Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 18. septembra 2008
J. Hessels aj. nalezli při rádiové přehlídce kulové hvězdokupy Terzan 5 (Sgr; vzdálenost 8,6 kpc) 100m radioteleskopem GBT milisekundový pulsar PSR J1748-2446ad s rekordně krátkou impulsní periodou 1,40 ms (předešlý rekord držel od r. 1982 první objevený milisekundový pulsar B1937+21 s periodou 1,56 ms). Rozluštění vlastností pulsaru trvalo dva roky od vlastního objevu, protože se ukázalo, že po 40% oběžné doby je pulsar zakryt svým průvodcem. Pulsar o hmotnosti asi 1,4 M☉ má totiž za průvodce bílého trpaslíka o minimální hmotnosti 0,14 M☉, který kolem pulsaru obíhá v periodě 1,1 d po kruhové dráze ve vzdálenosti 330 tis. km. Vysoká rotační rychlost svědčí o tom, že příslušná neutronová hvězda má průměr menší než 30 km. Celá soustava je starší než 25 mil. roků. Hvězdokupa Terzan 5 vyniká rekordním počtem 33 milisekundových pulsarů a podle autorů práce není vyloučeno, že existují pulsary s ještě kratší rotační periodou, což by dalo ostřejší meze pro stavovou rovnici neutronových hvězd.
D. Lorimer aj. objevili při přehlídce 300m radioteleskopem v Arecibu binární pulsar J1906+0746 (Aql; vzdálenost 5,4 kpc; zářivý výkon 3.1028 W; stáří 110 tis. r.) s oběžnou periodou 4,0 h a výstředností dráhy 0,085. Pulsar sám má impulsní periodu 0,14 s, jež se prodlužuje relativní rychlostí 2.10-14. Oběžná perioda se však díky gravitačnímu vyzařování soustavy zkracuje a obě složky soustavy splynou přibližně za 300 mil. roků. Při úhrnné hmotnosti soustavy 2,6 M☉ lze v profilu impulsu pozorovat geodetickou precesi vyplývající z obecné teorie relativity a také rekordně velké relativistické stáčení periastra 7,6°/rok!
F. Camilo aj. našli na frekvenci 1,4 GHz rádiové záření mladého pulsaru PSR J1833-103 v pozůstatku po supernově SNR G21.5-0.9, která vzplanula přibližně před tisícem let. Impulsní perioda pulsaru činí 0,062 s a prodlužuje se relativním tempem 2.10-13, takže počáteční rotační perioda pulsaru byla asi 0,055 s. To znamená, že zářivý výkon pulsaru vzdáleného od nás 4,7 kpc dosahuje plných 3.1030 W, což je druhá nejvyšší hodnota po známém pulsaru v Krabí mlhovině. Pulsar se podařilo rovněž ztotožnit s rentgenovým zdrojem v katalogu družice Chandra.
G. Bassi aj. oznámili, že binární milisekundový pulsar PSR J0751+1807 o stáří plných 5 mld. roků má za průvodce mimořádně chladného bílého trpaslíka o povrchové teplotě jen 4 kK. M. Chernyakova aj. využili družic Newton, BeppoSAX a ASCA ke sledování změn rentgenového toku od binárního pulsaru PSR B1259-63 během roku 2004, kdy pulsar procházel periastrem své dráhy s periodou 3,4 roku kolem hlavní složky soustavy, jíž je hmotná hvězda typu Be. Již 100 dnů před průchodem rostl tok záření gama v pásmu TeV, což se dá vysvětlit interakcí hvězdného větru pulsaru s cirkumstelárním diskem hvězdy Be, jímž během oběhu pulsar prochází dvakrát pod relativním sklonem 70°. Vítr pulsaru přitom také intenzívně interaguje se silným hvězdným větrem hvězdy Be. Jak uvedli D. Horns aj., již u tří pulsarů bylo díky aparatuře HESS objeveno jaderné záření gama s energiemi 0,1 – 65 TeV. Na příkladu pulsaru PSR B0833-45 (Vela X; vzdálenost 290 pc) ukázali, že pulsar je zdrojem mocného hvězdného větru, který obsahuje i ultrarelativistické protony nebo ionty, které jsou příčinou vzniku záření gama díky synchrotronovému mechanismu a inverznímu Comptonovu jevu. Pro zmíněný pulsar činí úhrnný zářivý výkon v pásmu TeV asi 1026 W, čemuž odpovídá úhrnná energie ultrarelativistických protonů 1042 J!
Další pekuliární pulsar B1931+24 (Vul; vzdálenost 4,6 kpc) objevili M. Kramer aj. pomocí 76m Lovellova radioteleskopu po 160 dnech soustavného sledování. Pulsar o impulsní periodě 0,8 s je totiž rádiově pozorovatelný vždy jen po dobu 5 – 10 dnů, kdy se jeho perioda rychle zkracuje. Pak následuje zhruba měsíční přestávka a pak se pulsar ohlásí znovu. Podle názoru autorů to podporuje klasický Goldreichův a Julianův model z r. 1969, kdy v rychle rotující atmosféře pulsaru vznikají silné elektrické proudy, které urychlují nabité částice na relativistické rychlosti ve hvězdném větru. Vítr pak dokáže brzdit rotaci mateřské neutronové hvězdy díky jejímu extrémně silnému magnetickému poli o indukci až 450 MT.
Podrobnosti připojil známý holandský teoretik E. van den Heuvel, který připomněl, že neutronová hvězda v zásadě drží pohromadě vlastní gravitací. (Na povrchu neutronové hvězdy je tíže stomiliardkrát vyšší než na povrchu Země!). Neutronová hvězda je obklopena tenkou kůrou, tvořenou mřížkou atomových jader a volných elektronů, což znamená, že je elektricky vysoce vodivá. Jelikož osa magnetického dipólu neutronové hvězdy bývá skloněná k ose rotační, tečou v kůře mimořádně silné elektrické proudy. Příslušná silná elektrická pole vytrhují z kůry nabité částice, které přitom vydávají silné záření gama, interagující s magnetickým polem, čímž vznikají laviny párů pozitron-elektron.
O extrémních podmínkách v magnetosféře neutronové hvězdy svědčí okolnost, že elektrony jsou urychleny na relativistické energie na dráze dlouhé jen několik centimetrů! Elektrický proud poblíž pólů magnetického pole vytváří v polárních čepičkách dva protilehlé svazky rádiových vln, které pulsar prozradí na dálku. Rádiové výtrysky však brzdí rotaci neutronové hvězdy třením o magnetické siločáry, jak ostatně potvrzují všechna pozorování pulsarů. Známé rádiové pulsary mají pulsní periody vesměs kratší než 8 s, takže celý fenomén pulsaru ustává asi 10 mil. roků po vzniku příslušné neutronové hvězdy tehdy, když magnetické pole neutronové hvězdy zeslábne natolik, že už nedokáže vytrhávat nabité částice z její kůry. Odtud lze odhadnout, že jen v naší Galaxii se dnes nachází na miliardu mrtvých pulsarů.
A. Kuzmin a A. Jeršov využili radioteleskopu BSA v Puščinu k soustavnému sledování pulsaru PSR 0656+14 na frekvenci 112 MHz. Zjistili přitom, že zhruba každý 3000. impuls dosahuje rádiového výkonu až 120 Jy, tj. je více než o dva řády mohutnější než běžné impulsy. To pak odpovídá 630krát vyšší hustotě energie u ústí rádiového svazku na magnetických pólech neutronové hvězdy. Obří impulsy jsou však 6krát kratší než standardní. V současné době jsou známy již čtyři pulsary tohoto typu, avšak žádný z nich nejeví známky mimořádně silných magnetických polí na povrchu neutronové hvězdy, takže mechanismus vzniku obřích impulsů je zatím zcela nepochopitelný.
M. McLaughlinová aj. odhalili při soustavném pozorování pulsarů zcela nový typ přechodných rádiových zdrojů, který pojmenovali zkratkou RRAT (z angl. Rotating RAdio Transients - rotující rádiové přechodné zdroje). Jejich zvláštností je jednak velmi krátké trvání záblesků v intervalu 2 – 30 ms, ale též přechodný charakter signálů, které byly zaznamenány v průměru jen po dobu 1 sekundy denně! Proto byly objeveny teprve nyní. Za 150 dnů vytrvalých měření se autorům podařilo najít radioteleskopy v Manchesteru a v Parkesu 11 RRATů, jejichž skutečná rekurence je však kratší: od 4 min do 3 h. Odtud se též podařilo odvodit rotační periody objektů v rozmezí 0,4 – 6,8 s. Autoři se domnívají, že jde o osamělé rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem cca 5 GT, jichž je v Galaxii alespoň čtyřikrát více než klasických rádiových pulsarů!
V. Gvaramadze se zabýval historií pulsaru PSR J0538+2817 (Tau), jenž byl už dříve ztotožněn s difúzním pozůstatkem po supernově S 147 a z rozdílů poloh obou objektů bylo určeno jeho kinematické stáří 30 tis. roků. To je však podstatně nižší než charakteristické stáří, určené z tempa brzdění rotace pulsaru na 600 tis. roků. Tento rozpor autor vysvětluje tím, že ve skutečnosti šlo o soustavu hmotné těsné dvojhvězdy, v níž před 600 tis. lety vybuchla 1. supernova, jejímž pozůstatkem je zmíněný pulsar. Druhá složka byla hvězdou Wolfovou-Rayetovou, která vybuchla před 30 tis. lety uvnitř rozsáhlé plynné slupky a dvojhvězdu přitom rozbila. Příslušná 2. supernova se nachází v centru S 147, ale jako pulsar ji nevidíme, protože nás její rádiové svazky míjejí.
