Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 06. júla 2010
D. Sasselov připomněl, že za 13 let od objevu první exoplanety metodou radiálních rychlostí bylo touto metodou nalezeno 270 exoplanet. V poslední době přibývá rychle tranzitujících exoplanet, jejichž počet už překročil 45 objektů. Přímé optické zobrazování exoplanet ve viditelném světle je však nesnadné pro velký nepoměr (10 řádů) v jasnosti mateřské hvězdy a obří exoplanety. Mnohem větší naději má zobrazení exoplanet v infračerveném oboru spektra, kde se nepoměr snižuje až na 7 řádů. E. Nielsen aj. využili adaptivní optiky VLT ESO a MMT v Arizoně k pokusům o přímé zobrazení obřích exoplanet u 60 hvězd hlavní posloupnosti. Negativní výsledek znamená, že méně než pětina hvězd má exoplanety s hmotnostmi >4 Mj ve vzdálenostech 20 – 100 AU od mateřské hvězdy. Podobně je velmi málo exoplanet s hmotnosti v rozsahu 0,5 – 13 Mj ve vzdálenostech 18 – 75 AU.
Teprve v průběhu roku 2008 došlo k průlomu, když se P. Kalasovi aj. zdařilo pomocí HST v intervalu 1,7 r. pořídit v r. 2004 a 2006 obrazy exoplanety u blízké jasné hvězdy Fomalhaut (PsA; 1,4 mag; sp. A3 V; 2 M☉; stáří ≈200 mil. r.; 8 pc). Při snímkování v daleké červené oblasti spektra (0,8 μm) autoři použili speciální zástin centrální hvězdy a tak odhalili exoplanetu b o hmotnosti <3 Mj ve vzdálenosti 119 AU od hvězdy a 18 AU od vnějšího okraje cirkumstelárního pásu prachu. Exoplaneta se v mezidobí posunula ve směru proti pohybu hodinových ručiček tempem 0,8 AU/r, v přepočtu rychlostí 4 km/s, z čehož vyplývá oběžná doba 870 let a excentricita dráhy e = 0,1. Současně v témže 5906. čísle časopisu Science z 28. 11. 2008 vyšlo sdělení C. Maroise aj., kteří pomocí teleskopů Keck a Gemini N zobrazili během 4,25 roku od července 2004 dokonce tři exoplanety u hvězdy HR 8799 (5 L☉; 1,5 M☉; stáří ≈60 mil. r.; 39 pc). Všechny obíhají proti směru hodinových ručiček po řadě ve vzdálenostech 24, 38 a 68 AU od hvězdy v oběžných dobách 100, 190 a 460 roků, přičemž jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 5 – 13 Mj.
W. Rice aj. se zabývali otázkou, proč pozorujeme absolutně velmi málo exoplanet typu "horkých jupiterů", obíhajících ve vzdálenostech do 0,1 AU od mateřské hvězdy, přestože např. vůbec první objevená exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti 51 Peg b patří do této kategorie. Ukázali, že životnost těchto exoplanet je silně omezena faktem, že se exoplanety dostávají do blízkosti mateřské hvězdy z místa svého vzniku dostředivou migrací, jenže každá mateřská hvězda je obklopena magnetosférickou dutinou. Jakmile exoplaneta vstoupí do dutiny, migrace se sice zastaví, ale zato začne narůstat výstřednost její dráhy a během řádově 105 let je tak exoplaneta zničena.
G. Torres aj. shrnuli, že již počátkem r. 2008 byly k dispozici údaje o 23 exoplanetách, získané z přesné fotometrie pomocí tranzitů exoplanet přes kotouček mateřské hvězdy. Vesměs šlo z důvodů výběrového efektu o exoplanety v minimálních vzdálenostech od mateřské hvězdy v rozmezí 0,023 – 0,07 AU, tj. v periodách 1,2 – 5,6 d s poloměry 0,4 – 1,8 Rj; efektivními teplotami 650 – 2 200 K a hmotnostmi 0,08 – 8,7 M☉. Metoda tranzitů poskytuje úhrnem správnější i přesnější údaje o povaze exoplanet i příslušných mateřských hvězd než metoda radiálních rychlostí. Podobně jako při studiu těsných dvojhvězd je ovšem nejvýhodnější sledovat celou soustavu oběma metodami, které se navzájem výborně doplňují, neboť se navíc zčásti překrývají.
G. Walker aj. využili přesné fotometrie z družice MOST ke sledování změn jasnosti jasnější složky dvojhvězdy τ Boo (sp. F7 V + M2 V; 15 pc). Složku τ Boo A (4,5 mag; 6,3 kK; 1,3 R☉; 3,4 L☉; 1,3 M☉; stáří ≈ 2 Gr) obíhá exoplaneta o hmotnosti 4,4 Mj ve vzdálenosti 0,05 AU v periodě 3,3 d. Spektroskopie hvězdy prokázala proměnnost vápníkové čáry K (Ca II), takže příslušná aktivní oblast na hvězdě je zřetelně ovlivňována obíhající exoplanetou.
