Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 28. októbra 2009
Když 18. září 2006 objevil D. Quimby aj. robotickým teleskopem ROTSE-IIIb (průměr 0,45 m) supernovu 2006gy ve vzdálenosti 350 pc od centra galaxie NGC 1260 (Per; vzdál. 73 Mpc), patrně nikdo netušil, že půjde o nejsvítivější supernovu v historii astronomie. Náběh k maximu jasnosti (14,2 mag; 4. 11. 2006) od okamžiku vzplanutí trval totiž plných 50 dnů. Teprve tehdy podle N. Smithe aj. a E. Ofeka aj. dosáhla absolutní hvězdné velikosti -22 mag, tj. zářivého výkonu 3.10^37 W (75 mld. L☉). V prvních dvou měsících po výbuchu vyzářila energii řádu 10^44 J a plných 100 dnů od maxima si udržovala absolutní hvězdnou velikost jasnější než -21 mag, tj. více než o řád vyšší, než dosahují běžné supernovy třídy II v maximu jasnosti.
Autoři se proto domnívají, že příslušná hvězda měla při svém vzniku rekordní hmotnost 150 M☉ a i když se během svého vývoje dokázala zbavit plných 40 M☉ své hmotnosti tempem až 0,1 M☉/r (!), stále ještě měla při vlastním výbuchu supernovy rekordní hmotnost mezi všemi supernovami třídy II. Podle autorů je pravděpodobné, že supernova ozářila velký oblak vyvrženého plynu, což zvýšilo její jasnost, a vzápětí se zhroutila rovnou na černou díru (kolapsar). To znamená, že hvězdy typu η Car mohou vybuchnout dříve, než se přemění na hvězdy Wolfovy-Rayetovy a naši potomci uvidí na jižní polokouli opravdu znamenitý úkaz -8 mag nejpozději za 100 tis. let.
Odlišné domněnky o povaze tohoto mimořádného jevu předložili jednak S. Portegies Zwart a E. van den Heuvel a jednak S. Woosley aj. První dva astrofyzici soudí, že ve skutečnosti jsme pozorovali srážku dvou hmotných hvězd (100 M☉ + 40 M☉) v centru mladé hvězdokupy, kde jsou takové srážky docela běžné. Argumentují tím, že je vysoce nepravděpodobné, aby v poslední době vznikla ve vesmíru nadhvězda o hmotnosti přes 100 M☉. Testem domněnky by mohl být objev hvězdokupy, jakmile samotná supernova dostatečně zeslábne.
Skupina S. Woosleyho navrhuje úplně odlišný mechanismus vlastního výbuchu osamělé mimořádně hmotné (>130 M☉) hvězdy. V jádře takových hvězd vzniká energetické záření gama, které interaguje s elektromagnetickým polem atomových jader a mění se tak na elektronově-pozitronové páry. Tím se zkracuje volná dráha fotonů záření gama v nitru hvězdy, které se následkem toho více zahřívá, což lavinovitě zvyšuje produkci ještě energetičtějších fotonů gama. Jelikož vnější vrstvy hvězdy nedostávají dostatek zářivé energie zvnitřku, začnou se gravitačně hroutit na jádro, kde tak dojde k překotné termonukleární reakci v podobě několikasekundového výbuchu, který následně rozmetá hvězdu, aniž by z ní něco zbylo, např. v podobě hvězdné černé díry. Tomuto procesu se říká párová nestabilita a autoři ho dále rozpracovali v tom smyslu, že první termonukleární výbuch ještě hvězdu nezničí, neboť vyvrhovaná hmota se zadrží ve vnějších obálkách hvězdy. Jádro hvězdy se stačí ještě smrštit, ale pak nastane další ještě mohutnější exploze, kdy do obalu hvězdy se velkou rychlostí dostane další hvězdný plyn a ten se zde srazí s produkty předešlého výbuchu, a tím se hvězda definitivně zničí. Autoři se dokonce domnívají, že některé velmi hmotné hvězdy mohou přežít více termonukleárních výbuchů předtím, než jsou definitivně rozmetány.
A. Pastorello aj. upozornili na právě takový případ výbuchu supernovy 2006jc v galaxii UGC 4904 (vzdálenost 26 Mpc). Supernova dosáhla v maximu 13,8 mag, tj. byla jasnější než -18,3 mag absolutní hvězdné velikosti, jenže v archivech se podařilo dohledat, že již v říjnu 2004 se hvězda zjasnila na 18 mag, což způsobila nejspíš velmi vydatná exploze Wolfovy-Rayetovy složky svítivé modré proměnné (LBV). Touto oklikou se vlastně dostáváme k naší nejbližší uchazečce na supernovu - hvězdě η Car, která je jednak dvojhvězdou s vysokými hmotnostmi složek a jednak patří do kategorie proměnných hvězd typu LBV.
Aby však nic nebylo příliš jednoduché, oznámil D. Quimby aj., že supernova 2005ap (Com; poloha 1301+27), která dosáhla maxima jasnosti 18,3 mag dne 10. března 2005, byla ve skutečnosti ještě dvakrát svítivější než dříve zmíněná supernova 2006gy, jenže zmizela z dosahu pozemských dalekohledů již po třech týdnech, když náběh k maximu trval asi dva týdny. Dlouho se však nedařilo zjistit, v jaké vzdálenosti vzplanula, protože se nepodařilo pozorovat spektrum mateřské galaxie. Teprve spektra supernovy, pořízená naštěstí včas obřím 10m teleskopem HET v Texasu D. Quimbym a následně Keckovým teleskopem na Havaji G. Alderingem, ukázala na jedinečnost objevu, když se v nich podařilo objevit silně posunuté spektrální čáry ionizovaného kyslíku a hořčíku, vykazující červený posuv z = 0,3. To znamená, že supernova vzplanula ve vzdálenosti 1,4 Gpc a odtud vyplynul její rekordní zářivý výkon (absolutní hvězdná velikost -22,7 mag).
Povaha objektu je však naprosto odlišná od supernovy 2006gy a popravdě záhadná. Byla totiž v maximu osmkrát jasnější než mateřská trpasličí galaxie, ale jelikož v jejím spektru se pozorovaly též čáry vodíku, uhlíku, dusíky a kyslíku s rychlostí rozpínání plynných obalů tempem 20 tis. km/s, patří do třídy II méně svítivých supernov! D. Quimby aj. navrhli, že jde buď o případ exploze díky již zmiňované párové nestabilitě anebo o analogii výbuchu zábleskového zdroje záření gama, obklopeného rozsáhlou obálkou vodíku a hélia.
J. Vink aj. jednoznačně identifikovali pozůstatek po historické supernově z r. 185 n.l., označený jako RCW 86. Pozorování rentgenových družic Chandra a Newton poukázalo na současné tempo rozpínání plynu 2 750 km/s, stáří 2 tis. roků a vzdálenost 2,5 kpc. W. Blair dokázali na základě infračervených pozorování kosmickým teleskopem SST rozpoznat třídy supernov z r. 1006 n.l. (Lup; Ia); Tycho z r. 1572 (Cas; Ia) a Cas A z r. ±1680 (II). J. Albert aj. pozorovali v druhé polovině r. 2006 pozůstatek Cas A pomocí aparatury MAGIC a objevili v něm záření gama o velmi vysokých energiích >250 GeV. Tím jednak nezávisle potvrdili třídu II pro příslušnou supernovu i její vzdálenost 3,4 kpc a jednak odhadli hmotnost vybuchnuvší Wolfovy-Rayetovy hvězdy na 20 M☉.
S. Aharonian aj. objevili tvrdé záření gama s úhlovým rozlišením 0,06° ve snímku pozůstatku po supernově RX J1713-39 na základě dlouhodobé expozice objektu v letech 2003-2005. Z vnitřní morfologie pozůstatku tak vyplývá, že v obálce pozůstatku po supernově jsou urychlovány částice kosmického záření na energie větší než 100 TeV. R. Fesen aj. využili snímků HST ke studiu chemického složení pozůstatku po supernově S And z r. 1885. Pozorovali tam tmavou kruhovou skvrnu s poloměrem 1,5 pc objevenou už v r. 1989 a změřili tak rychlost rozpínání plynných obalů supernovy přes 12 tis. km/s. Ve spektru obálek odhalili absorpční čáry Ca I a II a Fe I a II. Odhadli také absolutní hvězdnou velikost supernovy v maximu na -18,7 mag, což ji řadí k supernovám třídy II.
S. Reynolds aj. pozorovali pomocí družice Chandra v pozůstatku po Keplerově supernově z r. 1604 rentgenové čáry Fe, Si a S, ale žádné čáry O. Ve spektru jsou patrné projevy silné interakce vyvrženého materiálu s mezihvězdným plynem a prachem. Ze spekter též vyplývá, že supernova vzplanula následkem výbuchu bílého trpaslíka a patří tudíž do třídy Ia. K témuž závěru dospěli též W. Blair aj. na základě rozboru infračervených snímků, pořízených SST v pásmu 3,6 – 160 μm. Pozůstatek obsahuje teplý prach o úhrnné hmotnosti 5.10-4 M☉. Vzdálenost supernovy však byla spíše 5 kpc, na rozdíl od všeobecně přijímané hodnoty 4 kpc.
Od té doby až dodnes byla očima vidět už jen jedna supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Koncem února 2007 uplynulo už 20 let od této výjimečné události, ale od předešlé Keplerovy supernovy se tak stalo po 383 letech, což je docela dlouhý interval; jinými slovy příští očima viditelnou supernovu lze téměř s jistotou očekávat již v tomto tisíciletí! Jelikož vzdálenosti takových supernov se pohybují kolem několika tisíc světelných let, tak je jisté, že elektromagnetická i neutrinová zpráva o budoucí supernově je již na cestě; doručení se děje, jak známo, rychlostí světla, a přesto to trvá docela dlouho.
Jelikož supernova 1987A je jediná jasná supernova, pro níž existují fotometrická a spektroskopická data, není divu, že je v mnoha směrech pozorovatelsky unikátní. Podařilo se totiž jednak jednoznačně identifikovat jejího předchůdce - k všeobecnému údivu astrofyziků to byl modrý (nikoliv standardní červený) veleobr - a dále prokázat ve spektru výbuchu produkty nukleosyntézy nuklidů 56Ni, 57Ni a 44Ti, zjistit, že výbuch byl nesférický, že docházelo k interakci rázové vlny výbuchu s cirkumstelárním i interstelárním prostředím a že po výbuchu se tvoří i prachová obálka supernovy. Last, but not least, poprvé v historii astrofyziky byla pozorováno celkem 24 neutrin třemi různými podzemními detektory, která ve shodě s teorií prokázala fyzikální povahu výbuchu.
