Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 17. júla 2007
R. Neuhäuser aj. pořídili pomocí dalekohledů VLT a Subaru první optický snímek exoplanety (sp. L4) u proměnné (typ T Tau) hvězdy GQ Lup (sp. M9; stáří 2 mil. let; vzdálenost 140 pc) v úhlové vzdálenosti 0,7″ od mateřské hvězdy. Exoplaneta o hmotnosti nad 1 Mj a poloměru 2 Rj vykazuje společný vlastní pohyb s mateřskou hvězdou. G. Chauvin aj. potvrdili přímé zobrazení exoplanety u hnědého trpaslíka 2M J1207-39 (Cen), jež se poprvé zdařilo pomocí VLT ESO v dubnu 2004. Využili k tomu snímků VLT z období od srpna 2004 do března 2005 i kamery NICMOS HST a zjistili, že hnědý trpaslík o hmotnosti 25 Mj má ve vzdálenosti 0,8″ (55 AU) průvodce s hmotností 5 Mj. Obě tělesa jsou členy hvězdné asociace TW Hya, staré jen 8 mil. roků a vzdálené od nás 70 pc, takže vykazují týž vlastní pohyb. Na počátku r. 2005 odhalil spektrograf NACO VLT v jejich atmosféře vodní páru. Tyto údaje však poopravil koncem r. 2005 E. Mamajek, když nově odvodil vzdálenost asociace od nás na pouhých 53 pc. Pak se sníží hmotnosti zmíněných substelárních objektů na 21, resp. 3,5 Mj a jejich stáří se zvedá na minimálně 10 mil. r.
Podle K. Stapelfeldta bylo na počátku r. 2005 známo již více než 150 exoplanet, které se dají nejsnáze odlišit od mateřských hvězd v infračerveném pásmu pomocí SST - exoplanety totiž v tomto pásmu září jen 400krát méně než mateřské hvězdy. Exoplanety objevené pomocí transitů (periodických poklesů jasnosti o cca 0,02 mag) se vesměs nacházejí velmi blízko mateřské hvězdy, takže jejich denní polokoule jsou ohřáté na více než 1 kK. Podle B. Gaudiho aj. zhruba každá tisící hvězda má jako průvodce "horkého jupitera". J. Winn a M. Holman spočítali, že rotační periody horkých jupiterů se díky slapům synchronizují s jejich oběžnou dobou řádově během milionů let a dráhové výstřednosti klesnou na nulu během stovek milionů roků. S. Raymond aj. rozlišují horké jupitery (ve vzdálenosti pod 0,15 AU od mateřské hvězdy) od teplých jupiterů (vzdálenosti 0,15 – 0,5 AU). Tvrdí však, že ani jedna třída jupiterů nebrání vzniku terestrických exoplanet v ekosféře mateřské hvězdy, tj. ve vzdálenostech kolem 1 AU od hvězdy. U horkých jupiterů se však může stát, že obvyklý pás planetek nebude vně, ale uvnitř dráhy terestrické exoplanety. Teprve vlažní jupiteři ve vzdálenosti nad 0,5 AU od hvězdy by zabránily vzniku či setrvání terestrické exoplanety v ekosféře hvězdy.
D. Deming aj. a D. Charbonneau aj. dokázali pomocí SST izolovat ve středním infračerveném pásmu záření atmosfér pomocí zákrytů dvou proslulých exoplanet TrES-1 (31. 10. 2004; 1,04 Rj; 1 130 K) a HD 209458b=Osiris (7. 12. 2004; 1,4 Rj; 1 060 K; albedo 31%) o shodných hmotnostech 0,7 Mj. Další údaje o exoplanetě Osiris získali na základě studia spekter i světelných křivek N. Iro aj. a R. Wittenmeyer aj. Variace teploty v atmosféře exoplanety dosahují plných 600 K, takže na "noční" straně exoplanety se tvoří molekuly Na2S. Exoplaneta obíhá mateřskou hvězdu po kruhové dráze o poloměru 6,7 mil. km v periodě 3,525 d (s chybou jen 0,02 s!). Při hmotnosti 0,7 Mj má však poloměr o 20% vyšší, než vyplývá z modelů, což se nedá vysvětlit ohřevem atmosféry mateřskou hvězdou. Hvězda sp. třídy G0 IV o hmotnosti 1,1 M☉ a poloměru 1,2 R☉ je stará něco přes 5 mld. roků. Předešlé údaje nezávisle potvrdili též N. Narita aj., kteří spočítali i průměrnou hustotu exoplanety na 40% hustoty vody.
V listopadu 2004 byla na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech uvedena dle D. Pollaca aj. do provozu soustava pěti kamer SuperWASP pro hledání exoplanet fotometrickou metodu záznamů transitů exoplanet přes mateřské hvězdy. Soustava zaznamenává 30 GB údajů každou jasnou noc. F. Bouchy aj. vybrali 18 z 54 případů pravděpodobných transitů exoplanet pozorovaných v galaktické výduti aparaturou pro hledání gravitačních mikročoček OGLE III během r. 2002 a pokusili se u nich ověřit, zda mateřské hvězdy jeví odpovídající periodické kolísání radiálních rychlostí. Existenci exoplanet tak potvrdili ve dvou případech; v dalších čtyřech šlo o tečné zákryty těsných dvojhvězd, popř. dokonce o trojhvězdy. Ostatní případy daly nejasné výsledky. Jak uvádí F. Pont aj., až do r. 2003 byla známa jen jediná exoplaneta s transity, tj. Osiris. Oběžné periody dalších transitujících exoplanet jsou vesměs krátké (1,2 – 4,0 d); hmotnosti spíše nižší (0,5 – 1,45 MJ) a poloměry průměrné (1,0 – 1,4 Mj).
D. Fischerová aj. využívají obřích dalekohledů Keck, Magellan a Subaru k hledání obřích exoplanet v těsné blízkosti 14 tis. vysoce metalických hvězd ve vzdálenostech do 110 pc od Země. V této síti zatím uvízl první úlovek u hvězdy HD 88133 (sp. G5 IV). Exoplaneta o hmotnosti Saturnu obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě pouhých 3,4 d, takže je rozpálená do běla. M. Konacki aj. využili spektrografu HIRES u dalekohledu Keck I ke sledování exoplanety OGLE-TR-10 s oběžnou periodou 3,1 d. Určili tak její hmotnost na 0,6 Mj a poloměr 1,2 Rj. Exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy o hmotnosti 1,0 M☉ ve vzdálenosti 6 mil. km a její střední hustota dosahuje jen 40% hustoty vody za normálních podmínek. Na jaře 2005 bylo známo již 7 exoplanet, objevených pomocí transitů; z toho 5 objevů "dodala" aparatura OGLE pro hledání gravitačních mikročoček. D. Weldrake aj. hledali metodou transitů "horké jupitery" s oběžnými periodami 1 – 16 dnů v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Měřili změny jasnosti téměř 22 tis. hvězd hlavní posloupnosti, ale nenašli ani jediný případ, ačkoliv očekávali alespoň 7 identifikací. Zato tam však našli stovku klasických proměnných hvězd.
G. Marcy aj. našli pomocí přesného spektrografu u Keckova teleskopu za poslední 4 roky pět nových exoplanet u podobrů a hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F,G,K. Exoplanety se pohybují po drahách s výstřednostmi 0,0 – 0,8 ve vzdálenostech 0,1 – 3,8 AU od mateřské hvězdy. Exoplaneta u hvězdy HD 99492 má hmotnost jen 36 Mz. G. Laughlin aj. a E. Rivera aj. sledovali týmž přístrojem v letech 2001-04 pozoruhodnou soustavu u trpasličí hvězdy GJ 876 (Aqr; sp. M4 V; vzdálenost 5 pc; 0,3 M☉; 0,3 R☉; 0,01 Lo; rotační per. 97 d!). K již dříve (1998) objevené první exoplanetě o hmotnosti 2 Mj a oběžné době 61 d (a = 0,20 AU; e = 0,02) přibyla totiž v r. 2001 druhá o poloviční periodě (a = 0,13 AU; e = 0,22) a hmotnosti 0,6 Mj. Obě exoplanety tedy obíhají v rezonanci 2:1, což při rekordně nízké hmotnosti hvězdy skýtá možnost studovat dlouhodobou dynamickou stabilitu soustavy. Nejnověji zde G. Marcy aj. objevili kamennou exoplanetu o hmotnosti jen 7,5 Mz, která se nachází těsně u mateřské hvězdy ve vzdálenosti 3 mil. km, kterou oběhne za necelé 2 dny! Teplota na jejím povrchu kolísá v rozmezí 160 – 380 °C.
S. Bouchy aj. využili přesného spektrografu ELODIE na observatoři Haute Provence ve Francii k objevu exoplanety u trpasličí hvězdy HD 189733 (V=7,7 mag; sp. K1.5; 5 050 K; 0,8 M☉; 0,8 R☉). Exoplaneta o hmotnosti 1,15 Mj a poloměru 1,3 Rj s průměrnou hustotou 75% hustoty vody obíhá v periodě 2,2 d ve vzdálenosti 0,03 AU od hvězdy. Jelikož její oběžná dráha má sklon 85°, dochází k jejím přechodům přes kotouček hvězdy, což způsobí pokles jasnosti trpaslíka o plná 3%. Tak se podařilo nezávisle ověřit parametry exoplanety odvozené z metody radiálních rychlostí. F. Galland aj. využili téhož spektrografu o objevu exoplanety u hvězdy HD 33564 (sp F6 V; 6 250 K; 1,25 M☉; 21 pc; stáří 3 mld. r. Exoplaneta má oběžnou dobu 388 a minimální hmotnost 9 Mj.