C. Ng a R. Romani měřili pomocí HST po dobu 6 roků polohu optického protějšku pulsaru v Krabí mlhovině PSR 0531+21 a upřesnili tak velikost jeho úhlového vlastního pohybu na 15 milivteřin za rok i jeho směr, který svírá úhel 26° s osou souměrnosti hvězdného větru pulsaru. To svědčí podle S. Johnstona aj. o tom, že nesouměrný výbuch supernovy přispívá k výraznému zvýšení prostorové rychlosti vznikající neutronové hvězdy, neboť podobně i pulsar PSR 0833-45 (Vel; vzdálenost 460 pc) letí ve směru polárního výtrysku neutronové hvězdy. Z měření polarizace záření 20 pulsarů vyplývá, že takto se chová plná polovina měřených pulsarů. Příčinou nesouměrného výbuchu supernov jsou podle A. Burrowse aj. zvukové vlny, které vznikají během půl sekundy po začátku katastrofického gravitačního hroucení hmotné hvězdy na neutronovou "pecku" uprostřed. Jelikož je pecka nestlačitelná, bombardování jejího povrchu materiálem, který se na ni řítí rychlostí blízkou rychlosti světla, vyvolá akustické vibrace, které rozkmitají postupně celou hvězdu a ohřejí její vnější vrstvy natolik, že dojde k výrazně nesouměrnému výbuchu supernovy.
I. Stairsová aj. hledali možné vývojové scénáře pro proslulý relativistický dvojitý pulsar J0737-3039 AB (vzdálenost 520 pc), který vyniká také tím, že má mimořádně nízkou příčnou rychlost 10 km/s v hlavní rovině Galaxie. Autoři odtud usoudili, že mladší z obou pulsarů vznikl nestandardním postupem, protože hmotnost předchůdce činila jen 2 M☉. To také vysvětluje, proč se soustava obou pulsarů pohybuje prostorem tak pomalu. Výbuch druhé supernovy byl totiž patrně kulově souměrný a nevedl tedy k žádnému dramatickému "postrčení" soustavy.
B. Jacoby aj. studovali v letech 1989-2001 pomocí radioteleskopu v Arecibu na frekvenci 430 MHz tři nejjasnější pulsary (zkrácené souřadnice pro všechny tři jsou 2127+11) v kulové hvězdokupě M15 (= NGC 7078), označené A (per. 111 ms), B (per. 56 ms) a C (per. 30,5 ms). Vlastní pohyby všech tří pulsarů 3,7 milivteřiny/rok se shodují s vlastním pohybem hvězdokupy, měřeným opticky. Nejzajímavějším z nich je zřejmě pulsar C s hmotností 1,358 M☉, neboť má svého průvodce - neutronovou hvězdu o hmotnosti 1,354 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 0,335 d ve střední vzdálenosti 756 tis. km po velmi výstředné dráze (e = 0,7). Následkem toho jde o soustavu se silnými efekty obecné teorie relativity, tj. především relativistickým stáčením periastra 4,5°/rok a zkracováním oběžné periody relativním tempem 4.10-12. Velikost obou efektů souhlasí s předpovědí teorie relativity na 3%. Pulsar je starý asi 100 mil. roků a indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy dosahuje 1,2 MT.
A. Lomennová aj. měřili na dvou frekvencích pomocí 300m radioteleskopu v Arecibu po dobu 6 roků polohu osamělého milisekundového pulsaru PSR J0030+0451 (Psc/Cet; perioda 5 ms; vzdálenost 300 pc) a určili tak jeho úhlový vlastní pohyb 3,3 milivteřiny/rok. Tomu odpovídá příčná rychlost jen 8 – 17 km/s, což je jedna z nejnižších příčných rychlostí pro pulsary vůbec. Pulsar se přitom nachází daleko od hlavní roviny Galaxie v galaktické šířce -58° a patří k nejstarším (recyklovaným) pulsarům v Galaxii s charakteristickým stářím 7,8 mld. roků. Naproti tomu další blízký pulsar PSR B1929+10 (Aql; per. 0,23 s; vzdálenost 360 pc) vykazuje podle měření W. Beckera aj. pomocí radioteleskopu v Effelsbergu vysokou příčnou rychlost 177 km/s při charakteristickém stáří 3 mil. roků.
D. Lorimer aj. uveřejnili již šestou část rozsáhlé přehlídky pulsarů na observatoři v Parkesu, která probíhá na frekvenci 1,4 GHz v rovině Galaxie. Našli tak téměř 750 nových pulsarů a změřili dráhové parametry 13 binárních pulsarů. Autoři odtud odhadují, že na dnešní úrovni citlivosti radioteleskopů je v Galaxii možno odhalit na 30 tis. normálních rádiových pulsarů, takže s ohledem na efekt usměrnění svazku se v současné době v Galaxii nachází na 155 tis. aktivních pulsarů. Ty jsou jen průměrně koncentrovány k hlavní rovině Galaxie, protože jejich škálová výška (pokles četnosti pulsarů na polovinu) kolmo k rovině Galaxie činí plných 330 pc. Autorům odtud vychází vznik jednoho pulsaru v Galaxii v průměru každých 70 roků.
Podle V. Zavlina je v současné době rozpoznáno na 1 500 rádiových pulsarů, z toho přes 120 milisekundových s periodou kratší než 0,01 s. I. a O. Malovovi spočítali zářivé výkony 311 pulsarů s impulsními periodami nad 0,1 s a ukázali, že 88% z nich má zářivé výkony v rozmezí 1020 – 1023 W. Pro soubor 27 krátkoperiodických pulsarů s periodami pod 0,1 s dostali rozmezí zářivých výkonů 1021 – 1024 W. Autoři odhadují celkový počet činných rádiových pulsarů v Galaxii na 300 tis., takže průměrně se v Galaxii rodí nový pulsar každé 3 roky (kde jsou ale všechny k tomu potřebné supernovy?? - pozn. jg).
J. Miller aj. se zabývali otázkou, jak vlastně v kompaktních objektech s vysokou gravitací na povrchu vzniká mocné elektromagnetické záření, které v těchto případech pozorujeme i na velké vzdálenosti. Má-li vzniknout toto záření, musí na kompaktní objekt (bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu, hvězdnou černou díru) spadnout nějaký materiál z obklopujícího akrečního disku. K tomu cíli je zapotřebí zmenšit moment hybnosti části akrečního disku, což se dá uskutečnit buď ztrátou jeho momentu hybnosti pomocí silného větru, anebo ztrátou jeho rotační energie magnetickým třením.
Autoři ukázali, že v případě mikrokvasaru J1655-40 se tak vskutku děje magnetickým třením. V dubnu 2005 totiž pozorovali pomocí družice Chandra v této soustavě, skládající se z černé díry o hmotnosti 7 M☉ a podobra sp. třídy F4 o hmotnosti 2,3 M☉, rentgenový výbuch, který posloužil ke snížení momentu hybnosti akrečního disku magnetocentrifugální silou. C. Foellmi aj. revidovali na základě spekter UVES VLT mikrokvasaru J1655-40 jeho vzdálenost od nás z 3,2 kpc na 1,7 kpc. Je dokonce možné, že tato hmotná rentgenová dvojhvězda s oběžnou periodou 2,6 d souvisí s otevřenou hvězdokupou NGC 6242, vzdálenou od nás jen 1,0 kpc. V tom případě by výtrysky z černé díry ve dvojhvězdě nebyly nadsvětelné a šlo by o jednu z nejbližších hvězdných černých děr vůbec.
M. Middleton aj. pozorovali pomocí družice RXTE rentgenové spektrum akrečního disku mikrokvasaru GRS 1915+105 (V1487 Aql; vzdálenost 12 kpc) , což je nejsvítivější akreční disk v naší Galaxii. Kolem mikrokvasaru, z něhož vyvěrají výtrysky o rychlosti až 92% rychlosti světla, obíhá v periodě 33,5 dne hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 1,2 M☉. Pro mateřskou černou díru odtud vyšel bezrozměrný spin 0,7 (spin 1 odpovídá kritické rotační rychlosti dané černé díry; spin 0 nerotující černé díře). Rovněž ostatní hvězdné černé díry v naší Galaxii mají poměrně nízké spiny v rozmezí 0,1 – 0,8, takže přítok hmoty z akrečního disku by neměl být rozhodující pro rychlost jejich rotace - ta by byla primárně dána gravitačním hroucením, jelikož je důsledkem zákona zachování momentu hybnosti. Tomuto zjištění však odporuje výsledek práce J. McClintocka aj., kteří pro černou díru v mikrokvasaru 1915+105 dostali z pozorování spojitého rentgenového spektra minimální spin 0,98 a hmotnost 14 M☉. V intenzitě rentgenového záření byly objeveny kvaziperiodické oscilace s frekvencemi 41 – 166 Hz.
L. Lopezová aj. pozorovali pomocí družice Chandra spektrum proslulého mikrokvasaru SS 433 během zákrytu kompaktní složky o hmotnosti 20 M☉. To jim umožnilo identifikovat ve spektru rychlých (26% rychlosti světla) výtrysků jaderné čáry prvků s vysokým protonovým číslem. Výtrysky vycházejí z nejbližšího okolí rotačních pólů černé díry a sahají do vzdálenosti 10 R☉ od ní, což představuje asi třetinu rozměru příslušného Rocheova laloku. Průvodce černé díry má hmotnost 35 M☉ a vyznačuje se silným hvězdným větrem.