Potvrdila se rovněž předpověď, že po více než 10 letech od výbuchu se počne zjasňovat plynný prstenec, odvržený hvězdou dávno před výbuchem, po srážce s rychlejší rázovou vlnou vlastního výbuchu. V současné době tak pozorujeme naprosto jedinečný "perlový náhrdelník" kolem pozůstatku supernovy. Podle M. Parthasarathyho aj. šlo o velmi atypickou supernovu třídy II, protože v maximu jasnosti byla zhruba o řád méně svítivá než tyto supernovy obvykle bývají. Patrně to souvisí s povahou předchůdce, jehož fotometrie UBV z r. 1970-73 ukázala, že šlo o hvězdu jasnosti V = 12,3 mag sp. třídy B3 I, která podle archivních snímků od r. 1896 do okamžiku výbuchu nejevila žádné změny jasnosti s amplitudou nad 0,3 mag. Autoři dokonce odhadují, že předchůdce vůbec nikdy neprošel obvyklým stádiem červeného velobra.
T. Kunugise a K. Iwamoto se zabývali otázkou vyzáření neutrin ze supernov třídy Ia. Neutrina v nich vznikají díky zachycování elektronů u volných protonů a jader atomů v husté horké látce vzniklé explozivním slučováním atomových jader. Maximální zářivý výkon všech tří vůní neutrin 1043 W je pak rovněž "standardní svíčkou", protože explodující bílý trpaslík má pokaždé stejnou hmotnost na Chandrasekharově mezi. Trvání neutrinové emise je však velmi krátké (jen kolem 1 s) a střední energie vyzařovaných neutrin dosahuje 3 MeV. Kdyby taková supernova vybuchla v centru Galaxie, tak detektorem SuperKamiokande by prošlo řádově 104 neutrin. Přitom historické supernovy v naší Galaxii patřily převážně ke třídě Ia ve vzdálenostech 1,2 – 4,2 kpc od Země, ale s ohledem na nízkou účinnost detektoru by SuperKamiokande nedokázalo zaznamenat neutrina se SN Ia, ani kdyby byla vzdálena jen 1 kpc. Naštěstí se počítá se zdokonalením tohoto detektoru (HyperKamiokande) s dvacetinásobnou účinností, a tam už šance na záznam neutrin bude, pokud příští supernova v Galaxii nevybuchne v nejbližších pěti letech...
M. Zingale a L. Dursi propočítali důsledky prvního zážehu překotné termonukleární reakce v nitru hmotného bílého trpaslíka, jenž vzápětí vybuchne jako supernova třídy Ia. Zjistili, že zážeh se odehraje poblíž centra degenerované hvězdy ve vzdálenosti nanejvýš 100 km od geometrického středu. Vzápětí vzplane každá horká skvrna v nitru hvězdy termonukleárním plamenem, ničícím velké množství materiálu bílého trpaslíka. Tyto horké bubliny pak stoupají směrem k povrchu hvězdy a dokonají tak dílo její zkázy.
A. Burrows aj. ukázali, že při gravitačním hroucení hmotných hvězd (kolapsarů) nutně dochází k porušení kulové souměrnosti hroucení, takže se objeví vnitřní magnetohydrodynamické oscilace jádra hvězdy, jež vyvolají ve hvězdě mocné zvukové vlny, takže se celá hvězda otřásá natolik, až se zničí. Z toho pocházejí jak supernovy třídy II tak hypernovy.
W. Chen a X. Li objevili novou možnost vzniku supernovy třídy Ia v případě, že je bílý trpaslík provázen hvězdou hlavní posloupnosti nebo podobrem o maximální hmotnosti menší než 2 M☉. Při přetékání vodíku na bílého trpaslíka přes Rocheovu mez vzniká totiž společný (cirkumbinární) plynný disk kolem dvojhvězdy, jenž soustavě odebírá tak významnou část celkového momentu hybnosti, že se tím začne přenos hmoty zvyšovat a oběžná dráha dvojhvězdy se smršťuje. Během 1 – 3 mld. let tak bílý trpaslík doroste k Chandrasekharově mezi a exploduje jako supernova Ia, když jeho centrální hustota dosáhne kritické hodnoty 2.1012 kg/m3.
Na záhadně gigantickou explozi supernovy 2003fg (souřadnice 1416+5215; z = 0,24 (vzdál. 865 Mpc); absolutní hvězdná velikost v maximu -19,94 mag!) upozornili W. Hillebrandt aj., když se ukázalo, že takovou svítivost výbuchu může vyvolat jedině bílý trpaslík s hmotností podstatně vyšší než Chandrasekharova mez, tj. kolem 2 M☉. Teoretici sice navrhují, že této hodnoty může před výbuchem dosáhnout bílý trpaslík roztočený přenosem hmoty na vysoké obrátky, ale autoři soudí, že to nestačí k udržení jeho stability. Našli však jinou možnost, totiž že by k překotné termonukleární reakci došlo nejprve daleko od centra, čili že výbuch byl byl silně asférický.
Druhé a možná pravděpodobnější vysvětlení však předpokládá, že jde o pár hmotných bílých trpaslíků, které překročí výrazně Chandrasekharovu mez v okamžiku, kdy oba trpaslíci splynou. Pak je vysoký maximální vyzářený výkon zcela přirozený, ale háček je v tom, že takové soustavy před výbuchem dosud nebyly pozorovány. Pokud jsme však v případě 2003fg pozorovali výbuch z takového splynutí, vrhá to nepříznivé světlo na předpoklad o standardní maximální svítivosti supernov třídy Ia, které až dosud slouží jako standardní svíčky pro fotometrické měření kosmologických vzdáleností a slouží i jako klíčový argument ve prospěch existence skryté energie vesmíru.
Záhadu výbuchu supernovy 2003fg ještě prohloubil výpočet L. Bildsteina aj. pro těsné dvojhvězdy typu AM CVn, které se skutečně skládají z páru bílých trpaslíků, z nichž jeden dodává helium na druhého trpaslíka typu CO. Pokud mezi nimi probíhá dostatečně intenzívní výměna hmoty tempem >10-7 M☉/r, dochází tak ke krátkým vzplanutím jako u nov a ztrátě hmoty obou složek. Následkem toho se bílí trpaslíci od sebe vzdalují a hmota nutná pro termonukleární vzplanutí roste. Nakonec tedy dojde k výbuchu bílého trpaslíka CO, jenže absolutní hvězdná velikost výbuchu pak činí nanejvýš -18 mag. Autoři soudí, že pokud budoucí přehlídky dosáhnou mezní hvězdné velikosti 24 mag, pak by se mohla jejich domněnka snadno ověřovat pozorováním.
Další mimořádně svítivou supernovu 2006gz zkoumali M. Hicken aj. v galaxii IC 1277 (Her; vzdál. 90 Mpc). Ačkoliv podle svítivosti patří ke třídě Ia, objevili v jejím spektru čáry uhlíku a křemíku. Odtud usoudili, že tento úkaz lze rovněž nejsnáze vysvětlit jako výbuch po splynutí dvou bílých trpaslíků, jejichž souhrnná hmotnost vysoko překročila Chandrasekharovu mez.
F. Manucci aj. si položili otázku, jak úplná je statistika výbuchů supernov ve vzdáleném vesmíru. Tvrdí na základě přehlídek v blízké infračervené i rádiové oblasti spektra, že většina supernov nám uniká, protože se odehrávají v silně zaprášených oblastech překotné tvorby hvězd. Jelikož s rostoucí vzdáleností od nás přibývá oblastí překotné tvorby hvězd, neúplnost našich přehlídek se zhoršuje pro z >0,5 (>1,5 Gpc). U supernov třídy Ia činí deficit přehlídek 15 % pro z = 1 (2,4 Gpc) a 35 % pro z = 2 (3,2 Gpc). Ještě hůř jsou na tom supernovy třídy II (kolapsary), kde odpovídající ztráty jsou dvojnásobné! Odtud je zřejmé, že i budoucí přehlídky sahající k červeným posuvům z >2 budou velmi zkreslené.
A. Tutukov a A. Fedorova propočítali pozdní vývojová stádia těsných dvojhvězd s kompaktními složkami a ukázali, že podle okolností končí tyto soustavy buď jako supernovy Ia, anebo jako zábleskové zdroje záření gama (GRB), popřípadě jako zdroje velmi měkkého rentgenového záření. Pokaždé je klíčovým hráčem vývoje bílý trpaslík CO dosahující Chandrasekharovy meze. Pokud do akrečního disku kolem něho přitéká až 1 M☉/r (!), vzplane GRB s vyzářenou energií řádu 1046 J. Autoři též propočítali ještě extrémnější případy splývání dvou neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdy s černou dírou. Tím se pak dá vysvětlit pestrost tříd supernov, která závisí právě na vlastnostech jejich předchůdců. Týmž problémem se rovněž zabývali A. Bogomazov aj. pro hvězdy s hmotností >8 M☉. Ukázali, že hvězdné černé díry vznikají především zhroucením Wolfových-Rayetových hvězd ve velmi těsných dvojhvězdách.
T. Greif aj. se zabývali možností, že v raném vesmíru (z ≈ 20; stáří 180 mil. r. po velkém třesku) vznikaly nadhvězdy s hmotností až 200 M☉ a s nepatrnou metalicitou o více než tři řády nižší než má Slunce. Nadhvězdy se bleskově vyvinou a následně vybuchnou jako supernovy, které rázovými vlnami vymetou ze svého okolí do vzdálenosti až 2,5 kpc asi 250 tis. M☉ plynu a prachu. Tím se v jejich okolí pozdrží tvorba nových hvězd přinejmenším o 200 mil. roků.
Vědecký týdeník Nature přinesl překvapivou zprávu o pozorování rádiového pulsaru v Krabí mlhovině (PSR 0531+21) ještě před objevem pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem pomocí naprosto neastronomického zařízení - radarem včasné výstrahy amerického letectva na Aljašce v létě r. 1967. Jak uvedl vysloužilý poddůstojník amerického letectva Charles Schisler, který na této radarové základně v té době sloužil, pozoroval tehdy na obrazovce radaru na tucet astronomických rádiových zdrojů. Astronomové, kteří měli až po 40 letech možnost prostudovat jeho pečlivě vedené pozorovací deníky, zjistili, že řada z těchto zdrojů byly fakticky pulsary, mezi nimiž vynikl svou intenzitou právě pulsar v Krabí mlhovině. Schisler přirozeně neměl možnost zjistit povahu těchto zdrojů, ale přesto hlavní objevitelka pulsarů J. Bellová-Burnellová soudí, že Schislerovy záznamy je třeba považovat za nejstarší doklad o existenci pulsarů.