Keckův teleskop s adaptivní optikou posloužil M. Konackimu aj. k naprosto neočekávanému objevu obří exoplanety v podivuhodné trojité hvězdné soustavě HD 188753 (V = 7,4 mag; vzdálenost 46 pc od nás), skládající se z primární složky o hmotnosti 1,1 M☉ a sekundární dvojhvězdy o hmotnostech 1,0 a 0,7 M☉, vzdálené 12 AU (úhlově 0,3″) od primáru. Složky sekundární dvojhvězdy navzájem vzdálené 0,7 AU kolem sebe obíhají po lehce protáhlé dráze v periodě 156 d. Kolem nich pak obíhá primární složka v periodě 25,7 roku po silně protáhlé dráze s výstředností 0,5. U primáru se nalézá obří exoplaneta o hmotnosti 1,1 Mj na kruhové dráze ve vzdálenosti 7 mil. km s oběžnou periodou 3,4 d. Podle A. Hatzese a G. Wuchterleho vylučuje silné gravitační rušení sekundární dvojhvězdy mlčky předpokládanou migraci této exoplanety z místa vzniku do blízkosti primární složky. To má závažné důsledky pro pochopení procesu vzniku obřích exoplanet v malých vzdálenostech od mateřských hvězd: nyní není vůbec jasné, kde se vezme tolik materiálu pro exoplanetu v horkém okolí mateřské hvězdy, pokud je připutování exoplanety z větší vzdálenosti vyloučeno.
S. Portegies Zwart a S. McMillan se proto domnívají, že exoplaneta u primáru vznikla dříve, než se vytvořila zmíněná trojhvězda, tj. nejspíš uvnitř nějaké otevřené hvězdokupy. Autoři odhadují, že do vzdálenosti 500 pc od Slunce se nachází přinejmenším 1 200 takto vzniklých trojic. U osamělých hvězd by totiž měli vznikat jupiteři až za tzv. sněhovou čarou mateřské hvězdy, vně jejího akrečního disku. V takových případech pak může raný jupiter migrovat v rané fázi vývoje hvězdy směrem ke hvězdě. Nepřímo to souvisí se zjištěním E. Masciadra aj., kteří využili adaptivní optiku a kameru CONICA VLT ESO k vyhledávání obřích exoplanet v okolí blízkých mladých hvězd. Mezi 28 zkoumanými hvězdami nenašli ani jednu, která by "vlastnila" obří exoplanetu blíže než 8,5 AU.
A. Correia aj. pokračovali ve vyhledávání exoplanet na jižní polokouli pomocí spektrografu CORALIE na La Silla v Chile. Objevili tak u hvězdy HD 202206 (sp. G6 V; 45 pc; 1,15 M☉; 1,07 Lo; teplota 5 765 K; stáří 5,6 mld. r.) dvojici exoplanet s hmotnostmi 17 a 2,4 Mj, které obíhají po drahách s výstřednostmi 0,4 a 0,3 ve středních vzdálenostech 0,8 a 2,6 AU od hvězdy. Vnitřní exoplaneta je tedy spíše již hnědým trpaslíkem, ale podstatné je, že oběžné doby obou exoplanet (256 a 1 383 d) jsou v rezonanci 1:5, takže obě dráhy jsou dlouhodobě stabilní.
V r. 2003 byl uveden do chodu přesný spektrograf HARPS u 3,6 m reflektoru ESO na La Silla. Jak ukázali F. Pepe aj., spektrograf měří radiální rychlosti se střední chybou jen 0,9 m/s, a tak se výborně hodí na hledání exoplanet s malými hmotnostmi od 10 Mz. Za pouhého 1,5 roku se tak podařilo nalézt již 8 exoplanet s hmotnostmi nižšími než 100 Mz. Mezi nimi je dle X. Bonfilse aj. také exoplaneta G 581 o hmotnosti 17 Mz, obíhající v periodě 5,4 d kolem stejnojmenné trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti (sp. M3; 0,3 M☉). Podle C. Lovise aj. se takto objevené exoplanety nacházejí blíže než 0,5 AU od mateřských hvězd hlavní posloupnosti sp. tříd G a K, které jsou nápadné svou vysokou metalicitou.
Jak ukázali A. Udalski aj. na příkladu objevu exoplanety při sledování gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-071, nabízí se tím velmi přesná metoda objevování exoplanet velmi vzdálených jak od nás, tak od mateřské hvězdy. V tomto případě je totiž parametrem rozhodujícím o detekci pouze hmotnost exoplanety. Protože velikost signálu klesá jen s odmocninou hmotnosti exoplanety, dovolují už dnešní prostředky odhalovat i exoplanety o hmotnosti Marsu. Ve zmíněném konkrétním případě měla mateřská hvězda (samotná gravitační čočka ve výduti Galaxie), vzdálená od nás více zhruba 3 kpc, hmotnost pod 0,5 M☉ a exoplaneta hmotnost v intervalu 0,05 – 4 Mj. Jelikož projekt OGLE ročně zaznamenává asi 600 mikročoček, je slušná naděje na další objevy exoplanet. Vyžaduje to ovšem rychlou koordinaci pozorování v průběhu celého úkazu, protože zjasnění vyvolané případnou exoplanetou trvá jen několik hodin. Metoda ovšem neumožňuje určit celou dráhu exoplanety kolem mateřské hvězdy; pouze okamžitou lineární vzdálenost exoplanety od hvězdy.
Speciálním případem je i nadále vůbec první objevená (r. 1992) soustava exoplanet u milisekundového (perioda 6 ms) pulsaru B1257+12 (Vir; vzdálenost 500 pc) díky mimořádně přesným měřením kolísání jeho pozorované impulsní periody. Jak uvedli A. Wolszczan a M. Konacki, 15 let soustavného sledování pulsaru ukázalo na existenci celkem čtyř exoplanet, z nichž ta nejbližší k mateřské hvězdě (kruhová dráha ve vzdálenosti 0,2 AU od hvězdy) má hmotnost našeho Měsíce, zatímco ta další (0,4 AU) je nejhmotnější - 4,3 Mz. Naposled zde nepřímo odhalili těleso o hmotnosti nanejvýš pětiny hmotnosti Pluta (4% hmotnosti našeho Měsíce), které lze nejspíš klasifikovat jako obří (<1 tis. km) jádro komety ve vzdálenosti 2,7 AU od pulsaru. V budoucnosti se snad podaří využít pro detekci exoplanet i přímé astrometrie, tj. měření úhlových výchylek hvězd následkem gravitačních poruch od dostatečně hmotné a blízké exoplanety. Zatím se to podařilo G. Benedictovi aj. díky vynikající astrometrii hledáčku FGS HST pro objekt GJ 876, když tak dokázali potvrdit parametry exoplanety, odvozené přesnějšími metodami.
A. Sozzetti shrnul hlavní výsledky první dekády zkoumání exoplanet konstatováním, že v této chvíli vysoko vede pozorování nad teorií, která zdaleka nebyla schopna předvídat pestrost vlastností objevovaných exoplanet. Především kvůli výběrovým efektům se dosud daří objevovat exoplanety s hmotnostmi 1 – 10 Mj u silně metalických hvězd pozdní sp. třídy F, dále pak G a rané K ve vzdálenostech do 50 pc od nás a do 3 AU od mateřské hvězdy. Ve vzdálenostech do 4 AU se nacházejí exoplanety s hmotnostmi 0,5 – 10 Mj, ale tato statistika již zdaleka není úplná, podobně jako pro vzdálenosti menší než 0,5 AU. Hnědých trpaslíků s hmotnostmi 13 – 80 Mj je relativně málo. Neobjevených exoplanet v pásmu 0,5 – 3 AU je přinejmenším o řád více. Tyto exoplanety vznikají z plynných disků, obklopujících mateřské proměnné hvězdy typu T Tau, přičemž kolem asi 10% hvězd obíhá více exoplanet a medián výstředností jejich drah je 0,3. 12% hvězd s exoplanetami patří do vícenásobných hvězdných soustav.
Podle současné konvence se za hnědé trpaslíky považují všechny exoplanety s hmotností větší než 13 Mj. Jejich úhrnný počet v Galaxii se odhaduje na 30 miliard. K. Stassun aj. odhalili prvního binárního hnědého trpaslíka ve velké mlhovině v Orionu. To umožnilo určit z Keplerova zákona hmotnosti složek, které velmi dobře souhlasí s modelovou předpovědí pro mladé hnědé trpaslíky. K. Luhman aj. nalezli pomocí infračervené (0,8 – 8,0 µm) kamery IRAC SST v hvězdné asociaci Cham 1 dosud nejlehčího a nejchladnějšího hnědého trpaslíka OTS 44 sp. třídy M9.5 a hmotnosti 15 Mj. Podobně jako mnozí další hnědí trpaslíci je obklopen akrečním diskem. M. Sterzik aj. získali díky VLT ESO kvalitní údaje o nejbližším binárním hnědém trpaslíkovi Epsilon Indi B (vzdálenost 3,6 pc; úhlová vzdálenost složek 0,7″; sp. T1 a T6; efektivní teploty 1 100 a 800 K). V atmosférách obou složek objevili plynný čpavek. Dalšího binárního hnědého trpaslíka DENIS-P J1441-0945 (Lib) nalezli A. Seifahrt aj. u hvězdy G124-62 (sp. dM4.5e; 34 pc; stáří 500 – 800 mil. r). Oba hnědí trpaslíci mají touž hmotnost 0,07 Mo a sdílejí s mateřskou hvězdou shodný vlastní pohyb po obloze.
M. Liu a S. Leggett zjistili pomocí laserové adaptivní optiky u Keckova teleskopu, že osamělý hnědý trpaslík Kelu-1 je ve skutečnosti dvojitý při úhlové vzdálenosti složek jen 0,3″, tj. 5,4 AU. Složky mají spektra L2 a L4; hmotnosti 0,060 a 0,055 M☉ a jejich stáří je přibližně 0,5 mld. roků. Ještě těsnější pár hnědých trpaslíků SDSS J0423-0414 (Eri; 15 pc; stáří 1 – 5 mld. roků) objevili A. Burgasser aj. Obě složky jsou totiž od sebe úhlově vzdáleny jen 0,16″ a jejich spektra klasifikovali jako L6 a T2 (teploty kolem 13,5 kK). Hmotnost celé soustavy je nižší než 0,14 M☉ a při přibližně stejné hmotnosti složek to znamená, že jde opravdu o dva hnědé trpaslíky, kteří obíhají kolem společného těžiště v periodě o něco kratší než 20 let. Ve zmíněné přehlídce bylo mezitím objeveno téměř 30 podobných párů.