M. Muno aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenový pulsar CXO J1647-4552 (Ara; impulsní perioda 11 s) v galaktické hvězdokupě Westerlund 1 (vzdálenost 5 kpc; stáří 4 mil. let). Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 3.1026 W, což znamená, že hmotnost pulsaru by měla být vyšší, než je minimální hmotnost hvězdné černé díry. Přesto se pulsar jeví jako neutronová hvězda o povrchové teplotě 5 MK, ačkoliv její předchůdce musel mít hmotnost kolem 40 M☉ a její poloměr vychází nesmyslně malý - pouhých 300 m!
T. Akgün aj. nalezli periodické variace impulsní periody 0,4 s pulsaru PSR B1828-11 v periodě přibližně 500 dnů. V téže periodě se také mění profil vlastního impulsu. Tím odhalili významnou precesi rotační osy neutronové hvězdy, což se projevuje měřitelnou změnou periody a tvaru impulsů díky tomu, že magnetická a rotační osa neutronové hvězdy svírají téměř přesně pravý úhel. S. Zane aj. porovnali polohy osamělé neutronové hvězdy RX J1605+3249 na snímcích HST z let 2001 a 2005 a odtud určili její vlastní pohyb 73 km/s a vzdálenost 100 pc.
L. Sidoli aj. pozorovali v letech 2003-05 ultrakompaktní rentgenovou dvojhvězdu 4U 1850-087 v kulové hvězdokupě NGC 6712 (vzdálenost 7 kpc) pomocí družice INTEGRAL v pásmu energií 2 – 100 keV. Těsná dvojhvězda se vyznačuje extrémně krátkou oběžnou dobou pouhých 21 min a její rentgenový zářivý výkon dosahuje obdivuhodných 1,5.1029 W. Hmotnost degenerované složky dvojhvězdy přitom činí jen 0,04 M☉. F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS periodické kolísání intenzity záření gama v pásmu TeV u rentgenové dvojhvězdy LS 5039, která patří mezi objekty s vysokými hmotnostmi složek, jež kolem sebe obíhají po výstředné dráze v periodě 3,9 dne. Z pozorování vyplývá, že záření vychází z okolí kompaktní složky až do vzdálenosti 1 AU od ní. Tato složka obíhá kolem rané hvězdy sp. třídy O6.5 V.
C. Ihmová aj. zkoumali výstřednosti oběžných drah těsných dvojhvězd, v nichž obě složky tvoří neutronové hvězdy. Očekávali, že statisticky budou v souboru převažovat soustavy s vysokou výstředností drah, protože výbuch každé supernovy by měl výstřednost oběžné dráhy zvýšit, pokud by soustavu úplně nerozložil. Ve skutečnosti však ve statistice převažují dvojhvězdy s malými výstřednostmi, což je naprosto nečekané. Z osmi dvojic je 5 tak těsných, že v dohledné době splynou, ale 3 jsou tak daleko od sebe, že k jejich splynutí během nejbližších 10 mld. let určitě nedojde. Vysokou výstřednost e = 0,7 vykazuje jen v odst. 3.2. zmíněná dvojice PSR B2127-11C v kulové hvězdokupě M15, kde však hraje hlavní roli dynamika husté hvězdokupy. Ještě vyšší výstřednost e = 0,83 vykazuje soustava J1811-1736 s oběžnou dobou složek 8,6 dne a velkou poloosou dráhy 8,6 R☉. Součet hmotností obou neutronových hvězd činí v tomto případě 2,6 M☉ a mladší složka má minimální hmotnost 0,9 M☉, takže v tomto případě se naplnil očekávaný scénář, tj. výbuch mladší složky způsobil rozvolnění gravitační vazby dvojhvězdy a je příčinou silně výstředné dráhy.
Q. Liu aj. uveřejnili 4. vydání katalogu rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností složek (HMXB), obsahující 114 objektů, objevených do konce září 2005. V 60% případů jde o dvojhvězdy, obsahující jak degenerovanou rentgenovou složku, tak průvodce třídy Be; 32% představují kombinace zhroucené rentgenové hvězdy a hmotného veleobra.
L. Kaper aj. využili spektrografu UVES VLT k empirickému určování hmotností neutronových hvězd. To má klíčový význam pro údaje o "měkkosti" stavové rovnice pro neutronové hvězdy. Čím více je v takové hvězdě bosonů, tím je stavová rovnice měkčí a tím nižší je horní mez pro stabilní neutronovou hvězdu. Obecná teorie relativity dává naopak horní mez hmotnosti stabilních neutronových hvězd 3,2 M☉, kdežto minimální hmotnost vychází na pouhou 0,1 M☉, ale pokud hvězda obsahuje dost leptonů, stoupá spodní mez až na 1 M☉. Autoři zjistili, že nejnižší hmotnosti pro neutronové hvězdy odpovídají předchůdcům s hmotnostmi 8 – 14 M☉, kdežto předchůdci s hmotnostmi 14 – 19 M☉ skončí jako neutronové hvězdy s hmotnostmi 1,3 M☉. Ve skutečnosti alespoň dvě neutronové hvězdy mají vysoké hmotnosti: rentgenový pulsar Vela X-1 obsahuje neutronovou hvězdu s hmotností 1,9 M☉ a milisekundový pulsar J0751+1807 dokonce 2,1 M☉. Odtud plyne, že jejich předchůdci museli mít více než 19 M☉ a je otázka, proč neskončili rovnou jako černé díry - patrně k tomu dojde v budoucnosti po akreci další mezihvězdné látky nebo pohlcení hvězdného průvodce.
F. Özel aj. studovali pomocí družic RXTE, Exosat a Newton rentgenové spektrum dvojhvězdy s nízkou hmotností složek (LMXB) EXO 0748-676 vzdálenou od nás přes 9 kpc. Našli tak na povrchu neutronové hvězdy jaderné spektrální čáry kyslíku a železa posunuté díky gravitačnímu červenému posuvu. To jim umožnilo spočítat intenzitu gravitačního pole na povrchu hvězdy a odtud odvodit spodní meze pro její hmotnost (2,1 ±0,3) M☉ a poloměr (13,8 ±1,8) km. Těmito pozorováními se tedy již jednoznačně podařilo vyloučit měkké stavové rovnice pro neutronové hvězdy a tudíž i případnou existenci tzv. kvarkových hvězd. Neutronové hvězdy se tedy řídí konvenční stavovou rovnicí pro protony a neutrony. O poslední záchranu atraktivní myšlenky kvarkových hvězd se však postarali X. Zheng aj., když si vymysleli model hybridní neutronové hvězdy, která ma jádro z kvarkové látky a plášť z neutronů. Prý by se takové hybridy projevily existencí pulsarů se submilisekundovou periodou, což se ovšem zatím nezjistilo.
C. Ott aj. uvádějí, že železná jádra hmotných hvězd by měla před zhroucením na neutronovou hvězdu rotovat asi o 4 řády pomaleji než následně vzniklá neutronová hvězda. To znamená, že jejich rotační periody by neměly být kratší než 50 – 100 s (milisekundové pulsary vznikají až dodatečným roztočením neutronové hvězdy díky akreci materiálu z druhé složky dvojhvězdy). D. Barret aj. využili archivních dat družice RXTE k analýze údajů o kvaziperiodických oscilacích rentgenového záření pěti neutronových hvězd o nízké svítivosti v těsných rentgenových dvojhvězdách s přenosem hmoty na kompaktní složku. Zjistili, že toto rentgenové záření mizí ve výškách kolem 10 km nad povrchem neutronových hvězd, což je v souladu s relativistickým výpočtem poslední stabilní dráhy nad neutronovou hvězdou.
K. Hurley aj. oznámili, že kosmická sonda Mars Odyssey získává od dubna 2001 cenné údaje o výskytu a poloze GRB. Za první čtyři roky činnosti zaznamenala již 275 GRB a několik magnetarů (SGR), což umožnilo určit jejich polohu na obloze s přesností na obl. minuty. Jak však připomněli G. Chinciarini aj., královnou v tomto oboru se stala družice Swift, jež zaznamená ročně vzplanutí asi stovky GRB, z nichž zhruba u 75% získá údaje o rentgenových dosvitech. Odtud pak vyplývá, že průměrný GRB vyzáří během několika sekund energii až 1045 J, což odpovídá anihilaci 0,5% M☉! A. Moretti aj. shrnuli údaje o přesnosti poloh rentgenových dosvitů, které Swift dodává do sítě internet. Z počáteční přesnosti na 6,5″ se postupem času podařilo tuto hodnotu zlepšit na 3,2″, což neobyčejně urychluje a usnadňuje následné optické identifikace.
R. Perna aj. poukázali na složitost světelných křivek GRB během vzplanutí gama a těsně po něm, jak vyplývá ze simultánních rentgenových a optických měření, jež se nyní často daří díky vynikající práci družice Swift. Ta dodává, jak známo, přesné polohy GRB s nepatrným zpožděním řádu sekund. Na tyto poplachy dokáží bleskově reagovat čím dál tím početnější a výkonnější robotické teleskopy na zemi. Jejich pozorování pak poukazují na společný původ komplexního průběhu světelných křivek pro krátké (SGRB; trvání pod 2 s; tvrdší energetické spektrum) i dlouhé (LGRB; trvání nad 2 s; měkčí energetické spektrum) záblesky gama. Autoři jej spatřují v silně akreujících discích kolem hvězdných černých děr. Disky se totiž ve větších vzdálenostech od černé díry rozpadají na menší úlomky a to vyvolává pozorovanou silnou proměnnost a sekundární vzplanutí na raných světelných křivkách.