G. Hallinan aj. objevili koncem r. 2006 pomocí anténní soustavy VLA záblesky rádiového záření u velmi chladného hnědého trpaslíka TVLM 513 sp. třídy dM9 s konstantní periodou 2,0 h, jež je podle optické fotometrie současně rotační periodou trpaslíka. Tyto záblesky však nebyly pozorovány před r. 2006. Jasné záblesky vykazují 100% polarizaci, což svědčí o přítomnosti stabilního magnetického pole na úrovni téměř 1 T. Zdrojem záblesků je stálý zdroj v blízkosti magnetických pólů trpaslíka, jenž vysílá usměrněné svazky podobně jako to známe u klasických rádiových pulsarů. Autoři se proto domnívají, že se jim podařilo nalézt prototyp zbrusu nové třídy přechodných rádiových zdrojů.
D. Leahy a W. Tian studovali pulsar J1846-0258, jenž byl ztotožněn s pozůstatkem po supernově Kes 75. Kombinací rádiových a rentgenových pozorování dospěli k drastické revizi jeho vzdálenosti z 19 kpc na 6,5 kpc, takže tím vyřešili i rozpor mezi stářím pulsaru, vypočteným z tempa brzdění rotace neutronové hvězdy a stářím pozůstatku po supernově. Výsledné stáří 720 let činí z tohoto objektu druhý nejmladší pulsar v Galaxii. Vzplanutí supernovy v optickém oboru však nebylo pozorováno kvůli silné extinkci v uvedeném směru.
I. Malov zjistil že pulsar B1931+24 má osu rotace neutronové hvězdy namířenou k Zemi a současně kolmou na osu magnetického dipólu, takže dosud uváděná hodnota rotační periody 1,63 s je ve skutečnosti dvojnásobná! Za tento neobvyklý sklon obou os je zodpovědná precese akrečního disku v rovníkové rovině pulsaru. C. Ng aj. změřili pomocí VLBA vlastní pohyb pulsaru PSR J0538+2817 (Tau; pulsní per. 0,14 s; stáří 40 tis. r; vzdálenost 1,5 kpc) rychlostí 400 km/s. Z rentgenových snímků družice Chandra vyplývá, že pulsar je obklopen protáhlou mlhovinou s delší osou skloněnou k vektoru rychlosti o 12°. Na základě těchto údajů soudí, že pulsar byl vymrštěn z otevřené hvězdokupy M36 (=NGC 1960; Aur).
M. Reynolds aj. pozorovali pomocí HST červenou světelnou křivku hvězdného průvodce milisekundového pulsaru PSR 1957+20 (per. 1,6 ms), jenž tvoří s pulsarem zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou periodou 9,2 h. Zjistili tak, že dráha je skloněna k tečné rovině pod úhlem 65° a sekundární složka o hmotnosti >0,02 M☉ nevyplňuje Rocheův lalok. Pro hmotnost pulsaru (neutronové hvězdy) vychází rozmezí 1,3 – 1,9 M☉.
D. Helfand aj. využili družic Chandra a ASCA ke studiu TeV zdroje záření gama HESS J1813-178, jenž byl ztotožněn s pozůstatkem po supernově G12.82-0.02 ve vzdálenosti 4,5 kpc. Ukázali, že bodový zdroj rentgenového záření je obklopen difuzní mlhovinou o zářivém výkonu 1,4.1027 W, která je nejspíš vytvářena větrem hypotetického pulsaru, jenž mlhovinu silně ozařuje, protože jeho zářivý výkon dosahuje 3.1026 W. Mezitím F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS při soustavné přehlídce oblohy v oboru záření gama s energiemi nad 100 GeV další dva kandidáty na pulsary se silným hvězdným větrem, a to HESS 1718-385 a 1809-193. Konečně A. de Luca aj. nalezli během 10 let sledování pomocí HST mlhovinu z hvězdného větru pulsaru B0540-69, jenž se nachází ve Velkém Magellanově mračnu. Pulsar je starý 1,6 tis. let; ztráta energie brzděním jeho rotace dosahuje 1,5.1031 W a vůči okolnímu prostředí se pohybuje rychlostí 290 km/s. Svými parametry tak nápadně připomíná pulsar v Krabí mlhovině v naší Galaxii.
I. Malov a J. Baurov si povšimli, že prostorové rychlosti rádiových pulsarů nejsou rozloženy izotropně a liší se svou velikostí podle toho, jak vysoká je magnetická indukce na povrchu příslušných neutronových hvězd. Průměrná prostorová rychlost činí 108 km/s pro neutronové hvězdy s indukcí magnetického pole <1 MT. Pro vyšší indukce však stoupá až na 340 km/s, což je v Galaxii jinak nevídaná rychlost.
D. Lorimer aj. propočítali vývojový scénář pro binární pulsar J0737-3039 a ukázali, že jeho starší složkou je milisekundový (per. 23 ms) pulsar A, který vznikl výbuchem supernovy před 180 mil. let, kdežto pulsar B (per 2,8 s) teprve před 50 mil. lety. V současné době obě neutronové hvězdy kolem sebe obíhají v periodě 2,4 h, ale díky vyzařování gravitačních vln splynou během 85 mil. let.
V. Gvaramadze uvedl doklady o tom, že dva pulsary B2020+28 a 2021+51 mají společný původ, protože vektory jejich prostorových rychlostí mají průsečík v hvězdné asociaci Cyg OB2. Podle jednoho scénáře tvořily předchůdci pulsarů těsnou dvojhvězdu, v níž jedna složka vybuchla jako supernova, ale soustava se tímto výbuchem ještě nerozpadla. Teprve výbuch druhé složky způsobil rozpad soustavy na dva od sebe prchající pulsary. Podle druhého scénáře byly předchůdci supernov samostatní a následkem blízkého setkání tří až čtyř hvězd v jádře asociace dostaly dvě z nich mocný impuls k opuštění asociace a teprve pak vybuchly jako supernovy.
J. Blondin a A. Mezzacappa přišli s pozoruhodným alternativním mechanismem roztočení neutronové hvězdy - pulsaru díky nestabilitě v akreční rázové vlně supernovy. Dosud se počítá s "recyklací" pulsaru, který je po dlouhou dobu roztáčen přenosem hmoty z druhé složky dvojhvězdy. Rychlá rotace mladých pulsarů (stáří do 10 tis. roků) byla dosud záhadou, když se navíc ukazuje, že souvisí se slabým magnetickým polem mateřské neutronové hvězdy.
F. Lockman aj. se zabývali vznikem i současností proslulé rentgenové dvojhvězdy SS 433 (vzdálenost 5,5 kpc od nás). Podle jejich rádiových měření šlo původně o dvojhvězdu složenou z hmotných hvězd sp. třídy O, jež se nacházela v anonymní hvězdokupě v hlavní galaktické rovině, odkud byla katapultována rychlostí přes 30 km/s při nějakém těsném přiblížení k jiné hvězdě. Před 10 mil. let se už vzdálila 200 pc od galaktické roviny, a zde před necelými 100 tis. lety vybuchla hmotnější složka dvojhvězdy jako supernova, jejíž pozůstatek - mlhovina W50 - je dosud dobře viditelný. Druhá složka dvojhvězdy na ni dodává vodík, jenž vytváří jednak akreční disk kolem vlastního pozůstatku (patrně černé díry) a jednak proslulé výtrysky, vyvěrající rychlostí 80 tis. km/s. Kolem pozůstatku W50 se však nachází gigantické mračno neutrálního vodíku o poloměru 40 pc a hmotnosti 8 kM☉ a ještě rozsáhlejší vodíková slupka s poloměrem 70 pc a hmotností řádu 100 kM☉. Dvojhvězda je tedy ponořena do mimořádně hustého mezihvězdného prostředí, což je v tak velké vzdálenosti od roviny Galaxie zcela nečekané. Výbuch supernovy ji navíc nasměroval zpět ke galaktické rovině.
D. Kaplan aj. měřili pomocí kamery ACS HST po dobu dvou let přesné polohy osamělé neutronové hvězdy RX J0720-31 pozorovatelné opticky jako hvězda B = 26,6 mag . Obdrželi tak přibližnou hodnotu její paralaxy a odtud vzdálenost 360 pc i příčný pohyb rychlostí 180 km/s, pro pulsary typický. Odtud vyplývá, že tato neutronová hvězda prchá z hvězdné asociace OB Trumpler 10, v níž vybuchla jako supernova před 700 tis. roky.
J. Combi aj. nalezli podobně místo zrodu mikrokvasaru GRO J1655-40 (max. vzdálenost 1,7 kpc), jenž je těsnou dvojhvězdou, skládající se z hvězdné černé díry a podobra sp. třídy F6 IV o hmotnosti 2,3 M☉. Pomocí spektrografu UVES VLT zjistili, že objekt prchá z otevřené hvězdokupy NGC 6242 rychlostí 110 km/s, v níž se zrodil při explozi supernovy před více než 220 tis. lety. N. Šapošnikov a L. Titarčuk zpřesnili hmotnost černé díry v této soustavě na 6,3 M☉. Podstatně vyšší hmotnost 15,6 M☉ má mikrokvasar GRS 1915+106 a prototyp hvězdných černých děr ve dvojhvězdě Cyg X-1 dosahuje hmotnosti 8,7 M☉.
J. Albert aj. pozorovali od června do listopadu 2006 vzplanutí z okolí černé díry Cyg X-1 v oboru záření gama s energií nad 100 GeV pomocí aparatury MAGIC. Souběžně s tím se zvýšilo i rentgenové záření z bezprostředního okolí černé díry, jak zjistily družice RXTE, Swift a INTEGRAL. Jde o vůbec první takto pozorované vzplanutí u rentgenové dvojhvězdy obsahující černou díru. Z. Stuchlík aj. odvodili z pozorování kvaziperiodických oscilací v Keplerově disku kolem mikrokvasaru 1915+106, že uvnitř disku se nachází Kerrova černá díra s hmotností 14,8 M☉ roztočená na téměř maximální možné obrátky, neboť její spin a = 0,9998. Podle rádiových a spektroskopických měření V. Dhawana aj. je mikrokvasar od nás vzdálen 9 kpc, druhá složka dvojhvězdy má hmotnost 1,2 M☉ a obíhá kolem černé díry v periodě 33,5 d. Celá soustava je stará přibližně 4 mld. roků. J. McClintock a R. Narayan ukázali, že poloměr poslední stabilní dráhy oběhu testovací částice klesá s rostoucí rychlostí rotace černé díry dané hmotnosti. Konkrétně pro hvězdnou černou díru o hmotnosti 14 M☉ činí tento poloměr pouze 30 km a částice obíhá černou díru s frekvencí 950 Hz.