J. Setoawan aj. objevili po pěti letech sledování dalekohledy ESO na La Silla, že hvězda HD 11977 (sp. G5 III; 1,9 M☉) má ve vzdálenosti 1,9 AU substelárního průvodce s oběžnou periodou 711 dnů a výstředností dráhy 0,4. Hmotnost průvodce odhadli v rozmezí 6,5 – 65 Mj. Jde o první takový případ pro hvězdu středně velké hmotnosti. Také A. Hatzes našel průvodce o hmotnosti 8 – 20 Mj, jenž obíhá v periodě 472 d kolem obří hvězdy HD 13189 (sp K2 II), která dle jeho názoru měla počáteční hmotnost 2 – 7 M☉. To je zatím vůbec nejvyšší hmotnost mateřské hvězdy, kolem níž obíhá substelární objekt.
P. Kroupa uvádí, že horní mez pro hmotnosti hnědých trpaslíků - čili spodní mez pro hmotnosti hvězd - leží poblíž hodnoty 0,72 M☉. Četnost hvězd s rostoucí počáteční hmotností velmi rychle klesá, jednak kvůli tzv. funkci hmoty, ale také z toho důvodu, že evoluce hmotných hvězd probíhá nesrovnatelně rychleji. Prakticky to znamená, že trpasličích hvězd je ve vesmíru asi o tři řády více než hvězd s hmotností 20 M☉. Ještě hmotnější hvězdy ukončí svůj život nejpozději za několik málo milionů roků a tak je dost těžké objevit opravdu obézní hvězdy s hmotností řádu 100 M☉. Autor se však domnívá, že výjimečně se mohou vyskytnout i hvězdy s počáteční hmotnosti vyšší než 150 M☉, ačkoliv ověřené pozorované hodnoty sahají jen k 80 M☉. Pouze D. Figer uvádí na základě pozorování HST, že v kompaktní (průměr 1 pc) hvězdokupě Oblouky (Arches) v centru Galaxie (asi 30 pc od černé veledíry) se nachází přinejmenším 150 hvězd s hmotnostmi 20 – 130 M☉, ale ani jedna nad tuto horní mez.
B. Whitneyová uvažuje o dvou hlavních scénářích, jak by mohly takto hmotné hvězdy vznikat. Buď se gravitačně hroutí dostatečně husté a rozsáhlé mračno mezihvězdného prachu a plynu, anebo se v husté tlačenici srazí postupně mnoho menších hvězd. Nicméně vznik hvězd s hmotností nad 10 M☉ se téměř nedá vysvětlit. V rádiovém a submilimetrovém oboru známe totiž jen chladné mračno Cep A o průměru 660 AU s hmotností pouze 15 M☉ a velmi jasný Becklinův-Neugebauerův infračervený objekt v mlhovině v Orionu o hmotnosti jen 7 M☉. Podle N. Patela aj. je zdroj Cep A již ve stádiu gravitační kontrakce na plochý akreční disk, což dosvědčují bipolární usměrněné radiové výtrysky chladného prachu a molekulového plynu ve směru kolmém na hlavní rovinu akrečního disku prahvězdy odnášející přebytečný moment hybnosti. Autoři odhadují, že z této prahvězdy vznikne nakonec hvězda hlavní posloupnosti spektrální třídy B o hmotnosti až 8 M☉. Z. Jiang aj. tvrdí, že Becklinův-Neugebauerův objekt v obřím molekulovém mračnu OMC-1 (vzdálenost 500 pc) o infračervené svítivosti 2,5 tis. L☉ je dosud zahalen cirkumstelárním diskem o úhrnné hmotnosti až 20 M☉.
Na přelomu let 2003-04 došlo ke zjasnění McNeilovy mlhoviny u proměnné V1647 Ori o celých 5 mag v pásmu I. Předtím se odehrála podobná epizoda v r. 1966. Z toho se dá usoudit, že jde o občasný výron prachu a plynu z prahvězdy V1647 Ori. Jak uvedli N. Grosso aj., družice Newton zaznamenala v dubnu 2004 rentgenové zjasnění proměnné hvězdy při teplotě 9 MK. Zhruba čtvrtina rentgenového toku dokonce odpovídala teplotě 42 MK. Příčinou mohly být rychlé nárazy částic z akrečního disku na fotosféru hvězdy o nízké hmotnosti a rekonexe magnetických siločar, podobně jako u jiných prahvězd typu T Tau.
M. Krumholz aj. srovnávali účinnost vznikání hvězd jednak akrecí na "kondenzační jádro" s hmotností kolem 0,5 M☉ a jednak gravitačním hroucením hmotných chuchvalců a jejich sléváním. Zcela jednoznačně je tento druhý mechanismus mnohem účinnější. J. Donati aj. ukázali na příkladu prahvězdy FU Ori, že významnou roli zde hrají také relativně mocná magnetická pole řádu 0,1 T. Rotaci akrečního disku prahvězdy pak taková pole silně brzdí, takže disk se nakonec zřítí na povrch prahvězdy tempem až 10-4 M☉/rok. Teprve pak dojde k výronu hmoty v bipolárních výtryscích, usměrněných magnetickým polem. H. Beuther aj. studovali pomocí SST infračervené záření temného mračna IRDS 18223-3, které má průměr 28 kAU a hmotnost 184 M☉. Na okraji mračna je v submilimetrovém pásmu na frekvenci 93 GHz patrný výtrysk molekulového plynu CO a CS, což je rovněž důkazem, že uvnitř již vzniká velmi hmotná prahvězda.
Očima viditelná Granátová hvězda (µ Cephei; sp. M2 Ia; 3,7 kK; 350 kL☉; 25 M☉; 1,6 kpc) patřila donedávna k největším známým hvězdám, protože její poloměr činí asi 6,6 AU. Díky spektrální přehlídce 74 oranžových a červených veleobrů po třídu M5 však nyní E. Levesque aj. objevili celkem tři hvězdy o hmotnosti 25 M☉, viditelné dalekohledem (9–11 mag), které mají rozměry větší, tj. 6,7 – 7,1 AU. Jsou to po řadě proměnné hvězdy KY Cyg, KW Sgr a V354 Cep. A. Richichi a V. Roccatagliata porovnali měření úhlového průměru Aldebarana (K5 III; 20 pc) jednak pomocí zákrytů hvězdy Měsícem a jednak pomocí moderních interferometrů. Vyšla jim průměrná hodnota úhlového průměru 0,021″, což odpovídá lineárnímu poloměru 44 R☉ (0,2 AU). Je to jedno z nejpřesnějších měření úhlového rozměru hvězdy a slouží nyní jako referenční standard.
Měření průměrů tří hvězd pomocí interferometru VINCI VLT ESO umožnilo F. Théveninovi aj. zpřesnit hodnoty jejich hmotnosti a stáří, které po řadě činí pro delta Eri 1,2 M☉ a 6,2 mld. r.; éta Boo 1,7 M☉ a 2,7 mld. r. a pro ksí Hya 2,65 M☉ a 0,5 mld. r. V. Domiciano da Souza aj. využili VLTI ESO k určení tvaru Altaira (A7 IV-V; 7,55 kK; nízká metalicita Z = 0,008; vzdálenost 5,2 pc; stáří 1,3 mld. r.) a zjistili, že je díky rychlé rotaci (na rovníku 227 km/s) zploštělý v poměru os 1,14:1. O. Chesneau aj. se pokusili změřit interferometrem MIDI VLT ESO rozměry cirkumstelárního disku rané hvězdy alpha Arae (sp. B3e V; 18 kK; 74 pc), ale neuspěli ani při základně interferometru 102 m. Odtud vyplývá horní mez poloměru disku 67 R☉, zatímco samotná hvězda má poloměr 4,8 R☉ a rotační rychlost na rovníku 300 km/s. Hmotnost disku odhadli na 2.10-10 M☉ a roční ztrátu hmoty hvězdy na 6.10-7 M☉. Autoři však upozorňují, že vzdálenost hvězdy, odvozená z měření družice HIPPARCOS, je patrně chybná, protože daleko lepší souhlas modelu a pozorování dostali pro hodnotu 105 pc. To je poněkud hrozivá informace, protože jde o další zpochybnění správnosti paralax, odvozených zmíněnou družicí, po dosud nevyřešeném problému vzdálenosti Plejád.
S. Hubrigová aj. změřili magnetické pole velmi chladné chemicky pekuliární hvězdy HD 154708 měřením kruhové polarizace spektrálních čar pomocí FORS VLT ESO. Jde patrně o nejméně hmotnou hvězdu Ap, kterou známe a tím více je překvapující, že má druhou nejsilnější indukci magnetického pole mezi všemi hvězdami tohoto typu - 0,75 T.
C. Beichman aj. objevili pomocí SST příznaky existence pásu planetek v okolí hvězdy HD 69830 (Pup). K. Suová aj. tvrdí, že v cirkumstelárních prachových discích mladých hvězd se srážejí planetesimály, protože podle měření SST je teplota prachových zrnek překvapivě vysoká. U Vegy jsou tato zrnka o průměrech 1 – 50 µm horká až do vzdálenosti 815 AU od hvězdy. Ve vzdálenostech 86 – 200 AU od hvězdy jsou v disku velmi pravděpodobně přítomny velké planetky, podobně tělesům v našem transneptunském pásmu. Autoři soudí, že zde před nejvýše tisícem roků proběhla srážka velké planetky, což obohatilo prachový disk rozdrceným materiálem. Doklady o srážkách velkých planetesimál o rozměrech 100 – 400 km v discích hvězd beta Pictoris a HIP 8920 (Ari) nalezli též C. Telesco aj. Vinou těchto srážek se vzhled disků kolem hvězd starých jen stovky milionů roků mění překvapivě rychle.
