Neviditelný společník červeného obra může být supermasivní neutronová hvězda

Astronomové popsali neobvyklou dvojhvězdu, v níž kolem červeného obra obíhá těleso, které nelze zachytit v žádném dalekohledu. Jeho existence se prozrazuje výhradně tím, jak gravitačně ovlivňuje pohyb viditelné hvězdy. Podle autorů studie může jít o supermasivní neutronovou hvězdu, tedy objekt na samé hranici mezi neutronovými hvězdami a černými dírami.

Výzkumný tým vycházel z dat dalekohledu LAMOST, tedy Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope. Tento přístroj dokáže při jednom snímkování pořídit spektra velkého množství hvězd najednou, a vytváří tak rozsáhlý přehled o jejich vlastnostech i pohybu. Další informace pocházejí z projektu APOGEE, zkratky pro Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment, který se zaměřuje na spektroskopický průzkum hvězd v Galaxii. Kombinace obou zdrojů umožnila sledovat, jak se rychlost červeného obra v čase mění.

Právě drobné pravidelné změny rychlosti jsou klíčovým vodítkem. Pokud hvězda obíhá společné těžiště s dalším tělesem, její pohyb k nám a od nás se periodicky mění, i když druhou složku systému nevidíme. Astronomové tak z kolísání spektrálních čar červeného obra odvodili, že musí existovat společník, jehož hmotnost je dostatečně velká, aby takový efekt vyvolal. Žádné záření z tohoto tělesa se přitom nepodařilo pozorovat, takže jeho přítomnost je zatím zjevná pouze nepřímo.

Červený obr je hvězda v pozdní fázi vývoje, která se rozepnula do velkých rozměrů a je výrazně chladnější a jasnější než dříve. Právě jeho záře ve spektrech převládá, a případný slabý společník by se v ní snadno ztratil. Pokud by druhá složka byla běžnou hvězdou podobné hmotnosti, její světlo by se ve spektru projevilo. Protože se tak nestalo, přichází v úvahu kompaktní objekt, tedy zbytek po zaniklé hvězdě, například bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra.

Autoři studie naznačují, že nejpravděpodobnějším vysvětlením je neutronová hvězda s mimořádně vysokou hmotností. Neutronové hvězdy vznikají při kolapsu jader hmotných hvězd a patří k nejhustším známým objektům ve vesmíru. Čím je jejich hmotnost větší, tím blíže se přibližují hranici, za níž by se zhroutily do černé díry. Pokud se dohady potvrdí, jednalo by se o jeden z nejhmotnějších objektů svého druhu, jaké byly kdy nalezeny.

Objev je zajímavý také v širším kontextu. Astronomové dlouhodobě řeší takzvanou hmotnostní mezeru, tedy oblast mezi největšími známými neutronovými hvězdami a nejlehčími známými černými dírami. Není zcela jasné, zda je tato mezera skutečná, nebo zda v ní objekty prostě existují, ale dosud je nedokážeme dobře odhalit. Každé těleso, jehož hmotnost spadá do tohoto rozmezí, proto pomáhá upřesnit, kde přesně leží hranice mezi oběma typy kompaktních objektů a jak taková tělesa vznikají.

Nález podobných systémů může pomoci objasnit hmotnostní mezeru mezi neutronovými hvězdami a černými dírami. Důležité je i to, že se podařilo odhalit objekt, který se jinak skrývá. Neutronové hvězdy a černé díry, které nemají aktivního společníka předávajícího jim hmotu, nevyzařují prakticky nic, co by bylo možné zachytit. Hledání pomocí gravitačního vlivu na viditelnou složku dvojhvězdy je proto jednou z mála cest, jak takové tělesa v naší Galaxii vypátrat.

Přesnou povahu neviditelného společníka bude třeba ještě ověřit dalšími pozorováními. Samotné změny rychlosti červeného obra sice dovolují odhadnout hmotnost druhého tělesa, ale nedokážou s jistotou určit, zda jde o neutronovou hvězdu, nebo o lehkou černou díru. Právě hodnota hmotnosti, která se pohybuje poblíž hranice mezi oběma možnostmi, činí interpretaci obtížnou. Autoři proto mluví o pravděpodobném vysvětlení, nikoli o definitivním závěru.

Dosavadní výsledek ukazuje, jak velký přínos mají rozsáhlé spektroskopické přehledy oblohy. Data z projektů, jako jsou LAMOST a APOGEE, nevznikla primárně kvůli hledání skrytých kompaktních objektů, přesto se z nich dají takové systémy vyčíst. S rostoucím množstvím měření lze očekávat, že se podobných dvojhvězd najde víc, což by umožnilo porovnat jejich vlastnosti a lépe pochopit, jak se v Galaxii rozdělují hmotnosti zbytků po zaniklých hvězdách.