B. Zhang aj. a J. Nousek aj. ukázali, že světelné křivky 27 GRB, pozorovaných od samého počátku vzplanutí, vykazují nejprve rychlý pokles s 3. až 5. mocninou uběhlého času, který se zhruba po 8 min zmírní na mocniny 0,5 až 1,0 a po necelých 3 h znovu prohloubí na mocniny 1,0 až 1,5. Přes tento spojitý pokles se překládají rentgenové záblesky, které jsou důkazem, že vnitřní zdroj celého úkazu dosud pracuje, byť již s nižší účinností. Počáteční velmi rychlý pokles je výsledkem pozorování chvostu emise od fotonů, letících šikmo vůči zornému paprsku. Zmírnění poklesu odpovídá fázi, v níž dominuje dopředná rázová vlna od vnitřního zdroje. Když toto vyzařování skončí, projeví se druhý zlom na světelné křivce. Celý úkaz probíhá při rychlostech materiálu blízkých rychlosti světla, takže zde bezděčně pozorujeme silné relativistické efekty.
Jak uvedl D. Giannios, P. O'Brien aj. a C. Pagani aj., patří právě zmíněné rentgenové záblesky na sestupné části světelné křivky GRB k významným objevům, o něž se družice Swift zasloužila. Podrobný průběh rentgenových světelných křivek vykazuje ihned po vzplanutí exponenciální pokles, který však po skončení výbuchu ve vnitřním zdroji přechází v pokles mocninný. Přes něj se však překládají krátké rentgenové záblesky, jež se pozorují jak u SGRB, tak i LGRB zhruba v polovině případů v intervalu od 1 minuty do 1 dne po vzplanutí GRB. Kromě doznívání činnosti vnitřního zdroje však je za jejich výskyt odpovědná i disipace magnetické energie během brzdění zmagnetizovaných zhustků vyvržených z centrálního zdroje v okolním prostředí.
L. Li a B. Paczynski našli pro 25 LGRB těsnou souvislost mezi proměnností optického dosvitu a maximální svítivostí LGRB. M. Suzuki a N. Kawai zjistili ze vzorku 52 GRB objevených družicemi BeppoSAX a HETE-2, že jejich celková izotropně vyzářená energie je úměrná svítivosti optického dosvitu. Převodní faktor účinnosti přitom činí 1 – 40%. I z této statistiky vychází vyšší hodnoty Lorentzových faktorů L, tj. silně relativistické prostředí v nitru GRB. M. Lemoine a B. Revenu odhadli faktory L při vnitřní a vnější rázové vlně kolem GRB v rozmezí 2 – 60.
A. Zeh aj. uvedli, že do konce r. 2004 (před nástupem družice Swift) bylo rozpoznáno jen 16 optických dosvitů, jejichž jasnost zprvu klesala s časem lineárně, ale v čase (0,3 ±0,2) d docházelo ke zlomu a rychlejšímu poklesu přibližně s 2. mocninou uplynulého času. E. Liang a B. Zhang shromáždili všechny dostupné údaje o optických dosvitech od února 1997 do srpna 2005 a zjistili, že jasnosti dosvitů v době 24 h po vzplanutí GRB (časový interval byl přepočten na klidovou soustavu souřadnic) vykazují bimodální rozložení četnosti s maximálními zářivými výkony 1.1039 W a 5.1037 W, přičemž 75% GRB patří do okolí prvního vrcholu. Do prvního souboru patří GRB s velkým rozptylem hodnot červeného posuvu, kdežto do druhého souboru převážně GRB se z < 1,1. Podle L. Navy aj. vyplývá z korelace mezi izotropní energií LGRB a odstupem času zlomu na světelné křivce výtrysku, kterou v r. 2005 odhalili rovněž Liang a Zhang, že z nitra GRB tryskají za sebou do prostoru "ohnivé kulky", vystřelované do prostředí se silným hvězdným větrem.
O. Godet aj. sledovali pozdní rentgenová vzplanutí GRB 050421 v časech 110 a 154 s po vlastním záblesku gama. Přitom se v téže době nepodařilo najít žádný optický protějšek GRB; v 8. sekundě záblesku musel být slabší než 9 mag a v 67. sekundě slabší než 18 mag. To dle autorů znamená, že šlo o tzv. nahý GRB, kdy se v okolí vnitřního zdroje nenacházel žádný materiál, který by byl zábleskem excitován. Rentgenové záblesky zřejmě souvisejí s pozdní vnitřní rázovou vlnou ve zdroji.
Hned na počátku května 2005 pozorovali A. Falcone aj. mimořádně jasný rentgenový dosvit LGRB 050502B (Leo; 0930+17; trvání 17,5 s), jenž dosáhl maxima 500krát (!) vyššího než samotný rentgenový protějšek plných 13 min po vzplanutí gama. Několikaminutové rentgenové vzplanutí se navíc vyznačovalo velkou tvrdostí elektromagnetického spektra. To lze podle autorů objasnit jako jedinečnou reprízu aktivity vnitřního zdroje celého úkazu. Vzápětí podle C. Hurketta aj. pozorovala družice Swift LGRB 050505 (Leo; 0927+3016; z = 4,3), jehož vzplanutí gama trvalo 63 s a vyznačovalo se početnými kratičkými záblesky. V přepočtu na izotropní vyzařování uvolnil zdroj energii 4.1047 J a byl doprovázen neobvykle dlouhým (14 dnů!) rentgenovým dosvitem. Na rentgenové světelné křivce se podařilo zaznamenat dva ostré zlomy v časech 2,1 a 16,1 h po začátku vzplanutí, po nichž se vždy pokles jasnosti s časem zrychlil. Optický protějšek R = 9,2 mag pozorovala aparatura UVOT na Swiftu a a podle M. Jelínka aj. též španělský robotický teleskop BOOTES. Dosvit za pouhých 13 min po záblesku zeslábl na I = 18 mag a po 6,4 h na 20,5 mag. P. Wozniak aj. objevili pomocí robotického teleskopu RAPTOR opožděný optický záblesk u dlouhého GRB 060206 (CVn; 1332+35; trvání 7 s; z = 4,0), který se hodinu po vlastním vzplanutí gama během několika minut zjasnil na R = 16,4 mag.
Další případ divoké rentgenové světelné křivky popsali C. Paganiho aj. pro GRB 050607. Rentgenová vzplanutí ze Swiftu mají podle autorů vždy rychlejší náběh (až 25násobné zvýšení jasnosti během půl minuty) a povlovnější pokles. Spektrum vzplanutí bývá na počátku nejtvrdší a postupně měkne. Celé toto rentgenové "běsnění" trvá maximálně něco přes 3 h a pak definitivně zaniká. X. Wang aj. považují obecně tato opožděná vzplanutí v pásmu energií GeV – TeV za důkaz prodloužené, resp. obnovené činnosti vnitřního zdroje GRB. To by mohlo pomoci rozlišit od sebe projevy vnitřní a vnější rázové vlny ve zdroji a fyzikální povahu celého úkazu, popř. i pravděpodobnou existenci silných magnetických polí u těchto typů GRB. Jako příklad uvádějí i pozorování už dříve objeveného zdroje GRB 940217.
L. Antonelli aj. dokázali pomocí VLT pozorovat optický dosvit GRB 050721 již 25 min po vzplanutí gama. Sestupné větve optické a rentgenové světelné křivky byly shodné až do času 1 den po vzplanutí GRB - v té době však došlo pouze v optickém oboru k výraznému zjasnění o 1,8 mag, což se zatím nezdařilo vysvětlit. VLT nenašel ani 2,5 měsíce po pohasnutí celého úkazu v daném směru žádnou galaxii do mezní magnitudy R = 25,8.
D. Wei aj. zaznamenali neobvykle svítivý optický protějšek u nejvzdálenějšího GRB 050904 (Psc; z = 6,3), který se objevil zároveň s maximem vzplanutí gama. GRB měl mimořádně dlouhé trvání v pásmu gama, tj. 225 s. Podle G. Cusumana aj. vzplanul tento GRB jen 900 mil. let po velkém třesku a jeho světelná křivka se nijak neliší od bližších GRB. Následný optický dosvit se dá nejlépe vysvětlit jako důsledek šíření pozdní vnitřní rázové vlny z centrálního zdroje. Y. Zou aj. popsali průběh rentgenové i optické světelné křivky od 86 s do 2,6 dnů po výbuchu GRB. Odtud usoudili na poměrně dlouhou aktivitu vnitřního zdroje výbuchu, která se projevila řadou rentgenových záblesků a uvolněním izotropní energie v oboru záření gama plných 3.1047 J! Podle jejich názoru jsou pozdější výtrysky ze zdroje rychlejší než výtrysky předešlé, takže se navzájem dohánějí a při srážkách vidíme rentgenové záblesky. D. Watsona aj. uvedli, že tento rekordně vzdálený GRB dosáhl v první minutě vzplanutí zářivého výkonu o plných 5 řádů (!) vyšší než stejně vzdálené kvasary. D. Frail aj. objevili díky aparatuře VLA rádiový dosvit GRB na frekvenci 8,5 GHz a s tokem 0,08 mJy počínaje 34. dnem po výbuchu. Odtud odvodili izotropní energii výbuchu na 1047 J a také vrcholový úhel výtrysku gama na 8°.
Kosmologické GRB lze tedy v principu nalézat až do červených posuvů z ≈ 20 za předpokladu, že v tak rané fázi vývoje vesmíru (200 mil. let po velkém třesku) již mohly existovat. V každém případě se výborně hodí ke studiu struktury vesmíru podél zorného paprsku, kdy nakrátko jako silné světlomety ozáří zezadu celou mezilehlou scénu. To nám umožňuje pozorovat v těchto rekordních dálavách i obyčejné galaxie, nejen svítivé kvasary. Jak uvedli N. Kawai aj., díky dosvitu téměř 24 mag se podařilo 3 dny po výbuchu určit chemické složení v této vzdálené zárodečné galaxii. Dostali tak první informaci o nenulové metalicitě velmi raného vesmíru, což znamená, že je skutečně pravděpodobné, že první hmotné hvězdy (populace III) vznikly již pár stovek mil. let po velkém třesku. Podle E. Ramíreze-Ruize aj. obrat v tempu rozpínání vesmíru (nové zrychlování) nastal při průměrné hodnotě z = 0,76 (zhruba před 7 mld. let).
