ŽEŇ OBJEVŮ 2018 (LIII.) - DÍL B
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

Dátum: 30. júna 2020

Autori: Jiří Grygar, a David Ondřich

OBSAH (časť B):

1.4. Slunce

Úplné zatmění Slunce 21. 8. 2017 sledovalo na území kontinentálních Spojených států patrně největší počet profesionálů, amatérů i laiků v dějinách lidstva. Jak zjistili S. Zhang aj., poprvé v historii pozorování zatmění se podařilo studovat změny v zemské ionosféře, způsobené náhlým zástinem ultrafialového záření Slunce, které normálně vytváří denní ionosférické vrstvy umožňující rádiovou komunikaci „za roh“ díky odrazům rádiových signálů v pásmech dekametrových vln třeba až k protinožcům. Běžné denní ionosférické vrstvy vznikají ve výškách 80÷1 000 km nad Zemí a při zatmění mají tendenci klesat k Zemi; přitom slábnou a mohou i zcela vymizet. Paradoxně do hry vstupuje i Měsíc, jelikož jeho stín se pohybuje vůči ionosféře nadzvukovou rychlostí, takže vytváří obloukové nadzvukové vlny v četnosti elektronů. Tento jev se podařilo poprvé pozorovat díky datům z více než dvou tisíc přijímačů GPS a byl nejlépe pozorován v centrálních a východních oblastech USA. M. Lachman si však všiml na 91min. záběru přechodu stínu nad kontinentem, že vlnovitá ionosféra byla pozorovatelná již před příchodem stínu, takže efekt má složitější příčinu související se šířením slunečního větru, kde fotony předbíhají protony, takže zpožděné protony zasahují ionosféru na východ od stínu. Jistou roli hrají i slapové vlivy, neboť protony se zpožďují vůči Zemi méně než vodní oceány.

Japonská družice Hinode, jež se od r. 2006 věnuje komplexnímu zobrazování Slunce v optickém, EUV a rentgenovém záření, zpozorovala 4. února 2014 na temném okraji sluneční skvrny (poblíž další skvrny) s dosud rekordní indukcí heliomagnetického pole 0,625 T. K rekordu podle J. Okamoto a T. Sakuraie dopomohl plynový most mezi oběma skvrnami, jenž stlačoval magnetické siločáry díky svému proudění od jižní skvrny k severní, kde se proud plynu zužoval a ohýbal zpět dovnitř Slunce. Běžně totiž indukce magnetického pole ve skvrnách mívá maxima jen kolem 0,3 T.

T. Amari aj. se zabývali otázkou, proč se sluneční erupce dělí na omezené a eruptivní (vyvolávající koronální výrony hmoty = CME). Existují sice náznaky, že za toto rozdělení mohou konfigurace magnetických polí v místě vzniku erupce, ale přesnost měření magnetických polí pokulhává. Simulace však poukazují na příčinu v konfiguraci lokální magnetické klece ještě před startem erupce. Je-li konfigurace magnetického pole v přilehlé části koróny nestabilní, tak klec nedovolí, aby se hmota erupce prodrala přes klec do sluneční koróny. Je-li však indukce magnetického pole klece nízká, tak si erupce proklestí cestu do koróny a tam vyvolá CME, jež se následně šíří interplanetárním prostorem.

V. Lozitsky aj. zveřejnili údaje o vrcholné fázi sluneční erupce v aktivní oblasti 0486 o síle X17.2/4B, jež se odehrála 28. 10. 2003. Tuto fázi pozorovali ešeletovým spektrografem horizontálního slunečního dalekohledu astronomické observatoře T. Ševčenka v Kyjevě. Pozorovali vývoj spektrálních čar Fe I, Fe II a prvních čtyř čar Balmerovy série vodíku. Naměřili tak rekordní dekrement poměru intenzit čar H-β/H-α = 1,68. Indukce magnetického pole ve střední fotosféře se pohybovala v rozmezí 0÷0,02 T, ale stoupala až na 0,12 T ve svrchní fotosféře a na 0,05 T v chromosféře. Z čar Fe I však vyplynulo, že ve střední fotosféře se vyskytovalo silné turbulentní magnetické pole s indukcí 0,08÷0,11 T. V chromosféře se ustavily tři diskrétní vrstvy s rostoucí teplotou a koncentrací vodíku až na hodnoty 1018/cm3 do výšky 1,2 tis. km nad fotosférou.

Y.J. Hou aj. sledovali pomoc družice SDO (Solar Dynamics Observatory) aktivní oblast 12673, v níž se vytvořily dvě největší erupce 24. cyklu: 6. 9. 2017 vzplanula erupce o síle X9.3 a následně 10. 9. další erupce o síle X8.2. Popsali podrobně změny ve struktuře a polaritě magnetických polí i vliv první erupce na její o něco slabší pokračování o 4 dny později. Velmi složitá struktura magnetického pole byla bezprostřední příčinou obou úkazů.

Také Rui Wang aj. zkoumali vliv pohybů ve sluneční fotosféře, jež v aktivní oblasti 12673 vyvolala 6. 9.nejmohutnější sluneční erupci posledního desetiletí. Autoři ukázali, jak se v koróně vytvořilo šroubovicové magnetické pole, které se ještě sytilo z dalších zdrojů. Evidentně přitom hrály roli dlouhodobé pohyby ve fotosféře, jež podnítily vznik jádra silné erupce. Wei Liu aj. následně popsali vývoj CME ze dne 10. 9., jež byl vyvolán extrémně energetickou sluneční erupcí X8.2+ v době, kdy Slunce končilo 24. cyklus své činnosti, takže se už se silným koronálním výronem hmoty nepočítalo. Jelikož záření v pásmu EUV se během erupce ztrojnásobilo a vyskytovalo se i kolem obou magnetických pólů v koronálních dírách, vyvolalo tím vlnění pozorované v pásmu EUV rychlostmi >2 tis. km/s. Efektivní teplota záření EUV dosahovala 1,0÷1,6 MK. Sledování šíření těchto vln v pásmu EUV poslouží k zevrubné magnetické a teplotní diagnostice sluneční koróny.

S. Poluianov aj. využili vzorků měsíčních hornin dovezených na Zemi astronauty v programu Apollo k rekonstrukci radiační situace ve Sluneční soustavě do dávné minulosti. Měsíc totiž nemá magnetické pole, takže je půda i horniny trvale vystaveny jednak galaktickému kosmickému záření, ale také energetickým částicím ze Slunce. Dovezené měsíční horniny tak slouží jako unikátní integrální spektrometr v pásmu energií 20÷80 MeV. Ideálním radionuklidem se stal 26Al s poločasem rozpadu 0,7 mil. roků. Zatímco před milionem let byl tok galaktického kosmického záření na úrovni (496 ±40) MV, v současnosti se zvýšil na (660 ±20) MV. Naproti tomu energetické částice ze Slunce nedosáhly za poslední milion let nikdy energií >30 MeV. Tyto údaje jsou důležité pro odhad kosmických rizik na Zemi a pro plánované kosmické lety.

H. Hayakawa aj. zveřejnili údaje o velké bouři kosmického počasí ve dnech 4. – 6. února1872, jež byla srovnatelná s dřívějším Carringtonovým jevem 29. srpna až  2. září 1859. Autoři shromáždili velké množství pozorování o geomagnetické bouři, jak se projevila ve východní Asii až po magnetické šířky v Šanghaji (20° s. š.) a Bombaji (10° s. š.). V Šanghaji byla polární záře pozorována poblíž zenitu, takže je pravděpodobné, že magnetické ovály vyvolané bouří pokryly celou severní, ale i jižní polokouli. Polární záře se vyskytovaly jak v úvodní fázi úkazu, tak i v jeho maximální fázi a ještě během raného doznívání. I v tomto případu se na Slunci nápadně zvýšily počet i rozloha slunečních skvrn. Jde tedy o jisté varování, že zatímco v době předelektrické nešlo téměř o žádné škody, v současnosti by mohlo dojít k celosvětovému kolapsu elektrického provozu s těžkými následky. V další práci pak H. Hayakawa aj. nalezli důkazy o další velké bouři kosmického počasí, jež se odehrála 15. 2. 1730. Ve východní Asii byla pozorována polární záře až v severní magnetické šířce 31,5° a v archivech se podařilo dohledat 37 pozorování velkého počtu slunečních skvrn. Opět šlo o bouři na sestupné větvi slunečního cyklu. Tato bouře však byla slabší než Carringtonův jev.

L.K. Jian aj. zveřejnili údaje o 341 interplanetárních CME (= ICME), pozorovaných párem družic STEREO A a B v letech 2007-2016.V tomto souboru dat se podařilo rozlišit 192 interplanetárních případů s dobře definovaným magnetickým pouzdrem a magnetickou překážkou v podobě téměř dipólové magnetosféry Země. Magnetické pole v obou složkách je v tom případě srovnatelné, ale dynamický tlak vrcholí v pouzdře. Více než 70 % ICME ve vzdálenosti 1 au od Slunce se rozpíná rychlostmi, které jsou lineárně úměrné jejich počátečním rychlostem.Obecně však v porovnání s předešlým 23. cyklem sluneční činnosti se ve 24. cyklu činnosti četnost, síla i průměrné rychlosti pohybu ICME vůči Slunci snížily, ale jejich tlaková pole klesala mírněji než u pozadí slunečního větru.

Jingnan Guo s týmem zpracovali údaje aparatury RAD (Radiation Assessment Detector) na vozítku Curiosity od jeho přistání na Marsu v srpnu 2012. RAD měří tok částic i dávku galaktického kosmického záření na povrchu Marsu. Kromě toho od září 2014 obíhá kolem Marsu družice MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN), jež má na své palubě detektor SEP (Solar Energetic Particle) měřící kosmické počasí v okolí Marsu. Oba přístroje tak poskytují údaje o efektu objeveném v r. 1954 S. Forbushem. Forbushův jev spočívá v závislosti intenzity galaktického kosmického záření pozorovaného na Zemi na sluneční činnosti, především na výskytu koronálních výronů hmoty (CME), které výrazně snižují stálý tok galaktického kosmického záření. Nyní tedy máme možnost porovnat údaje o Forbushově efektu na Zemi i na Marsu, jak vně Marsovy atmosféry, tak i na povrchu planety.

R. Brajša s týmem získali 18. 12. 2015 pomocí aparatury ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array) první obraz celého slunečního disku v pásmu vlnových délek 1,21 mm (248 GHz), které porovnali s obrazem disku pomocí družice SDO (Solar Dynamics Observatory) pořízeným v témž čase v pásmech 17÷170 nm. Porovnávali oba obrazy a zjistili, že ALMA zobrazuje aktivní oblasti na Slunci jako jasné útvary, ale sluneční skvrny jsou tmavé. Protuberance a koronální díry nelze odlišit od klidného Slunce, a čáry oddělující opačná znaménka magnetických siločar se jeví jako protažené tmavé struktury. Naproti tomu jasné body v koróně korelují s jasnými body pomocí ALMA, což je zcela nový poznatek. Pokud jde o úhlovou shodu snímků, tak odchylky nepřesahují 5˝. Mikrovlnné studium sluneční chromosféry má tedy před sebou dobrou budoucnost. A. Nindos aj. pozorovali aparaturou ALMA detaily klidného Slunce od centra k okraji v pásmu 3 mm (100 GHz) s úhlovým rozlišením (2,5÷4,5)˝. Na snímcích je dobře patrná chromosférická s jasnějšími oblastmi o teplotách o 305 K vyšších, a chladnější infrastruktura s teplotou o 280 K nižší. Kontrast mezi oběma substruktarami se mírně snižuje směrem k okraji slunečního disku. Celá síť v 3mm pásmu je téměř shodná se snímky v pásmu UV na vlnové délce 160 nm. Na okraji slunečního disku autoři pozorovali vůbec poprvé struktury spikulí až do výšky 15˝ od okraje disku, jejichž jasová teplota se pohybovala kolem 1,8 kK. Na disku se však spikule pozorovat nepodařilo ani v emisi, ale ani v absorpci. Také tato měření poukázala na jejich budoucí využití pro studium klidné chromosféry.

K. Strassmeier aj. využili celkového záření Slunce jako kalibru pro měření chemického složení, magnetické aktivity a globálních pulsací hvězd. Pomocí aparatury PEPSI (Potsdam Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument) instalované u obřího teleskopu LBT (Large Binocular Telescope) v Arizoně(Mt. Graham; dvě zrcadla ø 8,4 m v jedné montáži; efektivní sběrná plocha jako zrcadlo ø 11,8 m; interferometrie se základnou 22,8 m; adaptivní optika; 3,2 km n. m.; +32,7° s. š.). PEPSI pokrývá rozsah vlnových délek 383÷914 nm; spektra mají poměr signál/šum 2 000÷8 000/1. Aparatura měří sluneční oscilace s amplitudou 0,47 m/s v periodě 5,5 min. Cílem autorů projektu je měřit denně parametry Slunce po dobu celého magnetického cyklu Slunce (~22 let).

M. Meftah aj. se zabývali přesností měření slunečního poloměru aparaturou SODISM (Solar Diameter Imager and Surface Mapper) na palubě družice PICARD. V r. 2015 přijala Mezinárodní astronomická unie definici nominálního poloměru Slunce (695 700 km), jež se liší od nyní používané hodnoty 695 990 km odvozené z helioseismologických měření. Autoři využili přechodu Venuše přes sluneční kotouč 5.-6. června 2012 k měření rozměru Slunce v pěti úzkých spektrálních pásmech v rozmezí 215÷782 nm. Nejpřesnější bylo měření v pásmu 607 nm, odkud vyplynula hodnota slunečního poloměru (696 156 ±145) km. S rostoucí vlnovou délkou se sluneční poloměr velmi zvolna zvětšuje, jak se dalo očekávat.

A. Kosovichev a J.-P. Rozelot konstatovali, že rozvoj helioseismologie v posledních 21 letech umožnil rozřešit otázku, jak se v souvislosti se sluneční činností mění seismický poloměr Slunce. Využili se k tomu helioseismologických frekvenčních měření oscilací slunečního povrchu pomocí družic SOHO a SDO, které pokryly už dva cykly sluneční činnosti. Po odstranění vlivu povrchové aktivity Slunce tak zjistili, že seismický poloměr Slunce se zmenšuje o 1÷2 km v době maxima sluneční činnosti, avšak nejvyšší pokles vykazuje seismický poloměr Slunce v hloubce 5 tis. km pod povrchem, kde se v maximech sluneční činnosti poloměr zmenšuje o 5÷8 km. Toto kolísání poloměru je vyvoláno víceméně vertikálním globálním magnetickým polem Slunce s indukcí 1 T, jež výrazně ovlivňuje podpovrchovou strukturu Slunce.

J. Fontenia a E. Landi využili kosmických družic, jež s vysokou přesností měří už po dva cykly sluneční činnosti (23. a 24.) jednak celkové ozáření Sluncem TSI (Total Solar Irradiance), ale též spektrální sluneční ozáření SSI (Spectral Solar Irradiance) ve vzdálenosti 1 au od Slunce. Ukázali, jak se od sebe oba cykly liší, ale též, jak je hodnota TSI neuvěřitelně stálá. Kolísání TSI během celého období nepřekročilo 2 ‰! Tak stabilní zdroj tepla na Zemi hned tak nenajdete.

C.-J. Wu aj. zkoumali hodnoty TSI, resp. SSI nepřímo pomocí koncentrace kosmogenních radionuklidů 14C a 10Be uložených v posledních 9 tis. letech v dobře datovaných vzorcích. Autoři sledovali změny v množství nuklidů v závislosti na stáří vzorků odděleně pro každý nuklid zvlášť a potvrdili velmi dobrou shodu těchto pozorovacích řad. Od 19. stol. pak mohli srovnat výsledky kolísání TSI a SSI s pozorováními slunečního ozáření pomocí relativních čísel slunečních skvrn a opět našli dobrou shodu. Z těchto měření vyplývá, že amplituda TSI za 9 tis. let kolísala s rozptylem ±1,5 W/m2, tj. relativně v rozmezí 0,11 %. I tato čísla svědčí o mimořádně stabilní negativní zpětné vazbě tohoto největšího a nejvýkonnější energetického reaktoru ve Sluneční soustavě.

