pointovaná na zdroje metodou aperturní syntézy pomocí superpočítače) se ukazuje jako velmi vhodná pro studium pulsarů na nejnižších frekvencích v pásmu 10 – 240 MHz (30 – 1,25 m), tedy právě v těch pásmech, kde jsou pulsary obvykle nejjasnější.

3.5. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

P. Laurent aj. odhalili u rentgenové dvojhvězdy Cyg X-1 (hmotná hvězda 20 M_☉ rané spektrální třídy O a černá díra o hmotnosti 10 M_☉) pomocí aparatury IBIS na družici ESA INTEGRAL polarizované záření gama v pásmu energií 0,25 – 2 MeV. Polarizace je slabá do 400 keV a její příčinou je Comptonův rozptyl na horkých elektronech, zatímco na vyšších energiích je polarizace velmi silná a pochází z relativistického výtrysku, vyvěrajícího z nejbližšího okolí hvězdné černé díry. Výtrysk byl nejdříve objeven na rádiových vlnách, má zářivý výkon 2 kL_☉ a vytváří při styku s interstelárním prostředím zářivou bublinu o průměru 5 pc. Změny vzhledu výtrysku probíhají poměrně rychle, takže je zaznamenávají jak radioteleskopy, tak i Čerenkovovův teleskop MAGIC na ostrově La Palma a družice ASI AGILE. Fakticky jde o blízký mikrokvasar, pomocí něhož lze extrapolovat chování výtrysků v okolí černých veleděr ve velmi vzdálených galaxiích. Navíc se L. Gougovi aj. podařilo určit spin černé díry a >0,95, což je blízké teoretickému maximu a = 1.

Pro zkoumání vlastností této unikátní dvojhvězdy je proto velkým přínosem, když J. Xiang aj. oznámili, že se jim podařilo na základě rozptylu rentgenového záření zdroje na prachovém halu kolem Cyg X-1 změřit vzdálenost zdroje s nebývalou přesností: (1,81 ±0,09) kpc, což mimochodem velmi dobře souhlasí s rádiovou vzdáleností, změřenou souběžně M. Reidem aj. pomocí radiointerferometru VLBA: (1,86 ±0,12) kpc. Do r. 2010 se totiž používala velmi zavádějící hodnota vzdálenosti 3 kpc.

K. Belczynski aj. zkoumali, jak se bude Cyg X-1 vyvíjet v budoucnu. Pro černou díru však uvádějí hmotnost 15 M_☉ a pro jasnou hvězdu sp. třídy O jen 19 M_☉ (16 R_☉) podle nejnovější práce J. Orosze aj. Podle Belczynského aj. bude hvězda O nabírat hmotu z výtrysku a tak relativně záhy vybuchne jako supernova třídy Ib/c. Tím se zhroutí na neutronovou hvězdu a hmotnosti kolem 1,5 M_☉, která bude obíhat kolem daleko hmotnější černé díry, pokud dvojhvězda takovou explozi přežije pohromadě. Pravděpodobnost přežití však dosahuje jen 30 %. Pokud by se však obě složky pohromadě udržely, budou tvořit velmi rozlehlý pár, takže během dalších 13 mld. let nesplynou a nebudou tedy vysílat silné gravitační vlny.

Tím bohužel silně klesá naděje na detekci gravitačních vln v těsné dvojhvězdě tvořené párem černá díra - neutronová hvězda. Dostatečně silný signál slévání kompaktní dvojice dospěje k Zemi v nejlepším případě jednou za století! Přesto E. Nakar a T. Piran tvrdí, že by očekávané časté splývání kompaktních složek těsných dvojhvězd v prostoru do vzdálenosti 400 Mpc od nás mohlo být nadějným zdrojem vysokofrekvenčních rádiových vln na frekvencích kolem 1,4 GHz, což by byl i nepřímý důkaz, že se ze zdrojů tohoto typu šíří též gravitační vlny.