A. Shporer aj. využili teleskopu CFHT k revizi parametrů optického protějšku zákrytové rentgenové dvojhvězdy X-7 v galaxii M33, jejíž rentgenová světelná křivka dala už dříve oběžnou periodu 3,45 d. Stejnou periodu nyní obdrželi z optických pozorování ve čtyřech spektrálních pásmech za dobu 4 let. Odtud zjistili, že optická složka má poloměr 15 – 20 R☉ a efektivní teplotu 33 – 47 kK (sp. třída O6 III). Autorům se však nezdařilo určit spolehlivě hmotnosti obou složek. Z analogie s třemi obdobnými rentgenovými dvojhvězdami s vysokou hmotností složek (HMBX), tj. Cyg X-1, LMC X-1 a LMC X-3 však vyplývá, že i v tomto případě se pozoruje hvězdná černá díra o hmotnosti 6 – 10 M☉ v kombinaci s velmi raným obrem o minimální hmotnosti >30 M☉.
Autoři se též pozastavili nad skutečností, že ze čtyř známých případů dvojhvězd HMBX, kde kompaktní složkou soustavy je černá díra, patří tři do cizích galaxií. Pravděpodobně to znamená, že podobné objekty v naší Galaxii jsou většinou zakryty mezihvězdným prachem v hlavní rovině Galaxie, na rozdíl od zdroje M33 X-7, jehož další výzkum by měl být relativně snadný. Ostatně v průběhu roku 2007 oznámili A. Prestwichová aj. objev dvou dalších rentgenových dvojhvězd s velmi hmotnými černými děrami v galaxiích M33 (16 M☉) a v trpasličí galaxii IC 10 (≈ 30 M☉). V naší Galaxii nemá žádná objevená hvězdná černá díra hmotnost >15 M☉.
Snad ještě podivnějšími rentgenovou dvojhvězdou je zdroj Cyg X-3 v naší Galaxii, který téměř určitě obsahuje černou díru, ale u něhož se pozoruje velká proměnnost rentgenového, optického i rádiového toku. Tato dvojhvězda s oběžnou periodou 4,8 h se nachází poblíž galaktické roviny ve vzdálenosti asi 10 kpc, a přesto sem v říjnu 1985 patrně doletěly energetické částice neznámé povahy, jak se ukázalo v podzemním experimentu SOUDAN v Minnesotě, kde tehdy zaznamenali na 60 sekundárních mionů ze směru od zdroje, jejichž četnost jevila zmíněnou periodicitu.
V r. 2007 studovali S. Carpano aj. objekt X-1 podobného typu v klasické spirální galaxii NGC 300 (Scl, vzdálenost 2 Mpc) na základě dvou týdnů měření rentgenového toku z družice Swift. Objevili tak orbitální periodu dvojhvězdy 33 h a změřili průměrný rentgenový výkon zdroje 1,5.1031 W. Z toho vyplývá, že kompaktní složka je černou dírou a její průvodce hmotnou Wolfovou-Rayetovou hvězdou se silným hvězdným větrem. Pokud je rychlost větru menší než 1 tis. km/s a pokud je hmotnost černé díry malá, proudí látka hvězdného větru do akrečního disku, jenž černou díru obklopuje.
T. Harrison aj. určili pomocí spektrografu NIRSPEC Keckova teleskopu povahu sekundární složky přechodného rentgenového zdroje V616 Mon (=A0620-00), jehož primární složkou je černá díra o hmotnosti 11 M☉. Ukázali, že jejím průvodcem je trpasličí hvězda hlavní posloupnosti sp. třídy K5, jejíž vzhled je ovšem ovlivněn silným hvězdným větrem z okolí černé díry. R. Walter aj. objevili pomocí družice INTEGRAL v polovině září 2006 vzplanutí přechodného rentgenového zdroje IGR J1749-28 pouhý 1° od centra Galaxie. Podle povahy vzplanutí jde o dalšího uchazeče o hvězdnou černou díru.
T. Thompsonovi aj. se podařilo najít v naší Galaxii ve vzdálenosti asi 7 kpc od Slunce zákrytovou rentgenovou dvojhvězdu typu HMBX, jež je zároveň rentgenovým pulsarem EXO 1722-363, když odvodili její parametry pomocí více než sedmiletých měření družicí RXTE. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 9,7 d v průměrné vzdálenosti přes 30 mil. km. Primární složka dvojhvězdy je veleobrem sp. třídy B o poloměru kolem 30 R☉ a hmotností nižší než 22 M☉. Sekundární složka je nejspíš neutronovou hvězdou.
Q. Liu aj. vydali 4. katalog rentgenových dvojhvězd o nízké hmotnosti průvodců (LMXB) zahrnující naši Galaxii a obě Magellanova mračna. Katalog s uzávěrkou dat koncem r. 2006 obsahuje 187 položek. H. Krimm aj. objevili díky družici SWIFT milisekundový rentgenový pulsar PSR 1756-25 (per. 5,5 ms), kolem něhož obíhá ve vzdálenosti pouhých 1,8 tis. km (!) průvodce o hmotnosti <0,03 M☉ vyplňující příslušný Rocheův lalok. Není to však hnědý trpaslík, jak by se z nízké hmotnosti dalo očekávat, ale heliový bílý trpaslík, který přenosem hmoty na neutronovou hvězdu přišel o větší část své původní hmotnosti. Počátkem června 2007 autoři zaznamenali 13 dní trvající rentgenový výbuch, který byl zřejmě vyvolán krátkodobým zvýšením tempa akrece do disku kolem neutronové hvězdy.
C. Bradley aj. studovali spektrum rentgenové novy V404 Cyg v období klidu pomocí družice Newton. Odtud odvodili parametry této dvojhvězdy třídy LMXB, obsahující černou díru o hmotnosti 12 M☉ a podobra sp. třídy K0 IV o hmotnosti 0,7 M☉. Podobr obíhá kolem černé díry v periodě 6,5 d. Změny rentgenového toku v intervalech od 30 min. do 12 h lze dobře vysvětlit jako akreci do disku, jenž černou díru obklopuje. Rentgenový zářivý výkon dosahuje v průměru řádu 1026 W.
A. Hill aj. zaznamenali díky družici INTEGRAL neočekávaný výbuch rentgenové dvojhvězdy A0535+262 (sp. primární složky O9.7e III; sekundár je neutronová hvězda s indukcí magnetického pole 400 MT a rotační periodou 104 s; e = 0,5; minimální poloosa oběžné dráhy 80 mil. km; oběžná doba 110 d; vzdálenost ≈ 2 kpc) v říjnu 2003, kdy se zjasnila v pásmu energií 18–100 keV na dobu 1,6 h s maximem zářivého výkonu 4.1028 W. Jinak po celé sledované od předchozího výbuchu v r. 1994 až do r. 2005 byla dvojhvězda v klidu. Autoři vysvětlují výbuch zvýšením akrece do disku obklopujícího neutronovou hvězdu, jenž současně brzdí její rotaci. Klidová hodnota tempa akrece 3.10-11 M☉ je totiž velmi nízká. Ještě pomaleji rotující neutronovou hvězdu objevili A. Nucita aj. v podobě rentgenové dvojhvězdy 1RXS 1804-27 (rotační per. 8,2 min !; zářivý výkon 6.1027 W; vzdálenost 10 kpc), kde jejím průvodcem je hvězda 18 mag sp. třídy M6 III. Jde tedy fakticky o nový typ "symbiotických" rentgenových dvojhvězd".
P. Kaaret a H. Feng potvrdili periodu 62 d kolísání rentgenového toku rentgenové dvojhvězdy ULX 0955+6940 v galaxii M82 (UMa; vzdál. 3,6 Mpc) během tříletého sledování objektu družicí RXTE. Vysvětlují ji jako oběžnou dobu dvojhvězdy, kde primární složkou je intermediální černá díra, vykazující kvaziperiodické oscilace jasnosti s frekvencemi 50 – 190 mHz s hmotností >500 M☉ (!) a s průvodcem, jenž je patrně veleobrem vyplňujícím Rocheův lalok.
M. Revnitsev aj. ukázali, že rozložení jasnosti rentgenového pozadí v naší Galaxii se shoduje s podobným mapováním infračerveného pozadí družicí COBE. Z toho usuzují, že za rentgenové pozadí jsou odpovědné nerozlišené hvězdné zdroje a nikoliv difuzní horký plyn. To prakticky znamená, že bodových rentgenových zdrojů je v Galaxii o dva řády více, než se dosud soudilo. Podobně A. Abdo aj. využili detektoru MILAGRO k měření pozadí záření gama v pásmu 12 TeV na ploše 2 steradiánů oblohy. Objevili tak zvýšení toku ve směru k souhvězdí Labutě (difuzní zdroj MGRO J2019+37), které může být způsobeno buď dosud neznámým bodovým zdrojem tvrdého kosmického záření anebo skupinou nerozlišených zdrojů TeV záření gama. Dalších 8 kandidátů na zvýšení TeV toku pozorovali ve směru hlavní galaktické roviny s minimálním signálem 25% úrovně signálu z Krabí mlhoviny.
E. Kuulkers aj. sledovali mezi únorem 2005 a dubnem 2006 družicí INTEGRAL oblast výdutě naší Galaxie a našli tam 76 proměnných diskrétních zdrojů měkkého záření gama v pásmech 20 – 150 keV. Proměnnost zdrojů se projevuje antikorelací mezi tvrdší a měkčí složkou energetického spektra a také náhlým blýskáním. Mezi 3. a 21. dubnem 2006 zcela vymizelo záření gama ze směru od centra Galaxie. Jak uvedli A. Bodaghee aj., pozoroval družice INTEGRAL během 4 let provozu již na 500 zdrojů záření gama, z toho polovina je nových. Většina zdrojů se dá ztotožnit buď s rentgenovými dvojhvězdami anebo s aktivními jádry galaxií (AGN). Mezi dvojhvězdami se prosazují páry HMXB, kde průvodcem černé díry je veleobr vyplňující Rocheův lalok. Z pozemních detektorů záření gama byla nejúspěšnější aparatura HESS v Namibii, jež objevila 30 z 54 známých diskrétních zdrojů záření gama. Aparatura využívá k detekci záblesků Čerenkovova záření vznikajícího interakcí fotonů gama se zemskou atmosférou. Atmosférické kužele Čerenkovova záření mají vrcholové úhly jen 1°, na rozdíl od podobných kuželů ve vodě, jejichž vrcholový úhel je plných 41°. V projektu HESS jsou zapojeni také odborníci z MFF UK v Praze.