V průběhu roku se díky výborné koordinaci mezi družicí Swift a pozemními robotickými teleskopy podařilo již vícekrát pozorovat optické protějšky GRB jen několik desítek sekund po vzplanutí gama; v některým případech v době, kdy vzplanutí gama ještě doznívalo. Podle D. Watsona aj. odtud mj. vyplývá, že celková vyzářená energie LGRB je víceméně konstantní a dosahuje hodnoty 1044 J. Mimořádným úspěchem této koordinace kosmických a pozemních pozorování se stala práce B. Penpraseho aj., když spektrografem HIRES u obřího Keckova dalekohledu zvládli již hodinu po GRB 051111 (Peg; 2312+1822; z = 1,5) pořídit vysokodisperzní spektra optického dosvitu. Z nich dokázali především určit hodnotu kosmologického červeného posuvu objektu s přesností lepší než 0,1 promile, ale také mezilehlé absorpční čáry s červenými posuvy z = 1,19 a 0,83. Ve spektru dosvitu objevili neutrální i jednou a dvakrát ionizované čáry Mg, Mn, Cr, Fe, Zn, Al, Si a Ni. Podobně D. Lazzati aj. získali kvalitní optická spektra dosvitu GRB 021004 (z = 2,33) s modrými křídly absorpčních čar, odpovídajícími rozpínání plynu rychlostmi přes 3 tis. km/s. Celkem tak pozorovali šest absorpčních systémů s červenými posuvy z > 2,30. Odtud vyplývá, že v okolí GRB docházelo už před výbuchem k velké ztrátě hmoty řádu 10-4 M☉/r a to zase znamená, že předchůdcem LGRB byla hvězda o velké hmotnosti. Rázová vlna hvězdného větru byla zjištěna až do vzdálenosti 100 pc od zdroje.
A. Blustin aj. sledovali v širokém rozsahu elektromagnetického spektra světelnou křivku jasného GRB 050525A (Her; 1833+26; z = 0,6). První rentgenová data se podařilo získat již 15 s a optická 66 s po GRB. V obou pásmech jasnost GRB velmi kolísala, za což asi může zpětná rázová vlna výbuchu. Usměrněný výtrysk záření gama měl vrcholový úhel jen 3°. M. Della Valle aj. zjistili pomocí dalekohledu Gemini N, že světelná křivka optického dosvitu se zlomila v čase 7 h po záblesku, ale kolem 5. dne se nápadně zploštila díky supernově 2005nc, která začala prosvítat materiálem původního dosvitu a dosáhla právě tehdy maxima R = 24 mag. Pro další jasný GRB 050315 (z = 2,0) dostali S. Vaughan aj. vrcholový úhel výtrysku 5°. D. Gruppe aj. sledovali dlouhý GRB 050603 (For; 0240-25; trvání 12 s; z = 2,8) v rentgenovém a optickém oboru spektra. Optický dosvit byl zpozorován 10 h po vzplanutí gama, kdy měl V = 18 mag a slábnul až po mez pozorovatelnosti, které dosáhl za 3 dny; rentgenový dosvit šlo sledovat celý týden. Ze vzhledu světelných křivek autoři odvodili vrcholový úhel výtrysku 19°. Maximální zářivý výkon v oboru záření gama pak dosáhl neuvěřitelných 1,3.1047 W.
S. Oates aj. popsali multispektrální světelné křivky jubilejního 100. záblesku gama identifikovaného pomocí družice Swift pod označením GRB 060108. Necelé 3 min po vzplanutí gama se jim podařilo pozorovat slabý optický dosvit, který v infračerveném pásmu trval 45 min. Ve 12. dnu po GRB objevili v daném směru galaxii s jasností R = 23,5 mag, jejíž z < 3,2. Rovněž v lednu 2006 získal dle M. Jelínka aj. svůj první optický protějšek u GRB 060117 (Ind; 2152-5839) nově instalovaný robotický dalekohled FRAM na observatoři Pierra Augera v Argentině. Zdroj GRB se v té chvíli nacházel jen 16° od Slunce, takže dalekohled UVOT na Swiftu se tam nemohl zaměřit. FRAM pořídil kamerou CCD s objektivem o průměru 60 mm (!) první snímek protějšku 120 s po vzplanutí a sledoval pak jeho slábnutí o plné 2,5 mag po dobu 6 min. Protějšek měl na prvním snímku překvapivě vysokou jasnost R = 10 mag, takže patřil k nejjasnějším protějškům do té doby spatřeným, přestože jeho vzdálenost od nás činila skoro 3 Gpc.
P. Romano aj. objevili předchůdce zábleskového zdroje záření gama, když oblast GRB 060124 (Cam; 0508+6942) pozorovala šťastnou shodou okolností aparatura Konus-Wind, resp. úzkoúhlá kamera Swiftu již 10, resp. 6 min před vlastním vzplanutím gama. Předchůdce byl pozorován až do energie 2 MeV, zatímco hlavní vzplanutí mělo energetické maximum u 300 keV. Optický protějšek se vyvíjel odchylně od rentgenového a dosáhl maxima V = 17 mag celé 3 min po GRB. Izotropní energie vzplanutí dosáhla 5.1046 J. S. Cenko aj. nalezli 200 s před hlavním vzplanutím GRB 050820A předchůdce v oboru měkkého rentgenového záření, který však ihned pohasnul, a do vlastního vzplanutí už nebylo vidět nic nápadného. Vrcholový úhel hlavního výtrysku činil 8° a celková uvolněná energie dosáhla 7,5.1044 J, což je zatím nejlépe určená horní mez skutečně vyzářené energie pro GRB vůbec, protože autoři získali souběžná měření světelných křivek ve všech spektrálních oborech od optického po měkké záření gama.
P. Roming aj. si povšimli, že u řady GRB pozorovaných Swiftem nebyl navzdory veškerému úsilí nalezen žádný optický protějšek nebo dosvit. To může mít rozličné příčiny, např. extrémně vysokou účinnost přeměny energie výbuchu do pásma vysokých energií elektromagnetického záření, ale také silnou selektivní optickou extinkci mezi zdrojem a pozorovatelem, popřípadě velkou (kosmologickou) vzdálenost GRB od nás. Další příčinou dle A. Raua aj. může být příliš úzký optický výtrysk v porovnání s výtryskem v oboru gama nebo rentgenovém. A. Tiengo a S. Merenghetti prokázali z měření rentgenové družice Newton, že jasný GRB 031203 (z = 0,1) měl kolem sebe dva prachové prsteny o poloměrech 0,9 a 1,4 kpc a další GRB 050713A rozpínající se prachový prsten o poloměru 0,4 kpc. Nicméně S. Sazonov aj. tvrdí, že z rozboru rentgenové světelné křivky GRB 031203 získané pomocí družic INTEGRAL a Newton plyne, že šlo o standardní LGRB, kdy značná část energie vnitřního zdroje se vyzáří v měkkém rentgenovém pásmu během první tisícovky sekund po vzplanutí GRB.
Y. Nakagawa aj. sledovali dlouhý (190 s) GRB 051022, objevený družicí HETE-2 a skládající se z mnoha krátkých záblesků v pásmu gama, bez problémů také v rentgenovém i rádiovém oboru spektra. Jelikož mateřská galaxie má z = 0,8, očekávali výskyt optického dosvitu, ale to se jim nepodařilo, protože tomu zřejmě zabránila optická extinkce v prachovém molekulovém mračnu kolem GRB. Podle autorů tam optická extinkce dosáhla neuvěřitelných 49 mag (!). Když vzali výsledky pozorování GRB z ostatních oborů elektromagnetického spektra s maximem na 380 keV, obdrželi překvapivě vysokou izotropní energii vnitřního zdroje 7.1046 J.
K. Pedersen aj. uvedli, že GRB 001025A (z ≈ 0,8) měl zřetelný rentgenový dosvit v intervalu 1,9 – 2,3 d po nástupu vzplanutí gama, který se znovu opakoval ještě 2 a 2,5 roku (!) po výbuchu. Naproti tomu optický dosvit nebyl do mezní hvězdné velikosti R = 25,5 mag pozorován vůbec, přestože mateřská galaxie má R = 24 mag. Autoři se domnívají, že i v tomto případě dosvit nepozorovali kvůli výrazné optické extinkci světla v mateřské galaxii. Ještě nápadnější byla dle K. Pageho aj. nepřítomnost optického dosvitu u GRB 050911 (0055-39), který vykázal tři po sobě jdoucí vrcholy na světelné křivce v pásmu záření gama, z nichž první dva trvaly jen 0,5 s v intervalu 1 s a třetí následoval po 10 s a trval 10 s. Rentgenové záření však nebylo pozorováno v době necelých 5 h po vzplanutí a optické 12 h po vzplanutí také ne, ačkoliv se o zobrazení pokoušel 8m teleskop Gemini S s mezní hvězdnou velikostí 24 mag. Autoři nedokázali rozhodnout, zda šlo o SGRB nebo LGRB, protože pozorované charakteristiky GRB jsou v rozporu s oběma možnostmi. V každém případě nepřítomnost rentgenového dosvitu je zarážející a optického nesnadno vysvětlitelná.