S. Guillot aj. zkoumali archivní údaje aparatury ACIS družice Chandra o chování rentgenové dvojhvězdy U24 v kulové hvězdokupě NGC 6397 (Ara; 2,5 kpc). Jde o příklad dvojhvězdy s nízkou hmotností složek (LMXB), která nejeví žádné variace rentgenového toku v pásmu 0,5 – 8,0 keV. Neutronová hvězda má na povrchu teplotu 800 kK a ve svém jádru <98 MK. Při hmotnosti 1,4 M_☉ pak vychází její poloměr na (12 ±1) km, což je třetí nejpřesnější hodnota poloměru neutronové hvězdy odvozená přímo z pozorování.

K. Kusmierek aj. určili hmotnost a poloměr neutronové hvězdy v rentgenovém blýskači (burster) 4U 1820-20 pomocí měření rentgenové družice RXTE. (1,3 ±0,6) M_☉ a (11 ±3) km. E. Gögüs aj. zjistili, že tento blýskač se chová jako magnetar, tj. rotace neutronové hvězdy se silně brzdí, což odpovídá indukci magnetického pole řádu 100 GT a výbuchy v trvání 0,1 s se po několika sekundách opakují, přičemž přecházejí z tvrdého rentgenového záření do pásma měkkého záření gama. V klidovém stavu vydává neutronová hvězda stálé rentgenové zářeni s výkonem do 10²⁸ W, ale velké záblesky dosahují po dobu stovek sekund výkonů 10³⁷ – 10⁴⁰ W.

J. Kennea aj. studovali pomocí družice Swift chování kompaktní dvojhvězdy MAXI J1659-152 v pásmu energií 0,5 – 150 keV po dobu 27 dnů od výbuchu 25. září 2010. Dvojhvězda tehdy zvýšila svůj rentgenový tok až na 50 % Kraba. Z periodických variací zesíleného toku se podařilo odvodit periodu kompaktní dvojhvězdy 2,4 h, což je zatím nejkratší doba pro kompaktní dvojhvězdu, v níž černá díra vysává hmotu ze svého degenerovaného průvodce.

3.6. Rentgenová astronomie neutronových hvězd a černých děr

M. Rawlsová aj. dokázali zpřesnit hmotnosti šesti neutronových hvězd, které se vyskytují v těsných zákrytových dvojhvězdách v podobě rentgenových pulsarů. Spodní mez hmotnosti v daném souboru 0,87 M_☉ patří neutronové hvězdě v rentgenové dvojhvězdě 4U 1538-52 a horní mez 1,77 M_☉ rentgenové dvojhvězdě Vel X-1. Naproti tomu B. Kiziltan aj. určovali hmotnosti neutronových hvězd přesněji pro páry neutronových hvězd, anebo pro kombinace neutronová hvězda - bílý trpaslík. Našli tak hmotnosti v rozmezí 1,18 – 1,97 M_☉. Horní mez přísluší neutronové hvězdě v systému PSR J1614-2230 a střední chyba této meze činí jen ±0,04 M_☉. Odtud se dá usoudit, že pro neutronové hvězdy neplatí "měkká" stavová rovnice, která dovoluje nejvyšší hmotnost neutronových hvězd <1,5 M_☉. "Tuhá" stavová rovnice naopak připouští horní mez <3,0 M_☉, takže zatím to vypadá na plichtu mezi oběma extrémy.

S. Weissenborn aj. varují, že vysoká hodnota hmotnosti neutronové hvězdy - pulsaru J1614-2230 silně omezuje možné tvary stavové rovnice pro degenerované neutronové a kvarkové hvězdy. Navrhli proto, že by reálné kompaktní hvězdy mohli mít jádro kvarkové a kolem vnější plášť z hadronů, aby se nepřekročila mez 2 M_☉, která zatím z pozorování vyplývá. Podle C. Yua aj. nemohou být neutronové hvězdy s vysokou hmotností magnetary s indukcí magnetického pole >1 GT a magnetickou energií <10³⁹ J. Pro magnetary platí měkká horní mez 1,7 M_☉, ale spíše tvrdá horní mez 1,4 M_☉. W. Farr aj ukázali, že hvězdné černé díry v těsných dvojhvězdách mají vesměs hmotnosti >4,5 M_☉, takže se skutečně ani vzdáleně nepřekrývají s hmotnostmi hvězd neutronových.