P. Janardhan aj. nalezli anomálii 24. cyklu sluneční činnosti, jež se týká pravidelných prohození polarity magnetického pole v 11letém cyklu sluneční činnosti, takže úplný cyklus trvá kolem 22 let. Autoři však zjistili měřením v heliografických šířkách 55°÷90° a -78÷-90°, že na severní polokouli Slunce začalo zeslabování polarity už v červnu 2012. V letech 2013-2014 však polarita zůstávala kolem nuly a naplno se obrátila až koncem roku 2014. Naproti tomu na jižní polokouli proběhlo převrácení polarity zhruba v polovině r. 2013. Tuto anomálii potvrdilo také chování slunečního větru díky měřením interplanetární scintilace rádiového záření na frekvenci 327 MHz (vlnová délka 0,92 m).

P. Heinzel a K. Shibata vyšli z poznatku objeveného družicí Kepler, že na červených trpaslících i mladých žlutých trpaslících dochází poměrně často ke gigantickým bílým erupcím. Ukázali, že na těchto mimořádných úkazech se mohou významně podílet smyčkové protuberance, pokud v nich elektronové hustoty překračují četnosti >1012/cm3. Tyto elektronové hustoty podstatně převyšují hodnoty pozorované v bílých erupcích Slunce. Kromě toho k výskytu gigantických erupcí přispívají také daleko silnější magnetická pole těchto hvězd a jejich silná skvrnitost. Přestože u opticky tenkých smyček je bílá erupce energeticky méně významná než u erupcí zářících jako černé těleso, může přesto významně přispět k celkové energetické bilanci gigantické erupce, protože tyto smyčky mohou současně pokrýt velkou část povrchu hvězdy.

M. Katsova aj. se pokusili odhadnout, zda zmíněné gigantické erupce se mohou vyskytnout i na Slunci. K tomu cíli zkoumali maxima v zastoupení radionuklidů v posledních 11 tisíciletích a nenašli žádný důkaz o jejich vybočení z běžného režimu slunečních erupcí. Magnetické dynamo ve hvězdách může mít v principu dvě struktury magnetického pole. Sluneční dynamo dává vznik magnetickému vlnění, které nevede k extrémním erupcím. Naproti tomu druhá struktura poskytuje příležitost k vybuzení gigantických erupcí, protože dynamo nespotřebuje magnetickou energii pro inverzi polarity pole, ale právě pro překotný nárůst indukce magnetického pole končící gigantickou erupcí. Modelování tohoto mechanismu dokáže podle autorů objasnit výskyt gigantických erupcí alespoň pro chladné červené trpaslíky včetně těsných trpasličích dvojhvězd, podobrů, hvězd s velmi nízkou hmotností a mladých rychle rotujících trpaslíků.

NASA vypustila 12. 8. 2018 pomocí rakety Delta IV Heavy Parkerovu sluneční sondu (cena 1,5 mld. $; startovní hmotnost 685 kg; hmotnost přístrojů 50 kg; příkon solárních panelů až 343 W), která již 28. 9. proletěla kolem Venuše a 1. 11. 2018 a poprvé přísluním ve vzdálenosti 24 mil. km od Slunce rychlostí 95 km/s, což jsou nové rekordy pro kosmické sondy. Protáhlá dráha sondy má délku poloosy eliptické dráhy 0,39 au a v odsluní 0,73 au prolétá v blízkosti Venuše v oběžné periodě 88 dnů. Sonda má během šesti let proletět celkem 24× čím dál tím blíže ke Slunci. Využije přitom gravitačních manévrů u Venuše, kde budou odsluní její protáhlé dráhy. Už první průlet koncem r. 2018 přinesl nové poznatky odvážné sondy, jež je v přísluní vystavena až 475násobku energie, které Slunce dodává na povrch Země. Aparatura sondy je však chráněna zesíleným uhlíkovým štítem, který odolá teplotě až 1 370 °C. Při posledním plánovaném průletu se přiblíží v přísluní na 6 mil. km ke slunečnímu povrchu a proletí jím rychlostí 200 km/s.

C. Bailer-Jones využil astrometrie DR1 družice Gaia (ESA) a různých katalogů radiálních rychlostí pro 320 tis. hvězd ve slunečním okolí k integraci jejích budoucích drah s cílem najít hvězdy, které se v budoucnosti přiblíží ke Slunci na vzdálenost <2 pc. Autor ukázal, že těchto blízkých setkání se Sluncem bude méně, než kolik plynulo z předešlého odhadu založeného na astrometrii z družice HIPPARCOS. Stále však vychází i z těchto přesnějších dat, že oranžový trpaslík sp. třídy K Gliese 710 se za 1,3 mil. let přiblíží ke Slunci na vzdálenost (16 tis. ±6 tis.) au. To znamená, že hvězda způsobí významné gravitační poruchy v Oortově oblaku komet. Blízká přiblížení do vzdálenosti <5 pc se v čase ±5 mil. let v průměru odehrávají jednou za (545 ±59) mil. let, což pro vzdálenost <2 pc dává odhad (87 ±9)/mil. let.

J. Huber aj. zjistili, že poměrně jasná hvězda GSC 00154-01819, jež se promítá ve směru otevřené hvězdokupy NGC 2244 Rosetta (vzdálenost 1,6 kpc), do hvězdokupy nepatří, ale náhodně se do ní promítá. Spektrum pořízené na 3,9m AAT (Coonabarabran N. S.W.; Austrálie) ešeletovým spektrografem totiž ukázalo, že jde o hvězdu sp. třídy G2 ve vzdálenosti 219 pc od Slunce starou jen 180 mil. let. Jde tedy jasně o analog Slunce, který je poměrně blízko, takže bude sloužit jako kalibr, jak asi Slunce vypadalo, když bylo ještě batole.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

Nebývalou pozornost v r. 2018 budil bohatý systém exoplanet kolem červeného trpaslíka TRAPPIST-1 objeveného v říjnu 2013(Aqr; 19 mag; M8 V; 2,5 kK; 0,09 Mʘ; 0,12 Rʘ; zářivý výkon 5,2×10-4Lʘ!; vzdálenost 12 pc; stáří 7,6 Gr). Postupně od května 2016 se začaly kolem hvězdy objevovat exoplanety natěsnané do vzdálenosti jen 9 mil. km od hvězdy a obíhající téměř přesně v rovníkové rovině hvězdy. Exoplanety bh mají vesměs téměř kruhové dráhy, oběžné doby 1,5÷18,8 dne; hmotnosti 0,30÷1.16 MZ, poloměry 0,77÷1,16 RZ a střední hustoty 0,6÷1,0 hustoty Země. Exoplaneta d se může nacházet v ekosféře, protože na jejím povrchu dosahuje průměrná teplota hodnoty 282 K. E. Dimitrenko a S. Savanov sledovali změny jasnosti hvězdy v projektu K2 během 79 dnů a více než 105 tis. měření. Rozbor výkonového spektra fotometrie vedl k základní periodě 3,3 d. Není však jasné, zda jde o rotační periodu hvězdy, protože autoři našli ještě dvě další méně významné kratší periody 2,91 a 2,87 d. Zhruba 5 % povrchu červeného trpaslíka je pokryto tmavými skvrnami.

P. Kopparla aj. se zabývali možnostmi, že některé z exoplanet soustavy TRAPPIST-1, které mají kamenné jádro, plášť a atmosféru, mohou mít povrchové oceány, což by se dalo odhalit pomocí polarizačních měření. Sestavili pro simulace 4 modely: 1. zcela suchá planeta; 2. planeta s oblačnou atmosférou; 3. planeta s regionálními oceány; 4. planeta s globálními oceány. Simulace ukazují, že nejvyšší hodnoty polarizace signálu se vyskytují v případě opticky tenké atmosféry nad globálním oceánem. Ostatní případy představují silnou výzvu, protože je nutné zpozorovat odlesk při přímém odrazu, což snad budoucí aparatury ve spojení s polarimetrem prokáží. M. Turbet aj. se zabývali otázkami různorodosti klimatu na planetách tohoto systému a dokázali, že na některých planetách mohou v jejich atmosférách trvale přežívat molekuly N2, CO a O2, ale naproti tomu skleníkové plyny CO2, CH4 a NH3 nejspíš dlouho nevydrží. Nejvíce nadějí na pobyt v ekosféře má podle autorů planeta e. Optimističtější byl tým A. Barrové, jenž započítal silný slapový ohřev zvyšující teplotu na povrchu, takže v tom případě mohla do ekosféry zařadit i planetu d. S. Grimm aj. uvedli, že zatímco rozměry exoplanet v soustavě známe s přesností ±5 %, jejich hustoty mají velké chyby mezi 28÷95 %. Tuto nejistotu však zmenšili 8×, když začali zpřesňovat údaje o hmotnostech exoplanet pomocí jemného kolísání jejich oběžných dob, které je na hmotnosti okolních exoplanet dostatečně citlivé. Tak se jim podařilo dokázat, že exoplanety ca emají velká kamenná jádra, kdežto exoplanety b, d, f, g, h mají výrazně zastoupeny těkavé látky v atmosféře, oceánech, popřípadě v ledu. Zastoupení vody však nepřesahuje 5 %. V. Van Grootelová aj. zpřesnili vzdálenost soustavy pomocí 188 měření paralaxy v letech 2013 ‒ 2016 dvěma různými teleskopy s relativní chybou jen ±9 ‰. V. Makarov aj. studovali dráhový vývoj exoplanet s ohledem na dynamiku slapových sil. Planety b, d, e vykazovaly zprvu rezonance rotace vůči oběžným periodám 3:2, ale postupně přešly do současných rezonancí 1:1 (vázaná rotace). Slapy zabránily dalšímu ohřívání planet tím, že se pláště planet částečně natavily. Přitom větší roli hrají slapové síly mezi planetami spíše než slapy od mateřské hvězdy. Výsledkem je téměř dokonalá cirkularizace oběžných drah. Také J. Papaloizou aj. studovali dynamiku dráhového vývoje soustavy a jejího směřování k cirkularizaci planetárních drah. Podobně jako skupina V. Makarova objevili Laplaceovy rezonance 3:2 a 1:1 v problému tří těles mezi planetami c, d, e. Vnitřní planety působí na vnější planety svými silnějšími slapy, což urychluje cirkularizaci vnějších drah. Navíc toto působení zabraňuje migraci planet směrem dovnitř, takže dlouhodobá stabilita systém je zaručena. Papoloizův tým soudí, že planety d, e, f se mohly ocitnout v ekosféře červeného trpaslíka.A. Lincowski aj. uvedli, že atmosféry planet červených trpaslíků trpí silnými ztrátami hmoty atmosfér, takže simulace naznačují, že jsou poměrně brzy pro život nevhodné. Výjimku představuje planeta e, jež jediná má naději, že udrží mírné teploty výronem plynů z pláště včetně CO2. Podobně má jistou naději planeta h, jež díky fotochemickým procesům a vzniku aerosolů může mít v atmosféře kyslík, ozon, CO, SO2, H2O a CH4. Naproti tomu v atmosféře planety b aerosoly vznikat nemohou. I. Delrez aj. sledovali pomocí SST (Spitzerova infračerveného kosmického teleskopu) celkem 60 transitů planet během února a března 2017 kamerou IRAC (InfraRed Array Camera) v spektrálním pásmu 4,5 μm. K tomu přidali údaje z dřívějších pozorování tranzitů pomocí SST a z dalších zdrojů dat. Docílili tak přesnosti v určování jasností 0,1 % během 2 min měření. Nenašli však žádný periodický signál svědčící o rotaci červeného trpaslíka, takže jde určitě o pomalou rotaci, která souvisí s jeho poměrně vysokým stářím. Zhanbo Zhang aj. pořídili pomocí kamery WFC3 (HST) v blízkém infračerveném oboru dva soubory transmisních spekter pro potenciální atmosféry exoplanet b ‒ f. Nenašli žádné absorpce, ale na vlnové délce 1,4 μm pozorovali silný pokles, což je ovšem zaviněno světelným vlivem mateřské hvězdy během transitu exoplanety, který převálcuje slabý transmisní signál atmosféry planety. E. Ducrot aj. se pokusili pozorovat transmisní spektra během 169 transitů v pásmu 0,8÷4,5 µm pomocí kamery IRAC (SST) a projektu K2, ale zapojili též pozemní přístroje SPECULOOS a Liverpoolský 2m teleskop. Pozorovali slabé struktury (200÷300 ppm) ve spektrech planet b, d, f, ale u zbývajících čtyř exoplanet bylo spektrum zcela ploché. Z toho vycházejí dvě domněnky: buď je fotosféra červeného trpaslíka poznamenána rozsáhlými chladnými skvrnami v okolí pólů, anebo je pokryta jen několika malými fakulemi s teplotou až 4 kK. Ovlivnění transmisních spekter atmosfér exoplanet je v obou případech překryto signálem červeného trpaslíka. S. Moranová aj. uvedla, že transmisní spektra planet získaná HST ukazují, že vnitřních pět exoplanet soustavy nemá čisté vodíkové atmosféry. Autoři hledali meze pro tlakové poměry v atmosférách a případný výskyt oblaků nebo atmosférického oparu. Pro interpretaci spekter HST se ukázalo, že v atmosférách planet d, e, f je nutné zahrnout atmosférický opar vodíkové atmosféry v rozsahu účinných průřezů 10-26÷10-19/cm2. K tomu, aby se dala rozlišit bezoblačná a oblačná atmosféra u exoplanet e, fje zapotřebí citlivost aparatury 20 ppm. Pro atmosféry planet d, e, f vychází, že tam vznikla sekundární atmosféra bohatá na těkavé látky.

X. Bonfils aj. využili vysoce přesného spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) na observatoři La Silla (2,4 km n. m.; 29,25° j. š.; Chile; ESO), fotometru ASAS (All Sky Automated Survey) na observatoři Las Campanas (Atacama, Chile; 2,4 km n. m.; 29,0° j. š.; Varšavská univerzita) a údajů z projektu družic Kepler K2 (kampaň C01) k podrobnému studiu exoplanety Ross 128 b. Mateřskou hvězdou planety je červený trpaslík (alias Proxima Virginis; 11 mag; sp. M4 V; 3,2 kK; 0,2 Rʘ; 0,17 Mʘ; 0,004 Lʘ; stáří 9,4 Gr) vzdálená od Slunce jen 3,4 pc (15. nejbližší hvězda ke Slunci), čili po Proximě Centauri b jde o druhou nejbližší exoplanetu, kterou známe. Exoplaneta b obíhá hvězdu v periodě 9,9 d a má hmotnost >1,35 MZ. Ozáření povrchu planety b dosahuje 138 % ozáření Země Sluncem. To znamená, že rovnovážná teplota povrchu planety se pohybuje v rozmezí 213÷269 K. Jelikož mateřská hvězda rotuje podle pozorování K2 pomalu a má malou magnetickou aktivitu, je pravděpodobné, že si exoplaneta mohla snadno udržet atmosféru. Stává se tak vhodným terčem pro budoucí obří dalekohled ELT, jenž by mohl rozhodnout, zda se nachází v ekosféře.

O. Barragán aj. objevili exoplanetu K2-141b  (kampaň 12), která obíhá kolem své mateřské hvězdy – oranžového trpaslíka sp. třídy K7 V (Psc, 11,5 mag; 4,4 kK; 0,66 M ʘ; 0,67 Rʘ; rotační per. 14 d; d = 59 pc; stáří 740 Mr) v rekordně krátké periodě 6,7 h. Planeta má hmotnost 5,3 MZ; poloměr 1,5 RZ; střední hustotu 8,0×voda; rovnovážnou teplotu 2,0 kK a přechod přes kotouček hvězdy jí trvá 56,5 min. Evidentně jde o kamenoželeznou planetu, kde podíl hmotnosti železné složky nepřesahuje 70 %. Jak uvedli J. Christiansenová aj., zásluhou účastníků projektu Zoouniverse se podařilo dobrovolným spolupracovníkům objevit v téže kampani 12 u hvězdy K2-138 pět exoplanet vesměs menších než Neptun (1,6÷3,3 RZ) s oběžnými periodami 2,35÷12,76 d, tj. v řetězové rezonanci 3:2. Je slušná naděje, že SST nebo družice CHEOPS poskytnou údaje o hmotnostech celé pětice. Jde o první úspěch této větve iniciativy Zoouniverse.