A. Pál aj. popsali vlastnosti jedné z nejteplejších exoplanet, která obíhá v periodě 2,2 d kolem hvězdy HAT-P-7 = Kepler-2 (Cyg; 10,5 mag; sp. F6 V; 6,4 kK; 1,8 R☉; 1,5 M☉; Z = +0,26; ≈320 pc) po kruhové dráze o poloměru 5,7 mil. km. Exoplaneta b o hmotnosti 1,8 Mj, poloměru 1,4 Mj a hustotě 93 % vody je na přivrácené straně ke hvězdě rozpálena na "hvězdnou" teplotu 2,7 kK.
P. Barge aj. objevili první exoplanetu CoRoT-Exo-1b pomocí družice CoRoT, která v každém zorném poli monitoruje změny jasnosti 12 tis. hvězd. Mateřská hvězda (Mon; 13,6 mag; sp. G0 V; 1,1 R☉; 0,95 M☉; 480 pc) je překvapivě chudá na kovy. Exoplaneta ji obíhá v dosud nejkratší známé periodě 1,5 d po kruhové dráze o poloměru 3,75 mil. km. Při poloměru 1,5 Rj má hmotnost 1,0 Mj, což odpovídá hustotě 40 % hustoty vody. Exoplaneta vykazuje slapově vázanou rotaci a je vinou blízkosti k mateřské hvězdě zřetelně nafouklá a teplota její atmosféry na straně přivrácené ke hvězdě dosahuje 1,9 kK. Následkem nepatrného přenosu energie mezi přivrácenou a odvrácenou polokoulí exoplanety je možné pozorovat i v optickém oboru změny jasnosti dané různými fázemi exoplanety při jejím oběhu kolem mateřské hvězdy.
Mezitím F. Bouchy aj. a R. Alonso aj. studovali další takto objevenou exoplanetu CoRoT-Exo-2b, obíhající po kruhové dráze o poloměru 4,2 mil. km kolem aktivní hvězdy sp. třídy G7 V (Aql; 290 pc) v periodě 1,7 d. Exoplaneta o hmotnosti 3,3 Mj má poloměr 1,5 Rj, hustotu o 30 % vyšší než voda a teplotu atmosféry na přivrácené straně ke hvězdě 1,5 kK. Rotační osa exoplanety je odkloněna o 7° od rotační osy hvězdy. S. Aigrain aj. a C. Moutou aj. publikovali první výsledky pozorování exoplanety u hvězdy CoRoT-Exo-4 (sp. F; 1,2 R☉; 1,2 M☉; rotační per. 8,9 d), která obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze v periodě 9,2 d (s přesností na 5 platných cifer), což je zatím nejdelší perioda pro tranzitující exoplanetu. V tomto případě jde o obří plynnou exoplanetu s hmotností 0,7 Mj a poloměrem 1,2 Mj.
D. Anderson aj. objevili na jižní polokouli exoplanetu b u hvězdy WASP-5 (Phe; 12 mag; sp. G4 V; 5,7 kK; Z = 0; 1,0 R☉; 1,0 M☉; stáří ≈3 Gr; ≈300 pc). Exoplaneta o hmotnosti 1,6 Mj, poloměru 1,1 Rj a hustotě o 60 % vyšší než voda obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze o poloměru 4,1 mil. km v periodě 1,6 d. Její atmosféra je na přivrácené straně ke hvězdě ohřáta na teplotu 1,7 kK.
R. Noyes aj. odvodili metodou tranzitů parametry horkého jupiteru u hvězdy HAT-P-6 (poloha 0032+3730; vzdálenost 260 pc; 10,5 mag; poloměr 1,5 R☉; sp. F; teplota 6,6 kK; svítivost 3,6 L☉; hmotnost 1,3 M☉; metalicita -0,13; stáří 2,3 Gr). Horká exoplaneta o poloměru 1,3 Rj a hmotnosti 1,1 Mj obíhá kolem hvězdy po kruhové dráze se sklonem 86° v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 0,05 AU, takže její průměrná hustota činí 0,5 hustoty vody v pozemských podmínkách.
D. Wilson aj. se věnovali pozorování tranzitujícího horkého jupiteru u hvězdy WASP-4 (G7 V; 12,5 mag - nejjasnější "majitelka" horkého jupiteru na jižní polokouli; 5,5 kK; 1,15 R☉; 0,9 M☉; vzdálenost 300 pc). Zákryty trvají 2,2 h při sklonu dráhy 89°, takže exoplaneta obíhá mateřskou hvězdu ve vzdálenosti 0,02 AU (3,5 mil. km), má poloměr 1,4 Rj a hmotnost 1,2 Mj, tj. hustotu 42 % hustoty Jupiteru. Velká blízkost k mateřské hvězdě ohřívá její atmosféru na teplotu 1,8 kK.