Nejjednoduššími fyzikálními objekty ve vesmíru jsou skutečně černé díry, jež lze zcela charakterizovat pomocí pouhých dvou parametrů: hmotnosti a spinu a. Jejich vnější hranicí přístupnou ještě pozorování je tzv. obzor událostí. Pokud se nám daří pozorovat pohyby plynu těsně nad hranicí tohoto obzoru pomocí rentgenového záření, dozvíme se o spinu černé díry nejvíce. Ideální jsou rentgenové spektrální čáry železa, kde můžeme pozorovat jejich posuvy, ale také profily. Čím blíže k horizontu čáry pozorujeme, tím více jsou ovlivněny efekty obecné teorie relativity. Nejnižší spin 0,05 byl naměřen pro černou díru v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1. Naproti tomu mikrokvasar GRS 1915+105 má rekordně velký spin 0,98. Černé veledíry v jádrech galaxií mají obvykle dosti vysoké hodnoty spinu v rozmezí 0,60 až 0,98. Hvězdné černé díry mají obecně větší rozptyl spinů než černé veledíry.

Spin totiž vypovídá o tom, kolik energie se dá z černé díry "vytáhnout" v podobě protilehlých relativistických výtrysků usměrněných podél osy rotace černé díry. Jelikož černá díra relativisticky strhává prostoročas ve svém nejbližším okolí, vzniká zde vnitřní akreční disk, který lze v principu pozorovat. Spin rozhoduje o vzdálenosti mezi vnitřním okrajem akrečního disku a obzorem událostí. Záleží ovšem také na směru rotace akrečního disku. Pokud je prográdní se spinem černé díry, je vnitřní okraj disku blíže obzoru, než když je jeho rotace retrográdní. Pokud černá díra získala převážnou část hmoty akrecí, rotuje velmi rychle (teoretické maximum spinu a = 1 a minimum -1). Pokud však hmotu získala splynutím s jinými černými děrami, rotuje pomaleji. Při srážkách černých děr záleží také na úhlu mezi rotačními osami, pod nímž se srazily. Výsledkem je pak buď vysoký prográdní nebo vysoký retrográdní spin. Příslušné náročné počítačové simulace těchto interakcí i pro černé veledíry, jež pak pomocí výtrysků ovlivňují (dusí) tvorbu hvězd napříč mateřskou galaxií, uveřejnili M. Volonteriová aj.

Novou metodu pro určování spinu navrhla v r. 2011 L. Brennmanová aj. Pokud je akreční disk dostatečně horký, je jeho rentgenový zářivý výkon na teplotě závislý a lze tak poměrně snadno určit poloměr disku a odtud i hodnotu spinu mateřské černé díry. Další pokrok v oboru proto závisí na možnostech měření jednak pomocí už dosluhujících aparatur na družicích Chandra, Newton a Suzaku. Japonci však chtějí vbrzku vypustit novou rentgenovou družicí Astro-H, také ESA má v úmyslu zkonstruovat rentgenovou družici nové generace, ale bohužel NASA v tomto ohledu zaostává.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Zatímco standardní GRB blýskají už bez většího povšimnutí, protože jich zejména díky družici Swift utěšeně přibývá, budí čím dál větší pozornost odborníků vzácné případy, kdy je záblesk GRB doprovázen příchodem ojedinělých fotonů velmi tvrdého záření gama s energiemi řádu GeV. Primát náleží aparatuře EGRET na tehdejší velké družici Compton v únoru 1994. Od GRB 940217 přišlo několik osamělých fotonů s energiemi až 18 GeV plných 90 min po vlastním záblesku GRB. V průběhu let se našlo asi půltucet podobných úkazů s energiemi fotonů >100 MeV (běžné úkazy GRB mívají energie fotonů <1 MeV).