S. Campana aj. uveřejnili výsledky komplexního studia GRB 050904 (Psc; 0054+14) s rekordním z = 6,3 (vzdálenost 3,9 Gpc), tj. vzplanutí se odehrálo jen 900 mil. roků po velkém třesku. Rentgenová spektroskopie v závěru dlouhého (225 s) vzplanutí gama i v následujícím období raného dosvitu prokázala, že zdroj byl obklopen molekulovým mračnem s vysokou metalicitou. což je překvapující, neboť to platí i hvězdu, jež jako GRB vzplanula. Vysoká metalicita tak brzo po velkém třesku je značnou záhadou, protože podle standardního kosmologického modelu se kovy dostávají do koloběhu látky ve vesmíru až při výbuších prvních supernov a teprve pak recyklují do dalšího pokolení hvězd.
S. Cusumano aj. popsali rentgenovou i gama světelnou křivku GRB (rozsah 1 – 1 090 keV od necelých 3 min po vzplanutí. Hrbolatá světelná křivka je poseta mnoha sekundárními vrcholky a předchůdce GRB byl nejspíš hvězdou I. generace hvězd (populace III). L. Gou aj. zjistili, že optické i rentgenové erupce probíhaly souběžně a vyvrcholily téměř 8 min po GRB. V blízké infračervené oblasti začala jasnost dosvitu klesat od 2,8 h po záblesku a vymizela v čase 8,3 h po něm. Jak autoři uvádějí, jde o silně nadprůměrné parametry. Podle D. Kanna aj. velmi jasná světelná křivka dosáhla při známé vzdálenosti neuvěřitelného zářivého výkonu 23 PL☉, což je přirozeně vesmírný rekord tím spíše, že je vysílán z velmi malého kosmického tělesa s poloměrem řádu 10 km. E. Berger aj. využili měření optického a infračerveného dosvitu z HST a SST k odvození vrcholového úhlu výtrysku na pouhé 4° a celkové vyzářené energie 1044 J. Nepodařilo se jim však nalézt na snímcích mateřskou galaxii, takže její absolutní hvězdná velikost musí být větší než -20 mag.
A. Ruiz-Velasco aj. popsali optický dosvit GRB 060927, jenž byl zaznamenán robotickou kamerou ROTSE-III (zrcadlo o průměru 0,45 m) i robotickým 2m teleskopem Faulkes v poloze 2158+0521 již 20 s po záblesku gama a potom velmi podrobně spektrografem VLT ESO 13 h po záblesku. Ze spektra především vyplynul červený posuv z = 5,47 (vzdál. 3,9 Gpc), což znamená, že zpoždění 16,5 s naměřené na Zemi představuje jen 3 s ve vztažné soustavě GRB! Optický dosvit byl výrazně červený a souběžně s ním byl ve 23. sekundě po záblesku zaznamenán i dosvit rentgenový. Jelikož se tento úkaz odehrál jen 1,1 mld. let po velkém třesku, získáváme tak významný nástroj pro studium období reionizace vesmíru po šerověku vesmíru.
H. Hao aj. využili dalšího velmi vzdáleného GRB 060206 (z = 4,05; vzdál. 3,7 Gpc) jako světlometu, jenž na několik hodin ozářil mezilehlé mračno plynu ve vzdálenosti 2,8 Gpc od nás. V časech 4,1 a 7,6 h po výbuchu v něm pozorovali absorpční čáry Fe II a Mg II, jevící silnou proměnnost svých intenzit. Odtud odhadli příčný rozměr mračna na 100 mld. km (670 AU). Podobné pozorování uskutečnili také V. D°prime;Elia aj. díky spektrografu UVES VLT pro GRB 050730 (z = 3,97; vzdál. 3,7 Gpc). Nalezli tak přímo v okolí GRB absorpční čáry C II, Si II, O I a Fe II a odtud odvodili, že příslušné mračno má jen setinu sluneční metalicity, což odpovídá tehdejšímu věku vesmíru jen 1,6 mld. let. Podle M. Perriho aj. měl tento zdroje extrémně dlouhý (>11 h) rentgenový dosvit se dvěma zlomy světelné křivky v časem 4 min a 2,8 h po záblesku gama. Podobná pozorování mohou přinést jedinečné údaje jak pro určování fyzikálních a chemických vlastností mezihvězdných mračen v raném vesmíru tak i pro vlastní výzkum zdrojů GRB a vzdálených galaxií. B. Schaefer aj., dokonce na základě červených posuvů ve spektru 69 GRB a různých indikátorů jejich zářivého výkonu zkonstruovali Hubblův diagram v rozmezí z 0,17 – 6,3 (0,6 – 3,9 Gpc), z něhož vyplývá, že kosmologická konstanta LAMBDA se nemění s časem.
P. Schady aj. zjistili, že dosud nejjasnější GRB 061007 pozorovaný družicí Swift měl shodné světelné křivky rentgenového i optického dosvitu, když ještě 80 s po vzplanutí gama byl opticky jasnější než 11 mag. Znamená to, že buď byl výtrysk velmi úzký, anebo byla celková energie vzplanutí extrémně vysoká.
A. Castro-Tirado aj. podrobně rozebrali okolnosti pozorování GRB 051022, jenž byl objeven družicí HETE-2 jako jeden z nejjasnějších GRB v historii a jenž byl doprovázen silným rentgenovým dosvitem, zatímco v blízkém infračerveném i optickém oboru nebyl dosvit pozorován vůbec. Neúspěšná pozorování přitom probíhala od 2,5 h po záblesku gama po dobu téměř 14 měsíců, což úkaz řadí do skupiny temných GRB. Podařilo se však opticky zaznamenat mateřskou galaxii 21 mag se z = 0,8 (vzdál. 2,1 Gpc), jejíž absolutní hvězdná velikost je tudíž -21,8 mag, takže má svítivost asi 3krát vyšší než naše Galaxie. Odtud pak vyplývá izotropní vyzářená energie GRB řádu 1044 J. V galaxii probíhá po dobu asi 25 mil. roků překotná tvorba hvězd vysokým tempem 50 M☉/r. Autoři však zjistili, že zmíněný GRB se odehrál v obřím molekulovém mračnu s vysokou extinkcí v optickém oboru (50 mag!) a dokonce i v středním infračerveném pásmu K (6 mag). Není proto divu, že dosvit v těchto pásmech nebyl pozorován a to zřejmě platí obecně i pro další "temné" GRB.
D. Frederiks aj. pozorovali aparaturou Konus na družici Wind v pásmu energií 0,01 – 1,1 MeV záblesk GRB 051103 v trvání pouhých 0,17 s v poloze 0952+6851, která odpovídá poloze kupy galaxií M81 (UMa; vzdál. 3,6 kpc). Jde tedy nepochybně o krátký (<2 s) záblesk SGRB, vyvolaný pravděpodobně splynutím dvou kompaktních hvězd. A. Achterberg aj. využili neutrinového detektoru AMANDA II v Antarktidě k hledání korelací mezi příchodem vysokoenergetických neutrin a výskytem GRB v letech 1997-2003, ale žádné korelace nenašli
C. Fryer aj. se domnívají ve shodě s většinou odborníků, že hmotné hvězdy na konci termonukleárního vývoje (kolapsary) jsou příčinou pozorovaných dlouhých (>2 s) zábleskových zdrojů záření gama (LGRB). Četnost LGRB je však tak velká, že kromě osamělých hmotných hvězd se musí přičinit i některé typy dvojhvězd, vykazující rozličné scénáře přenosu hmoty mezi složkami a případně i vznik společné plynné obálky kolem soustavy. Rozmanité scénáře nakonec vedou k výbuchům hypernov, resp. supernov tříd Ib, Ic a II. Podle J. Larssonové aj. stačí k výbuchu kolapsaru jako supernovy, aby předchůdce měl hmotnost >8 M☉, kdežto pro LGRB je potřebná hmotnost předchůdce >20 M☉. E. Bissaldi aj. uvedli, že supernovy třídy II s relativním zastoupením plných 70 % jsou s převahou nejpočetnější mezi všemi třídami supernov.
J. Staff aj. vytvořili model, který naznačuje, že u dlouhých zábleskových zdrojů záření gama má vnitřní zdroj celého úkazu zajímavý vlastní vývoj. Hmotný kolapsar v těsné dvojhvězdě se začne hroutit zásluhou akrece od svého průvodce, takže vzniká protoneutronová hvězda, která se při dostatečné hmotnosti ve druhé fázi vývoje změní na kvarkovou hvězdu, jež stále nabírá další hmotu. Proto dochází ještě ke třetí fázi vývoje, kdy se kvarková hvězda zhroutí na hvězdnou černou díru. Závěrečné hroucení je doprovázena dlouhým vzplanutím záření gama a interakcí výtrysků vyvěrajících z okolí černé díry s výtrysky, které doprovázely předešlý vznik kvarkové hvězdy. Model dobře vysvětluje existenci rentgenových záblesků v dosvitech mateřských objektů jako byly GRB 050219A, 050502B, 050421 a 050401.
Podle B. Zhanga aj. je rozdělení GRB na dlouhé a krátké rozmyté kvůli pozorování GRB 060614, jenž se nacházel velmi blízko, a přesto se k němu nenašla žádná supernova. Zvláštností tohoto GRB byla krátká epizoda tvrdého záření gama na počátku vzplanutí, následovaná dlouhou epizodou záření měkkého. Autoři se proto domnívají, že šlo o extrémní případ krátkého vzplanutí, kdy předchůdce krátkého záblesku gama (SGRB) náleží ke staré populaci hvězd. Je-li tato domněnka správná, budou podobné SGRB objevovány zejména v eliptických galaxiích, na rozdíl od dlouhých LGRB, jejichž předchůdci jsou mladé velmi hmotné hvězdy. Titíž autoři dospěli na základě statistiky z družice Swift k neméně nečekanému zjištění, že SGRB a LGRB se od sebe neliší, pokud jde účinnost zářivého procesu a totéž dokonce platí i pro rentgenové záblesky (XRF), jež jsou obdobou GRB v pásmu tvrdého rentgenového záření. Identifikace mateřských galaxií zdrojů LGRB prokázaly podle S. Nuzeho aj., že předchůdci LGRB jsou velmi hmotné hvězdy s nízkou metalicitou, takže tyto záblesky mohou sloužit jako ukazovátko, kde se v raném vesmíru nacházely oblasti překotné tvorby hvězd.