H. Hirsch aj. měřili radiální rychlost a vlastní pohyb hvězdy US 708 (B = 18,5 mag; sp. sdO; 44 kK; 19 kpc) v halu Galaxie (b = +47°) pomocí Keckova teleskopu. Vyšla jim rekordní hodnota 708 km/s a vlastní pohyb 0,002″/r, což znamená, že vůči centru Galaxie se hvězda pohybuje rychlostí minimálně 750 km/s a uniká navždy z Galaxie, protože v tom místě je úniková rychlost jen 430 km/s. Autoři se domnívají, že před pouhými 32 mil. let se v blízkosti černé veledíry v centru Galaxie ocitla mateřské dvojhvězda, složená ze dvou heliových bílých trpaslíků, kteří v její blízkosti gravitačně splynuli za tu cenu, že prostorová rychlost složeného objektu se výrazně zvýšila. Další unikající hvězdu HE 0437-5439 (Dor; 16 mag; sp B V; 20 kK; 8 M☉; 61 kpc!) proměřovali pomocí spektrografu UVES VLT ESO H. Edelman aj. Dostali tak radiální rychlost 723 km/s, což v přepočtu na centrum Galaxie znamená rychlost nad 563 km/s, což je téměř dvojnásobek únikové rychlosti v dané místě. Jelikož se hvězda nalézá za Velkým Magellanovým mračnem a její pobyt na hlavní posloupnosti nemůže být delší než asi 25 mil. roků, byla nejspíš vymrštěna z tohoto Mračna brzy po svém zrodu. Zatím však nevíme, zda v centru Velkého Magellanovo mračna se nalézá černá veledíra.
S. Kraus aj. využili interferometru IOTA s délkou základny až 38 m na Mt. Hopkinsu v Arizoně k zobrazení kotoučků těsné dvojhvězdy Capella (Aur; sp. G8 III + G1 III). Primární složka má úhlový průměr 0,009″, zatímco sekundár 0,006″. H. McAlister aj. změřili pomocí interferometru CHARA na Mt. Wilsonu některé parametry primární složky čtyřhvězdné soustavy Regula (Leo; sp. B7 V; 3,4 M☉; 347 L☉; 24 pc). Regulus je silně zploštělý vinou rychlé rotace (na rovníku minimálně 317 km/s), takže polární poloměr činí 3,1 R☉ a rovníkový 4,2 R☉ (úhlově 0,00062″ a 0,00082″). Následkem toho jsou jeho póly podstatně teplejší (15,4 kK) než rovník (10,3 kK). A. Tokovinin aj. zkoumali blízkou čtyřhvězdnou soustavu Gliese 225.2 (Col; 0600-31), skládající se ze složek A (sp. K5 V; 0,65 M☉), B (M0 V; 0,52 M☉), C (K4 V; 0,69 M☉) a E (dM4 ?; 0,2 M☉) - dříve uváděná složka D k soustavě fyzicky nepatří. V r. 1847 objevil J. Herschel dvojici A-C, v r. 1911 byla rozlišena těsná dvojhvězda A-B, a složku E odhalili nyní zmínění autoři studie. Všechny oběžné dráhy jsou koplanární, přičemž nejkratší oběžnou dobu 24 r vykazuje soustava C-E; delší periodu 68 r má soustava A-B a nejdelší 390 r soustava A-C. Jelikož jde o velmi starý systém, vzniká otázka, jak je možné, že se dosud nerozpadl; nyní se ukázalo, že o jeho stabilitu se stará právě ten nejmenší člen soustavy E, objevený až v r. 2005.
P. Mayer aj. odvodili parametry velmi žhavé těsné trojhvězdy HD 175514 = V1182 Aql, pozorované na ESO La Silla a na Calar Alto. Primární složka sp. O8 o teplotě 43 kK má vysokou hmotnost 31 M☉, poloměr 9 R☉ a svítivost 250 kL☉. Sekundární složka kolem ní obíhá v periodě 1,6 d a její teplota dosahuje 30 kK; hmotnost 17 M☉, poloměr 4,9 R☉ a svítivost 20 kL☉. Autory objevené třetí těleso sp. třídy O9 dodává soustavě 17% celkového světla (V = 8,6 mag).
T. Boyajian aj. zjistili, že hvězdy HD 14633 a 15137 prchají z téže otevřené hvězdokupy NGC 654 ve spirálním rameni Perseus. První z nich se nachází ve vzdálenosti 2,15 kpc od nás a 0,67 kpc od hlavní roviny Galaxie; druhá je 2,65 kpc od nás a 350 pc od zmíněné roviny. První z nich je jednočarová spektroskopická dvojhvězda (sp. ON8.5 V) s oběžnou dobou 15,4 d a výstředností dráhy 0,7, kdežto druhá (O9.5 III) je podezřelá z dvojhvězdnosti a má případnou oběžnou dobu 28,6 d s výstředností dráhy 0,5. V obou případech je hmotnost sekundární složky asi 1 M☉, takže by mohlo jít o neutronové hvězdy, které vznikly při výbuchu supernov ve zmíněné hvězdokupě před 14, resp. 10 mil. roků. To je ovšem delší interval, než je životnost primárních složek, takže buď se žhavé hvězd O omladily, anebo jim prodloužila život jejich rychlá rotace (120, resp. 336 km/s).
G. Roelofs aj. získali pomocí VLT ESO zajímavé údaje o těsné dvojhvězdě SDSS 1240-02 (Vir; 400 pc) typu AM CVn vysoko nad galaktickou rovinou (350 pc) s oběžnou dobou 37 min. Primární složkou je bílý trpaslík s hmotností 0,31 M☉ s akrečním diskem helia, kdežto sekundární složku představuje zcela degenerovaná heliová hvězda o nízké hmotnosti 0,012 M☉. Podle pozorovaného zastoupení chemických prvků He, N, Si a Fe jde o hvězdy I. populace. Přenos helia mezi složkami způsobuje prodlužování oběžné periody, což však časem přenos hmoty utlumí a pak se bude vývoj soustavy řídit ztrátou momentu hybnosti soustavy vinou vyzařování gravitačních vln. Jak uvádí M. Konacki, moderní spektrografy dokáží měřit Dopplerovy posuvy spektrálních čar s přesností lepší než 30 m/s pro dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy s pozdnějšími složkami, počínaje třídou F3. To pak umožňuje určit hmotnosti složek dvojhvězdy s přesností na 1%.
F. Pont aj. využili gravitační mikročočky OGLE-TR-122 k určení parametrů samotné mikročočky, o které se nejprve domnívali, že jde o hvězdu, doprovázenou exoplanetu. Podrobnější rozbor světelné křivky však ukázal, že jde o dvojhvězdu, jejíž primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti podobnou Slunci o teplotě 5,7 kK, poloměru 1,05 T☉ a hmotnosti 0,98 M☉. Sekundární trpasličí složka má však hmotnost jen 0,092 M☉, takže se nachází těsně nad spodní hranicí pro hmotnosti hvězd. Obíhá kolem primární složky v periodě 7,3 d po dráze s výstřednosti e = 0,2 a jelikož sklon oběžné roviny činí 89°, jde z pohledu pozemského pozorovatele o klasickou zákrytovou dvojhvězdu s poloměrem sekundární složky 0,12 R☉ (náš Jupiter má poloměr 0,10 R☉). Jak autoři uvedli, v databázi OGLE je nyní již 177 kandidátů na exoplanety, které přecházejí před diskem čočkované hvězdy, ale ve skutečnosti jde většinou spíše o trpaslíky dM, kteří přecházejí před hvězdami hlavní posloupnosti tříd F a G. To by mohlo v dohledné budoucnosti zlepšit naše znalosti poloměrů hvězd dM, které jsou zatím hodně nepřesné. Aby se databází přehlídek gravitačních mikročoček dalo pro tyto účely využít, je ovšem třeba spolehlivě a rychle najít potenciální těsné zákrytové dvojhvězdy v syrových údajích přehlídek. K tomu cíli, ale i pro obecnější použití v jakýchkoliv přehlídkách, vyvinuli K. Naficy aj. rychlou metodu pro první zpracování údajů ze světelných křivek potenciálních dvojhvězd, která je k dispozici vážným zájemcům, kteří kontaktují hlavního autora práce.
Při hledání exoplanet metodou transitů se O. Creeveyovi aj. podařilo nalézt oddělenou těsnou dvojhvězdu, tvořenou dvěma červenými trpaslíky sp. třídy M3e (TrES 1650+4639; Her), kteří kolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 1,5 mil. km v periodě 1,1 d. Při sklonu dráhy 83° jde navíc o zákrytovou dvojhvězdu s poloměry složek 0,45 R☉ a hmotnostmi 0,49 M☉. Jde teprve o pátou soustavu s trpaslíky třídy M, takže uvedené parametry jsou o to cennější. Naopak N. Phan Bao aj. nalezli velmi široký pár červených trpaslíků LP 714-37 (sp. dM5.5 a dM7.5; 18 pc), obíhající kolem sebe ve vzdálenosti 33 AU v rekordně dlouhé periodě asi 400 let. Přímo na spodní mezi hvězdných hmotností se dle T. Forveillea aj. nalézá dvojhvězda LP 349-25 (sp. obou složek M8 V; vzdálenost 8 pc; oběžná doba 5 r.) jejíž složky jsou dle měření pomocí CFHT a VLT (s využitím adaptivní optiky) navzájem vzdáleny 1,2 AU. Obě složky mají tutéž hmotnost 0,08 M☉.