Ještě v r. 2018 byl však tento rekord překonán díky A. M. Smithovi aj., kteří objevili,že kolem červeného trpaslíka K2-137 z kampaně 10 (sp. M3) obíhá planeta, jejíž parametry se podařilo určit díky archivním záznamům radiálních rychlostí, snímkům adaptivní optikou atd. Exoplaneta K2-137 bs poloměrem 0,9 RZ obíhá kolem hvězdy s hmotností 0,46 Mʘ a poloměrem 0,44 Rʘ v periodě 4,3 h. V tomto případě však nevíme, jakou má tato exoplaneta hmotnost.

M. Hooton pozorovali širokoúhlou kamerou teleskopu I. Newtona na La Palma hvězdu HD 195689 alias Kelt-9 (Cyg; 7,6 mag;sp. A0; 10,2 kK; 206 pc), kolem níž obíhá planeta b v periodě 1,5 dne. Je to vůbec první potvrzená exoplaneta u hvězdy raného typu. Má hmotnost 2,8 MJ, poloměr 1,8 RJ a obíhá mateřskou hvězdu ve vzdálenosti 5 mil. km. V této vzdálenosti by mohla mít v poledne povrchovou teplotu až 5,0 kK, ale skutečná teplota bude jistě nižší díky opacitě vodíku. Podle D. Kitzmana aj. nejsou díky silné složce záření UV v atmosféře planety mračna. Dominantní molekulou v tamější atmosféře je zcela určitě CO s příměsí O I, Fe I a Mg I, jejichž relativní koncentrace je řádu 10-4.

V. Bourrier aj. objevili u blízkého (9,7 pc) pomalu rotujícího (44 d) červeného trpaslíka GJ 436b (11 mag; sp. M2.5; 3,3 kK; 0,4 Rʘ; 0,4 Mʘ; 0,025 Lʘ) exoplanetu, která obíhá v periodě 2,6 d po protáhlé eliptické dráze (e = 0,16) s poloosou 4,2 mil. km a téměř kolmo (i = 80°) k jeho rovníku. V r. 2007 a dvakrát v r. 2016 sledovali pomocí spektrografu HARPS a zlepšeného HARPS-N přechod exoplanety přes disk hvězdy v trvání 5,0÷6,7 min a spektra pořizovali po dobu 3÷8 h v okolí zákrytu. Odtud odvodili také její hmotnost 25 MZ, poloměr a střední hustotu, což odpovídá našemu Neptunu. Kolem planety se pozoruje rozsáhlá plynná exosféra.Stáří trpaslíka o poloměru 0,45 Rʘ, hmotnosti 0,46 Mʘ a efektivní teplotě 3,5 kK odhadli autoři na 4÷8 mld. let.Za tak dlouhou dobu by měla být dráha planety tak blízké k mateřské hvězdě už dávno kruhová vlivem slapových sil. Autoři proto vysvětlují tuto bizarní architekuru oběžné dráhy přítomností dosud neobjevené další planety v této soustavě, takže dráha planety b podléhá Lidovovu-Kozaiovu mechanismu.

I. Ribas s týmem ohlásili objev exoplanety u Barnardovy hvězdy (Oph; 9,5 mag; M4.0 V; 3,1 kK; 0,14 Mʘ; 0,20 Rʘ; 0,0035 Lʘ; rotace 130 d; d = 1,8 pc; stáří 10 Gr). Pamětníci vědí, že objev dokonce dvou planet u této blízké hvězdy ohlásil na počátku 60. let minulého století holandsko-americký astronom P. van de Kamp (1901-1995), jenž se domníval, že rychlý vlastní pohyb hvězdy vykazoval periodické vlnky vyvolané gravitačními poruchami dvou exoplanet. V r. 1973 však G. Gatewood a H. Eichhorn ukázali, že uvedené vlnky vznikaly změnou délky ohniska refraktoru během ročních dob a týkaly se i všech ostatních hvězd, které van de Kamp fotografoval. Barnardova hvězda má, jak známo, nejvyšší vlastní pohyb mezi všemi hvězdami (10,8˝/r) a je navíc nejbližší osamělou hvězdou vůči Slunci. V listopadu 2018 autoři publikovali přesvědčivou práci, založenou zejména na měření variací radiálních rychlostí hvězdy, ale též na astrometrii a přímém zobrazování polohy hvězdy. Tak objevili zřetelnou periodu 233 d, kterou vyvolává exoplaneta o minimální hmotnosti 3,2 MZ, jež obíhá v úhlové vzdálenosti 0,22˝ od hvězdy. Lineární vzdálenost od hvězdy činí 0,4 au a je právě hranicí sněžné čáry pro Barnardovu hvězdu. Autoři využili k měření přesných radiálních rychlostí hvězdy dvoukanálového spektrometru CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs) a dále spektrografů HARPS a HARPS-N na observatoři La Silla ESO v Chile. Během dvacetileté řady měření radiálních rychlostí se střední chyba pohybovala od 1,8 m/s až do 0,9 m/s.

Hui-Gen-Liu s týmem sledovali jasnost exoplanety Proxima Centauri b v r. 2014 po dobu 12,5 d a v r. 2015 dokonce po dobu 31 d na čínské stanici Zhongshan v Antarktidě s cílem objevit její transity přes kotouč hvězdy. K transitu skutečně došlo 8. 9. 2016 a tak plánují v budoucnu planetu sledovat soustavně na antarktické stanici Dóm A, kde bude Proxima viditelná spojitě během dlouhé polární noci. Před nimi se pokoušeli získat pozorování transitů D. Kipping aj., kteří k tomu v letech 2014 a 2015 využili kanadské družice MOST (Microwave and Oscillations of Stars). Autoři sice našli jeden pokles jasnosti, který je nejspíš důkazem tranzitu, ale v době opožděné proti původním Kippingovým měřením o 138 min, takže neodpovídal oběžné periodě exoplanety b. Jednoznačné potvrzení je obtížné vinou častých silných erupcí mateřské hvězdy. Nesouhlas epoch by se ovšem dal vysvětlit přítomností další a vzdálenější exoplanety vně polohy planety b.

Do výzkumu exoplanet vstoupila také mikrovlnná observatoř ALMA díky studiím dvou kolektivů autorů.Oba týmy využili archivu observatoře ALMA k podrobné prohlídce struktury protoplanetárního disku v okolí hvězdy HD 163296 (vzdálenost 100 pc; sp. A1Ve; 9,3 kK; 1,9 Mʘ; 25 Lʘ; stáří 4,4 mil. r.). V r. 2000 snímal okolí hvězdy HST a C. Grady aj. tehdy ukázali, že hvězdu obklopuje zárodečný disk pozorovatelný až do vzdálenosti 375 au od ní. V disku se však vyskytuje mezera ve vzdálenosti 270 au od hvězdy, což vysvětlovali vznikem obří exoplanety v této vzdálenosti od hvězdy. V r. 2013 se podařilo ve světle CO protáhnout spojité spektrum disku až do vzdálenosti 415 au. C. Pinte aj. dospěli pomocí modelování Keplerova proudění zobrazeného v pásmu vlnových délek 0,87 mm a 15 % poruchy ve vzdálenosti 260 au od hvězdy k závěru, že v této vzdálenosti se nalézá protoplaneta o hmotnosti 2 MJ. R. Teague aj. modelovali podobně proudění plynu ve vnitřních partiích protoplanetárního disku. Dvě poruchy ve vzdálenostech 100 au a 165 au dokázali vysvětlit výskytem dvou planet o hmotnostech po řadě 1,0 a 1,3 MJ. Tím se otvírá nová cesta k objevování zárodků planetárních soustav u mladých hvězd.

Další podporu pro studium atmosfér exoplanet objevili J. Spake aj., kteří pořídili kvalitní blízké infračervené transmisní spektrum v atmosférickém chvostu obří exoplanety WASP-107b (a = 8,2 mil. km; oběžná per 5,7 d; 0,12 MJ; 0,9 RJ; teplota atmosféry 500 °C) u hvězdy WASP-107 (Vir; 11,6 mag; K6; 4,4 kK; 1,7 Mʘ; 1,7 Rʘ; vzdálenost 65 pc). V pásmu 1,083 µm našli absorpci o šířce 10 nm, která přísluší vzbuzenému metastabilním stavu hélia – druhému nejčetnějšímu chemickému prvku hned po vodíku. Vodíkový chvost ukazuje, že planeta ztrácí vodík tempem až 3×108 kg/s; tj. až 4 % hmotnosti atmosféry za miliardu let. Planety typu Neptun mají hélia dostatek a v průběhu času jim nejrychleji ubývá nejlehčí prvek vodík, takže relativní koncentrace hélia se tím zvyšuje.

C. Mack aj. získali spektrum oranžového trpaslíka Kepler-444 (Lyr; 8,9 mag; sp. K0 V; 0,8 Mʘ; 0,75 Rʘ; 5,0 kK; stáří 11 Gr), kolem něhož obíhá 5 exoplanet ve vzdálenostech 0,04÷0,08 au s oběžnými dobami 3,6÷9,7 d, poloměry 0,4÷0,7 RZ a výstřednostmi drah 0,1÷0,3. Jejich hmotnosti se pohybují kolem 3% MZ. Využili k tomu vysokodisperzního ešeletového spektrografu PEPSI na teleskopu LBT v Arizoně. Spektrograf pokrývá spektrální obor 423÷912 nm. Autoři publikovali údaje o výskytu 18 chemických prvků ve fotosféře hvězdy, a odtud odvodili stáří hvězdy10 Gr, což v mezích chyb souhlasí s asterometrickým stářím (11 Gr). Z analýzy také vyplynulo, že železná jádra zmíněných exoplanet představují kolem 24 % jejich hmotnosti.

A. Mann aj. nalezli tři planety kolem hvězdy EPIC 247589423 (11 mag) v otevřené hvězdokupě Hyády (vzdálenost 43 pc) díky projektu K2. Nejmenší z nich má poloměr jako Země a další dvě patří mezi minineptuny (2,9 RZ) a superzemě (1,45 RZ). Spektroskopie zajisté pomůže díky tak jasné mateřské hvězdě získat křivky radiálních rychlostí nutné pro další zpřesnění parametrů exoplanet, což se zpětně odrazí na zdokonalení našich znalostí o vzniku a vývoji celé hvězdokupy. Další tři exoplanety u téže hvězdy objevili J. Livingston aj. Mají poloměry 1,0; 3,1 a 1,6 RZ a obíhají kolem hvězdy v periodách po řadě 8,0; 17,3 a 25,6 d. Současně D. Ciardi aj objevili u dvojhvězdy K2-136 (primár K5 V a sekundár M7/M8 V; projekce vzdálenosti 40 au) exoplanetu o rozměru Neptunu (3,0 RZ), která obíhá kolem primární složky zmíněné dvojhvězdy v periodě 17 d a trvání tranzitů 3 h. Navíc je primární složka dvojhvězdy velmi jasná (V = 11 mag; J = 9 mag). Jelikož Hyády jsou vůbec nejbližší otevřenou hvězdokupou a známe jejich stáří (625÷750 Mr), projeví se tyto objevy velmi významně na rozvoji našich znalostí o vzniku a raném vývoji planetárních soustav.

D. Gandolfi aj. potvrdili existenci první planety objevené družicí TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), která odstartovala ze Země v dubnu 2018 na protáhlou eliptickou dráhu. Jejím hlavním úkolem během dvou let  provozu je identifikovat exoplanety u blízkých hvězd, které by následně byly studovány velkými dalekohledy s cílem najít planety v ekosférách mateřských hvězd. Jde o exoplanetu c, jež obíhá kolem jasné hvězdy π Mensae (= HD 39091; 5,6 mag; G0 V; 6,0 kK; 1,5 Lʘ; 1,15 Rʘ; 1,1 Mʘ; 18 pc; 3,4 Gr). Autoři uvedli následující parametry průvodce c (a = 10 mil. km; oběžná doba 6,3 d; kruhová dráha; 2,0 RZ; 5 MZ). Už dříve byla u této hvězdy objevena exoplaneta b, o hmotnosti 10 MJ, poloose dráhy 3,1 au s výstředností 0,64 a oběžné době 5,7 r.

A. Greenbaumová s velkým týmem studovali u hvězdy HR 8799 (Peg; 6,0 mag; sp. A-F; 7,4 kK; 1,5 Mʘ; 1,3 Rʘ; 4,9 Lʘ; 39 pc; 30 Mr) spektra exoplanet c, d, e v infračerveném pásmu 1,5÷2,4 μm pomocí koronografu GPI (Gemini Planet Imager) u 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón; Chile; 2,7 km n. m.; 30° j. š.). Zmíněná spektra lze klasifikovat jako střední a pozdní spektra L; tj. jsou to spíš hnědí trpaslíci než exoplanety. J. Wang aj. pomocí téže aparatury ukázali, že dráhy všech čtyř velmi hmotných objektů jsou jednak koplanární vůči hvězdě, ale také velmi stabilní. Hmotnost exoplanety b činí téměř 6 MJ a tři další planety mají stejné hmotnosti 7,2 MJ. Ji Wang aj. objevili pomocí spektrografu NIRSPEC Keckova 10m a adaptivní optiky v atmosféře planety c molekuly H2O a CH4. Všechny čtyři planety jsou přímo zobrazeny, takže je možné sledovat jejich oběžný pohyb kolem mateřské hvězdy.

Koncem r. 2014 dostali astronomové pracující na observatoři Paranal ESO skvělý dárek v podobě kamery SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch), jež byla počátkem toho roku dopravena na Paranal a instalována v Nasmythově ohnisku u 8,2 m teleskopu UT3 (Melipal). Jde o kombinaci kamery, spektrografu s nízkým rozlišením, polarimetru a koronografu ve spojení s pokročilým systémem adaptivní optiky s cílem pozorovat jasné exoplanety ve viditelné a blízké infračervené části spektra. Od r. 2015 využíval SPHERE tým M. Kepplerové k přehlídkám stovek mladých hvězd, kolem nichž se mohly tvořit exoplanety. Nejnadějnějším objektem se stala již během r. 2016 trpasličí hvězda PDS 70 (= V1032 Cen) stará jen 5 mil. let, vzdálená od nás 113 pc a dosud obklopená zárodečným planetárním prachoplynovým diskem. V disku totiž existovala mezera, což je obecně příznakem, že se tam už materiál soustředil do zárodku planety. V oné mezeře autoři zpozorovali jasný objekt, který se kolem hvězdy pohyboval po oběžné dráze s periodou 120 let. Objekt byl viditelný v celém širokém spektrálním pásu optického a blízkého infračerveného záření. V létě r. 2018 publikovali M. Kepplerová aj. práci, v níž použili jak nová pozorování kamerou SPHERE, tak doplňující archivní údaje aparatury NaCO VLT a NICI Gemini-S. Jasný bod má lineární rozměry 22 au, takže je zřejmé, že exoplaneta se tam teprve nyní tvoří. Mezera v protoplanetárním disku je široká 54 au. Mateřská hvězda PDS 70 má parametry: (Cen; V = 12 mag; K7 V; 4,0 kK; 0,35 Lʘ; 0,8 Mʘ; 1,3 Rʘ; stáří 5,4 Mr). Ve druhé práci téhož týmu s hlavním autorem A. Müllerem aj. jsou po šestiletém výzkumu charakterizovány dráhové a atmosférické parametry rodící se planety. Planeta obíhá kolem PDS 70 po kruhové dráze v rovině protoplanetárního disku ve vzdálenosti 21,5 au od hvězdy. Teplota povrchu planety se pohybuje v rozmezí 1,0÷1,7 kK a její poloměr lze odhadnout v mezích 1,4÷3,7 RJ. Planeta b je obklopena vlastním diskem, jenž přispívá k jejímu pozvolnému růstu.