N. Butler aj. zveřejnili katalog údajů o GRB pozorovaných družicí Swift od prosince 2004 do května 2007, obsahující mj. červené posuvy pro 77 GRB. C. Akerlof a H, Swanová zjistili, že v tomto souboru má 71% GRB v čase 1 tis. s po záblesku optický dosvit jasnější než R = 22,1 mag. Nejjasnější dosvity mají v té době ještě 19,5 mag. Amplitudy pozorovaných dosvitů dosahují až 14 mag. K objevu optických dosvitů často stačí robotické kamery s objektivem o průměru pouhých 10 mm. V. Lipunov aj. instalovali v Domodědovu v projektu "Mastěr" několik světelných (F/1,2 – 4) robotických kamer s průměry objektivů 25 – 355 mm a zornými poli 0,7 – 40°, jež sledují za příznivého počasí až 90 % plochy oblohy do 19 mag. Tak se jim podařilo objevit optické protějšky GRB 050824 a 060926 jakož i supernovy 2005bv (Ia), 2006ak (Ia) a 2005ee (II).
E. Liang aj. přispěli k další komplikaci už beztoho dost neurčité klasifikace GRB tvrzením, že v souboru 200 LGRB z družice Swift se vyskytují nápadně podsvítivé případy s malou vzdáleností od nás, které mají mimořádně široký vrcholový úhel vyzařujícího výtrysku (>31°), což je prý doklad existence již třetí třídy GRB, které lze pro nízkou svítivost pozorovat jen v bližším okolí naší Galaxie. Podobně E. Berger aj. zjistili, že 9 dosvitů SGRB ve vzdálenostech 1,2 – 2,5 Gpc, pozorovaných obřími dalekohledy Gemini, Magellan a HST, vyzářilo izotropně energie až 1045 J, tj. o tři řády více než SGRB v malých vzdálenostech od nás, takže jde zřejmě o zcela novou populaci SGRB.
T. Lee a C. Dermer vypracovali statistiku o rozložení vzdáleností zdrojů GRB na souboru poměrně homogenních pozorování družice Swift a 16 následných spektroskopických měření červených posuvů z. Zatímco dřívější značně nehomogenní data (41 GRB) dávala střední hodnotu z = 1,5 (vzdálenost 2,9 Gpc), údaje ze Swiftu vedou k podstatně vyšší hodnotě z = 2,7 (vzdálenost 3,4 Gpc). Po zahrnutí výběrových efektů je však pravděpodobné, že četnost výskytu GRB se ve vesmíru zvyšuje až do z ≈ 5 (vzdálenost 3,8 Gpc, tj. do stáří vesmíru 1,2 mld. roků po velkém třesku). Jednotlivé výtrysky GRB mají též v průměru širší vyzařovací kužel s vrcholovým úhlem 20° (dřívější data dávala úhel jen 14°). Zdá se též, že populace blízkých (z <0,25; vzdál. 900 Mpc) GRB se od vzdálené populace liší. V blízkých spirálních galaxiích vzplane v průměru jeden GRB za 600 tis. let. Z celkového počtu GRB by měly mít 4 % červené posuvy >7 (vzdál. >4 Gpc) a 10 % >5 (vzdál. >3,8 Gpc), pokud platí základní předpoklad, že četnost GRB klesá s rostoucí metalicitou hvězd během stárnutí vesmíru.
Údaje o GRB z družice Swift vedly S. Naoze a O. Bromberga k odhadu, kdy nejdříve se ve vesmíru mohly tyto zábleskové zdroje vyskytnout. Autoři vycházejí z všeobecně přijímaného předpokladu, že první hvězdy populace III měly hmotnost >100 M☉, protože obsahovaly pouze vodík a helium a vznikaly již při z = 66 (30 mil. let po velkém třesku). Tak hmotné hvězdy dospěly již za 5 mil. let do stádia kolapsarů a jejich zhroucení vyvolalo první úkazy GRB.
A. Bogomazov aj. se domnívají, že podmínky pro vznik GRB poskytují velmi hmotné hvězdy (>8 M☉) v těsných dvojhvězdách. V pozdních fázích vývoje takových soustav se hmotná složka dvojhvězdy typu Wolfových-Rayetových hvězd vytváří zhroutí na neutronovou hvězdu, kolem níž se utvoří akreční disk o hmotnosti kolem 1 M☉. Jejím průvodcem je těžký bílý trpaslík. Neutronová hvězda nabírá hmotu z disku a roztáčí se na vysoké obrátky, ale díky tomuto přírůstku hmoty se nakonec zhroutí na hvězdnou černou díru, což je doprovázeno výronem měkkého záření gama, tj. GRB.
E. Molinari aj. ukázali, jak lze z raných světelných křivek těsně po vzplanutí GRB vypočítat Lorentzův faktor, tj. relativistické poměry v původní ohnivé kouli GRB. Na základě světelných křivek dvou GRB (060418 a 060607A ) odvodili v obou případech vysoký Lorentzův faktor ≈ 400, což dává poloměr ohnivé koule řádu bilionu km (700 AU) a rychlost relativistických částic jen o 0,003 promile nižší než je rychlost světla. H. Doi aj. využili rozsáhlých údajů o světelných křivkách optických dosvitů GRB, získaných díky pilné družici Swift, k vytvoření jejich jednotného fyzikálního modelu, sestávajícího z kombinace tří jevů, a to synchrotronového záření, jeho samoaborpce a vnitřní rázové vlny, vyvolané vlastním vzplanutím. Model dokáže objasnit i výskyt mimořádně jasných optických protějšků jako tomu byl v případě GRB 990123.
Alternativní model zveřejnili W. Lei aj. Podle těchto autorů se v srdci každého GRB nachází rychle rotující (Kerrova) hvězdná černá díra, obklopené v rovině rovníku plynným diskem, který se vlivem precese kolébá. Z disku proudí plyn na černou díru a přitom se uvolňuje zářivá energie prostřednictvím Blandfordova-Znajekova mechanismu (dolování rotační energie černé díry prostřednictvím magnetického pole akrečního disku). Světelná křivka GRB po výbuchu je nejvíce ovlivněna rychlým rozevíráním vrcholového úhlu výtryskového kužele na obzoru událostí černé díry. Otvírání úhlu se však postupně zpomalí.
C. Guidorzi aj. využili podrobných údajů o GRB 070311 z družice INTEGRAL k objasnění souvislostí mezi optickým protějškem a dosvitem GRB. Tvrdí, že protějšek je důsledkem vnitřních rázových vln, které probíhají relativistickými slupkami materiálu, jenž byl z předchůdce GRB vyvržen předem. Dosvit je naproti tomu projevem synchrotronového záření elektronů, jež byly vymeteny z okolí zdroje ohnivou koulí rozpínající se do mezihvězdného prostředí. Pozorované krátkodobé kolísání a menší výbuchy v rentgenovém i optickém oboru pak svědčí o pokračujícím provozu centrálního zdroje, jehož záření interaguje s vnitřními i vnějšími rázovými vlnami.
Nicméně C. Wanjek upozornil ve svém přehledovém článku na nové komplikace, za něž obrazně řečeno může velmi úspěšná družice Swift. Ta např. pozorovala GRB 060729, který byl rentgenově pozorovatelný téměř půl roku po vlastním vzplanutí a jehož vrcholový úhel výtrysku byl mimořádně rozevřený (35°), takže šlo možná o magnetar. Podobně anomálně se choval též GRB 070110 zřejmě pod vlivem velmi silného magnetického pole. Vrcholové úhly usměrněných výtrysků GRB se navzájem velmi liší, což znesnadňuje určení celkové vyzářené energie jednotlivých GRB. Wanjek sarkasticky poznamenává: "Když pozorujete jeden GRB, tak prostě vidíte pouze jeden GRB". Přesto se naše souhrnné vědomosti o jevu GRB významně zlepšují. Obecně platí, že každý GRB vyzáří během několika desítek sekund tolik energie jako Slunce za celou dobu svého pobytu na hlavní posloupnosti (11 mld. let)!
M. Goad aj. popsali rentgenovou světelnou křivku nejjasnějšího rentgenového protějšku GRB 051117A, kde centrální zdroj fungoval po neuvěřitelně dlouhou dobu jedné hodiny. Světelná křivka vykazovala na sebe navazující a dokonce i vzájemně se překrývající kratičká vzplanutí, což je v dosavadní historii pozorování GRB naprosto nevídaný úkaz. A. Soderbergová aj. prozkoumali dosud nejlépe a komplexně pozorovaný rentgenový záblesk XRF 050416A (z = 0,65; vzdálenost 2 Gpc), k němuž máme podrobná data také v blízkém infračerveném, optickém i rádiovém oboru elektromagnetického spektra. Pokud by byl zdroj zářil izotropně, tak vyzářená energie dosáhla hodnoty 1044 J a rázová vlna záblesku dokonce 1045 W. V každém případě vrcholový úhel výtrysku byl širší než 7°. Souběžně se zábleskem vybuchla na tom místě i klasická supernova, podobající se prototypu 1998bw. Záblesk se odehrál poblíž jádra mateřské galaxie (I = 22,7) s metalicitou asi poloviční než je sluneční a s vyšším tempem tvorby hvězd (2 M☉/r). Čtyřicet dnů po rentgenovém záblesku se ve zdroji XRF odehrál gigantický rádiový výbuch záhadné povahy.