S. Marsden aj. odvodili ze spektroskopie parametry dvojhvězdy IM Pegasi = HR 8703, která slouží jako pointační hvězda pro relativistickou družici Gravity Probe B. Soustavu tvoří primární složka (sp. K2 III; 4450 K) o hmotnosti 1,8 M☉. Kolem ní obíhá po kruhové dráze v periodě 24,6 d sekundární složka (sp K0 V). Asi 15% povrchu primární složky pokrývají tmavé skvrny, takže jde o typ proměnnosti RS CVn. C. Lacy aj. určili fyzikální elementy jedné z nejstarších (11 mld. let) známých zákrytových dvojhvězd RW Lacertae (190 pc). Jde o oddělenou soustavu s oběžnou dobou 10,4 d, která je současně dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdou, což umožnilo určit rozměry složek s přesností 0,5% a hmotnosti na 0,7%. Primární složka (sp G5 V; 5 760 K) má hmotnost 0,93 M☉ a poloměr 1,19 R☉, zatímco sekundární složka (sp G7 V; 5 560 K) 0,87 M☉ a 0,96 R☉. V soustavě se nachází ještě třetí složka, která však dodává jen 2,6% světla soustavy. Hlavní složky velmi pravděpodobně rotují synchronně s oběžnou dobou. Pozorované parametry soustavy odpovídají výborně modelovým výpočtům na základě teorie hvězdného vývoje.
S. Goodwin a P. Kroupa uveřejnili práci o poměrném zastoupení vícenásobných hvězdných soustav v procesech vzniku hvězd. Přestože podle některých názorů by mělo vznikat hodně hierarchických soustav se třemi až desíti členy, pozorování tomu neodpovídají. Vícečlenné soustavy by se totiž po čase měly rozpadnout na těsné dvojhvězdy, což se neděje. Z nějakého důvodu proto příroda preferuje vznik dvoj- a trojhvězd. Pro hvězdy slunečního typu je poměr vícenásobných soustav a všech vzniklých hvězd 58%. Podíl vícenásobných soustav je nejvyšší pro velmi mladé hvězdy. Ve "hvězdné kolébce" v souhvězdí Býka jsou všechny hvězdy s hmotnostmi 0,3 – 1,0 M☉ dvojhvězdami se vzájemnými vzdálenostmi složek až 1 500 AU. Pokud se tam vyskytují osamělé hvězdy, tak prakticky všechny byly vyvrženy z hierarchických trojhvězd (těsná dvojhvězda, doprovázená vzdálenější třetí složkou). V hustém molekulovém mračnu, které je typickou kolébkou hvězd, vzniká obvykle 40% trojic a 60% dvojic hvězd.
K. Yakut a P. Eggleton se věnovali dokladům o vývoji těsných dvojhvězd na základě pozorovaných údajů o jejich základních fyzikálních parametrech. Omezili se přitom na soustavy, kde obě složky se nacházejí na hlavní posloupnosti, popř. těsně u ní, a dále na soustavy s oběžnou dobou kratší než jeden den, protože takový soubor je dostatečně homogenní. Objevili tak zajímavé vývojové souvislosti mezi třemi Kopalovými typy dvojhvězd (dotykové, polodotykové a oddělené) a upozornili na velmi významnou vývojovou úlohu ztráty hmoty a momentu hybnosti u rychle rotujících chladných složek těsných dvojhvězd. Objevili také význam diferenciální rotace složek jako pozoruhodně účinný proces přenosu tepla ve vnějších vrstvách dotykových dvojhvězd.
H. Abt se zabýval statistikou dráhových výstředností pro vizuální dvojhvězdy. Z rozboru drah 391 dvojhvězd spektrálních tříd B0 - FO mu vyšlo, že pro oběžné periody řádu dnů jsou dráhy kruhové, ale s rostoucí periodou přibývá mírně excentrických drah. Teprve pro periody nad 1 000 d se vyskytují stejnoměrně libovolné excentricity, takže průměrná excentricita dosahuje hodnoty téměř 0,5. To znamená, že dráhová výstřednost nehraje při vzniku širokých párů dvojhvězd žádnou úlohu.
Hned počátkem ledna 2005 objevil K. Hornoch v galaxii M31 mimořádně jasnou novu, která dosáhla 14. ledna 15 mag. Během srpna objevil W. Liller v Malém Magellanově mračnu dvě novy; první byla 10 mag a její plynné obaly se rozpínaly rychlostmi až 3 200 km/s, kdežto druhá dosáhla jen 14,5 mag. Týž astronom objevil koncem listopadu novu 11,5 mag ve Velkém Magellanově mračnu poblíž hvězdokupy NGC 1856. J. Neill aj. objevili v letech 1993-2004 v blízké kupě galaxií Fornax 6 kandidátů na novy pomocí dalekohledů CTIO v Chile. Téměř dvě pětiny objevů nov v této kupě připadají na "prázdný prostor" mezi galaxiemi, kde se novy snadno nacházejí, protože jejích absolutní hvězdná velikost dosahuje rekordní -10 mag. Jde tedy o první případy trampujících nov, tj. cestujících bílých trpaslíků.
Počátkem února 2005 objevil H. Nišimura v naší Galaxii novu V2361 Cygni, která v polovině měsíce dosáhla 10 mag a jejíž plynné obaly se rozpínaly rychlostí až 6 500 km/s. Šlo o velmi rychlou novu, jejíž jasnost do počátku dubna klesla na 18,5 mag. Koncem roku se její prachová slupka rozpustila a spektrum přešlo do tzv. koronální fáze se zakázanými emisemi He, O, N, Si a Ca. Během března a dubna 2005 byly objeveny novy CV Pyx (12 mag; trpasličí), V382 Nor (9,5 mag; rozpínání 1 100 km/s), V5115 Sgr (9 mag; 5 000 km/s) a V378 Ser (12 mag; 1 300 km/s). Počátkem června pak vzplanula nova V1663 Aql (11 mag; 700 km/s), o měsíc později nova V5116 Sgr (8 mag; 2 200 km/s), koncem července nova V1188 Sco (9 mag; 1 700 km/s), počátkem září nova V1047 Cen (9 mag; 800 km/s) a koncem září nova V476 Sct (12 mag; 4 000 km/s). V témže malém souhvězdí vzplanula po dvou týdnech další nova V477 Sct (11 mag; 6 000 km/s).
I. Hachisu a M. Kato využili multispektrálních měření novy V1974 Cyg (1992) k určení hlavních parametrů příslušné těsné dvojhvězdy, která je od nás vzdálena 1,7 kpc a jejíž složky kolem sebe obíhají ve vzájemné vzdálenosti jen 0,85 R☉ v periodě pouhé 1,9 h. Bílý trpaslík, na jehož povrchu došlo k překotné termonukleární reakci, má hmotnost 1,05 M☉ a při výbuchu se jeho plynná obálka zvětšila na 100 R☉, takže zcela obklopila i sekundární složku o hmotnosti 0,2 M☉ a poloměru 0,2 R☉. Obálka se skládala téměř z poloviny z nespáleného vodíku, 15% její hmotnosti představovaly produkty překotné termonukleární reakce (C,N,O) a 5% hmotnosti obálky neon; zbytek připadl zřejmě na helium. Výron hustého hvězdného větru z bílého trpaslíka trval 245 dnů po výbuchu. Pak se objevilo měkké rentgenové záření, jež bylo pozorovatelné dalších 300 dnů, kdy nenávratně zmizelo a tím celá epizoda výbuchu této mimořádně jasné novy (v maximu byla 1,7 mag) skončila. Titíž autoři upozornili v další práci, že po plných 13 dnů od maxima byla svítivost této novy nad Eddingtonovou mezí, což je dosud nevysvětlený problém celé řady nov.
I. Heywood aj. využili radiových pozorování mimořádně pomalé (maximum 7 mag nastalo až 115 d po začátku výbuchu) novy V723 Cas (1995) interferometrem MERLIN v letech 1996-2001 k určení její vzdálenosti 2,4 kpc. Horká (17 kK) plynná slupka novy se rozpínala pomalu (400 km/s); zato její hmotnost činí asi 1.10-4 M☉. Počátkem ledna 2005 vzplanula poprvé od r. 1997 eruptivní nova V1118 Ori, která bývá v klidu 18 mag a náhle se zjasnila na 14 mag. Zhruba tutéž jasnost si udržela až do konce října 2005. E. Mason a S. Howell objevili zajímavou těsnou dvojhvězdu 0242-2802 (For; oběžná perioda 107 min.), která svým chováním připomíná trpasličí novy typu SU UMa. Primární složka o hmotnosti 0,6 M☉ je obklopena akrečním diskem s horkou skvrnou v místě dopadání plynu ze sekundární složky o hmotnosti 0,2 M☉. P. Rodríguez-Gil aj. studovali soustavu trpasličí novy HS 2219+1824 (Peg; vzdálenost 205 pc; typ SU UMa) s oběžnou periodou jen 86 min. Primární složkou je bílý trpaslík o povrchové teplotě 15 kK a hmotnosti 0,7 M☉, obklopený malým akrečním diskem. Sekundární složkou, dodávající vodík do akrečního disku, je pozdní červený trpaslík o hmotnosti jen 0,1 M☉.
P. Rodríguez-Gil a M. Torres studovali světelné křivky pozůstatků po 6 starých novách DM Gem, CP Lac, GI Mon, V400 Per, CT Ser a XX Tau. Prakticky u všech se podařilo najít oběžné periody těsných dvojhvězd, v níž jednou složkou je bílý trpaslík, který vybuchnul díky překotné termonukleární reakci ve vodíkové slupce na svém povrchu. Oběžné doby se pohybují v rozmezí od 0,12 d pro DM Gem do 0,16 d pro CT Ser. GI Mon je dokonce zákrytová dvojhvězda s trváním primárního minima 45 min. U novy XX Tau se podařilo pozorovat změny jasnosti v periodě 5 d, které jsou vyvolány pohyby skloněného a výstředného akrečního disku kolem bílého trpaslíka.
B. Schaefer vyšel z předpokladu, že pro výbuch rekurentní novy se musí nahromadit na povrchu bílého trpaslíka pokaždé stejné množství vodíku a na základě toho se odvážil předpovědět, že rekurentní nova U Sco vybuchne na jaře 2009 (s chybou ± 1 rok) a nova T Pyx v r. 2052. H. Yang aj. studovali korejské kroniky, obsahující záznamy o astronomických úkazech za poslední dvě tisíciletí. Nalezli v nich údaje o dvou zjasněních symbiotické dvojhvězdy R Aquarii, vzdálené od nás 270 pc a obklopené rozpínající se emisní mlhovinou, v letech 1073 a 1074 n.l. Hvězda tehdy dosáhla -5 a -6 mag, takže šlo zřejmě o nepřehlédnutelný úkaz.