Možné východisko z této šlamastiky nabídli I. Horváth aj., kteří chtějí zavést ještě třetí klasifikační třídu GRB, tzv. intermediální GRB. Ty se vyznačují opačnou závislostí mezi tvrdostí spektra záření gama a trváním, než je tomu u obou předešlých tříd, a trváním v rozmezí 1 – 10 s. Podle autorů návrhů lze mezi intermediální GRB zařadit asi desetinu všech úkazů GRB, ale zda jde opravdu o odlišný fyzikální mechanismus jejich vzplanutí, není dosud jisté.
Podle P. Jakobsona se díky družici Swift podstatně zvýšila průměrná hodnota červeného posuvu pozorovaných GRB. Před érou Swiftu vycházela na z = 1,4 a nyní se posunula na z = 2,8. To je zřejmě následek zmenšení výběrového efektu, když dříve se dařilo zachytit optická spektra jen nejjasnějších a tedy i nejbližších GRB. Problémem však i nadále zůstává optické zastínění GRB v oblastech překotné tvorby hvězd, kde je nutně přítomno velké množství chladného mezihvězdného materiálu, jež znemožňuje pozorování optických protějšků asi u 20% GRB. Jelikož v oblastech překotné tvorby hvězd často vznikají velmi hmotné hvězdy, které mají krátký životní cyklus, takže rychle dospějí i do fáze vzplanutí GRB, lze tak zejména pro velmi velké hodnoty červených posuvů GRB studovat výskyt těchto jinak nepozorovatelných oblastí. Větší statistika GRB tak postupně umožní získat jedinečné údaje o hvězdném vývoji v raném vesmíru, zejména pak pro červené posuvy z > 5, tj. pro období první 1,5 mld. let po velkém třesku. To zní velmi nadějně pro budoucí infračervenou spektroskopii na plánovaném kosmickém teleskopu JWST.
S. Woosley a A. Heger se zabývali otázkou, jak vlastně vypadají předchůdci LGRB. Tvrdí, že jde o velmi hmotné (>10 M☉) hvězdy s vysokým momentem hybnosti až o dva řády vyšším, než je typické pro rádiové pulsary, což představuje asi 1% takto hmotných hvězd. Dokonce je možné, že jde o rychle rotující (>400 km/s) dvojhvězdy, které při výbuchu GRB splynou. Mohou to být ale i tzv. modří loudalové s extrémně rychle rotujícím jádrem, skládajícím se z hélia a kyslíku. GRB se obecně vyskytují v oblastech, v nichž mají hvězdy velmi nízkou metalicitu.
N. Langer a C. Norman vytvořili model kolapsaru pro dlouhé záblesky gama. LGRB jsou typické pro prostředí raného vesmíru s nízkou metalicitou materiálu méně než 10% metalicity sluneční. Přehlídka SDSS ukázala, že asi 10% hvězd má takto nízkou metalicitu, a že maximální četnost LGRB nastala pro červené posuvy z ≈ 3,2, zatímco maximální četnosti supernov třídy II odpovídá z ≈ 1,8. Četnost výskytu těchto supernov je o 3 řády vyšší než četnost LGRB. Odtud vyplývá, že pro vznik LGRB se nehodí každý kolapsar; musí být splněny ještě další, dosti vzácně se vyskytující podmínky. Z každé tisícovky supernov třídy II má jen 160 metalicitu nižší než 10% sluneční a z toho jen 22 má před výbuchem dostatečnou hmotnost na to, aby se zhroutily na hvězdnou černou díru. Ve skutečnosti však většina černých děr vzniká bez vzplanutí LGRB. Autoři odhadují, že v naší Galaxii mohl poslední LGRB vybuchnout před nějakými 7 mld. let, čili dávno před vznikem sluneční soustavy.
S tím souhlasí také výsledek studia K. Stanka aj., kteří zjistili, že pět blízkých (z > 0,25) GRB s přidruženou supernovou vzplanulo vesměs v malých galaxiích chudých na kovy. To znamená, že naše Galaxie je vůči takovým úkazům imunní a případné nebezpečí pro život na Zemi je zažehnáno. Prakticky k týmž závěrům dospěli také A. Fruchter aj., když zjistili, že LGRB se soustřeďují do opticky nejjasnějších částí mateřských galaxií, na rozdíl od supernov-kolapsarů třídy II. Mateřské galaxie LGRB jsou slabší a nepravidelnější než mateřské galaxie supernov třídy II. Zatímco supernovy II se vyznačují nepřítomností H a silnými čarami He, ve spektru supernov Ic chybí jak čáry He, tak i H. Vypadá to tak, že nutnou podmínkou pro jev LGRB je chaotičnost a omezený chemický vývoj mateřské galaxie a dále vysoká hmotnost hvězdy - předchůdce. Právě proto jsou LGRB dobrým indikátorem míst, kde v předstihu jen několika milionů let vznikaly překotně hvězdy. Nicméně, jisté pochybnosti budí objev A. Atoyana aj., kteří objevili pomocí aparatury HESS zatím neidentifikovaný zdroj vysoce energetického TeV záření gama v rovině naší Galaxie v poloze J1303-631 (Cen) a ve vzdálenosti přes 10 kpc. Podle názoru autorů jde totiž o relikt po GRB, jenž se měl v Galaxii odehrát astronomicky nedávno - před 10 tis. lety...
A. Soderbergová zkoumali pomocí ACS HST průběh světelných křivek supernov třídy Ib/c, které souvisejí s GRB 040924 (z = 0,9) a GRB 041006 (z = 0,7). Vzhled křivek se zcela podobá prototypu SN 1998bw, až na to, že příslušné zářivé výkony byly slabší o 1,5, resp. o 0,3 mag proti prototypu.Tím stoupl počet GRB s následným vzplanutím supernovy na šest. S. Campana aj., E. Pian aj., A. Sodebergová aj., P. Mazzali aj., M. Modjaz aj. a P. Ferrero aj. zjistili, že také rentgenové zábleskové zdroje (X-Ray Flash = XRF), jež jsou považovány za menší sourozence LGRB, mohou souviset s výbuchy supernov. Prokázali to sledováním vývoje světelné křivky zdroje XRF 060218 (Ari; poloha 0321+1652; z = 0,03; vzdálenost 140 Mpc), jehož rentgenové vzplanutí zaznamenala družice Swift 18. února 2006 v 18:15 UT. Vzplanutí dosáhlo maxima až 7 min po svém začátku a trvalo celkem 35 min. Aparatura UVOT se zaměřila týmž směrem 16,5 min po rentgenovém vzplanutí a zaznamenala maximum ultrafialového záření po 8,5 h, kdežto maximum optického záření až více než 11 h od rentgenového výbuchu. A. Sodebergová z Caltechu uvedla, že v projektu, který vede, hledala bezvýsledně po dobu pěti let souvislosti mezi 150 supernovami na jedné straně a GRB nebo XRF na druhé straně. Jelikož je nutno v takových případech jednat bleskově, dostává avízo o zdrojích z družice Swift přímo na svůj mobil, který prý většinou zvoní v noci... Teď však už začíná vidět světélko na konci tunelu.
Další optické zjasnění se však objevilo až 3 dny po prvotním úkazu, což už byla vlastní supernova, označená jako SN 2006aj. Šlo zřejmě o supernovu třídy Ib/c s maximální absolutní hvězdnou velikostí -18,7 mag, která je sice méně svítivá než bývají supernovy - protějšky GRB, ale na druhé straně svítivější než běžné supernovy - kolapsary třídy II. Maxima jasnosti dosáhla až 10. den po vzplanutí GRB. Supernova v trpasličí galaxii s nízkou metalicitou o absolutní hvězdné velikosti -19 mag pak byla pozorována také v rádiovém oboru spektra aparaturou VLA po dobu 22 dnů a rentgenovou družicí Chandra, jež ji zaznamenala ještě 17. den po vzplanutí. Plynné obaly supernovy se rozpínaly rychlostí 26 tis. km/s a celková izotropně vyzářená energie činila 6.1042 J. Supernova 2006aj byla tedy v rádiovém oboru o 3 řády a v rentgenovém o 2 řády slabší než supernovy doprovázející vzplanutí LGRB. B. Cobb aj. si všimli, že GRB s následnou supernovou mají soustavně nižší zářivé výkony než běžné dlouhé GRB. Přitom příčinou nižšího pozorovaného výkonu není nevhodná geometrie (šikmý pohled na výtrysk), ale opodstatněný fyzikální rozdíl. To ovšem zhoršuje možnost využít takto objevených supernov v kosmologii, protože je nelze považovat za standardní svíčky jako klasické supernovy Ia.
To lze dle zmíněných autorských týmů vysvětlit tím, že předchůdci LGRB mají hmotnost kolem 40 M☉, kdežto předchůdce zmíněného XRF jen 20 M☉. Zatímco výsledkem zhroucení LGRB je černá díra, u XRF je pozůstatkem neutronová hvězda. V oboru případech je však podmínkou, že kolapsar má mimořádně silné magnetické pole, tj. že jde o magnetar. Magnetary představují asi 10% neutronových hvězd v Galaxii, čili ve stejném poměru by měly být zastoupeny i supernovy třídy Ibc vůči supernovám třídy II. XRF jsou totiž ve vesmíru alespoň o řád četnější než LGRB, což je důsledek rostoucí funkce hmotnosti s klesající hmotností hvězd.