D. Fedele aj. se zabývali vlastnostmi protoplanetárního disku AS 209 kolem hvězdy typu T Tau (Oph; 0,9 Mʘ; K5; 1,5 Lʘ; 126 pc) díky zobrazování prstencové morfologie protoplanetárního disku získané mikrovlnnou aparaturou ALMA na vlnové délce 1,3 mm (231 GHz). Disk sestává z centrálního jádra a dvou nápadných prstenců o poloměrech 75 au a 130 au a oddělených mezer ve vzdálenostech 62 au a 103 au. Vnitřní mezera je vyplněna prachovými zrnky o rozměru ~1 mm. Vnější prachová mezera poukazuje na pravděpodobný vznik planety o hmotnosti 0,7 Msaturn. Poměr oběžných dob v mezerách je blízký rezonanci 2:1, takže není vyloučeno, že v mezeře 62 au se nachází planeta o hmotnosti <0,1 MJ. Stáří celé soustavy se pohybuje v rozmezí 0,5÷1,0 Mr, což svědčí o velmi rychlém vzniku obřích planet během pouhých ~300 tis. let.

C. Lazzoni s velkým týmem se pokusili vysvětlit, proč se v protoplanetárních discích kolem trpasličích hvězd tak často vyskytují konfigurace s dvěma mezerami, jak vyplývá z pozorování disků aparaturou SPHERE VLT (ESO). Simulovali tak různé konfigurace počtu vznikajících planet s rozdílnými poměry hmotností mateřské hvězdy a planet(y), délkou velké poloosy a výstředností dráhy planet(y). Dospěli k závěru, že nejčastěji se taková konfigurace se dvěma mezerami vyskytuje v případě tří planet na kruhových dráhách. Planety však nevidíme, protože mají příliš malou hmotnost. Alternativně na to stačí dvě planety na protáhlých dráhách s mírnou výstředností, které rovněž dosavadní přístroje nedokáží objevit.

T. Berger aj. revidovali poloměry mateřských hvězd i exoplanet objevených nebo kandidátů na objevení v původním programu družice Kepler (177 911 hvězd v souhvězdích Labutě, Lyry a Draka). Využili k tomu katalogu DR2 astrometrické družice Gaia, který obsahuje velmi přesné vzdálenosti všech hvězd z programu družice. Tím se zlepšily přesnosti poloměrů hvězd i planet 4÷5× na medián 8 %. Díky tomu se změnily i počty hvězd různých kategorií: 67 % hvězd v souboru dat družice Kepler tvoří hvězdy hlavní posloupnosti, 21 % jsou podobři, 12 % červení obři. Celkem 30 planet o poloměru <2 RZ se nachází v ekosférách definovaných ozářením jejich povrchů v intervalu 0,25÷1,5× ozáření Země Sluncem.

Jak A. Mayo s týmem uvedli, v prvních 11 kampaních družice Keplerprogramu K2 se podařilo objevit 149 exoplanet kolem hvězd jasnějších než 13 mag a navíc 275 kandidátů. Téměř polovina z kandidátů je už ověřena a další se asi podaří přidat díky družici TESS, jež byla vypuštěna v dubnu r. 2018 na velmi zajímavou eliptickou dráhu s odzemím u Měsíce. Vědecký provoz družice probíhá od konce července 2018.

Li Zeng aj. využili týchž dat z družice Gaia k distribuci poloměrů exoplanet v programu Kepler. Našli tak dvě kritické hodnoty pro roztřídění exoplanet, a to 4 RZ a 10 RZ. Rozhraní 4 RZ odděluje malé planety od velkých. Planety v rozmezí poloměrů 2÷4 RZ představují zajímavou podskupinu „vodních“ planet. Pro hvězdy spektrálních tříd FGK je další hranicí poloměr 2 RZ, kdy planety s menším poloměrem jsou chudé na vodu. Hranice 4 RZ odděluje planety s nízkým podílem plynů od větších planet, kde je podíl plynné složky vysoký. Nad hranicí 4 RZ se pozoruje deficit planet s poloměrem kolem 40 mil. km (Saturn má poloměr 58 mil. km). Autoři navrhli následující klasifikaci: kamenné planety (<2 RZ); vodní planety (2÷4 RZ); přechodné planety (4÷10 RZ); plynní obři (>10 RZ).

B. Billerová aj. zkoumali pomocí kamer WFC3 HST a IRAC SST mladou (20 Mr) osamělou planetu PSO J318.5-22. Kombinace pozorování oběma kamerami dovolila určit rotační periodu planety (8,6 ±0,1) h. Planeta se vyznačuje mimořádně velkou amplitudou změn jasnosti během rotační periody, přičemž osa rotace je skloněna k zornému paprsku pod úhlem 56°. Mezi poledníky 200°÷210° dochází k největším kolísáním jasnosti ve středním infračerveném pásmu spektra. Příčinou kolísání jsou nejspíš opticky tlustá mračna, nad nimiž se nacházejí pásma oparu.

2.2. Hnědí trpaslíci

Astronomové až dosud předpokládali, že spodní hranice pro hmotnosti hnědých trpaslíků se nachází na úrovni 13 MJ, ale K. Schlaufman dospěl k závěru, že by se tato hranice měla snížit, protože obří planety se ve skutečnosti liší od hnědých trpaslíků odlišným scénářem svého vzniku. Z mnoha pozorování různě hmotných objektů spadajících do těchto kategorií autor ukázal, že obří planety vznikají podle scénáře „zdola nahoru“, tj. akrecí materiálu na kamenné jádro, tak hnědí trpaslíci se tvoří opačným procesem „shora dolů“ pomocí gravitačních nestabilit, kdy hmotný zárodečný útvar se rozpadá na více zárodků dle scénáře „shora dolů“. Toto kritérium je geneticky přesnější než pouhá hmotnost zárodku těchto typů těles a autor ukázal, že způsob vzniku planet a hnědých trpaslíků se láme pro hmotnosti kolem 10 MJ, ale může v některých případech speciálního chemického složení zárodečného materiálu klesnout až k hmotnosti 4 MJ. Horní mez pro hnědé trpaslíky zůstává na hodnotě 80 MJ = 0,08 Mʘ. Nad touto mezí dochází ke vzniku a dlouhodobé fázi termonukleární reakce v nitru tělesa, jež se při teplotě nitra ~12 MK stává hvězdou, protože při této teplotě se vodík v jádře tělesa začne přeměňovat na hélium.

K. Mužićová aj. snímkovali centrální část (ø 0,5 pc) mladé velmi hmotné hvězdokupy RCW 38(Vel, stáří 1 Mr, d = 1,7 kpc) pomocí zobrazovače a spektrografu NAOS-CONICA (Nasmyth Adaptive Optics System-Coudé Optical and Near Infrared Camera) instalovaného u teleskopu UT 1 (Antu = Slunce) VLT (ESO, Paranal). Hvězdokupa je dvakrát hustší než proslulá kolébka hvězd M42 v Orionu a vyznačuje se vysokým podílem velmi hmotných hvězd. Proto se dobře hodí pro vykreslení počáteční funkce hmotností objektů i do substelární oblasti až k hnědým trpaslíkům. Autoři identifikovali 476 objektů v hvězdokupě a určili jejich hmotnosti. Díky adaptivní optice se podařilo protáhnout funkci až do minimální hmotnosti 0,02 Mʘ, což jsou právě hnědí trpaslíci, jejichž maximální hmotnost činí 0,08 Mʘ. Autoři uvedli, že 1/3 počtu objektů v této hvězdokupě spadá do této kategorie. Stejný podíl hnědých trpaslíků mají také mladé hvězdokupy, které různí autoři zkoumali v předchozích letech, takže jde o univerzální pravidlo. V naší Galaxii se nachází minimálně 30 mld. hnědých trpaslíků, ale to je spodní mez. Autoři zmíněné práce se přiklánějí k závěru, že jejich podíl je nejméně třikrát vyšší pro hnědé trpaslíky s hmotnostmi >0,03 Mʘ. Podle předešlé citované práce K. Schlaufmana však mezi hnědé trpaslíky patří i objekty o minimální hmotnosti 0,01 Mʘ. Je tedy velmi pravděpodobné, že hnědých trpaslíků v Galaxii je tolik jako hvězd. Autoři odhadli, že na každou hvězdu slunečního typu připadá alespoň 200 hnědých trpaslíků!

D. Mesa s týmem pozorovali v infračerveném světle substelární objekt b (a = 20 au; Per 80 r) u hvězdy HR 2562 (Pic; 6 mag; F5 V, 6,7 kK; 1,3Mʘ; 1,2 Rʘ; d = 34 pc) pomocí aparatury SPHERE VLT (ESO) a zjistili, že jde o hnědého trpaslíka s hmotností 32 MJ, poloměrem 1,1 RJ, efektivní teplotou povrchu 1,1 kK a tíhovým zrychlením na povrchu 2× vyšším, než je na povrchu Slunce.

R. Paudel aj. pozorovali dvě gigantické erupce velmi mladého hnědého trpaslíka CFHT-BD-Tau 4 (V = 22 mag; G = 18 mag; sp. M7; 2,9 kK; 0,03 Lʘ; 0,06 Mʘ; 0,65 Rʘ; d = 147 pc; stáří 1 Mr) během 13. kampaně projektu K2. První mohutnější erupce představovala zjasnění proti klidovému stavu 48×, takže v pásmu K se jasnost trpaslíka zvýšila o 4,2 mag. Do klidu se záření trpaslíka snížilo po 107 h. Vlastní erupce trvala 1,7 d. Bolometrická energie jevu dosáhla 2×1031 J. Druhá méně energetická erupce měla bolometrickou energii 5×1030 J. Obě hodnoty jsou mezi všemi dosud sledovanými hnědými trpaslíky rekordní. Příčinou těchto erupcí může být buď extrémně silné magnetické pole, anebo silná akrece. V obou případech jde opět o nikde jinde dosud nepozorované jevy.

E. Martinová aj. využili SST během jeho sedmiletého provozu k měření paralax trpaslíků pozdních spektrálních tříd T a raných tříd Y. Díky kameře IRAC SST pracující v pásmu vlnových délek 4,5 μm tak získali paralaxy pro 22 trpaslíků. K tomu ještě přibylo 6 nově objevených pozdních trpaslíků T a jeden trpaslík Y. Změřené trigonometrické vzdálenosti těchto chladných objektů umožní studium jejich fyzikálních a geometrických parametrů teleskopem JWST. C. Reylé studoval pomocí katalogu DR2 družice Gaia dolní část Hertzsprungova-Russellova diagramu (H-R), tj. ultrachladné hvězdné a hnědé trpaslíky. Mezi objekty s jasnostmi v pásmu G v rozsahu 21,5÷20,3 mag stoupá jejich podíl na 61÷74 % z celkového počtu. Je tedy velmi pravděpodobné, že hnědých trpaslíků je v Galaxii nejspíše stejně jako hvězd nebo i více.

2.3. Teoretická astrofyzika hvězd

Pengbo Li aj. studovali tzv. biolamináty v jižní Číně s půlročním střídáním tmavých (jaro-léto) a světlých (podzim-zima) submilimetrových proužků z doby 810÷715 mil. let BC (neoproteozoikum). Objevili tak periodické střídání tlouštěk proužků obsahujících prvky Al, Th, Ba/Ti, Cu/Ti, Zn/Ti, V/Ti a U/Ti. Nalezli přitom dvě cyklické periody změn tlouštěk: (10,0÷11,4) r a (18,9÷25,6) r. Autoři odtud odvodili klimatické změny v uvedeném geologickém období, jež dobře souhlasí s 11letou Schwabeho periodou a Haleovým 22letým magnetickým cyklem sluneční činnosti. To je silný argument, že i v té době Slunce vykazovalo podobnou periodu své činnosti jako nyní.

Existují dokonce náznaky, že podobná periodicita činnosti se odráží v pozemských jevech dokonce před 2,5 mld. let. Už v r. 2005 publikovali I. Ribas aj. studii o slunečních analogech a dvojčatech v rozmezích stáří 0,1÷7 Gr. Jak v r. 2007 ukázal M. Güdel v přehledovém článku, ze srovnávacích studií analogů vyplývá, že rané hvězdy slunečního typu mají v průměru daleko silnější indukci magnetického pole, takže periodické cykly jsou výraznější a raná slunce mají relativně silný zářivý výkon v ultrafialové a rentgenové oblasti spektra. I když tato oblast přispívala k bolometrickému výkonu rané hvězdy slunečního typu jen 1 %, v případě Slunce to stačilo na výrazné ovlivnění atmosfér Venuše, Země a Marsu ionizací atmosférických prvků a molekul. Je prakticky jisté, že rané Slunce rotovalo o řád rychleji než dnes, což vedlo k silnému vlivu magnetického dynama na povrchovou aktivitu Slunce. Je docela pravděpodobné, že Venuše, Země i Mars se zpočátku sobě hodně podobaly, ale v dalším vývoji se naprosto odcizily: nejhustší atmosféru rotující retrográdně a tvořenou převážně CO2 má zcela suchá Venuše, kdežto Mars byl zpočátku vlhký, ale o vodu postupně přišel kvůli minimálnímu vlastnímu magnetickému poli, které nechránilo atmosféru před agresivním slunečním větrem.

Družice Gaia v databázi DR2 umožnila velmi zpřesnit průběh diagramu H-R zejména v oblasti červených trpaslíků, které se na celkovém množství hvězd v Galaxii podílejí asi 70 %, Wei-Chun Jao aj. a J. Macdonald a J. Gizis nezávisle objevili ve funkci hmotnosti pro červené trpaslíky silný pokles četnosti hvězd s absolutní hvězdnou velikostí MG≈10 MAG. Prohloubení funkce hmotnosti je přitom velmi úzké (0,05 mag). Je však shodně viditelné jak v optické, tak v blízké infračervené oblasti spektra pro červené trpaslíky se spektrální třídou M3.0 V s přesnými vzdálenostmi do 100 pc od Slunce. V diagramu H-R se to projeví diagonálním úbytkem četnosti hvězd. Autoři obou prací odhalili, že hvězdy méně hmotné než M3 V jsou i ve svém centru konvektivní, takže i tam probíhá výrazný přísun vodíku, jenž zvyšuje účinnost termonukleárního stroje. Naproti tomu hvězdy hmotnější než M3 V mají jádro tak husté, že tam konvekce možná není, což vede k úbytku vyzařovaného výkonu pro hvězdy s hmotnostmi (0.315÷0,345) Mʘ. Výkon při dále se zvyšující hmotnosti hvězdy rychle stoupá proto, že jádro je teplejší a termonukleární reakce transmutace vodíku na hélium roste se 4. mocninou teploty.

K revizi průběhu počáteční funkce hmotnosti hvězd došlo i na opačném konci diagramu. První pokus o zobrazení horní části funkce uskutečnil již v r. 1955 E. Salpeter. Nyní však F. Schneider a tým určovali zastoupení hvězd s hmotnostmi >15 Mʘ v mladé kupě hvězd 30 Doradus (Tarantule) ve Velkém Magellanově mračnu. Autoři sestrojili počáteční funkci hmotnosti na základě přesné spektroskopie aparaturou FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) VLT (ESO, Paranal) 800 hvězd, z nichž 247 překonalo tuto hmotnostní hranici. Hlavní epizoda vzniku hvězd v kupě začala před 8 mil. lety a začala slábnout před 1 mil. let. Nejmladší součástí komplexu je kupa velmi hmotných hvězd R136. Proti Salpeterově funkci nalezli autoři třetinový nárůst hvězd s hmotnostmi >30 Mʘ s horní mezí 200 Mʘ. Tento nárůst má ovšem silné důsledky, protože takto hmotné hvězdy žijí sice krátce, ale v průběhu svého života ‒ a zejména v jeho závěru ‒ kdy buď vybuchují jako supernovy, anebo se zhroutí jako hvězdné černé díry, ovlivňují svým působením rozsáhlé části svého okolí do vzdáleností několika kiloparseků. K. Lund a I. Bonnell ukázali, že v molekulových mračnech o ⌀≥1 pc a hmotnostech ≥1 kMʘ mohou akrecí plynu na široké dvojhvězdy o nízkých hmotnostech snadno vznikat těsné dvojhvězdy o hmotnostech složek >25 Mʘ. Přičiní se o to i slabé magnetické pole o indukci 10 nT.