Teprve družice Fermi vypuštěná v r. 2008 začala podle C. Akerlofa aj. zaznamenávat energetické fotony doprovázející ≈19 % GRB družicí pozorovaných. Tyto fotony vznikají zřejmě nějakým nám dosud neznámým mechanismem, který však nemůže být nijak exotický, když jde o tak častý úkaz. S. Cenko aj. našli díky datům z r. 2009 zaznamenaným družicí Fermi dosvity u čtyř GRB, jež vyzářily během vzplanutí izotropní energii řádu 10⁴⁷ J. Toto číslo není ovšem reálné, protože víme bezpečně, že GRB vydávají energii v protilehlých úzkých výtryscích, takže vyzářené energie bývaji v závislosti na velikosti vrcholového úhlu výtrysku zhruba o dva řády nižší, než kolik by dala izotropie. Jelikož u všech čtyř dosvitů se podařilo určit jejich červené posuvy, jsou známy i vrcholové úhly výtrysků a lze tedy spolehlivě spočítat i příslušné energie. Ve všech případech jsou výrazně vyšší než u běžných GRB a v jednom případě GRB 090926A převyšuje energie vyzářená ve výtrysku o řád teoretickou mez 10⁴⁴ J. Dělá to dojem, že na tomto rekordu se proto podílí vytažení energie z černé díry pomocí magnetického pole (Blandfordův-Znajekův mechanismus).

J. Racusin aj. usoudili, že nová pozorování dosvitů GRB na základě statistiky z družic Swift a Fermi opravňují k názoru, že kromě klasických dlouhých a krátkých GRB pozorujeme také populaci GRB zářící silně v oboru vysoce energetických paprsků gama. Swift totiž sleduje pomocí kamery XRT rentgenové pásmo 0,3 – 10 keV a pomocí aparatury BAT měkké paprsky gama s energiemi 15 – 150 keV. BAT se naštěstí téměř z poloviny překrývá s pásmem kamery GBM družice Fermi, která sahá funguje až po energii fotonů 30 MeV. Největším přínosem Fermi je však detektor LAT pozorující v pásmu 30 MeV až 100 GeV. Proto právě LAT přispěl nejvíce k objevu vysokoenergetické populace GRB. Nejde totiž o pouhé prodloužení multispektrální základny pro pozorování téhož jevu, ale právě naopak; v této oblasti se zjevně uplatňuje jiný fyzikální mechanismus explozivního jevu už proto, že samotný úkaz zjasnění zde začíná o několik sekund později než v aparatuře GBM. GRB zářící ve vysokoenergetickém pásmu gama mají obecně menší rozptyl zářivých výkonů, než GRB v měkkém pásmu gama, ale autoři varují, že některé rozdíly nemusí být fyzikální, nýbrž instrumentální a je těžké je od sebe oddělit.

D. Gruber aj. popsali průběh mimořádně dlouhého (17 min) GRB 091024 pozorovaného aparaturou GBM družice Fermi v poloze 2237+5653. I když se průběh světelné křivky v oboru gama podobal jiným (mnohem kratším) dlouhým GRB, lišil se tím, že optická světelná křivka kolísala v protifázi ke křivce v pásmu gama. Záření gama dosáhlo postupně tří krátkých maxim oddělených od sebe dlouhými prodlevami téměř bez signálu v trvání 10,5 a 3,3 min. Antikorelace křivek byla projevem zpětné rázové vlny velmi vzácně pozorované i u jiných GRB. První optický vrchol odpovídal prostřednímu maximu v pásmu gama, zatímco druhý se odehrál až 1,1 h od začátku úkazu. Během maxim v pásmu gama dosahoval Lorentzův faktor vysoké hodnoty až 195, takže tam elektrony dosahovaly ultrarelativistických rychlostí.