T. Young shrnul výsledky této nejpodrobněji studované souvislosti XRF a supernov do následujícího scénáře: předchůdcem celého úkazu byla hmotná Wolfova-Rayetova hvězda o poloměru 6 R☉, která už poztrácela vodík i hélium, protože se zredukovala na obnažené jádro hvězdy, obsahující převážně uhlík a kyslík. Z povrchu hroutící se hvězdy se vynořila nesouměrná rázová vlna, zesílená silným magnetickým polem a rychlou rotací jádra hvězdy. Podél rotační osy vystřelil mírně relativistický výtrysk s maximem vyzařování pro energie 5 keV (u klasických LGRB to bývá kolem 250 keV). V tu chvíli zachytila družice Swift "první varování" blížícího se výbuchu samotné supernovy. První optické zjasnění souviselo s rozpadem izotopu 56Ni na 56Co, kdežto zjasnění o 3 dny později už se samotným výbuchem supernovy. K. Murase aj. se domnívají, že takové úkazy s velmi dlouhým trváním rentgenového vzplanutí mohou představovat novou populaci úkazů, které by šlo identifikovat nezávisle na Swiftu hledáním supernov Ib/c pomocí HST nebo obřích pozemních teleskopů s velkým zorným polem. Tyto objekty by měly být současně silnými zdroji neutrin, kosmického záření a energetického záření gama, takže by se daly odhalit pomocí aparatur jako je IceCube, Auger nebo MAGIC či HESS.
C. Folatelli aj. pozorovali výbuch supernovy 2005bf, která se od svého objevu ještě 2 týdny plynule zjasňovala, ale hlavního maxima 6.1035 W dosáhla ještě o dalších 25 dnů později. Za 75 dnů od objevu vyzářila energii 2.1042 J, ačkoliv tempo rozpínání plynných obalů nebylo nijak oslnivé: nanejvýš 14 tis. km/s. Autoři se na základě rozboru světelné křivky i spektroskopie domnívají, že předchůdcem této supernovy byla Wolfova-Rayetova hvězda s hmotností 8,3 M☉, která ztratila větší část svého vodíkového obalu ještě před asymetrickým výbuchem supernovy. Jde tedy o zatím nejlepší příklad přechodného objektu mezi výbuchem supernovy Ic a Ib, který se přitom podobá dlouhým GRB.
L. Li odvodil těsný vztah mezi maximem rozložení energie ve spektru GRB a maximálním zářivým výkonem příslušné optické supernovy. Podobně existuje tzv. Amatiho vztah mezi izotropním ekvivalentem vyzářené energie a maximem rozložení energie LGRB. Horní mez izotropně vyzářené energie GRB, doprovázeného supernovou, činí 1045 J a tomu odpovídající zářivý výkon supernovy dosahuje 1036 W. Jelikož maximální zářivé výkony supernov závisí nejvíce na množství izotopu 56Ni, je tak naznačena souvislost se zářivými výkony GRB. Autor se proto domnívá, že pokud i běžné supernovy mají doprovodné jevy analogické GRB, tak s ohledem na nižší zářivé výkony běžných supernov by se mohly projevit spíše v měkkém rentgenovém pásmu, popř. v ultrafialovém spektrální oboru. Platnost Amatiho vztahu i pro zdánlivě nezapadající případy GRB 980425 a GRB 060218 potvrdili G. Ghiselliniová aj.
S. Covinovi aj. se podařilo pomocí VLT objevit první optický dosvit pro krátký zábleskový zdroj. Šlo o GRB 050709 (Gru; 2301-39; z = 0,16). Mateřská galaxie obsahuje populaci hvězd starých 1 mld. roků, takže úkaz je slučitelný s předpokladem, že SGRB vznikají splynutím degenerovaných hvězd. A. Levan aj. našli slabý optický a rentgenový dosvit SGRB 060121 s trváním 2 s, který se nacházel na okraji slabé červené galaxie s velkým červeným posuvem z > 4,5. Tím se stal nejvzdálenějším krátkým zábleskem gama a jeho ekvivalentní izotropní energie je podle A. de Ugarta Postiga aj. srovnatelná s dlouhými GRB. Velká vzdálenost od nás znamená také, že ve vztažné soustavě spjaté s mateřskou galaxií bylo vzplanutí fakticky kratší v rozmezí 1,1 – 0,7 s. Odtud též vyplývá, že nejspíš existuje ještě jiný fyzikální mechanismus vzniku SGRB, odlišný od splývání degenerovaných hvězd.
J. Grindlay aj. tvrdí, že SGRB mohou vznikat i mimo hlavní roviny galaxií, tedy v prostoru, kde je výskyt neutronových dvojhvězd velmi vzácný. Navrhují totiž odlišný mechanismus jejich splývání, k němuž může docházet v hustých částech kulových hvězdokup. Když se zde osamělá neutronová hvězda setká s dvojhvězdou, kde jedna složka je rovněž neutronovou hvězdou, dojde ke splynutí "nevlastních dvojčat" a tudíž i ke vzplanutí SGRB.
J. Gorosabel aj. nalezli mateřskou eliptickou galaxii ke SGRB 050724. Galaxie má hmotnost 50 GM☉ a svítivost 110% svítivosti naší Galaxie, přičemž její stáří odhadli na 2,6 mld. r. D. Grupe aj. zjistili z nepřítomnosti zlomu na světelné křivce optického dosvitu, že optický výtrysk měl vrcholový úhel širší než 25° a celková vyzářená energie tak dosáhla minimálně 4.1042 J. Zdá se, že SGRB mají tedy mnohem větší rozptyl vrcholových úhlů usměrnění výtrysků než LGRB. J. Faber aj. ukázali, že SGRB mohou vznikat právě v galaxiích se slabou tvorbou hvězd, a to splynutím hvězdné černé díry s neutronovou hvězdou, popřípadě splynutím neutronové dvojhvězdy. Třetí možností je opožděné zhroucení příliš hmotné neutronové hvězdy.
A. Soderbergová aj. pozorovali pomocí teleskopu Gemini a aparatury VLA radiový a rentgenový dosvit SGRB 051221A (z = 0,55) jehož ekvivalentní izotropní kinetická energie činila 8.1044 J, ale ve skutečnosti dosáhla hodnoty jen 2,5.1042 J, protože byla usměrněna do výtrysku o vrcholovém úhlu 7°. Mateřská galaxie úkazu vykazuje sluneční metalicitu a hvězdy se v ní tvoří tempem 1,6 M☉/r. Autoři dále uvádějí, že průběh úkazu nasvědčuje silnému působení magnetohydrodynamických procesů v okolí zdroje.
B. Schaefer si všimnul, že vzplanutí SGRB objevená družicemi Swift a HETE-2 mají typicky červené posuvy z ≈ 0,2, tj. ekvivalentní izotropně vyzářené energie řádu 1043 J. Navzdory tomu se nedaří identifikovat jejich mateřské galaxie, ačkoliv by měly být vesměs jasnější než 23 mag. Z čirého zoufalství proto autor navrhuje, že snad jde o objekty, které byly dávno před výbuchem z galaxií vyvrženy velkými rychlostmi. K podobným závěrům dospěli také J. Prochaska aj., kteří k hledání mateřských galaxií SGRB využili obřích teleskopů Gemini N a Keck. Pokud se jim podařilo takové galaxie vůbec najít, jsou jejich červené posuvy z < 1,0 a vyznačují se obvykle nepatrnou tvorbou hvězd tempem <0,1 M☉/rok. Nicméně autoři našli podobně jako K. Belczynski aj. i případy, že SGRB vzplanulo i v galaxii s překotnou tvorbou hvězd, což znamená, že mechanismů vzniku SGRB bude více, takže současná situace s objasňováním jejich fyzikální podstaty není zrovna přehledná.
K obdobnému závěru dospěli také P. Roming. aj., kteří sledovali velmi dobře pokryté světelné křivky SGRB 060313 v oboru gama i rentgenovém a tak zjistili, že tento úkaz nemohl být ani projevem zhroucení velmi hmotné hvězdy ani splynutím degenerovaných složek těsné dvojhvězdy. A. Šackij počítal pravděpodobnost srážek hvězd typu Slunce s prvotními černými děrami o hmotnostech nad 0,03 M☉, což by mohlo vést k akreci hmoty hvězdy na černou díru a tím případně k úkazu GRB. Podle jeho výpočtu je však pravděpodobnost takových srážek v Galaxii tak nízká, že tento scénář není fyzikálně realistický.
J. Hjorth aj. přičítají tyto obtíže faktu, že teprve v květnu 2005 získala družice Swift vůbec první spektrum SGRB. Z dosavadních pozorování se zdá, že SGRB mají tvrdší energetické spektrum než LGRB. Na rozdíl od LGRB, jež se obvykle nacházejí v oblastech s překotnou tvorbou hvězd poblíž centra galaxií, popř. ve spirálních ramenech, SGRB se vyskytují ve starých červených galaxiích, v nichž tvorba hvězd už ustala, a to často na jejich perifériích. Z pozorování aparatury BATSE na družice Compton vyplývá, že alespoň pětina SGRB se nachází blíže než 100 Mpc, jenže právě v r. 2006 byl, jak jsem již uvedl, pozorován SGRB 060121 se z > 4,5! To nezávisle potvrzuje zmiňovaný závěr, že na vzniku SGRB se podílí více různých mechanismů výbuchu.
Aby to dlouhým zábleskům gama nebylo líto, vzplanuly dle J. Fynba aj. koncem jara 2006 dlouhé zábleskové zdroje GRB 060505 (trvání 20 s; z = 3,8) a GRB 060614 (trvání 102 s!; z = 0,125) Přestože druhý z LGRB se nacházel poměrně blízko ve vzdálenosti 550 Mpc, ani v jednom případě se nepodařilo objevit následnou optickou supernovu, i když se hledala pomocí HST. Výsledek je tedy rozpačitý: jak M. Della Valle aj. a A. Gal-Yam aj. tak i B. Zhang z toho usuzují, že vinou nových pozorování jsme se od řešení otázky o povaze zábleskových zdrojů záření gama spíše vzdálili...