E. Bissaldi aj. nalezli velmi dobrou shodu mezi výskytem LGRB a supernov Ib/c v nepravidelných galaxiích. Zdá se, že LGRB jsou důsledkem výbuchu Wolfových-Rayetových hvězd o hmotnostech 40 – 100 M☉, takže jen zlomky procent supernov Ib/c se současně projeví jako LGRB. M. Dainotti aj. ukázali, že mimořádně dlouhý GRB 060218 s trváním 35 min (!) nepochybně souvisí s výbuchem supernovy 2006aj třídy Ib/c. Výzkumu supernovy se věnovali K. Maeda aj., kteří k tomu využili spektrografu a kamery u obřího teleskopu Subaru, jímž sledovali supernovu ještě 200 dnů po záblesku XRF. Ukázali tak, že plynné obaly kolem supernovy se rozpínaly rychlostí přes 7 tis. km/s, a že celá exploze byla lehce asymetrická. Podle jejich výpočtů měl předchůdce supernovy původní hmotnost 20 M☉, kterou však značně poztrácel ještě před vlastním výbuchem, kdy se do okolního prostoru rozmetaly 2 M☉ látky, z toho 1,3 M☉ kyslíku a 0,05 M☉ izotopu 58Ni. Energie vyzářená při explozi dosáhla hodnoty 2.1044 J. Na základě těchto údajů klasifikovali výbuch jako supernovu třídy Ic. K. Wiersema aj. zjistili pomocí spektrografů UVES a FORS (VLT ESO), že trpasličí mateřská galaxie o hmotnosti pouhých 10 mil. M☉ byla docela blízko (z = 0,033, tj. 140 Mpc) a supernova tam vybuchla v oblasti překotné tvorby hvězd s nízkou metalicitou! K. Toma aj. uvedli, že zářivý výkon zdroje XRF byl o plných pět řádů nižší než u běžných LGRB, takže se domnívají, že šlo fakticky o magnetar s periodou rotace neutronové hvězdy 10 ms a rekordně silným magnetickým polem řádu 1 TT!
P. Woods aj. shrnuli hlavní výsledky soustavného sledování magnetaru SGR 1806-20 [Sgr; vzdálenost (10 ±4 kpc)], který se proslavil gigantickým vzplanutím gama GRB 041227, ale byl nepravidelně sledován již od r. 1993 a pochopitelně pečlivě a soustavně po zmíněném vzplanutí. Spektrální vývoj magnetaru nelze jednoduše popsat; šlo o velmi komplexní a neperiodický vývoj. Je zajímavé, že rotační rychlost neutronové hvězdy kolísala neustále, tedy i před vzplanutím, ale nikdy nešlo o nějaký náhlý skok, ani během záblesku gama. Zato se po vzplanutí dramaticky změnil profil rentgenového impulsu, což dává aspoň jakýsi klíč k rozluštění otázky, co přesně působí u magnetaru ona obří vzplanutí. V každém případě se zdá, že gigantické vzplanutí nijak zvlášť nepoškodí neutronovou hvězdu, která se z tohoto kosmicky rekordního úkazu docela dobře vzpamatuje. Svědčí o tom sdělení P. Esposita aj., kteří sledovali magnetar po dobu dvou let od gigantického vzplanutí aparaturami na družicích Suzaku, Newton a INTEGRAL. Zjistili, že po několika sekundárních vzplanutích v září 2006 se úroveň rentgenového toku vrátila na původní stav před prosincem 2004.
D. Frederiks aj. uveřejnili překvapivé pozorování vlastního gigantického vzplanutí nečekanou metodou - totiž odrazem záření gama od povrchu Měsíce. Přímá detekce obřího vzplanutí přístroji na různých družicích Země totiž paradoxně selhala, protože citlivé detektory byly vesměs zahlceny. (Např. S. Boggs aj. uvádějí, že aparatura RHESSI měla zahlcené detektory během 0,5 s trvání největšího vzplanutí.) Naproti tomu signál dostatečně zeslabený šikmým odrazem od Měsíce byl ještě rozumně silný pro detektory na družici Koronas-F, jež byla vůči magnetaru ve stínu Země, ale v jejímž zorném poli se nacházel Měsíc.
Tak se podařilo až nyní zjistit, že při vlastním záblesku dosahovala měřitelná energie fotonů hodnot až 10 MeV a jeho dosvit v pásmu 1 MeV trval celé hodiny. Hlavní impuls obsahoval energii 2.1039 J a maximální zářivý výkon činil dokonce 3,5.1040 W; byl tedy vyšší než u kvasarů! Pulsující "chvost" hlavního záblesku i následné sekundární záblesky dosahovaly stále ještě zářivých výkonů řádu 1035 W. Zároveň se projevilo periodické kolísání toku v oboru gama s periodou 7,4 s, což je zřejmě rotační perioda mateřské neutronové hvězdy. M. Vietri aj. zde objevili přechodné kvaziperiodické oscilace s frekvencemi 20 – 1840 Hz trvající obvykle desítky sekund, odpovídající zářivým výkonům až 1034 W. Autoři to považují za důkaz přítomnosti magnetického pole o indukci řádu 100 GT! Jelikož je tento magnetar od nás vzdálen 15 kpc, plyne odtud, že tak obří erupce magnetarů lze v principu pozorovat i v cizích galaxiích až do vzdálenosti 40 Mpc od nás.
Podobně se Y. Tanakovi aj. podařilo získat nezahlcená měření GRB 980827 (SGR 1900+14; Aql; vzdál. 15 kpc) pocházející z družice Geotail. Odtud vycházejí nižší hodnoty energie vyzářené v pásmu >50 keV - 4.1037 J, špičkový výkon 2.1039 W a teplota vzplanutí ≈ 2 GK! Autoři též porovnali oba zmíněné úkazy (1900+14 a 1806-20) a dospěli k závěru, že v obou případech se vyzářené energie uvolnila trhlinou v kůře příslušné vysoce magnetické neutronové hvězdy.
F. Camillo aj. objevili pomocí radioteleskopu v Parkesu rádiové záření rentgenového zdroje 1E 1547-5408, jenž se nachází v pozůstatku po supernově G327.24-0.13 ve vzdálenosti 9 kpc od nás. Rádiový zdroj jeví periodu 2,07 s, jež se prodlužuje relativním tempem 2,3.10-11. Z brzdění rotace vyplývá velikost zářivého výkonu neutronové hvězdy 1.1028 W a indukce jejího magnetického pole 22 GT, takže jde o magnetar. Je to teprve druhý magnetar s rádiovým zářením, jež se ovšem vynořilo až během rentgenového zjasnění magnetaru.
D. Helfand aj. změřili radiointerferometrem VLBI vlastní pohyb magnetaru XTE J1810-197 v pásmech vlnových délek 60 a 36 mm. Dvě měření v intervalu 106 d ukázala, že úhlový vlastní pohyb magnetaru činí 0,014"/r. Při vzdálenosti magnetaru 3,5 kpc od nás to odpovídá vysoké rychlosti 212 km/s vůči místnímu těžišti, což je však méně než tomu bývá pro mladé neutronové hvězdy.
R. Gill a J. Heyl vypočítali, že v Galaxii vzniká nový magnetar v průměru jednou za 500 let. Astronomové takové úkazy zařazují mezi "měkké opakovače" SGR nebo anomální rentgenové pulsary (AXP). Protože magnetary se obecně vyznačují velkou indukcí magnetického pole na svém povrchu >10 GT a mají původní hmotnosti v rozmezí 8 – 25 M☉, je přirozené že většina supernov (78 %) se osudu magnetarů vyhne. V naší Galaxii v současné době funguje jen 17 magnetarů, protože jejich životnost je v porovnání s jinými stádii vývoje hvězd velmi krátká. Naproti tomu v Galaxii vznikají dvě neutronové hvězdy za století.
H. Budner aj. objevili pomocí submilimetrových radioteleskopů JCMT a 10m radioteleskopu Caltech na frekvenci 317 GHz mezihvězdnou těžkou vodu D2O ve zdroji IRAS 16923-2422. Její množství v daném zdroji je o pět řádů nižší než zastoupení obyčejné vody při teplotách 10 – 30 K. M. Agúndez aj. využili 30m radioteleskopu IRAM k odhalení molekuly HCP, což je teprve třetí mezihvězdná molekula obsahující fosfor (předtím to byly molekuly PN a CP). Nová molekula se nachází v rozpínající se plynné obálce uhlíkové hvězdy na asymptotické větvi obrů IRC+10216. Týž radioteleskop posloužil N. Marcelinovi aj. k objevu propylenu (CH2CHCH3) v obřím molekulovém mračnu TMC-1 (Tau; vzdálenost 140 pc), což dokazuje, že pestrá chemie se odehrává v řídkém mezihvězdném prostředí i při teplotách řádu 10 K.
M. McCarthy aj. nalezli pomocí 100m radioteleskopu GBT čáry aniontů C6H- a C6D- jednak v obřím molekulovém mračnu TMC-1, kde právě nyní probíhá překotná tvorba hvězd, a jednak ve spektru molekulového oblaku kolem již zmíněné hvězdy IRC+10216 (vzdálenost 200 pc). Tím stoupl počet identifikovaných mezihvězdných molekul na 144, z nichž 130 jsou neutrální molekuly. Nově objevené anionty jsou však větší než všechny interstelární neutrální molekuly i než všechny kationty. Titíž autoři nalezli vzápětí další anionty téhož typu, tj. C8H- a C4H-.
Týž radioteleskop posloužil také Y. Pidopryhorovi aj. pro objev velebubliny v Hadonoši (gal. souřadnice l = 30°; b > 25°; vzdálenost od nás 7 kpc), jež je pozorovatelná v čarách H I a H+ a má hmotnost 2 MM☉. Součástí velebubliny je chochol v podobě gigantické erupce o rozměrech 1,2 x 0,6 kpc a hmotnosti 30 kM☉ vzdálený 3,4 kpc od hlavní roviny Galaxie. Stáří velebubliny činí jen 30 mil. roků a její zářivá energie dosahuje 1046 J.
Nejvýraznější temná mlhovina na obloze Uhelný pytel, jež se nachází v souhvězdí Kříže, má největší průměr 15 pc a je od nás vzdálena jen 150 pc. Na obloze proto zaujímá úhlový rozměr 5° x 6°. Mezi jasnými mlhovinami jižní polokoule ovšem nejvíce vyniká obří mlhovina v souhvězdí Lodního kýlu v okolí hvězdy η Car rovněž o průměru 15 pc. Její pohádkovou krásu odhalila mozaika 48 snímků v čarách neutrálního vodíku a ionizovaného dusíku, která vznikla díky mimořádně citlivé kameře ACS HST na počest 17. výročí činnosti tohoto jedinečného astronomického teleskopu. Jak uvedl R. Villard, původně černobílý snímek byl v počítači obarven podle barevného snímku pořízeného 4m teleskopem CTIO. Podrobný snímek HST ukazuje bublinu horkého plynu, jež se rozpíná uvnitř obřího molekulového mračna s pruhy mezihvězdného prachu. Bublina je stará teprve 3 mil. roků a poskytuje nám tak přibližnou představu o vzniku Slunce a Sluneční soustavy.