O. Yaron aj. propočítali rozsáhlou síť modelů výbuchů nov pro rozličné parametry. Přitom ukázali, že pokud je tempo přenosu vodíku do slupky na povrchu bílého trpaslíka mimořádně nízké (kolem 5.10-13 M☉/r), dojde nakonec k obřímu výbuchu hvězdy s amplitudou přes 20 mag (!!) díky zvýšení svítivosti bílého trpaslíka nad Eddingtonovu mez svítivosti (nejvyšší zářivý výkon, který může přenést do volného kosmického prostoru kulová slupka plynu v hydrostatické rovnováze na povrchu hvězdy; při vyšší svítivosti se slupka začne rozpínat), což pak vede k odvržení rekordně vysokého množství hmoty do prostoru: 7.10-4 M☉. Netřeba dodávat, že nic takového nebylo v historii sledování nov nikdy pozorováno.
Obsáhlou práci o dlouhodobém vývoji světelné křivky a spektra Polárky od r. 1844 do současnosti uveřejnili D. Turner aj. Autoři mj. zjistili, že nejstarší soustavná pozorování změn jasnosti Polárky očima vykonával od r. 1844 J. F. J. Schmidt (1825-1884) v Olomouci, což se nyní podařilo zhodnotit. Proměnnost Polárky byla totiž objevena teprve v letech 1852-57. Během celého sledovaného období rostla perioda pulsací (3,97 d) této nejjasnější a nejbližší (132 pc) klasické cefeidy v průměru o 4,5 s ročně. Nicméně v letech 1963 a 1966 se poloměr hvězdy zmenšil o 0,6 promile a perioda pulsací se přitom skokem zkrátila. Až do r. 1963 byla celkový rozkmit pulsací Polárky větší než 0,1 mag, ačkoliv i tehdy se sekulárně zmenšoval tempem 0,02 mag/století. V letech 1963-66 nastal však velký pokles amplitud a od té doby až dosud nepřekročila perioda pulsací amplitudu 0,05 mag. Podle citovaných autorů pozorujeme v současnosti historicky první přechod Polárky pásmem nestability v diagramu HR. Nicméně I. Usenko aj. zjistili ze spekter, pořízených v letech 1994 a 2001-04, že efektivní teplota Polárky nepatrně vzrostla z 5 970 K na 6015 K a dále, že změna amplitudy a periody oscilací se dá nejlépe vysvětlit přítomností druhé složky dvojhvězdy, která kolem Polárky obíhá v periodě cca 30 let. Jelikož perioda oscilací odpovídá I. harmonickému módu, autoři tvrdí, že jde již o třetí, resp. pátý přechod Polárky pásmem nestability v diagramu HR...
D. Busazi aj. využili přesných měření jasnosti Altaira (0,8mag; sp. A7 IV-V; 7,6 kK; 1,6 R☉; 1,75 M☉; vzdálenost 5,1 pc; rotační rychlost 250 km/s; zploštění 1,14) družicí WIRE koncem r. 1999 k odhalení oscilací jasnosti, které ukázaly, že tato jasná hvězda patří mezi trpasličí cefeidy typu delta Sct a nachází se právě nyní v pásmu nestability diagramu HR. Altair jeví alespoň 7 modů oscilací s periodami 0,02 –0,3 d. Podle J. Suaréze aj. je rychlá rotace trpasličích cefeid obecným pravidlem, takže proměnné hvězdy tohoto typu jsou silně zploštělé.
R. Smolec studoval závislost Blažkova efektu pro proměnné hvězdy typu RR Lyrae na jejich metalicitě. Efekt, objevený S. Blažkem již v r. 1907, se projevuje cyklickými změnami tvaru a amplitud světelných křivek pro proměnné zmíněného typu, které pulsují v základním módu. Využil k tomu obsáhlé statistiky pozorování světelných křivek hvězd RR Lyr ve Velkém Magellanově mračnu, které byly získány jako vedlejší produkt při hledání gravitačních mikročoček OGLE a MACHO. Mezi tisíci proměnnými RR Lyr nalezl stovky případů Blažkova efektu, jenž je nejvýraznější pro pulsní periody kratší než 0,6 d. Jeho velikost, podobně jako zářivý výkon hvězd RR Lyr, jsou nepřímo úměrné jejich metalicitě. Příčina efektu však zůstává i po století od jeho objevu stále záhadou.
L. Crauseová aj. se zabývali určením vzdálenosti záhadné proměnné hvězdy V838 Mon pomocí měření vývoje úhlových rozměrů světelné ozvěny mezi květnem 2002 a prosincem 2004. Obdrželi tak vzdálenost 9 kpc a poloměr prachové obálky hvězdy 5 pc. Hvězda se tedy nachází ve vzdálenosti 17,5 kpc od centra Galaxie a 650 pc nad hlavní rovinou Galaxie. Zcela odlišnou polohu objektu však odvodil P. Carlqvist z fotogenických snímků světelné ozvěny, pořízených HST. Na nich je podle autora patrná "dvojitá spirála" vláken zakroucených magnetickým polem. Odtud však obdržel vzdálenost V838 Mon pouze 2,4 kpc!
Jak uvedl T. Lawlor, klíčová hodnota vzdálenosti objektu od nás, na níž závisí veškerá další interpretace úkazu, je mimořádně nejistá: od 0,8 do 10 kpc! On sám si myslí, že hvězda před výbuchem byla bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,7 M☉, jenž se ohřál tepelným impulsem na 50 kK, čímž svým vyzařováním zvýšil přenos hmoty z průvodce a dosáhl hmotnosti 1 M☉. Následkem toho začalo ve slupce bílého trpaslíka překotně hořet helium, což v první fázi zvýšilo jasnost bílého trpaslíka z 16 mag cca o 5 mag během několika týdnů a pak ve druhé fázi o další 3 mag za jediný den - to výborně odpovídá pozorování. V maximu pak svítil jako 100 tis. L☉. Po tomto maximu však teplota vzniklého znovunarozeného (vele)obra rychle klesala až na 2,3 kK, což odpovídalo spektru M III a v říjnu 2002 dosáhla minima 1,3 kK, tedy spektra L I. I když fenomenologicky jde o zajímavý model, ostatní autoři ho nepotvrdili. Zdá se, že většina prací je spíše ve shodě s modely, které vycházejí z citované rekordní vzdálenosti kolem 9 kpc a z předpokladu, že jde fakticky o velmi hmotnou mladou dvojhvězdu. Například U. Munari aj. soudí, že vybuchnuvší hvězda o hmotnosti až 65 M☉ je stará jen asi 4 mil. roků a prodělala termonukleární explozi ve slupce v době, kdy díky postupujícímu vývoji hvězdy začal hořet uhlík v jejím nitru. Druhou složkou dvojhvězdy je pak hvězda o hmotnosti 7 M☉ sp. třídy B3 V chudá na kovy, která nebyla výbuchem nijak ovlivněna. Podle B. Lanea aj. je veleobr obklopen diskem o poloměru 9 AU o teplotě 2,1 kK a molekulovým oblakem o poloměru 43 AU a teplotě 850 K, který při výbuchu ztratil asi 0,1 M☉.
Dosti odchylné údaje o této dvojhvězdě však dostali R. Tylenda aj., který sice odhadl vzdálenost objektu rovněž na 9 kpc, ale hmotnost primární složky buď na 5 M☉ (v případě, že jde o hvězdu ještě před stádiem hlavní posloupnosti), anebo 8 – 10 M☉ (pokud se již na hlavní posloupnosti nachází). Odtud pak vyplývá dvojí možné stáří soustavy, buď asi 300 tis. roků, anebo asi 20 mil. let. V obou případech je však soustava dosud obklopena mezihvězdným materiálem, z něhož dvojhvězda vznikla a právě na něm dochází ke světelné ozvěně. Prachová vrstva však není vůči vybuchlé složce rozložena kulově souměrně, nýbrž spíše jako "plát" prachu, skloněný pod úhlem 26° k zornému paprsku. V prosinci 2001 se obálka hvězdy nafoukla na poloměr 1,6 AU; v lednu 2002 se svítivost veleobra zvýšila na 80 tis. L☉ a opticky tenká obálka se rozepnula na 7 AU. Počátkem února 2002 dosáhl výbuch hvězdy na hranici fotosféry, což spustilo masivní výron hmoty až 0,6 M☉, rozepnutí hvězdy na poloměr přes 3 AU a zvýšení zářivého výkonu na 1 mil. L☉!
M. Rushton aj. zjistili pomocí infračervených spekter, že křemíková a titanová zrníčka, vyvržená výbuchem v únoru 2002, se obloukem vracejí zpět do atmosféry chladného veleobra, což lze patrně vysvětlit pádem planet nebo hnědých trpaslíků na veleobra. Koncem r. 2004 začala proměnná V838 Mon dramaticky slábnout zejména v blízké infračervené oblasti spektra, takže zcela zmizely pásy TiO a VO. V optickém oboru její jasnost klesla na 16 mag. Měření radiového záření objektu na frekvenci 43 GHz ukázalo podle S. Deguchiho aj., že v únoru 2005 se v radiovém spektru objevila maserová čára SiO, která koncem dubna zesílila a byla pozorovatelná ještě v září téhož roku. Z radiální rychlosti čáry 54 km/s pak odvodili vzdálenost objektu od nás 7 kpc.
R. Tylenda aj. upozornili na podobně záhadný výbuch hvězdy V4332 Sgr z února 1994, který se svým průběhem poněkud podobal výbuchu V838 Mon. Také v tehdejším případě spektrum hvězdy v maximu připomínalo pozdního obra až veleobra sp. třídy K, teplota fotosféry po maximu klesala až na 750 K a interpretace jevu je nesnadná kvůli nejisté vzdálenosti v rozmezí 1,8 – 8,5 kpc.