2.4. Prahvězdy a kolébky hvězd

Přebytek počáteční funkce hmotnosti hvězd nalezli pomoci mikrovlnné aparatury ALMA Zhi-Yu Zhang aj. i v galaxiích vzdálených ~3 Gpc, tj. ve stáří 3,8 mld. let po Velkém třesku. Využili k tomu skutečnosti, že pouze v takto hmotných hvězdách mohou vznikat molekuly 18CO. Stejné aparatury využili také T. Hashimoto s týmem k zobrazení hvězd v galaxii MACS1149-JD zesílené gravitační čočkou – kupou galaxií MACS J1149.5+2223. Kosmologický červený posuv čočkované galaxie (z = 9,1) znamená, že galaxii pozorujeme v čase 550 mil. let po Velkém třesku. Z pozorování ionizovaného kyslíku O III vyplývá, že v této galaxii vznikaly hmotné hvězdy I. generace již 250 mil. let po velkém třesku.

R. Pitsová aj. snímkovali smršťující se molekulové mračno/protostelární kupu BYF 73 pomocí letadla SOFIA, infračerveného spektrografu T-ReCS 8,1m teleskopu Gemini-S, australského mikrovlnného teleskopu ATCA a archivů kosmického teleskopu SST i infračervené družice Herschel. Spektroskopická kamera Gemini rozlišila 8 prahvězd; z toho 6 prahvězd silně zahalených prachovým závojem. Objekt MIR 2 má zdaleka nejvyšší hmotnost ze všech pozorovaných prahvězd (240Mʘ ‒ o řád více než úhrnná hmotnost ostatních sedmi prahvězd). Souhrnná hmotnost prahvězd je v porovnání se zásobami plynu v kolébce o řád nižší. Z toho autoři odhadli, že dynamické stáří kupy dosahuje 7 tis. let. Autorům se tedy podařilo zachytit situaci téměř bezprostředně po vzniku hvězdné kolébky.

J. Ward a J. Kruijssen se zabývali kinematikou hvězdných asociací hvězd OB na základě katalogu Tycho-Gaia Astrometric Solution. Dospěli k závěru, že dosavadní představa, že prakticky všechny hvězdy vznikají v hroutících se molekulových mračnech, neodpovídá realitě. Větší význam pro vznik nových pokolení hvězd mají hvězdné asociace, které se podle dřívějších představ měly rozplynout, ale ve skutečnosti právě v nich vzniká většina hvězd v hierarchických strukturách a asociace přetrvávají.

2.5. Jednotlivé hvězdy

A. Zurlo s týmem využili aparatury SPHERE VLT (Paranal, ESO) k unikátní metodě určení přesné hmotnosti červeného trpaslíka Proxima Centauri (11 mag; M5.5 Ve; 3,0 kK; 0,12 Mʘ; 0,15 Rʘ; 0,0017 Lʘ; 1,3 pc; 4,85 Gr) pomocí gravitačního mikročočkování. Podle předpovědi prošla Proxima v letech 2014 a 2016 v úhlových vzdálenostech 1,6˝ a 0,5˝, takže v tak těsném přiblížení se již měřitelně uplatnilo gravitační čočkování, kdy Proxima sloužila jako gravitační čočka pro ony vzdálenější hvězdy. K plnému využití této příležitosti měřila kamera WFC3 HST a současně i aparatura SPHERE opakovaně přesné polohy vzdálených průchozích hvězd již od r. 2015. Druhý úkaz v r. 2016 proběhl znamenitě, takže hmotnost Proximy je nyní poprvé změřena: (0,15 ±0,06) Mʘ, i když chyba měření stále dosahuje 40 %.

C. Paladiniová s týmem zobrazili pomocí kamery PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment)VLTI (Paranal, ESO) konvektivní cely na povrchu chladného červeného obra π1 Gruis (5,3 ÷7,0 mag; per proměnnosti 199d; sp. S5.7 II; 3,2 kK; 7,2 kLʘ;1,5 Mʘ; 329 Rʘ; 160 pc; ~3,6 Gr). Zatímco na Slunci je typický rozměr buněk granulace ~2 tis. km, takže na povrchu Slunce se pozoruje obykle na 2 mil. granulí, na červeném obru dosahuje rozměr konvektivních cel rozměrů~120 mil. km. Granule pokrývají s kontrastem intenzit ~12 % celkem 27 % průměru disku obří hvězdy.

T. Boyajianová aj. objevili v r. 2016 neuvěřitelně hluboké nepravidelné zeslabování světla hvězdyKIC8462852(Cyg; 12 mag; F3 V; 6,75 kK; 4,7 Lʘ;1,4 Mʘ; 1,6 Rʘ; rotace 0,9 d; 450 pc; ~4,3 Gr) až o 22 %. B. Schaefer ještě téhož roku dohledal ve fotografických archivech různých observatoří její světelnou křivku od r. 1890 do r. 1989 a zjistil, že jasnost hvězdy sekulárně klesala tempem 0,16 mag/100 let, což neplatí pro žádnou jinou hvězdy sp. třídy F. Není to patrně žádný katastrofický úkaz, ale spíš nějaký mírný víceméně plynule působící efekt. Jde nejspíš o spousty velmi jemných zrníček o průměru ~10-4 mm. Pokud by se jev dal vysvětlit houfy komet, tak by jich za tu dobu muselo přecházet přes disk hvězdy kolem 650 tisíc a každá by musela mít ⌀~200 km! Další série hlubokých zeslabení jasu hvězdy začala v květnu 2017. Mezi prosincem 2017 a únorem 2018 nebyla hvězda pozorovatelná ze Země, protože se nacházela za Sluncem, avšak od té doby až do července 2018 nepravidelné zeslabování pokračovalo. Hlavní autorka objevu sehnala peníze na nákup pozorovacího času u řady robotických teleskopů napříč poledníky. Protože amplituda poklesů jasnosti závisí na vlnové délce, podařilo se odvodit, že pokles není důsledkem přechodu velkých těles, ale naopak velmi jemného prachu. Prach o tak miniaturních rozměrech však tlak záření hvězdy plynule odfukuje, takže kolem hvězdy se pohybují objekty, které tak jemný prach stále vytvářejí. Může jít o křehké planetky nebo měsíce, které se rozpadají. Definitivní objasnění těchto unikátních pozorování však zabere ještě hodně času. H. Deeg aj. odhadli z barevné závislosti zeslabování, že k poklesu jasnosti slouží částice o rozměrech 1,5÷150 nm. J. Simon aj. sledovali hvězdu po dobu 800 nocí aparaturou ASAS-SN (Automated Survey for Supernovae) a 4 000 nocí aparaturou ASAS (All Sky Automated Survey). Zjistili, že jasnost hvězdy plynule klesá od února 2015 tempem (6 ±1) milimag/r. Souběžně pozorovali v okolí 1 tis. srovnávacích hvězd, protože teoreticky mohlo jít o přístrojový jev, ale to se nepotvrdilo. Data z ASAS však ukazují, že během dlouhého monitorování se hvězda za posledních 11 let dvakrát zjasnila. Příčina těchto vzplanutí není známa. Rovněž J. Davenport aj. sledují hvězdu dlouhodobě a dospívají ke stejnému závěru, když mimo jiné sledovali hvězdu družicí GALEX v blízké ultrafialové oblasti spektra.

K. Gordonová aj. úspěšně měřili úhlové rozměry disků šesti hvězd pomocí interferometru CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy). Aparatura se skládá ze šesti zrcadel (⌀1 m) na základně o délce 330 m, což umožňuje úhlové rozlišení až 200 mikrovteřin. Je umístěna na Mt. Wilsonu (1 740 m n. m.) v Kalifornii poblíž proslulé observatoře, kde pomocí 2,5m zrcadla Hookerova teleskopu pozorovali E. Hubble, M. Humason, W. Baade, F. Zwicky, A. Sandage aj. a učinili tak řadu významných objevů v první polovině minulého století. Autoři dokázali změřit přesné úhlové průměry pro hvězdy λ Ori A, ζ Oph, and 10 Lac a získali předběžná data pro další tři hvězdy ξ Per, α Cam, and ζ Ori A. Největší úhlový rozměr má hvězda ζ Ori A (0,55 milivteřiny) a nejmenší 10 Lac (0,11 milivteřiny), což je nový rekord v úhlovém rozlišení průměru hvězdy.

2.6. Dvojhvězdy a násobné systémy

N. Evansová aj. snímkovali v letech 2007–2014 triplet kolem Polárky pomocí kamer WFPC 2 a WFC 3 na HST. Na těchto snímcích bylo možné odlišit vlastní jasnou Polárku Aa (nejjasnější a nejbližší cefeidu ke Slunci) od jejího těsného průvodce Polaris Ab. Navzdory velkému rozdílu jasností hvězd Aa a Ab se autorům podařilo zlepšit dráhové elementy, a tím i fyzikální parametry obou složek. Oběžná perioda složek kolem společného těžiště se zpřesnila na 29,6 r a odtud vyšla hmotnost Polárky 3,45 Mʘ s chybou ±21 %. Tato chyba se určitě brzo zmenší díky přesnější vzdálenosti zjištěné družicí Gaia a budoucímu průchodu dvojice periastrem, v němž bude využito vysoké přesnosti interferometru CHARA. Jelikož vzdálená třetí složka soustavy Polaris C je nejspíš starší než těsná dvojice Aa +Ab, je dokonce možné, že Polárka sama je relativně stará a vznikla splynutím dvou hvězd. R. Anderson však soudí, že Polárka má hmotnost 7 Mʘ, takže teprve nyní prochází poprvé pásem instability v diagramu H-R. Autor potvrdil, že rozdílný věk složek A a C je problém, jenž se musí brát vážně. Možná v původní kupě došlo ke splynutí dvou hvězd anebo k vymrštění jedné z nich, takže současný stav není původní. I. Usenko aj. pořídili v období od srpna 2017 do května 2018 celkem 67 spekter Polárky. Zpočátku kolísala radiální rychlost 3,9 km/s, ale do poloviny r. 2018 klesla na 2,8 km/s, kdežto v r. 2015 činila amplituda 4,2 km/s. Ačkoliv kolísání radiální rychlosti se zmenšovalo, střední efektivní teplota naopak stoupla z 6 017 K na 6 039 K. Autoři soudí, že za tento paradox může změna v počtu hvězdných skvrn na povrchu Polárky.

P. Harmanec a tým zlepšili model tripletu V746 Cas typickou konfigurací těsné dvojhvězdy obíhající kolem společného těžiště v periodě buď 25,4 d, nebo 27,8 d a třetí vzdálenou složkou, jež kolem barycentra obíhá v periodě 170 let (!). Primární složka třídy B4-B5 má efektivní teplotu 16,5 kK, takže přispívá ze 70 % k jasnosti dvojhvězdy v optické oblasti spektra. Třetí vzdálená složka je o něco chladnější s efektivní teplotou 13,6 kK, což odpovídá spektru B5-6 IV. Spektrum sekundární složky je příliš slabé, ale autoři odhadují, že jde o normální hvězdu sp. třídy A nebo F. Autorům se však podařilo určit oběžnou periodu těsné dvojhvězdy 25,4 d s relativní přesností řádu 10-6. Magnetické pole kolísá s periodou 2,50 dne, což autoři připisují rotační periodě terciární složky. Další fotometrickou periodu 1,065 d podmíněně interpretují jako rotační periodu primární složky. Autoři při interpretaci tohoto podivuhodného systému využili fotometrických a spektroskopických pozorování na observatořích v Ondřejově, Haute Provence, Bernard Lyot, Mercator (La Palma) a katalogu ESO HIPPARCOS.

G. Mace aj. upozornili na jiný zajímavý triplet Wolf 1130. Složka A je červený podtrpaslík, který obíhá kolem složky B – hmotného bílého trpaslíka. Nedávno se však podařilo prokázat, že k soustavě patří díky společnému vlastnímu pohybu ještě třetí složka C ‒ podtrpaslík sp. třídy T8 (WISE J2005+5454). Složky A a B obíhají kolem společného těžiště v periodě 0,50 d při oboustranné slapové synchronizaci rotačních period. Sekundární složka B této dvojhvězdy je sice bílý trpaslík, který však není viditelný, ale z parametrů dráhy primáru A se podařilo určit: hmotnost složky B 1,24 Mʘ, teplotu < 7 kK a stáří >3,7 Gr. Jde opravdu o podivuhodnou soustavu, kde primární složka má o dva řády větší hmotnost než hnědý trpaslík C. Okolnost, že soustava ztratila ve fázi společné obálky ~80 % své původní hmotnosti, a přesto ztrátu přežila, je opravdu nezvyklá. Její současná existence v této podobě poukazuje, co všechno lze očekávat v soustavách s nízkými hmotnostmi složek.

D. Pourbaix a H. Boffin napravili hrubou chybu v oběžné době spektroskopické dvojhvězdy δ Mus (= HD 112985; 3,6 mag; K2 III; 42 Lʘ; 28 pc), jejíž podvojnost byla rozpoznána v r. 1919 a v r. 1936 byly publikovány parametry její dráhy s oběžnou periodou 847 d. Po 82 letech autoři zjistili rozborem měření družice HIPPARCOS, že skutečná oběžná perioda je jen 423 d. Odtud pak vychází, že primární složka je červený obr s hmotností 1,2 Mʘ a jeho průvodcem je oranžový trpaslík K s hmotností 0,35 Mʘ.

U. Bastian a R. Anton se vrátili k rekonstrukci parametrů proslulé dvojhvězdy Albireo, kterou lze pozorovat i menšími amatérskými dalekohledy a upoutává pozornost nápadně odlišnými barvami primární a sekundární složky. Důvodem nového zkoumání se staly výsledky družice Gaia, jež zpřesnila v databázi DR2 i parametry této vícenásobné soustavy, navzdory tomu, že jasnost složky Aa 20× převyšuje horní mez pro fotometrii družice (≥5,7 mag). Parametry Aa (3,2 mag; K3 II; 4,3 kK; <0,75 Mʘ; 133 pc) udivují nízkou hmotností složky. Druhá složka Ac (5,8 mag; B9 V; 3 Mʘ) byla objevena až v r. 1976 v úhlové vzdálenosti 0,44˝. Oběžná doba kolem barycentra Aa-Ac trvá 214 let a dráha je silně výstředná: e = 0,26, přičemž hmotnost složky Ac je daleko vyšší: 3,0 Mʘ. V úhlové vzdálenosti 35˝ se pak nachází jasná složka B (5,1 mag; B8 V; 13,2 kK; 230 Lʘ; 3,7 Mʘ; 2,6 Rʘ; 123 pc; 100 Mr). Dříve se zdálo, že Aa a B je fyzikální dvojhvězda, ale velmi pravděpodobně se jedná o vizuální dvojhvězdu. Je však pravděpodobné, že hvězdy Aa a B pocházejí z téže hvězdné asociace.

2.7. Novy, rekurentní a trpasličí novy

T. Finzel s týmem se zabývali klasickou novou V1324 Sco, jež se v průběhu výbuchu v r. 2012 stala dosud nejsvítivějším zdrojem záření gama mezi novami. Zveřejnili její světelnou křivku v širokém rozsahu vlnových délek od rádiových vln až po rentgenové záření. Nova se chovala jako typická nova prachové třídy Fe II s maximální rychlostí rozpínání plynného obalu 2,6 tis. km/s a hmotností vyvržené obálky >10-5 Mʘ. Lišila se však dokonce dvěma ranými vrcholy rádiového záření, což prozrazuje silné vnitřní rázové vlny ve vyvrhovaném plynu. V kombinaci s vysokou rychlostí rozpínání plynné obálky a tempem ztráty horkého plynu to vedlo k rekordnímu zářivému výkonu v pásmu gama.