K. Menten aj. využili radiointerferometru VLBA na frekvenci 8,4 GHz k měření vlastního pohybu i určení paralaxy neméně proslulé Velké mlhoviny v Orionu (M42), která je v zimě vidět pouhým okem i u nás. Měření od září 2005 po dobu dvou let dala výsledný vlastní pohyb mlhoviny 0,002 415"/r a její zpřesněnou vzdálenost (414 ±7) pc. D. Chochol aj. zkoumali povahu nové mlhoviny u hvězdy V1647 Ori, kterou poprvé zpozoroval J. McNeil v lednu 2004 a jež dosáhla dlouhotrvajícího maxima 14,5 mag. Do října 2005 však opět zeslábla o 3,5 mag. Jde o rekurenci vzplanutí hvězdy po 37 letech, což hvězdu řadí mezi úkazy na FUorech (FU Ori) a EXorech (EX Lup). Autoři našli v mlhovině oblasti B a C, které jsou evidentně ozářeny výbuchy samotné hvězdy s různým zpožděním (59 d, resp. 85 d).
Jedním z dlouho neřešených problémů výzkumu mezihvězdné látky je povaha tzv. vysokorychlostních mračen (high-velocity clouds; HVC) někde na periférii Galaxie, protože nemáme vhodnou metodu k určení jejich vzdáleností. Nyní se o řešení zapeklité otázky pokusili B. Wakker aj., když se snažili určit meze vzdálenosti pro HVC komplex C, jenž zřejmě představuje intergalaktický plyn, padající do naší Galaxie. Pozorováním hvězd, jež se na HVC promítají. resp. nepromítají, lze totiž určit horní a spodní mez vzdálenosti komplexu C. Tyto meze jsou ovšem nepříjemně široké, tj. 3,7 – 11,2 kpc od nás, i když je dosti pravděpodobné, že komplex C je vzdálen více než 6,7 kpc. Hmotnost komplexu pak lze odhadnout v rozmezí 3 – 14 MM☉ a roční přítok plynu (H I, H II a He) v rozmezí 0,1 – 0,25 M☉/r. Jak patrno, povaha HVC zůstává stále překvapivě tvrdým oříškem, přestože byly objeveny již v r. 1963.
F. Comeron a A. Pasquali objevili, že hvězda BD +43° 3654 (sp. O4 If; 70 M☉; stáří 1,6 mil. roků) má zřejmě vysoký vlastní pohyb, protože je ve směru jejího pohybu vidět na záběrech z družice IRAS oblouk rázové vlny. Zpětné promítání směru letu vede do známé hvězdné asociace Cygnus OB, takže je prakticky jisté, že odtamtud byla hvězda vymrštěna následkem těsného přiblížení k jiné hvězdě (obří gravitační prak).
V. Ortega aj. zjistili z vlastních pohybů, že trojnásobná hvězda AB Dor má společný původ s otevřenou hvězdokupou Plejády. Podle jejich výpočtů jsou obě skupiny stejně staré (119 mil. roků) a měly v době zrodu tutéž polohu v Mléčné dráze. AB Dor je dnes jenom 15 pc od Slunce, zatímco vzdálenost Plejád je předmětem dlouholetého sporu, protože trigonometrie z družice HIPPARCOS dává vzdálenost jen 118 pc, kdežto nepřímé (fotometrické) metody vedou k hodnotám ≈ 135 pc. Proto M. Groenewegen aj. využili okolnosti, že podle fotometrie ze zmíněné družice je dvojčárová spektroskopická dvojhvězda HD 23642 rovněž zákrytovou dvojhvězdou, což umožňuje nezávisle určit její vzdálenost pomocí programů, které vypracoval P. Hadrava. Jelikož autorům vyšla vzdálenost 138 pc, je téměř jisté, že trigonometrická paralaxa Plejád je chybná.
J. Maíz a A. Moffat studovali pomocí HST podivuhodnou otevřenou hvězdokupu NGC 3603 (Car; 6 kpc), která ve svém centru zřejmě obsahuje řadu hvězd o hmotnostech řádu 100 M☉, jejichž mocný hvězdný vítr vrtá díry do okolního mračna ionizovaného vodíku. Na snímcích jsou však vidět malé tmavé skvrnky, což jsou nejspíš zárodky budoucích hvězd. S. Villanova aj. pořídili pomocí HST fotometrii i spektra 80 hvězd v obří kulové hvězdokupě ω Centauri (vzdálenost 5 kpc) s cílem určit zastoupení některých chemických prvků v jejich atmosférách. Změřili tak zastoupení prvků C, N, Ca, Ti a Ba a odtud pak stupeň metalicity vybraných hvězd. Objevili tak čtyři rozličně staré hvězdné skupiny, ale i značný rozptyl stáří v dané skupině. Odtud plyne, že zdaleka neplatí tradiční předpoklad, že všechny hvězdy v kulových hvězdokupách vznikly prakticky zároveň.
P. Miocchi aj. prohlédli snímky 39 kulových hvězdokup v naší Galaxii i v galaxii M31 a zjistili, že nejméně v sedmi z nich se pravděpodobně nacházejí uprostřed intermediální černé díry s hmotnostmi >100 M☉. Jsou to obvykle hvězdokupy, kde je na barevném diagramu zvýrazněna extrémní modrá vodorovná větev. Ještě závažnější důkaz podali B. Lanzoni aj. pro kulovou hvězdokupu NGC 6388 (Sco; vzdálenost 10 kpc od Slunce) z předešlého seznamu. Kombinace pozemních snímků hvězdokupy se snímky z HST doložila v centru hvězdokupy intermediální černou díru o hmotnosti skoro 6 kM☉.
T. Maccarone aj. objevili kulovou hvězdokupu V = 21 mag (zářivý výkon 750 kL☉) v galaxii NGC 4472 (=M49; vzdálenost 15 Mpc), která patří do kupy galaxií v souhvězdí Panny. V pomyslné kouli o průměru 10 pc je soustředěno několik milionů hvězd, které vyzařují v rentgenovém oboru výkon 4.1032 W, jak zjistily družice Chandra a Newton. Rentgenová svítivost zdroje však během několika hodin prudce kolísá o více než 2 mag, což lze nejsnáze vysvětlit tím, že rentgenové záření přichází z okolí hvězdné černé díry o hmotnosti minimálně 35 M☉, takže možná jde o kýženou intermediální černou díru, jak lze teoreticky v kulových hvězdokupách čekat.
Y. Joshi určil vzdálenost Slunce od hlavní roviny Galaxie v rozmezí 6 – 28 pc na základě poloh 537 otevřených hvězdokup vzdálených až 4 kpc od Slunce a dále více než 2 tis. poloh jasných hvězd tříd O a B ve vzdálenostech až 1,2 kpc od Slunce. D. Carollová aj. ukázali na základě spekter 20 tis. hvězd, že halo Galaxie se skládá ze dvou geneticky odlišných hvězdných složek. Hvězdy vnitřního hala mají třikrát větší metalicitu než hvězdy ve vnějším halu a obíhají kolem centra Galaxie ve stejném směru jako galaktická výduť. Naproti tomu hvězdy vnějšího hala se pohybují v protisměru! Je to zřejmě způsobeno tím, že vnější halo vzniká slapovým trháním protogalaktických chuchvalců hvězdné látky, kdežto vnitřní halo fyzikálně souvisí s diskem Galaxie.
A. Kiselev aj. pozorovali úplný oběh hmotné (15 M☉) hvězdy S2 po protáhlé Keplerově dráze kolem černé veledíry v centru Galaxie. Určili odtud jednak hmotnost veledíry 3,3 MM☉ a jednak vzdálenost centra od nás - 7,6 kpc.
D. Ballantyne aj. spočítali, že turbulentní magnetické pole kolem černé veledíry v jádře Galaxie může urychlovat volné protony na energie <100 TeV. To souhlasí s pozorováním aparaturou HESS, která objevila kolem jádra prsten svítící v pásmu 1 – 40 TeV s energií 5.1038 J. V prstenu se udrží asi třetina urychlovaných protonů; ostatní prchají dál, což HESS rovněž pozoruje. Podle R. Crockera aj. se v okolí centra Galaxie podařilo objevit výrazné netepelné rádiové záření na frekvencích až 843 MHz. Také synchrotronové záření sekundárních elektronů a pozitronů je velmi intenzivní. Objekt Sgr B2 v těsné blízkosti centra Galaxie je navíc silným zdrojem rentgenového záření. Odtud plyne, že z této oblasti určitě přicházejí i kosmické paprsky o vysokých energiích.
V centru se nacházejí i mladé husté hvězdokupy Arches (Oblouky) a Kvintuplet, obsahující hvězdy i nadhvězdy o hmotnostech až 100 M☉. Podle T. Suzukiho aj. dochází v nitru hvězdokup k častým srážkám hmotných hvězd během prvního milionu let jejich existence. Centrální hustota hmoty v těchto výjimečných hvězdokupách dosahuje až 1 MM☉/pc3. Tato vysoká hustota se sníží na polovinu až ve vzdálenosti 1 pc od centra hvězdokupy, ale všechny hvězdy s hmotnostmi >20 M☉ automaticky padají zpět do centra hvězdokupy. Srážky hvězd mohou nakonec vytvořit monstra o hmotnostech řádu 1 kM☉, které se nutně zhroutí na intermediální černé díry a ty jsou dále přitahovány černou veledírou v centru Galaxie, až s ní nakonec splynou.
Podle W. Browna aj. je černá veledíra odpovědná za vymrštění některých rychlých hvězd ze svého okolí na hyperbolické dráhy, takže tyto prchající hvězdy nakonec navždy opouštějí Galaxii. Autoři objevili nejméně tři prchající hvězdy, které by svých rychlostí (430 – 490 km/s) nemohly nabýt bez kopance od černé veledíry v centru. Jejich současné vzdálenosti od centra, resp. hlavní roviny Galaxie, dosahují minimálně 35 kpc, ale maximálně až 84 kpc. Vůbec první prchající hvězda o hmotnosti 3 M☉ a rychlosti vůči centru Galaxie přes 700 km/s byla objevena teprve r. 2005, ale podle zmíněné studie se ve vzdálenosti do 100 kpc od centra nalézá v současné době nejméně 100 prchajících hvězd o hmotnostech <4 M☉. Úniková rychlost z Galaxie činí totiž jen 300 km/s vůči centru.
Dátum poslednej zmeny: 28. októbra 2009