K. Davidson aj. pozorovali nápadnou změnu vzhledu emisních čar vodíku ve spektru proslulé svítivé proměnné éta Carinae uprostřed r. 2003, který následoval po předchozím takovém úkazu na přelomu let 1997-98. Interval mezi těmito změnami 5,5 r podle autorů potvrzuje domněnku, že jde ve skutečnosti o dvojhvězdu s takto dlouhou oběžnou dobou sekundární složky. Jelikož zmíněná periodicita nebyla zjištěna před r. 1940, domnívají se autoři, že hvězda se až nyní vzpamatovává z gigantického výbuchu před 160 lety, při kterém vznikla hmotná mlhovina Homunculus a primární složka přišla v krátké době až o 2 M☉ své hmotnosti.
Většina nápadných erupcí jasnosti hvězd dosud souvisela s hmotnějšími hvězdami. Tím větším překvapením se stalo pozorování gigantického zjasnění trpasličí hvězdy Gliese 3685A (13 mag; sp. dM4; 14 pc), které dle B. Welshe aj. zaznamenala družice GALLEX 24. dubna 2004. Během pouhých 6 minut se hvězda zjasnila o 4 mag, přičemž světelná křivka vykazovala dva vrcholky. V maximech šlo o zářivé výkony milionkrát vyšší než u běžné sluneční erupce! Musíme tedy jen doufat, že nic takového nepotká Slunce, protože vůbec netušíme, jaká může být příčina tak neuvěřitelného zjasnění trpasličí hvězdy s hmotností podstatně menší, než má Slunce.
S. Jordan aj. objevili měřením kruhové polarizace světla pomocí FORS VLT ESO magnetická pole řádu 0,1 T u čtyř centrálních hvězd planetárních mlhovin, což je navíc nezávisle ověřeno také měřením polarizace radiového záření. To má závažný důsledek pro vysvětlení spíše osové než kulové souměrnosti tvaru mlhovin. Je zřejmé, že za osovou souměrnost jejich vzhledu může téměř jistě magnetický dipól centrální hvězdy. J. Meaburn aj. popsali pravděpodobný etapový vznik blízké a rozměrné planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix = NGC 7293; Aqr; 213 pc). Centrální bílý trpaslík, ozařující mlhovinu, má hmotnost 09 M☉ a svítivost 100 L☉ při teplotě 117 kK. Je doprovázen průvodcem sp. dMe, který je odpovědný za tvrdé rentgenové záření v toroidu kolem bílého trpaslíka. Vnitřní plynná obálka mlhoviny se rozpíná rychlostí 12 km/s, ale bipolární rozpínání probíhá dvojnásobnou rychlostí. Radiální "pulci", zobrazení HST, jsou chvosty kometárních globulí, jejichž "hlavy" se vypařily působením ultrafialového záření. R. Ciardullo aj. ukázali, že centrální hvězda "úspěšné" planetární mlhoviny musí mít hmotnost alespoň 0,6 M☉. K tomu se nejvíce hodí těsné dvojhvězdy, jako např. tzv. modří loudalové (angl. blue stragglers), kteří vznikají splynutím těsné dvojhvězdy, ale zachovávají si dvě hvězdná jádra.
A. Kanaan aj. využili údajů z projektu celosvětového dalekohledu WET k asteroseismickému pozorování bílého trpaslíka BPM 37093 (typ ZZ Cet) v letech 1998-99. Dostali hmotnost bílého trpaslíka 1,1 M☉ při teplotě 12 kK, když nalezli díky rychlé fotometrii na 6 observatořích jižní polokoule oscilace s amplitudou až 0,004 mag. Odtud získali rámcové údaje o struktuře nitra tohoto bílého trpaslíka. Podle T. Metcalfa aj. obsahuje trpaslík krystalické jádro, složené z jader atomů uhlíku ("obří diamant ve vesmíru"), tvořící asi 90% hmotnosti bílého trpaslíka. Autoři se domnívají, že takovými diamantovými krystaly jsou všichni bílí trpaslíci s hmotností vyšší než 1,0 M☉. Tyto práce však kritizovali P. Brassard a G. Fontaine, kteří z téhož pozorovacího materiálu odvodili nižší relativní hmotnost krystalu v rozmezí 32 – 82 % hmotnosti bílého trpaslíka. Nejistota vyplývá z neznalosti chemického složení nitra bílých trpaslíků, takže domněnka o krystalizaci zůstává pouhou spekulací.
T. Strohmayer objevil pomocí družice Chandra, že oběžná doba páru bílých trpaslíků RX J0806+1527 (21 mag; Cnc; oběžná doba 5,4 min; vzdálenost složek 80 tis. km; vzdálenost od nás 500 pc) se zkracuje o 1,2 ms za rok, čili že vzdálenost mezi složkami klesá o 25 mm za hodinu. Domníval se, že příčinou těchto změn je vyzařování gravitačních vln, které z této dvojice činí potenciálně nejsilnější zdroj gravitačního záření na pozemské obloze. Vzápětí však T. Marsh a G. Nelemans ukázali, že zkracování oběžné doby je vyvoláno přenosem momentu hybnosti mezi rotujícím silně magnetickým bílým trpaslíkem a jeho oběžnou drahou; v tomto konkrétním případě je tento efekt o řád významnější než efekt gravitačního vyzařování.
M. Barstow aj. pozorovali spektrum bílého trpaslíka Sirius B (25 kK; 0,98 M☉; 0,0084 R☉; vzdálenost 2,6 pc) pomocí spektrografu STIS HST. Bílý trpaslík a Sirius A kolem sebe obíhají v periodě 50 let po silně výstředné dráze (e = 0,59) s posledním průchodem periastrem v r. 1993. Ze spekter vyšla nová hodnota gravitačního červeného posuvu na povrchu bílého trpaslíka 80 km/s, která vede k hmotnosti trpaslíka 1,02 M☉ v uspokojivé shodě s dynamickým určením hmotnosti. J. Liebert aj. odhadli stáří Siria B na 240 mil. let a jeho původní hmotnost na 5 M☉. (Sirius A má 2,1 M☉ a 1,7 R☉.) Jak uvádí J. Holberg, byla extrémní hustota Siria B rozpoznána až v r. 1915, kdežto o 5 let dříve astronomové díky spektru, pořízenému W. Adamsem, odhalili extrémní hustotu bílého trpaslíka 40 Eri B. Název "bílý trpaslík" poprvé použil W. Luyten v r. 1922 a celosvětově ho prosadil o dva roky později A. Eddington.
M. Kilic aj. zjistili, že dva slabé modré objekty, které byly objeveny před 7 lety na snímcích HDF HST, jeví vlastní pohyb na úrovni 0,01″/r. To znamená, že nejde o vzdálené extragalaktické objekty typu AGN, ale o klasické bílé trpaslíky v halu naší Galaxie, vzdálené od nás typicky asi 500 pc. M. Monelli aj. využili kamery ACS HST k nalezení více než 2 tis. bílých trpaslíků v obří kulové hvězdokupě omega Centauri. Úhrnná hmotnost hvězdokupy se odhaduje na 5 MM☉, takže ji lze fakticky považovat i za miniaturní galaxii. Bílí trpaslíci se v ní jeví jako modré objekty 22 – 27 mag. v závislosti na svém stáří a tedy i stupni metalicity. Poskytují tak vodítko o vývoji hvězdokupy od doby jejího vzniku před 12 mld. let do současnosti.
B. Zhang a J. Gil objevili příležitostný radiový pulsar GCRT J1745-3009 (Sco; 8,5 kpc) v pásmu 330 MHz s periodou 77,1 min a trváním impulsu 10 min. Podle názoru autorů se tak může chovat silně magnetický rotující bílý trpaslík. Magnetické pole bílého trpaslíka o indukci řádu 100 kT zbrzdilo jeho rotaci následkem interakce s magnetosférou pulsaru z původních několika minut na více než hodinu.
S. Kepler aj. zjistili, že pulsující bílý trpaslík G117-B15A (typ ZZ Cet; rotační perioda 215 s) představuje dlouhodobě nejstabilnější hodiny. Za 31 let pozorování totiž dostali hodnotu relativního brzdění (4,3 ±0,8).10-15, zahrnující ovšem i vliv vlastního pohybu trpaslíka po obloze. Čistá změn rotační rychlosti tak činí jen 3,6.10-15. V budoucnosti tak bude možné odvodit i chemické složení nitra bílého trpaslíka.
Supernovou roku se stala supernova 2005cs, objevená W. Kloehrem, která vzplanula 27. června 2005 v galaxii M51 (NGC5194; CVn; 8,4 Mpc) a v maximu dosáhla 14 mag. Ze snímků ACS HST pořízených před objevem se podařilo identifikovat v kupě mladých hvězd jejího předchůdce jako červenou hvězdu 24 mag, z čehož vyplývá, že šlo o červeného veleobra o hmotnosti jen 8 M☉ a absolutní hvězdné velikosti -5,8 mag, který vybuchnul jako supernova třídy II. Družice Swift zaznamenala 6. července 2005 v této galaxii krátký rentgenový záblesk s maximálním zářivým výkonem 3.1032 W, jenž by mohl pocházet od supernovy.
Nejbližší supernova severní polokoule za poslední půlstoletí 2004dj v galaxii NGC 2403 (3,3 Mpc) dosáhla v maximu 11,2 mag a již týden po maximu byla dle R. Beswicka aj. pozorována v radiovém pásmu 5 GHz pomocí interferometru MERLIN. Jde o vůbec nejranější pozorování radiového záření supernovy třídy SN II-P. Vzápětí se dostavilo i její rentgenové záření; prostě typická pekuliární supernova trochu vynahrazuje zklamání, že předešlá supernova tohoto typu 1987A byla viditelná očima pouze na polokouli jižní.