Nicméně S. Dado aj. shrnuli přínos prvního roku činnosti družice Swift jako opravdu převratný. Družice dokázala poprvé přesně určit polohy SGRB a najít jejich rentgenové dosvity i mateřské galaxie. Našla LGRB v rekordní vzdálenosti od nás, který odpovídá stavu vesmíru pouhých 900 mil. let po velkém třesku, což dává skvělé možnosti zkoumat následky vznikání I. generace hvězd. Objevila rentgenová vzplanutí během rané fáze rentgenové světelné křivky GRB a její velmi rychlý pokles, následovaný mírným a znovu ostřejším poklesem, který je však v rozporu s dosud přijímaným modelem "ohnivé dělové koule", vystřelené z centrálního zdroje. Za rok získala dobré údaje o stovce GRB a v 75% případů byla schopna sama dohledat jejich rentgenové či dokonce optické protějšky.
D. Götz aj. pozorovali během let 2003-04 družicí INTEGRAL opakovaně magnetar SGR 1900+14 (Aql) a zjistili, že z něho trvale vychází tvrdé rentgenové záření. Titíž autoři uveřejnili výsledky soustavného sledování magnetaru SGR 1806-20 (Sgr) družicí INTEGRAL po dvou let před gigantickým výbuchem SGR 041227. Jeho jasnost v oboru záření gama a rentgenovém zřetelně kolísala a na světelné křivce docházelo ke krátkým silným vzplanutím. Nejsilnější z nich se odehrálo 5. 10. 2004, kdy magnetar během 10 min vyzářil energii 3.1035 J (při gigantickém výbuchu se ovšem uvolnilo neuvěřitelných 1040 J!). J. Granot aj. pozorovali od 9. dne po gigantickém výbuchu rádiový dosvit, který byl stokrát intenzívnější než po gigantickém výbuchu kteréhokoliv dalšího magnetaru. Rádiový dosvit byl podle jejich názoru projevem adiabatického ochlazování slupky dopředné rázové vlny, která měla počáteční rychlost 70% rychlosti světla. R. Fender aj. využili pozorování radiointerferometrem VLBA k objevu protáhlé rádiové mlhoviny kolem magnetaru, která se rozpíná rychlostí 30% rychlosti světla. Indukci magnetického pole magnetaru odhadli na 1 TT (!), což by byl kosmický rekord.
J. Salmonson aj. odvodili na základě počítačové simulace relativistický Lorentzův faktor ve zdroji během gigantického výbuchu maximálně na 1,7; vrcholový úhel výtrysku na 40° a jím vyzářenou energii na 1039 J. T. Strohmayer a A. Wattsová našli známky kvaziperiodických rentgenových oscilací v archivních záznamech družice RXTE během gigantického výbuchu. Rozpoznali tam řadu frekvencí oscilací v rozmezí 90 – 1 840 Hz, které vysvětlují jako oscilace tuhé kůry neutronové hvězdy. Ze všech zde uvedených pozorování též podle R. Fendera aj. vyplývá, že extragalaktické magnetary mohou tvořit asi šestinu všech pozorovaných SGRB. Jde-li opravdu o splynutí dvou degenerovaných hvězd, tak by detekce těchto magnetarů mohla posloužit při identifikaci gravitačních vln aparaturami typu LIGO až do vzdálenosti 10 Mpc od Slunce.
F. Camilo aj. zjistili, že magnetar XTE J1810-197 (Sgr) je současně standardním rádiovým pulsarem s impulsní (rotační) periodou 5,5 s, což je pro magnetary novinka. Na rozdíl od běžných pulsarů však září i na frekvencích nad 100 GHz, a to dokonce s týmž zářivým výkonem jako na standardní frekvenci 1 GHz. Projevil se jako magnetar rentgenovým vzplanutím na stonásobek předešlé hodnoty počátkem r. 2003. V r. 1998 se podle S. Mereghettiho aj podařilo poprvé pozorovat mimořádně slabý magnetar SGR 1627-41 (Sco; vzdálenost 11 kpc; rekordně nízký zářivý výkon 3.1026 W). V roce objevu byl velmi aktivní: během prvního roku vyslal přes 100 záblesků, které odpovídaly teplotě na povrchu tamější neutronové hvězdy 8 MK. Magnetar se vyznačuje dlouhým mezidobím klidu a jeho optická jasnost během r. 2004 stále ještě klesala.
B. Teergarden a K. Watanabe shrnuli výsledky prvního roku činnosti spektrometru SPI evropské družice INTEGRAL při hledání spektrálních čar v oboru záření gama v rozsahu 20 – 8 000 keV. Přehlídka se soustředila jednak na hlavní rovinu Galaxie a jednak na její jádro. Spektrometr odhalil řadu difúzních i bodových zdrojů, z nichž mnohé jeví proměnnost, ale nenašel žádnou dosud neznámou spektrální čáru. Velmi často se vyskytuje anihilační čára 0,51 MeV, odpovídající zánikům párů pozitron-elektron a dále jaderná čára radioaktivního 26Al (1,8 MeV). Dále byly objeveny jaderné čáry 44Ti, 60Fe a velmi slabé čáry 56Co a 57Co v rozsahu 0,07 – 2,6 MeV. N. Maseti aj. využili detektorů tvrdého rentgenového záření na INTEGRALu k identifikaci 21 zdrojů na jižní obloze. Nejvíce (12) z nich jsou galaxie s aktivními jádry typu AGN. Následuje 5 kataklyzmických proměnných hvězdy (zejména trpasličí magnetické novy) a konečně 4 rentgenové dvojhvězdy typu HMXB. A. Hempelmann aj. nalezli pomocí rentgenové družice Newton silnou koronální aktivitu u blízké těsné dvojhvězdy 61 Cygni (sp. K5 V a K7 V). Krátkodobá i dlouhodobá proměnnost aktivity velmi připomíná koronální cyklus Slunce. Koróna je tam však teplejší a cyklus kratší (7,4 roku). Jde o první objev trvalé koronální aktivity mimo naše Slunce.
A. Rogers aj. ohlásili objev deutéria ve směru k anticentru Galaxie pomocí anténní soustavy na observatoři Haystack na frekvenci 327 MHz (vlnová délka 0,9 m). V průměru připadá činí poměrné zastoupení atomů deutéria vůči atomům vodíku 2,3.10-5, což je ve velmi dobré shodě s předpovědí standardního kosmologického modelu vesmíru i s měřeními družice WMAP. M. Zwaan a J. Prochaska hledali ve vesmíru koncentrace molekulového vodíku H2 a našli ho v centrech blízkých galaxií. A. Remijan aj. objevili pomocí 100m radioteleskopu GBT v obřím molekulovém mračnu TMC-1 (Tau) dosud největší souměrnou organickou molekulu metyltriacetylén (CH3C6H) a L. Snyder aj. tam potvrdili na frekvencích 19 – 25 GHz též metylkyanodiacetylén (CH3C55N) při teplotě 10 K. F. Lovas aj. odhalili týmž přístrojem v hustém molekulovém mračnu Sgr B2 molekulu keteniminu (CH2CNH) na frekvencích 4,9 – 41,5 GHz. Zejména díky výtečným parametrům obřího radioteleskopu GBT v Záp. Virginii tak počet prokázaných a převážně organických molekul v mezihvězdném prostoru stoupl koncem r. 2006 na 141.
G. Gahm aj. se zabývali rádiovým mapováním mezihvězdných mlhovin ionizovaného vodíku H II, a zejména tzv. sloními choboty v mlhovinách NGC 7822, IC 1805, Rosetta a DWB 44. K mapování pohybů v chobotech využili molekulových pásů uhlíku 12C a 13C. Tak zjistili, že choboty jeví vláknitou strukturu, ale současně se zvolna otáčejí téměř jako tuhá tělesa kolem své podélné osy. Rotační periody chobotů odhadli na miliony let, takže jsou srovnatelné se stářím mlhovin. Tyto podivuhodné soustavy tak nesou velký moment hybnosti řádu až 1050 kg.m2/s. Jejich rotační energie odhadli na 1037 J, což je patrně jen zlomek jejich energie magnetické. Elektromagnetické a setrvačné síly neustále mění tvar chobotů . Současně tak nalezli velmi potřebný mechanismus, jak lze zmenšit moment hybnosti obřích molekulových mračen a tím usnadnit smršťování zárodků budoucích hvězd.
S. Kwok se zabýval otázkou, kde se ve vesmíru bere fosfor, který je mimořádně důležitým biogenním prvkem: v lidském těle je fosforu o několik řádů více, než je jeho průměrné poměrné zastoupení ve sluneční soustavě! Podle E. Maciáe mohou fosfor na Zemi přinášet komety, ale ani to zřejmě pro rozvoj života nestačilo. Proto se nyní hledají v mezihvězdném prostoru další molekuly, které obsahují fosfor, ale výsledek je zatím stále neuspokojivý.
C. Aspin prohlédli archivní snímky okolí proměnné hvězdy V1647 Ori od r. 1898 do r. r. 1998, na kterých nenašli nic zvláštního s výjimkou let 1966-67, ke se tato velmi mladá hvězda zjasnila o 5 mag a ozářila předtím neviditelnou okolní mlhovinu. Mlhovina však byla objevena teprve po dalším zjasnění mateřské hvězdy na přelomu let 2003/2004 astronomem-amatérem J. McNeilem koncem ledna 2004. V souladu s očekáváním po odeznění nového výbuchu hvězdy počátkem r. 2006 mlhovina opět zmizela.
Dátum poslednej zmeny: 18. septembra 2008