Přesně na Vánoce 2010 vzplanul další velmi dlouhý GRB 101225A (And; poloha 0001+4436) s trváním >33 min. Interpretace úkazu je však sporná, protože se nepodařilo spolehlivě určit jeho vzdálenost. Podle S. Campany aj. šlo o vzplanutí gama v naší Galaxii ve vzdálenosti 3 kpc od Slunce, kdežto C. Thöneová aj. dávají přednost vzdálenosti 1,6 Gpc! Pokud by platila lokální poloha, šlo by nejspíš o pád komety nebo planetky na neutronovou hvězdu. Pokud by platila kosmologická vzdálenost, šlo by asi o splynutí staré héliové hvězdy, která se rozepnula na červeného obra, který zalil neutronovou hvězdu a ta se po spirále sloučila s obří hvězdou.

Naprosto jedinečný případ GRB zaznamenala však v r. 2011 neúnavná družice Swift, protože registrovala GRB 110318 v poloze 1644+57 (Dra) po dobu celých dvou týdnů (!) v centru anonymní kompaktní galaxie vzdálené od nás 1,2 Gpc (z = 0,35; absolutní hvězdná velikost -18,2 mag). Jak uvedli A. Levan aj., šlo o naprosto exotický jev, protože růst jeho jasnosti v pásmu gama byl tak pomalý, že automatický software ho postřehl až po téměř 17 minutách od začátku úkazu. Souběžně se zdroj zjasňoval také v rentgenovém pásmu sledovaném aparaturou XRT, ale zato aparatura UVOT neviděla vůbec nic. Teprve 13 h po poplachu družice Swift zaznamenal 2,5m teleskop NOT na La Palmě

optický protějšek 22,5 mag v pásmu R. Archivní snímky z r. 2010 však tento optický objekt zaznamenaly, tedy více než rok před GRB. Na sledování objektu po vzplanutí se ovšem vrhly všechny velké přístroje na Zemi i v kosmu, zejména obří dalekohledy Keck, GTC, a Gemini-N, rádiové soustavy jako IRAM a VLBA, ale též kosmické teleskopy Herschel, Chandra aj. Během prvních 11 dnů zdroj vyzářil energii 10⁴⁶ J, tedy 10 % anihilační energie Slunce (!). V maximu svítil jako celá Galaxie se zářivým výkonem 100 GL_☉.

J. Bloom aj. přišli jako první s domněnkou, že celý úkaz byl dokladem slapového roztrhání hvězdy v akrečním disku obklopujícím centrální černou veledíru zmíněné galaxie. Hmotnost veledíry odhadli na několik MM_☉. Zřejmě jsme měli štěstí, že jeden z výtrysků, který odnášel většinu energie, byl namířen přímo k nám, takže jsem se mu dívali doslova do chřtánu. Pokud je tato interpretace správná, lze očekávat, že během roku by se dalo pozorovat až 10 podobných úkazů. Tak by se snad mohlo dokonce vysvětlit, kde se berou energie kosmických paprsků vzácně dosahující hodnot až ≈100 EeV.

F. Virgili aj. přišli s překvapivým tvrzením, že dosud méně početné krátké GRB s trváním úkazu <2 s vznikají dvojím způsobem. Ten klasický pochází od splynutí dvou kompaktních hvězd (bílí trpaslící, neutronové hvězdy), kdežto ten druhý souvisí se zánikem dostatečně hmotných hvězd, jejichž životnost je ovšem zhruba stejná jako u zmíněného splývání, totiž 2 mld. let. L. Rezzolla aj. simulovali splynutí dvou magnetických neutronových hvězd během posledních kritických 35 milisekund. Ukázali, že turbulentní magnetické pole neutronových hvězd o indukci 100 MT se změní na uspořádané poloidální pole s indukcí 100 GT (!), zatímco samotné hvězdy splynou v rychle rotující černou díru, jež je obklopena anuloidem horkého materiálu v extrémně silném magnetickém poli. Energie uvolněná splynutím je vyzářena v širokých relativistických výtryscích s vrcholovým úhlem 60°. Výsledný krátký GRB vyzáří během jediné sekundy tolik energie jako naše Galaxie za rok!