Jak uvedli B. Sugerman aj., díky mohutné světelné ozvěně se daří propátrat okolí supernovy 1987A do nevídaných podrobností. Všude ve vzdálenostech 0,3 – 9 pc se nachází prachové vrstvy a bohatě strukturovaná bipolární plynná mlhovina. V mlhovině se dá rozlišit řada nápadných útvarů: vnitřní a vnější válcové hodinové sklíčko, Napoleonův klobouk, vnější burský oříšek (2,5x protáhlejší v polárním směru než podél rovníku) severní a jižní koncentrický prstýnek a excentrický rovníkový prsten. Hmotnost mlhoviny odhadli na 1,7 M☉. Původní červený veleobr ztrácel ročně asi 5.10-6 M☉, ale těsně před výbuchem supernovy se proměnil v modrého veleobra spektrální třídy B3 I o teplotě do 18 kK, svítivosti 100 kL☉ a poloměru 43 R☉. Na místě výbuchu se však dosud nepodařilo najít žhavý bodový zdroj - vlastní neutronovou hvězdu, popř. pulsar.
S. Zhekov aj. shrnuli nejnovější sledování cirkumstelárního okolí supernovy 1987A v rentgenovém pásmu pomocí družice Chandra. První optická horká skvrna ve vnějším prstenu se objevila již v r. 1995, ale během následující dekády se prsten změnil v nádherný zářivý náhrdelník. Od října 1999 se prsten začal zvýrazňovat také v rentgenovém pásmu a do konce r. 2004 se zjasnil o řád. Jeho teplota však přitom klesala z 26 MK na 4 MK. Rentgenově zářící plyn se rozpíná pomalu rychlostí jen 530 km/s, zatímco opticky zářící plyn expanduje zhruba čtyřikrát rychleji. Celý úkaz je vyvolán rázovou vlnou po výbuchu supernovy, která postupuje prostorem o dva řády pomaleji než elektromagnetické záření. Podle S. Parka aj. se kolem supernovy šíří dvě různé rázové vlny - rychlá, jež se projevuje tvrdým rentgenovým zářením a zbrzděná, která září v měkkém rentgenovém pásmu. Právě tato zbrzděná vlna nyní dosáhla hlavní oblasti plynné cirkumstelární mlhoviny a stává se hlavním zdrojem její vybuzení.
R. Manchester aj. využili radioteleskopu ATCA na vlnové délce 12 mm k radiovému zobrazení celého úkazu s rozlišením 0,45″. Zatímco celkový obraz oblasti se shoduje s optickým a rentgenovým snímkem, v podrobnostech se obrazy liší. Na radiovém snímku jsou patrné jak hlavní rázová vlna, tak také zpětný ráz a zejména nesouměrnost vlastního výbuchu. Podle N. Smitha aj. má tento zpětný ráz svítivost 15 L☉ a zpátečním směrem nyní proudí asi 0,002 M☉/r, což je tempo 4x vyšší než v r. 1997.
A. Pastorello aj. zjistili velkou podobnost ve vzhledu spektra mezi supernovami 1987A a 1998A v galaxii IC 2627 (Crt; 30 Mpc). Supernova 1998A však byla podstatně svítivější, neboť její předchůdce měl hmotnost 25 M☉ (proti 20 M☉ u SN 1987A) a poloměr 85 R☉. Z toho důvodu vyvrhla supernova v souhvězdí Poháru celkem 22 M☉ (proti 18 M☉) a více izotopu 56Ni - 0,11 M☉ (0,075 M☉). Vyzářila celkem čtyřikrát více energie - 6.1044 J oproti supernově ve Velkém Magellanově mračnu.
Pozůstatek po Keplerově supernově z r. 1604 (Oph) se rozpíná rychlostí 2 000 km/s a vnější okraj plynné bubliny dosáhl poloměru 2 pc. P. Ruizová-Lapuentová aj. nalezli pomocí WFPC2 HST rychle letící hvězdu spektrální třídy G1 V, která byla průvodcem Tychonovy supernovy z r. 1572 (Cas; 3 kpc). Vzdaluje se od pozůstatku po ní, protože při výbuchu ztratila příslušnou gravitační vazbu.
F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS záření gama v pásmu 0,8 – 10 TeV, přicházející od pozůstatku RX J1713-3946 (Sco; 900 pc) supernovy z r. 393 n.l. Odtud odhadli hmotnost předchůdce na 14 M☉, tj. šlo o supernovu třídy II. Týmž přístrojem také nalezli záření gama v pásmu 0,2 – 10 TeV v radiové mlhovině kolem pulsaru J1747-28 (Sgr; 8,5 kpc). Zářivý výkon v tomto pásmu činí 2.1027 W, což je polovina zářivého výkonu pulsaru v Krabí mlhovině. Podobně objevili slabý zdroj záření gama od pozůstatku po supernově RX J0852-46 (Vel). Naproti tomu se jim nezdařilo najít záření gama od historicky nejjasnější supernovy z r. 1006 (Lup; 2 kpc). V každém případě je však poměrně překvapující, že od 17. stol. nevybuchla v naší Galaxii žádná pozorovatelná supernova, ačkoliv z nejrůznějších srovnání vychází, že četnost samotných supernov II. třídy (závěrečné stádium vývoje hvězd hmotnějších než cca 8 M☉) by měla v naší Galaxii činit minimálně jeden úkaz za 150 roků.
R. Foley aj. zkoumali pomocí spektrografu u Keckova teleskopu časový vývoj optického spektra supernovy 1997ex (z = 0,36), kde by se už měl projevit vliv dilatace času v porovnání s podobnými supernovami v našem okolí. Pro toto srovnání použili vývoj spektra blízké supernovy 1998bw (z = 0,085), která měla na sestupné části spektrální křivky dva dobře definované hrbolky v 18,3 a 22,7 dne po maximu. Tytéž hrboly v časech 24,9 a 30,95 dnů po maximu vykazuje i zmíněná vzdálenější supernova, což velmi dobře odpovídá dilataci času podle vztahu t0 = t/(1 + z), kde t0 je lokální interval času a t je naměřená hodnota časového intervalu pro objekt s červeným posuvem z. Výsledek přepočtu na lokální intervaly pak dává hodnoty 17,0 a 18,0 dnů, což prakticky vylučuje domněnku, že červený posuv je způsoben "únavou" světla.
S. van den Bergh aj. klasifikovali 604 supernov v cizích galaxiích různých typů, z toho 212 supernov, které vzplanuly v letech 2003-04. Supernovy třídy Ia s prototypem 1991bg se nejčastěji vyskytují v galaxiích typu E a E/Sa; s prototypem 1991T pak v přechodných typech galaxií. Supernovy třídy II převládají v raných typech galaxií. Supernovy tříd Ibc a II mají vesměs velmi hmotné předchůdce. Pravou továrnou na supernovy lze nazvat galaxii M83 (NGC 5236; Hya; 4,7 Mpc), v níž vzplanulo již 6 supernov (1923, 1945, 1950, 1957, 1968 a 1983), jež v maximu dosáhly 12,5 – 15 mag.
G. Meyner a A. Maeder spočítali rozsáhlou síť vývojových modelů rotujících velmi hmotných (>20 M☉) hvězd s různou počáteční metalicitou (Z v rozmezí 0,004 – 0,04, přičemž mezní hodnoty odpovídají situaci v Malém Magellanově mračnu a v centru Galaxie). Tyto hmotné hvězdy dosti brzy vstoupí do fáze Wolfových-Rayetových hvězd a minimální hmotnost pro tento přechod se snižuje s rychlostí rotace. Rychlost rotace však nepřímo úměrně závisí na metalicitě hvězdy, protože rostoucí metalicita má za následek vyšší tempo ztráty hmoty během hvězdného vývoje. Obecně z toho plyne, že typické hvězdy WR rotují pomalu s obvodovou rychlostí na rovníku asi 50 km/s; jedině při velmi nízké metalicitě hrozí hvězdě dokonce roztržení odstředivou silou. Příkladně hvězda se Z = 0,04 a počáteční hmotností >50 M☉ skončí jako supernova s hmotností 5 – 7,5 M☉. Pokud však má Z = 0,004, tak je její hmotnost 17 – 29 M☉. Výsledek velmi dobře souhlasí s pozorovanou četností supernov Ib/Ic vůči supernovám třídy II.
K. Kohri aj. se vrátili k řešení kardinálního problému teorie supernov II. třídy, na který upozornili již S. Colgate a R. White v r. 1966, když počítali hroucení hmotné hvězdy, která předešlými termonukleárními reakcemi dospěla k vytvoření železného jádra: následná exploze se totiž zastaví dříve, než dojde k výbuchu supernovy! Problém spočívá v tom, že vnější vrstvy hvězdy se sice řítí volným pádem na železnou pecku v jádře, ale kvůli velkému momentu hybnosti utvoří akreční disk, který krouží kolem pecky a zabrzdí rázovou vlnu, postupující směrem ven. Podle novějších výpočtů mohou tento akreční pat údajně rozlousknout neutrina, která odnášejí přebytečný moment hybnosti v podobě hvězdného větru o energii až 1044 J. Tím se pro vhodně vyladěné parametry exploze daří obnovit rázovou vlnu a v akrečním disku proběhne kýžené slučování těžkých prvků od mědi po uran procesem r (rychlé zachycování neutronů), takže supernova doopravdy vybuchne, jenže pořád se neví, zda jsou zmíněné modely dostatečně realistické.
B. Fields aj. si všimli, že v zemské kůře pod dny oceánů se nachází 100x větší koncentrace radioaktivního izotopu 60Fe s poločasem rozpadu 2,2 Mr, jakož i přebytek manganu. To lze vysvětlit tím, že zhruba před 3 mil. let vybuchla v našem okolí ve vzdálenosti 15 –120 pc supernova. Pokud je tato domněnka správná, měl by se v téže vrstvě najít také přebytek 182Hf a 244Pu, takže nejlepší cestou k poznání chemického složení nitra supernov by se stala výprava na dno pozemských oceánů.
Dátum poslednej zmeny: 17. júla 2007