I. Hachisu a M. Kato popsali světelnou křivku novy V959 Mon, jež vynikla tím, že její výbuch v r. 2012 byl nejprve pozorován v paprscích gama, a až po 50 dnech teprve opticky. Příčinou této nezvyklé anomálie byla poloha novy, jež v době výbuchu byla ve slepé skvrně za Sluncem a tudíž opticky nepozorovatelná. Přesto se autorům podařilo určit vzdálenost novy 2,5 kpc a porovnat její parametry s dalšími dřívějšími novami, které rovněž vykázaly signály v pásmu záření gama. Kalibrem se stala nejbližší z nich ‒ nova LV Vul (1968) vzdálená jen 1,0 kpc. To autorům umožnil určit hmotnost bílého trpaslíka V959 Mon: (0,9÷1,15) Mʘ. Kromě toho se podařilo změřit poloměr fotosféry novy v té době, jenž činil 5÷8 Rʘ; tj. dvoj- až trojnásobek vzdálenosti mezi složkami těsné dvojhvězdy. Bližší byla i nova V1974 Cyg (1992) vzdálená 1,8 kpc. Naproti tomu nejvzdálenější nova V1668 Cyg (1978) vzplanula ve vzdálenosti 5,4 kpc. Zdá se tedy, že téměř všechny klasické novy vysílají brzy po počátku výbuchu i měkké záření gama.

P. Martin aj. konstatovali, že již 9 nov vykázalo během výbuchu emise paprsků gama s energiemi 100 MeV, jež zaregistroval širokoúhlý detektor LAT (Large Area Telescope) družice Fermi. V osmi případech se jednalo o klasické novy, kde předtím nikdo neočekával tak energetické fotony v řídkém materiálu kolem těsné dvojhvězdy. Autoři modelovali dynamiku dopředných i zpětných rázových vln a zjistili, že pozorované paprsky gama pocházejí z hadronických interakcí při energiích ~10 GeV v hustých chladnoucích vrstvách obálek rozpínajících se v maximu tempem 1÷2 tis. km/s. Celková ztráta materiálu během výbuchu musí dosáhnout tempa 10-4÷10-3 Mʘ/r během několika dní. Autoři pak ověřili simulace porovnáním s produkcí záření gama nov V407 Cyg, V1324 Sco, V959 Mon, V339 Del, V1369 Cen a V5668 Sgr.

M. Shara aj. dokázali mimo jiné díky korejským archivům identifikovat klasickou novu, která vzplanula 11. 3. 1437. Na jejím místě totiž našli zdroj záření gama IGR J17014-4306. Navíc dokázali pátráním v archivech, že nyní jde o trpasličí novu, jež vybuchla v letech 1934, 1935 a 1942. Dnes už je jisté, že vlastně všechny novy jsou rekurentní; liší se jen délkou intervalů mezi výbuchy až na řádově desítky tisíc let. Případ korejské novy však ukázal, že v mezidobí mezi těmito gigantickými výbuchy probíhají menší zjasnění v podobě trpasličích nov. Tím se podařilo propojit všechny tři kategorie nov, protože klasické novy v mezidobích dlouhých desítky tisíc let čas od času zablýsknou jako trpasličí novy.

Jako podivuhodný protějšek se v galaxii M31 vynořila v r. 2008 rekurentní nova M31N 2008-12a, jež od té doby vybuchuje každoročně, jak ukázali M. Henze s týmem. Podmínkou pro takovou aktivitu je jednak dostatečně hmotný bílý trpaslík, a dále vysoké tempo akrece vodíku od průvodce bílého trpaslíka. Zhruba šest dnů po výbuchu se bílý trpaslík stane zdrojem superměkkého rentgenového záření. V r. 2016 se však výbuch novy zpozdil, měl velmi krátkou rentgenovou fázi, ale jasnější vrchol v optickém oboru.

M. Marelli aj. pozorovali v r. 2013 velmi jasnou a rychlou novu M31N 2013-01b v galaxii M31 (And). V maximu jasnosti dosáhla magnitudy R~15 mag. Po maximu však zeslábla během 3 dnů o 2 mag a v archivu autoři nalezli pozorování až do 21 mag v pásmu U, kam nova dospěla za necelé dva týdny od maxima. Je pozoruhodné, že v čase 10÷30 d po optickém maximu se nova vynořila v superměkkém pásmu rentgenového záření s vrcholným zářivým výkonem 3,5×1030 W. Křivka rentgenového záření jevila periodicitu 1,3 h, což autoři přičítají periodě rotace bílého trpaslíka. Jde tedy o výjimečný případ, protože bílí trpaslíci vybuchující jako novy nemívají rotační periody kratší než 3 h. Autoři z toho odvodili, že bílý trpaslík má vysokou hmotnost a jeho průvodce naopak hmotnost mimořádně nízkou.

2.8. Fyzické proměnné hvězdy

W. Howard aj. pozorovali pomocí dalekohledu Evryscope zkonstruovaného v r. 2015 N. Lawem a týmem první supererupci na Proximě Centauri. Stalo se to v březnu 2016 a výrazné zjasnění by bylo v dalekohledu pozorovatelné očima. Během erupce stoupl bolometrický zářivý výkon Proximy 68×; tj. o řád více než kdykoliv předtím při všech sledovaných erupcí až na výkon 1026,5 W, což je srovnatelné se stálým zářivým výkonem Slunce. V klidu má Proxima zářivý výkon jen 0,0001 Lʘ. Jak známo, červení trpaslíci trpí tím, že čas od času produkují supererupce, které v případě nejbližší hvězdy po Slunci mohou ohrozit podmínky pro vznik života na planetě Proxima Cen b. Dalekohled Evryscope do jisté míry konkuruje budoucímu přehlídkovému teleskopu LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Srdcem teleskopu je mozaika CCD o kapacitě 780 megapixelů, jež snímá ve dvouminutových expozicích zorné pole o ploše 8 660 □°. Během noci tak pokryje plochu 18,4 tis. □° po dobu 6 h. Průměr optiky činí pouhých 61 mm a na jedné montáži je instalováno 27 kamer. Jasnost objektů na obloze je přesná na ±1 % a poskytne tak obrovskou spoustu údajů o všech svítících objektech až do 16 mag. Vyčítání mozaiky CCD je velmi rychlé, takže 97 % pozorovacího času se nabírají data. Další erupce na Proximě objevili M. MacGregorová aj. na observatoři ALMA v pásmu vlnových délek 1,3 mm (233 GHz). Nejsilnější erupci pozorovali 24. 3. 2017, trvala 1 min a špičkový tok 100 mJy byl téměř o tři řády vyšší než běžná svítivost hvězdy v tomto spektrálním pásmu.

P. Kervella aj. pozorovali červeného veleobra Betelgeuse pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v pásmu vlnových délek 0,88 mm (340 GHz) s úhlovým rozlišením 0,018˝. Minimální rotační rychlost na rovníku hvězdy činí úctyhodných 5,5 km/s a úhlový poloměr hvězdy činí 0,0295˝. Perioda rotace hvězdy je na naše poměry nezvykle dlouhá – jedna otočka trvá (36 ±8) let. Chromosféra rotuje stejně pomalu až do vzdálenosti 10 au. Největší únik hmoty z veleobra probíhá kupodivu na pólech, kde se nalézají velké konvektivní cely.

R. Gonzáles se věnoval rekonstrukci velké erupce hvězdy η Carinae, jež započala v r. 1840 a za necelých 5 let ubrala hvězdě 10 Mʘ,takže hvězda vynaložila na výbuch 1043 J energie. Těmto erupcím se začalo říkat podvodné supernovy, protože jejich energie se blíží energiím explozí supernov třídy II., ale hvězdy tu drsnou epizodu na rozdíl od supernov přežijí. Výsledkem exploze je pozoruhodná struktura zvaná Homunculus, jež vypadá jako podvojná slupka s tenkým hustým obalem a tlustou vnitřní vrstvou. Zatím však je vše trochu na vodě, protože erupce v r. 1840 nesouhlasí s odhadovaným stářím velkého Homuncula. N. Smith aj. studovali průběh exploze pomocí odlesků na vzdálenějších mezihvězdných mračnech. Odtud zjistili, že první zplodiny výbuchu se vzdalovaly rychlostmi 150÷600 km/s. Pak se začaly nestejnoměrně v různých směrech zrychlovat. Výtrysk směřující k Zemi dosáhl rychlosti 10 tis. km/s, kdežto protilehlý výtrysk byl dvakrát rychlejší. Hvězda A již končila svou termonukleární epizodu, takže část vnějších vrstev ztratila ve prospěch složky B, která tak ztloustla až na 100 Mʘ a začala interagovat se složkou C. Hvězdy si nejprve vytvořily společný plynný kokon, ale když se srazily, nastala Velká erupce.

Studium fyzicky proměnných hvězd prošlo v r. 2018 do revoluční epochy díky úspěšnému pokroku v přesnosti a četnosti údajů z astrometrické družice Gaia (ESA). B. Holl aj uvedli, že v katalogu DR2 se nacházejí data o více než půl milionu proměnných hvězd. Z toho je 229 tis. proměnných typu RR Lyr, 11,4 tis. cefeid, 152 tis. dlouhoperiodických proměnných, 147,5 tis. rotujících hvězd, 8,9 tis. proměnných typu δ Scuti a SX Phoenicis a 3 tis. krátkoperiodických proměnných. Světelné křivky jsou trojité díky barevným filtrům. Navíc má Gaia kapacitu i pro sledování velmi rychlých změn jasnosti. Jak uvedl T. Wevers a jeho tým, každý objekt v zorném poli Gaia se postupně zobrazí na řadě 10 čipů CCD, což umožňuje testovat proměnnost během 4,5 a 45 sekund. L.Valenzuela a K. Pichara poukázali na problém, že tento objem dat vyžaduje automatizaci procesu analýzy dat. Dosavadní strojové učení potřebuje ovšem lidskou pomoc v podobě sestavení trénovací množiny, což paradoxně zabírá mnoho času. Hledají se proto nové varianty, jak zmenšit zátěž programátorů a urychlit tak automatické strojové zpracování gigantických datových souborů, jež Gaia dodala a ještě dodá.

2.9. Planetární mlhoviny

S. Madonna aj. využili obřího 10,4m Gran Telescopio Canarias (La Palma) a 2,7m teleskopu H. J. Smitha na McDonaldově observatoři v Texasu (Fort Davis; 2,1 km n. m.; 31° s. š.) k objevu spektrálních čar těžkých prvků, které vznikají z lehčích prvků zachycováním volných neutronů. Na La Palmě pozorovali planetární mlhoviny pomocí infračerveného spektrografu EMIR (Espectrógrafo Multiobjeto Infra-Rojo) a v Texasu vysokodisperzního spektrografu IGRIN (Immersion GRating Infrared Spectrometer). Zaměřili se na dvě planetární mlhoviny NGC 7027 (Cyg; 10 mag; 0,7 Mʘ; d = 920 pc; stáří 600 let!) a IC 418(Lep; 9,6 mag; 1,3 kpc). V obou mlhovinách pozorovali čáru telluru III (52): 2,1019 µm a v NGC 7027 také čáru bromu V (35): 1,6429 µm. Kromě toho na základě nových výpočtů atomových dat pro různé ionty dokázali stanovit relativní zastoupení pro prvky selen (34), brom, krypton (36), rubidium (37) a tellur. Zvláště cenný výsledek se týká podílu telluru, protože jde o prvek, jenž se nachází za prvním vrcholem procesu s vzniku těžkých prvků.

H. Boffin aj. se zabývali studiem bipolární planetární mlhoviny M 3-2(= ESO 428-5; CMa; G = 16 mag; d ~ 4 kpc). Bipolární morfologie znamená, že v jádře mlhoviny se nachází těsná dvojhvězda na kruhové dráze a jedna složka končí svou fázi života, kdy zdrojem její energie byla termonukleární reakce. Podvojnost pak neobyčejně usnadňuje získat přesné údaje o parametrech obou hvězd. Autoři poprvé sledovali mlhovinu počátkem r. 2012 s využitím spektrální kamery EFOSC2 v blízkém infračerveném pásmu 793 nm na 3,6m dalekohledu NTT (La Silla, ESO). Tehdy zaznamenali pokles jasnosti dvojhvězdy v centru mlhoviny, který se opakoval v periodě 1,88 d. Během dalších 4 let se tak podařilo určit parametry zákrytové dvojhvězdy, které však byly kontroverzní. Primární složka měla efektivní teplotu 8.1 kK, poloměr 1,7 Rʘ a hmotnost 1,2 Mʘ; sekundár 8,2 kK, 1,5 Rʘ a 1,3 Mʘ. Dvojhvězda navíc překvapovala poměrně velkou výstředností dráhy (e = 0,15) zcela v rozporu s faktem, že dvojhvězdy uvnitř planetárních mlhovin mají vlivem odporu v mlhovině dráhy kruhové. Ještě větší problém však vyvolaly nízké efektivní teploty obou složek, které nestačily na ionizaci svítící planetární mlhoviny. Nakonec autorům posloužil snímek pořízený při velmi klidné noci, který ukázal, že v úhlové vzdálenosti 2˝ přesně v centru mlhoviny je slabě viditelný skutečný zdroj záření mlhoviny.Autoři následně odvodili ze spektra jasné dvojhvězdy i její vzdálenost (7,5 ±0,6 kpc). Z toho plyne poučení, že výskyt nějaké hvězdy poblíž centra planetární mlhoviny ještě neznamená, že jde o jejího původce.

2.10.Bílí trpaslíci

Databáze DR2 družice Gaia přinesla kvantitativní zvrat v rozpoznání bílých trpaslíků v Galaxii, protože jejich počet se tím zvýšil stonásobně! M. Kilic aj zkoumali rozložení hmotnosti téměř 14 tis. bílých trpaslíků do vzdálenosti 100 pc od Slunce. Zjistili, že 15 % trpaslíků má vyšší hmotnosti, než se čekalo. Autoři to připisují splývání bílých trpaslíků s nejlehčími hvězdami. J. Cummings aj. porovnávali počáteční a koncovou funkci hmotnosti trpaslíků a zjistili, že končící hvězdy se dokáží zbavit velkého množství hmoty dříve, než se zhroutí na bílé trpaslíky. Například pro počáteční hmotnosti 3.0÷3,65 Mʘ před zhroucením dostali koncové hmotnosti 0,7÷1,0 Mʘ. Úbytek hmotnosti je silně nelineární, takže pro počáteční hmotnost hvězdy 0,83 Mʘ činí úbytek hmotnosti 33 %, kdežto pro hmotnost 7,5 Mʘ vzrůstá úbytek na 83 %.

M. Hollands aj. hledali v databázi DR2 všechny bílé trpaslíky do vzdálenosti 20 pc od Slunce. Identifikovali 139 trpaslíků, z nichž nejbližší je vzdálen 13 pc. F. Jiménez-Esteban s týmem sestavili katalog bílých trpaslíků z databáze DR2, jenž obsahuje přes 73 tisíc objektů. Odtud vychází prostorová hustota 0,005 trpaslíků/pc3.V kouli o poloměru 100 pc od Slunce se nalézá nejvíce bílých trpaslíků s efektivní teplotou 8 kK a hmotností 0.8 Mʘ.

H. Kawagara aj. objevili tři dvojhvězdy, jejichž dráhy vidíme z profilu, ale nedochází k zákrytům, nýbrž jen ke gravitačnímu zesílení jasnosti primárních složek efektem obecné relativity. Oběžné doby bílých trpaslíků jsou velmi dlouhé, od 419 do 728 dnů! Ze zesílení jasnosti primárů se však podařilo určit prakticky shodné hmotnosti bílých trpaslíků ~0,6 Mʘ. Bílí trpaslíci nejspíš ztráceli hmotu ve prospěch svých průvodců dlouhodobě, stálým přetokem plynu na druhou složku přes Rocheovu mez. Zejména v kulových hvězdokupách se nacházejí modří loudalové (blue stragglers), kteří se opozdili ve svém vývoji tím, že ztratili hmotu ve prospěch svého průvodce.