W. Fong aj. zaznamenali slabý optický dosvit krátkého GRB 100117A, viditelného až o 8 h později jako objekt 25,5 mag. To jim však umožnilo identifikovat mateřskou galaxii, jejíž střed se nachází 470 pc od GRB. Jde o ranou červenou galaxii s červeným posuvem z = 0,915 (vzdálenost 2,4 Gpc) a celkovou hmotností 30 GM_☉, v níž probíhá slabá tvorba hvězd tempem <0,1 M_☉/r. Předtím se podařilo identifikovat mateřskou galaxii jen u GRB 050724 se z = 0,26 (vzdálenost 940 Mpc).

Až dosud tedy nevíme, jaká je četnost krátkých záblesků pro červené posuvy >1, zatímco dlouhé GRB lze díky jejich vyššímu zářivému výkonu pozorovat i v kosmologických hlubinách vesmíru. Jak uvedli L. Xiao a B. Schaefer, v katalogu GRB družice Swift pokrývajícím období od prosince 2004 do července 2008 se nacházejí údaje o 258 GRB. Pro nejbližší z nich se daří ve všech případech změřit červený posuv, ale výtěžnost se snižuje na polovinu při z ≈ 1 a na 10 % při z = 6.

A. Guelbenzu aj. zkoumali exotický krátký GRB 090426 trvající jen 1,3 s, ale ze zlomu dosvitu v čase 0,4 d po záblesku gama a ze změřeného červeného posuvu z = 2,6 (vzdálenost 3,5 Gpc) usoudili, že v tomto případě nešlo o splynutí dvou kompaktních hvězd, ale o zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru, jež v klidové soustavě spojené s hvězdou proběhlo za pouhých 0,33 s.

R. Filgas aj. popsali neobvyklý GRB 080413B, jenž byl podrobně sledován aparaturou GROND na 2,2m teleskopu MPG/ESO La Silla naráz v sedmi spektrálních filtrech. Ukázalo se, že vzplanutí proběhlo nadvakrát, nejprve v úzkém ultrarelativistickém (Lorentzův faktor >188) výtrysku s vrcholovým úhlem jen 1,7°. Po jeho doznění se vynořil ve stejném směru souosý druhý mírně relativistický (Lorentzův faktor jen 18) výtrysk s vrcholovým úhlem 9°. V každém výtrysku však byla vyzářena zhruba stejná energie 8.10⁴¹ J. Optická a infračervená křivka dosvitu byla zřejmě nejvíce ovlivněna právě onou druhou podstatně širší složkou.

Výhodou zmíněné aparatury GROND je možnost určit přibližnou vzdálenost GRB ze souběžného průběhu světelných křivek v sedmi filtrech, jak ukázali T. Krühler aj. na příkladu pěti GRB, pozorovaných mezi srpnem 2008 a květnem 2009. Určili tak u každého GRB jeho fotometrický červený posuv v rozmezí z 1,3 - 4,3 a pak vše porovnali s červenými posuvy spektrálních čar mateřských galaxií všech GRB. Srovnání ukázalo, že přesnost fotometricky určených červených posuvů dosahuje ±7 %.

Zatím rekordní fotometrický červený posuv z = 9,4 (vzdálenost 4,1 Gpc; stáří 530 mil. let po velkém třesku) odvodili A. Cucchiara aj. pro GRB 090429B v poloze 1403+3210. Vzplanutí trvalo 5,5 s a mělo maximum zářivého toku pro energii 49 keV. V daném směru nebyla ani za pomoci HST objevena žádná galaxie jasnější než 28 mag.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLVI. (2011).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. januára 2014