S. Joyce s týmem připomněli, jak se po Einsteinově publikaci obecné teorie relativity pokoušela řada autorů změřit gravitační červený posuv ve spektru bílého trpaslíka u Siria. Vzhledem k blízkosti soustavy Sirius AB se očekávala vysoká přesnost měření. V r. 1924 odhadl A. Einstein numerickou hodnotu gravitačního posuvu na povrchu Siria B na 28 km/s a požádal W. Adamse, aby se pokusil tento posuv změřit pomocí 2,5m teleskopu na Mt. Wilsonu. Adams Einsteinovi vyhověl a v r. 1925 naměřil posuv 23 km/s, což při tehdejším stavu spektroskopie vypadalo jako dobrá shoda. Parametry Siria B byly však tehdy velmi nepřesné a k nápravě došlo až mezi lety 1960, kdy se podařilo zpřesnit dynamickou hmotnost Siria B na 1,02 Mʘ, a r. 1971, kdy se zpřesnil i jeho poloměr na 0,0078 Rʘ. Tehdy J. Greenstein aj. naměřili červený posuv (83 ±3) km/s v dobré shodě s revidovaným výpočtem (89 km/s) na základě přesnějších nových parametrů Siria B. V r. 2005 se poprvé použilo k měření spektrografu STIS na HST a výsledek 80,4 km/s otevřel problém, protože v mezích chyb nesouhlasila gravitační hmotnost s dynamickou. Joyce s týmem zopakovali v lednu 2018 měření posuvu spektrografem STIS, ale s odlišnou kalibrací pomocí přesné polohy čáry Hα ve spektru Siria A. Dostali tak hodnotu posuvu (80,6 ±0,7) km/s. Z hodnoty posuvu a poloměru Siria B obdrželi gravitační hmotnost (1,017 ±0,025)Mʘ v dobré shodě s hmotností dynamickou (1,018±0,011) Mʘ.

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

3.1. Supernovy

V září 2014 přehlídkový dalekohled Palomar Transient Factory objevil vzplanutí supernovy, která se v následujících měsících chovala jako typ II-P, a byla tak také klasifikována. Namísto poklesu jasnosti po přibližně 100 d však supernova iPTF14hls zůstala jasná po následující více než dva roky. Analýza archivních dat navíc odhalila, že hvězda patrně zjasnila na přechodnou dobu i v r. 1954. Kromě dlouhého období jasnosti vykazuje hvězda neobvyklé spektrum, odpovídající teplotě obálky ~6 kK, která zůstává konstantní stejně jako poloměr oblasti, z níž záření přichází. Jasnost se mění, za sledované období došlo k nejméně 5 výrazným zjasněním; maximální svítivost dosáhla ≥ 3,4 GL.

Žádný z navržených modelů nedokáže pozorování vysvětlit úplně. Objevitelé iPTF14hls, I. Arcavi aj. navrhují model supernovy s párovou nestabilitou (pair instability supernova, PISN) – velmi hmotné hvězdy, v jejímž nitru se vlivem vysokého tlaku fotony proměňují v páry pozitron–elektron, což vytváří nestability, které mohou vést k zažehnutí supernovy na několika místech uvnitř hvězdy. L.–J. Wang aj. navrhli vysvětlení pozorované světelné křivky pomocí akrečního modelu látky, padající z rozpínající se obálky zpět na zbylý centrální objekt. Autoři odvodili, že k udržení konstantní teploty záření by postačilo, aby z odhozené obálky s hmotností ~21 M padalo do akrečního disku jen asi 0,2 M. Autoři však přiznávají, že k vysvětlení nejvyššího zjasnění jejich model nestačí. S. Woosley shrnul všechny dostupné informace – podle něj je pravděpodobným vysvětlením kombinace několika modelů: PISN dobře vysvětluje postupná zjasnění, akreční model konstantní teplotu a velikost zářící oblasti a hypotéza magnetaru nízkou rychlost rozpínání vodíkové obálky. Potíž je, že různé modely vyžadují v centru různý zbytek po supernově – buď jde o magnetar, obyčejnou neutronovou hvězdu nebo černou díru, ale těžko se uprostřed může nacházet vše naráz.

Pro některé astronomy bude rok 2018 rokem krávy. 16. června došlo k přechodnému zjasnění objektu AT2018cow (odtud kráva), které jako první zpozoroval S. Smartt na Královnině univerzitě v Belfastu. Následná pozorování R. Marguttiové aj. v oborech od rádiového až po záření ɣ ukázala, že obálka se od centrálního objektu rozpíná rychlostí ~0,1 c a její teplota dosahuje 30 kK. Odhadnutá uvolněná energie vzplanutí je ~1043÷1044,5 J v rozmezí 103÷105 s a hmotnost odhozené látky na 0,3 M. Autoři jako pravděpodobný scénář navrhují model nepovedeného vzplanutí supernovy z modrého veleobra nebo naopak hvězdy s nízkou hmotností, bohatou na vodík. V obou případech by zbylým centrálním objektem neměla být černá díra. A. Y. Q. Hoová aj. zpracovali podrobnou analýzu následných pozorování v submilimetrové až centimetrové oblasti spektra – jejich výsledky víceméně odpovídají předchozí práci (energie ≥ 1041 J, rychlost rozpínání obálky ~0,13 c), přetrvávající zjasnění v krátkovlnné oblasti nicméně naznačuje, že v centru se nachází buď černá díra nebo rychle rotující neutronová hvězda.

Ani po více než 30 letech od vzplanutí se nepodařilo objevit zbytek po supernově 1987A. D. Alp aj. zkompilovali nedávná pozorování v různých oborech, aby určili horní hranice vlastností kompaktního zbytku. Na základě dat z mikrovlnné observatoře ALMA, teleskopu VLT a kosmických dalekohledů HSTChandra odhadli, že jasnost objektu musí být ≤ 0,1 mJy v pásmu 213 GHz, ≤ 1 L v optickém oboru a výkon 1029 W v rentgenovém spektru v rozsahu energií 2÷10 keV. Z těchto omezení plyne limit bolometrické svítivosti 22 L v případě volného průchodu světla a 138 L, pokud je zdroj zakrytý prachem. Tyto hodnoty znamenají, že povrchová teplota předpokládané neutronové hvězdy musí mít hodnotu < 4÷8 MK. P. Esposito aj. provedli stejnou analýzu na základě rentgenových dat a neutrin a došli k podobné hodnotě 1÷5 × 1028 W, ovšem upozorňují, že nelze vyloučit ani o několik řádů zářivější rentgenový zdroj, který je ukrytý v hustém oblaku látky. G. Zanardová aj. zjistili pomocí soustavy ATCA (Australia Telescope Compact Array, Narrabri, Nový Jižní Wales) polarizaci rádiového záření zbytku po SN 1987A. Míra polarizace činí (2,7 ± 0,2) % v pásmu 22 GHz a (3,5 ± 0,7) % v pásmu 44 GHz a pochází z blízkosti centrálního objektu. Y. Cendesová aj. analyzovali 25 let záznamů (1992–2017) ze zmíněné soustavy ATCA v pásmu 9 GHz a nalezli výraznou změnu rychlosti expanze obálky kolem dne 9 300 po vzplanutí z (2 300 ± 210) km/s na (3 160 ± 240) km/s. Vysvětlení spočívá v postupu rázové vlny skrz hustý pás, nacházející se v rovníkové oblasti kolem centrálního objektu – jakmile rázová vlna prošla hustší cirkumstelární oblastí, v řidším prostředí se výrazně zrychlila. Pozorování nahrávají více pásu ve tvaru torusu než pásu v podobě jednoduchého prstence.

T. Urushibata aj. prozkoumali modely tzv. pomalých splývačů, tedy dvou postupně splývajících složek, u nichž až závěrečné splynutí Rocheových potenciálových ploch vyvolá vzplanutí supernovy. Dvojice hvězd s hmotnostmi 14 a 9 M dokáže dobře vysvětlit pozorovanou světelnou křivku, vyšší zastoupení He v méně hmotné hvězdě dobře modeluje i získaná spektra. E. Bear a N. Soker hledali podobnosti mezi SN 1987A a dalšími pozůstatky po supernově a přišli s návrhem, že i v tomto případě mohlo jít o vzplanutí provázené vznikem akrečního disku nebo pásu, který nepravidelně dodává látku centrálnímu objektu a vytváří jakési nesymetrické, škytající výtrysky. S.–B. Zhang aj. se pokusili najít v centrální oblasti SN 1987A rádiový pulsar, avšak nebyli úspěšní. Kontrolní pozorování pulsaru PSR B0540−69, který se také nachází ve Velkém Magellanově mračnu (LMC), ukázalo, že 64m radioteleskop v Parkesu je pro detekci vhodný; zbývají tedy tři možnosti – buď v centru zbytku po supernově pulsar není, nebo je orientován tak, že záblesky nás míjejí, nebo je okolní prostředí stále příliš husté, aby jím mohlo rádiové záření projít. Pokud platí třetí možnost, čas hraje v náš prospěch – dříve či později okolní prostředí prořídne a záblesky projdou.

V r. 1977 navrhli K. Thorne a A. Żytkowová teoretický model hybridní hvězdy, která vznikne splynutím neutronové hvězdy s velkou a hmotnou hvězdou, např. červeným obrem nebo veleobrem. Pokud ke „srážce“ dojde za vhodných podmínek, neutronová hvězda se propadne do středu druhé složky a vznikne hybridní hvězda (TŻO, Thorne-Żytkow Object), která může dlouhodobě existovat, pokud má obálka (látka původní obří hvězdy) hmotnost ≤ 8 M, nebo naopak ≥ 14 M. T. Moriya numericky simuloval dlouhodobý vývoj TŻO a zjistil, že pokud mají opravdu velké hmotnosti> 130 M, vytváří tlak obálky nad neutronovou hvězdou párovou nestabilitu a TŻO nakonec exploduje. Neutronová hvězda v nitru se zhroutí do černé díry a exploze odhodí do okolí hvězdnou látku s hmotností ≥ 10 M. Autor odhaduje rozsah energií výbuchu na 1040 J (takové vzplanutí může vypadat jako nepovedená SN) až 1045 J (zde je naopak možná záměna se supernovou typu II). Životní cyklus TŻO je možné odhadnout na 105÷106 r, takže v Galaxii jich můžeme v současnosti očekávat asi 20–200. A. Kozyrevová aj. oznámili objev anomální SN typu II OGLE14–073, jejíž světelná křivka velice dobře odpovídá právě vzplanutí TŻO; alternativní vysvětlení vyžaduje splynutí dvou hvězd s hmotnostmi ≥ 150 M a nízkou metalicitou – takové hvězdy se zřejmě vyskytovaly v raném vesmíru, dnes by však měly být velice vzácné.

Teoretické modely vzplanutí supernovy typu II dlouho selhávaly v přesném napodobení odrazu rázové vlny od hroutícího se železného jádra hvězdy. H.–Th. Janka se svým týmem objevili dlouho chybějící vlastnost modelů – zahrnutí interakce mezi atomovými jádry a neutriny uvnitř, na rozhraní i vně hroutícího se jádra. V první práci i v další s T. Melsonem a A. Markem ukázali, že právě tepelné působení toku neutrin je klíčovou složkou, která ve 3D modelech umožňuje vznik rázové vlny a její zrychlující se rozpínání. A. Aksenov a V. Čečetkin použili konvektivní 3D modely nitra hvězd a vložili do nich interakci látky s neutriny ve všech třech rozměrech. Z modelů plyne teoretické omezení počtu neutrin s energiemi ≥ 10 MeV, které by měly přiletět z nejbližšího vzplanutí supernovy. V Galaxii průměrně vzniknou 1 až 2 supernovy za století; neutrinové observatoře máme. Nezbývá než čekat.

Teoretická vysvětlení supernov typu Ia jsou na tom v zásadě podobně; velmi jasné supernovy (super-luminous supernovae, SLSN) zatím postrádají věrohodné numerické modely. Připomeňme, že jde o přechodná zjasnění se svítivostí zhruba o řád až dva vyšší než „standardní svíčky“; předpokládá se, že všechny jsou spojené se zábleskem záření ɣ, který však není vždy pozorovatelný. M. Fink aj. provedli velký počet numerických simulací zhroucení různých druhů předchůdců vzplanutí SN Ia a nechali v modelech postupně proběhnout tři procesy: postupné prohořívání, počáteční prohořívání následované detonací a přímá detonace (autoři si vypůjčili terminologii důlních expertů – prohořívání znamená šíření chemické reakce podzvukovou rychlostí, detonace naopak rázovou vlnu – šíření nadzvukovou rychlostí). Modely s přímou detonací dokáží dobře reprodukovat rychlé zjasnění SN Ia, ale v ostatních parametrech světelné křivky i spektra SN neobstojí. Modely postupného prohořívání pro předchůdce s vysokou hmotností a diferenciální rotací se ukázaly jako vhodné pro podskupinu supernov typu 2002cx.

3.2. Degenerované hvězdy

Pulsar PSR B1957+20 se nachází v souhvězdí Šípu ve vzdálenosti ~1,99 kpc od nás a sestává z rychle rotující neutronové hvězdy a hnědého trpaslíka. Složky kolem sebe oběhnou každých ~9,2 h a k našemu štěstí dochází k jejich zákrytům; zákryt samotného pulsaru hnědým trpaslíkem trvá něco přes 40 min. Pulsar kromě rádiových záblesků vytváří silný hvězdný vítr, který z hnědého trpaslíka očesává látku, vytvářející za ním oblak ionizovaného plynu a prachu, táhnoucí se jako chvost. R. Main aj. na pulsar zaměřili 305m anténu radioteleskopu W. E. Gordona (Arecibo, Portoriko) a zjistili, že těsně před zákrytem a těsně po ním dochází ke zjasnění rádiového signálu v konkrétních frekvencích až 80×. Hnědý trpaslík a oblak ionizované látky kolem něj funguje jako jakási plazmatická čočka, která zvyšuje úhlové rozlišení radioteleskopu do té míry, že je možné ve vzdálenosti pulsaru rozlišit fluktuace v magnetosféře pulsaru o velikosti ~10 km (!). Autoři navrhují, že stejný princip elektromagnetického čočkování se může uplatnit u opakujících se rychlých rádiových záblesků jako např. FRB 121102. N. Mahajan aj. analyzovali stabilitu pulsů samotného pulsaru a zjistili, že pulsuje ve dvou módech, mezi nimiž přepíná přibližně každých ~1 000 otáček (tedy 1,7 s, to je zatím nejnižší známá hodnota). Přepnutí v některých případech doprovází výskyt obřího pulsu, který se vždy objeví 25 ms před pravidelným hlavním pulsem.

J. van den Eijnden aj. objevili v datech VLA (Karl G. Jansky Very Large Array, Pláně sv. Augustina, Nové Mexiko) u neutronové hvězdy SwJ0243 výtrysk, první svého druhu. Pulsar má totiž silné magnetické pole, o němž se dosud předpokládalo, že vzniku výtrysku účinně brání tím, že v blízkosti neutronové hvězdy přehluší slabší zamrzlé mag. pole akrečního disku. Autoři navrhují, že buď výtrysk vzniká dále od neutronové hvězdy, kde její mag. pole není tak silné, nebo se zde uplatňuje další, zatím neznámý způsob vzniku. První hypotézu podporuje skutečnost, že výtrysk září v rádiovém oboru o ~2 řády méně než srovnatelné výtrysky u neutronových hvězd se stejnou rentgenovou svítivostí. Zatím víme jen o dvou dalších možných výskytech výtrysku u pulsaru se silným mag. polem, které čekají na potvrzení. Observatoř VLA objevila výtrysk u SwJ0243 po zásadní renovaci, je tedy naděje, že se podaří nalézt další případy.

Rentgenový pulsar PSR J0537–6910LMC škytá. R. D. Ferdman aj. analyzovali záznamy pokrývající 13 let z družice RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer). Pulsar má periodu 16 ms a jde o nejrychlejší a nejenergetičtější známý mladý objekt tohoto typu. Autoři v datech nalezli 42 zaškobrtnutí, ročně tedy připadá jedno škytnutí na 8,8 × 107 pulsů. Navíc se ukázalo, že amplituda nepravidelného pulsu je přímo úměrná délce pravidelné pulsace do následujícího škytnutí, tj. čím „víc“ pulsar škytne, tím déle potrvá, než se to stane znovu. Frekvenční analýza naznačuje, že škytání souvisí s relativistickým brzděním rotace; pulsar má patrně magnetické pole, které nedokážeme přímo detekovat. D. Antonopoulou aj. doplnili další rentgenová data a nalezli dalších 22 škytnutí, z nichž plyne, že v průměru jich nastane asi 3,5 ročně a zpomalování rotace se v průběhu pozorování zrychluje.

Škytá také pulsar PSR B0531+21 v centru Krabí mlhoviny (M1, NGC 1952). B. Shaw aj. zaznamenali 8. listopadu 2017 zrychlení rotace pulsaru o 1,530 × 10−5 Hz, což znamená největší zaznamenanou změnu frekvence toho pulsaru vůbec – navíc od r. 1996 první. Zrychlení proběhlo během asi 1,7 d a nebylo provázeno žádnou viditelnou změnou profilu pulsů v rádiových pásmech 610 a 1 520 MHz, ani změnou jasnosti v rentgenovém oboru. Stejné škytnutí analyzovali X. Zhang aj. v rentgenovém oboru v datech družice XPNAV–1 (X-Ray Pulsar Navigation-I), v nichž se změna frekvence projevila v delším období ~38,6 d a také nebyly pozorovány změny intenzity rentgenového záření. B. Haskell aj. modelovali příčiny pozorovaných škytů. Předpokládá se, že za změnou frekvence pulsaru stojí přesun momentu hybnosti mezi jednotlivými vrstvami neutronové hvězdy, které se patrně nacházejí v supratekutém stavu. Autoři připravili hydrodynamický model, který umožňuje dobře reprodukovat náhlou změnu rotační periody a následné ustálení nové frekvence v závislosti na tom, zda se přenos momentu hybnosti odehraje v nitru nebo v plášti neutronové hvězdy. Porovnání s pozorovanými škytnutími Krabího pulsaru a pulsaru v mlhovině Vela (mlhovina i pulsar nesou stejné jméno jako souhvězdí Plachet) podle autorů ukázalo, že u pulsaru Vela se jedná o škyty v důsledku procesů v nitru pulsaru, zatímco u PSR B0531+21 jde naopak o změny v plášti neutronové hvězdy.

X. P. You aj. pořídili pomocí observatoře v Parkesu rádiová pozorování pulsaru PSR J1748–2446A v kulové hvězdokupě Terzan 5. Pulsar v souhvězdí Střelce ve vzdálenosti ~5,5 kpc byl objeven r. 2004 J. Hesselsem. Jde o nejrychleji známou rotující neutronovou hvězdu s periodou ~0,001 396 s (frekvence 716 Hz). Pulsar je složkou zákrytové proměnné, jejíž druhá složka má hmotnost ≥ 0,14 M a poloměr ~6 R, tedy pravděpodobně vyplňuje svůj Rocheův lalok a pulsar vysává svého průvodce, čímž urychluje vlastní rotaci. Současné pozorování v pásmech 700 MHz, 1400 MHz a 3 GHz odhalilo, že zatímco v nižších frekvencích dochází k zákrytu pulsaru, na nejvyšších frekvencích jsou pulsy znatelné i uprostřed zákrytu. Navíc se ukázalo, že v některých orbitálních fázích se ztratí polarizace rádiového záření; autoři navrhují, že za oběma jevy stojí rozptyl či odraz záblesků pulsaru na ionizovaném cirkumstelárním prostředí.

SS 433 je dlouho známý mikrokvasar neboli velmi hmotná rentgenová dvojhvězda v Galaxii. O její kompaktní složce však ve skutečnosti stále mnoho nevíme (sekundár je veleobr, jehož atmosféra přetéká Rocheův lalok a kolem primáru vytváří akreční disk; systém má výrazné výtrysky, z nichž nejméně jeden končí v obálce, zbytku po supernově s označením W50, vzdálené 40 pc od dvojhvězdy). M. Bowler použil dva nezávislé postupy k určení hmotnosti primární složky – jednak na základě odhadu poměru hmotností primární a sekundární složky q, jednak na základě míry relativistického zpomalování orbitální periody. Kombinací obou přístupů získal hodnoty q ~0,7 a M1 = (15 ± 2) M. A. Čerepaščuk aj. na základě profilů spektrálních čar Brackettovy série vodíku odvozují, že čáry nevznikají uvnitř systému, ale v cirkumbinární obálce, z čehož plyne, že celková hmotnost systému je ≥ 40 M. Poměr hmotností je podle autorů q ≥ 0,6.

J. Martí aj. na systém zaměřili teleskopy mikrovlnné observatoře ALMA a získali první jeho pozorování na vlnové délce 1,3 mm. Systém v tomto pásmu vykazuje zřetelné výtrysky, které souhlasí s kinematickými modely na základě kratších vlnových délek. Fluktuace ve výtryscích je možné pozorovat do vzdálenosti ~1,5″, což odpovídá stáří asi 90 d; oba výtrysky se po započtení projekce a Dopplerova jevu jeví jako symetrické. K. Blundellová aj. zkoumali polarizaci mikrovlnných dat observatoře ALMA a potvrdili, že v této části spektra Faradayova rotace neovlivňuje záření ve výtrysku až do vzdálenosti, kde výtrysk naráží na okolní prostředí. Podle autorů to nahrává vysvětlení, že výtrysk ve skutečnosti není souvislý proud částic, ale spíše „kanonáda“ jednotlivých chuchvalců horké ionizované látky. Y. Su aj. využili rádiových dat v čarách CO a HI v okolí SS 433/W50 a zjistili, že se v okolí nacházejí dvě molekulární oblaka, z nichž jedno se k nám přibližuje a druhé naopak vzdaluje. Obě leží mimo současné hranice W50, což podle autorů znamená, že se jedná o doklad historické interakce výtrysků SS 433 a mezihvězdným prostředím před ~105 r.

Na SS 433 se zaměřila i observatoř HAWC (High-Altitude Water Cherenkov, Sierra Negra, Mexiko), která publikovala souhrn pozorování v oblasti ≥ TeV částic (A. U. Abeysekara aj., 106 spoluautorů). Pozorování potvrdila, že v oblasti energetických částic záření ɣ dominují laloky W50, vzdálené od samotného centra mikrokvasaru. Polarizace záření ɣ v energiích ≥ 25 TeV jasně ukazuje, že energetické fotony vznikají inverzním Comptonovým rozptylem elektronů na částicích kosmického záření, který probíhá v prostředí s magnetickýcm polem o indukci ~16 nT.

Skupina italských dívek a chlapců, zapojených do středoškolského projektu EXTraS (Exploring the X-ray Transient and variable Sky), objevila při zpracování archivních dat evropské rentgenové družice XMM–Newton pětiminutové zjasnění jinak slabé kulové hvězdokupy NGC 6540. Trvání záblesku je příliš krátké na hvězdný původ a příliš slabé na vznik u neutronové hvězdy nebo černé díry. Je možné, že se jedná o chromosféricky aktivní dvojhvězdu, v níž vzniká rentgenové záření interakcí látky při přesunu mezi chromosférami obou složek, nicméně ani tak pozorování neodpovídá žádnému známému objektu tohoto druhu. S. Mereghetti aj. zpracovali dostupná archivní data k tomuto objektu – v rentgenovém oboru se hvězdokupa zjasnila ≥ 40× a celková vyzářená energie dosáhla ~1029 J.

S.–S. Weng aj. analyzovali > 200 pozorování pulsaru GRS 1915+105, která jsou dostupná od r. 1992. Jde o mikrokvasar V1487 Aql ve vzdálenosti ~11 kpc od nás; primární složku tvoří patrně černá díra s hmotností 10÷18 M, sekundár má hmotnost 0,82÷1,0 M. V datech jsou jasně patrná kvazipravidelná pozvolná zjasnění, následovaná rychlým poklesem jasnosti, tzv. srdeční rytmus, přisuzovaný interakci mezi výtrysky pulsaru a akrečním diskem či cirkumstelární látkou. Autoři zpracovali statistiku jednotlivých zjasnění a pokusili se namodelovat, jaká část systému je zodpovědná za určitou partii průměrné světelné křivky jednoho zjasnění. Ukázalo se, že existuje silná korelace mezi intervalem mezi jednotlivými zjasněními, pozorovaným vnitřním poloměrem akrečního disku a rentgenovou svítivostí. A. Maselli aj. porovnali data z družic BeppoSAXRXTE a zjistili, že mezi šířkou pulsu v rentgenovém oboru a celkovou vyzářenou energií pulsu platí mocninný vztah. Navíc se ukázalo, že v tvrdém rentgenovém záření nastává puls o něco později (analogie inverzní rádiové disperze), a to tím víc, čím větší interval uplynul od posledního zjasnění.

Splynutí dvou neutronových hvězd, které 17. srpna 2017 zachytily detektory gravitačních vln LIGO / Virgo jako událost GW 170817, bylo poprvé zaznamenáno také v oboru záření ɣ jako záblesk GRB 170817A. Po jevu se na zdrojovou oblast NGC 4993 zaměřila řada přístrojů a v následujících měsících byla zveřejněna více než stovka prací, zabývajících se zjištěnými daty, stejně jako teoretické práce týkající se samotného splynutí. Záblesk ɣ nebyl typickým krátkým zábleskem, měl měkčí spektrum a ani průběh intenzity nebyl stejný jako u většiny GRB – nejprve následoval krátký tvrdý puls asi o ~2 s později než maximum gravitační vlny, následovaný měkčím ~2 s trvajícím pulsem.

A. Pozaněnko aj. využili optických dat observatoře Chilescope a rádiové observatoře BSA (Big Scanning Antenna) a odhadli hmotnost prstence vytvořeného kolem černé díry ~10–2 M. J. J. Ruan aj. potvrdili postupně rostoucí jasnost protějšku v rádiové i rentgenové oblasti spektra ve 109. d po vzplanutí (16 d po vzplanutí se bohužel dostal zdroj za Slunce a nebylo možné ho sledovat). Oba druhy záření tedy nejspíš přicházejí ze stejné oblasti a světelná křivka v rengtenovém oboru dobře odpovídá modelu výtrysku, procházejícího skrz obálku odhozené látky. R. Marguttiová aj. potvrdili další zjasňování protějšku i 160 d po vzplanutí v datech družice Chandra, HSTVLA. Objekt vykazuje mocninné spektrum netepelného záření. Autoři navrhují, že buď jde o záření polopravidelně rozpínající se obálky mírně relativistickými rychlostmi, nebo o úzký kužel velmi rychlých částic a okolní oblouky pomalejšího větru. V. Villar aj. zaměřili na NGC 4993 SST (Spitzerův kosmický dalekohled) a překvapivě se jim nepodařilo na vlnové délce 3,6 µm optický protějšek vůbec nalézt; na vlnové délce 4,5 µm byl 43 d po vzplanutí patrný s jasností (22,9 ± 0,3) mag a 74 d po vzplanutí s jasností (23,8 ± 0,3) mag. D. Dobie aj. oznámili, že (149 ± 2) d po vzplanutí začala rádiová jasnost objektu v pásmu 2÷9 GHz klesat. M. Nynkaová aj. potvrdili z dat družice Chandra, že jasnost v rentgenovém oboru začala klesat až ~260 d po vzplanutí – v modelu polopravidelně se rozpínající obálky jako zdroje tohoto záření to znamená, že čelo rozpínání začalo zpomalovat. Spolupráce Fermi-LAT publikovala měření přístroje LAT (Large Area Telescope) na palubě družice Fermi – bohužel v době vzplanutí družice prolétala nad jižní atlantickou anomálií a nebylo možné spolehlivě určit tok záření s energiemi ≥ 100 MeV; z odhadů na základě nižších energií autoři odvodili celkový zářivý výkon 9,7 × 1036 W, což je o 5 řádů méně, než je typické pro krátká GRB se srovnatelným z. K. Abe aj. (163 spoluautorů) oznámili, že v časovém okně ± 500 s kolem okamžiku splynutí nenalezli v datech neutrinové observatoře Super-Kamiokande žádné zvýšení toku neutrin s energiemi 3,5 MeV ÷ ~100 PeV; ke zvýšení nedošlo ani v dalších 2 týdnech.

I. Mandel zkombinoval měření gravitačních vln při splynutí s dostupnými údaji o červeném posuvu mateřské galaxie NGC 4993 a poslední hodnotou Hubbleovy konstanty z přehlídky DES a odhadl, že sklon dráhy neutronových hvězd byl (18 ± 8)° (≤ 28° s 90% jistotou). O. Gottlieb aj. propočetli model vzniku záření ɣ v obálce odhozené látky kolem centra vzplanutí: jako nejpravděpodobnější se jeví hypotéza relativistického výtrysku prorážející „kokon“, který vznikl buď dřívější interakcí výtrysku – mířícího jiným směrem než k nám – s okolním prostředím, nebo počátečním zahlcením sebe sama, které nevedlo k vyzařování v ɣ oboru. D. Pooley aj. propočetli předpokládaný průběh jasnosti optického protějšku v rentgenovém oboru a na základě porovnání se skutečnou světelnou křivkou došli k závěru, že vzniklý objekt s hmotností ~2,7 M je spíše černá díra než neutronová hvězda – ta by totiž v době ≥ 109 d po vzplanutí zářila v rentgenovém oboru více. A. Kruszewski porovnal klasický model kilonovy, který publikovali r. 1998 L.–X. Li & B. Paczyński, s průběhem bolometrické světelné křivky GW 170817. Přestože je model sféricky symetrický, homogenní a jednoduchý, pro první 1,5 d souhlasí s pozorovanými daty naprosto přesně. V maximu model vykazuje povrchovou teplotu (10 809 ± 712) K a zářivý výkon (8,90 ± 0,33) × 1034 W.

F. Camilo aj. (208 spoluautorů) publikovali pozorování magnetaru PSR J1622–4950 v rádiovém a rentgenovém oboru z observatoří MeerKAT, Parkes, XMM–Newton, Swift, ChandraNuSTAR, která potvrzují, že po klidném období od r. 2015 se zdroj opět probudil a je aktivní. 19. března 2017 dosáhl rádiový tok asi 100× vyšší hodnoty než v klidovém stavu a rentgenový výkon byl ≥ 800× vyšší oproti klidu. Od toho dne jasnost opět exponenciálně klesala. Geometrie systému odvozená z polarizace rádiového záření se jeví stejná jako před 6÷8 roky, nicméně se zdá, že poloha zdroje rentgenového záření v magnetosféře pulsaru se změnila; jde zřejmě o důsledek diferenciální rotace neutronové hvězdy.

Detekce gravitačních vln splynutí dvou neutronových hvězd poskytla mj. potřebné okrajové podmínky pro teoretické modely samotných NH. E. Annala aj. a F. J. Fattoyev, J. Piekarewicz a C. J. Horowitz došli k podobným závěrům pro stavové rovnice látky, z nichž plyne, že nejvyšší možný poloměr NH s hmotností 1,4 M je ≤ 13,76 km. A. W. Shaw aj. použili klidnou rentgenovou dvojhvězdu v kulové hvězdokupě M13 a hledali optimální fit pro spektra družic ROSAT, ChandraXMM–Newton. Za předpokladu hmotnosti MNH = 1,4 M a vodíkové atmosféry druhé složky, je poloměr RNH = 12,3+1,9–1,7 km (i se započtením nejistoty v určení vzdálenosti dvojhvězdy, resp. M13 od nás). Y. Suwa aj. hledali spodní hranici hmotnosti NH – k jejímu vzniku je třeba, aby uhlíkovo-kyslíkové nitro nepříliš hmotné hvězdy mělo hmotnost ≥ 1,37  M, aby se mohlo zformovat dostatečně velké železné jádro, z něhož explozí supernovy vznikne NH s minimální hmotností 1,17 M. L. Rezzolla aj. určili horní hranici hmotnosti NH na ≤ 2,16+0,17–0,15 M, což je v dobré shodě s hranicí ~2,17 M, odvozenou již dříve B. Margalitem a B. D. Metzgerem.

K. De aj. analyzovali průběh světelné křivky a vývoj spektra supernovy iPTF14gqr (SN 2014ft) a publikovali hypotézu, že se jedná o předčasné odhození vrchních héliových vrstev hvězdy ještě před vzplanutím samotné supernovy, která byla slabá (energie ~2 × 1043 J). Autoři interpretují vzplanutí jako druhou supernovu v binárním systému, který již jednu neutronovou hvězdu má. Protože pozorovaná supernova byla slabá, pravděpodobněji při ní vznikla druhá NH než černá díra, jednalo se tedy o vznik neutronové dvojhvězdy.

(konec části B; pokračování dílem C)
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIII. (2018).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 01. júla 2020