J. Setiawan aj. posílili podezření, že mladá (8 mil. let) proměnná hvězda TW Hya (typ T Tau) má skutečně exoplanetu na vnitřním okraji cirkumstelárního disku ve vzdálenosti jen 0,04 AU od hvězdy. Exoplaneta o hmotnosti 10 Mj obíhá v periodě 3,6 d. Tím by bylo potvrzeno, že i tvorba velmi hmotných exoplanet by se mohla stihnout o řád rychleji, než se dosud myslelo na základě studia vývoje Jupiteru a Saturnu ve Sluneční soustavě. Naproti tomu N. Huélamo aj. se domnívají, že uvedená pozorování jsou spíše důkazem výskytu tmavých a světlých skvrn na povrchu zmíněné proměnné hvězdy.
V každém případě jsou pro řešení otevřeného problému nyní k dispozici výtečné přístroje pro blízkou infračervenou oblast, mezi nimiž zaujímá přední místo vysokodisperzní kryogenní spektrograf CRIRES u VLT UT1 (Antu) pro pásmo 1 – 5 μm. S jeho pomocí se daří studovat podrobnosti v akrečních discích kolem vznikajících hvězd s rozlišením až 1 AU. Z těchto disků ve vzdálenostech 3 – 100 AU od hvězdy mohou totiž pravděpodobně vznikat vzdálené obří exoplanety.
I. Ribas aj. využili tečných zákrytů exoplanety b u hvězdy GJ 436 jednak ke zpřesnění jejích parametrů a jednak k očekávanému objevu druhé exoplanety c. Exoplaneta b se svou hmotností podobá Neptunu (23 Mz) a obíhá po dráze s poloosou a = 0,03 AU a e = 0,15 v periodě 2,6 d. Exoplaneta c má hmotnost >4,7 Mz a obíhá po dráze s a = 0,045 AU a e = 0,2 v periodě 5,2 d.
O něco vyšší excentricitu e = 0,26 nalezli C. Johns-Krull aj. u velmi hmotné (12 Mj) tranzitující exoplanety XO-3b (1,3 Rj) obíhající mateřskou hvězdu (Cam; 10 mag; F5 V; 2,1 R☉; 2,1 M☉; 260 pc) po dráze s poloosou 0,045 AU a sklonem 84° v periodě 3,2 d. Velkým překvapením se pak stala pozorování B. Loeilleta aj., kteří pozorovali tranzity v trvání 4,2 h mimořádně hmotné exoplanety HAT-P-2b u hvězdy HD 147506 (Her; 8,7 mag; sp. F8 V; 1,4 R☉; 1,3 M☉; rotační rychlost >23 km/s; stáří 2,6 Gr; 135 pc). Exoplaneta vyniká vysokou hmotností 9 Mj, ale malým poloměrem 0,95 Rj, takže má neuvěřitelně vysokou střední hustotu 12násobku hustoty vody, což je hustota olova v pozemských podmínkách! Exoplaneta přitom obíhá po protáhlé (e = 0,52) dráze s poloosou 0,07 AU v periodě 5,6 d, takže velmi pravděpodobně je její dráha rušena jinou hmotnou exoplanetou.
N. Narita aj. upozornili na další pozoruhodnou tranzitující exoplanetu, která obíhá kolem hvězdy HD 17156 (Cas; 8 mag; sp. G0 V; 6,1 kK; 1,5 R☉; 1,2 M☉; Z = +0,2; stáří 5,7 Gr; 78 pc) v periodě 21 d s velkou výstředností 0,67. Exoplaneta má vysokou hmotnost 3,1 Mj při poloměru 1,2 Rj a v periastru se přibližuje k mateřské hvězdě na pouhých 0,05 AU, zatímco v apastru se vzdaluje až na 0,27 AU. Autoři zjistili, že mateřská hvězda má pravděpodobně rotační osu skloněnou šikmo k oběžné rovině exoplanety pod úhlem 60°, což prodlužuje dobu utlumení výstřednosti dráhy exoplanety slapovými silami nad dobu životnosti celé soustavy. S posledním údajem však nesouhlasí W. Cochran aj., kterým vyšel úhel svíraný oběma osami jen 9°. Tutéž exoplanetu proměřovali také J. Irwin aj. a dále M. Gillon aj., kteří obdrželi podobné parametry a odtud i střední hustotu exoplanety 2,3 – 3,8násobek hustoty vody.
Ještě vyšší výstřednost e = 0,74 ma podle J. Langona a G. Laughlina exoplaneta u hvězdy HD 37605 (Ori; sp. KO 5; 43 pc), která obíhá kolem mateřské hvězdy po dráze s velkou poloosou a = 0,26 AU v periodě 54 d. To znamená, že v apastru je exoplaneta o hmotnosti >2,8 Mj vzdálena od hvězdy 0,45 AU, kdežto v periastru se ke hvězdě přibližuje na vzdálenost pouhých 10 mil. km. Její ozáření se tak během oběhu mění v poměru 40:1 a vede dle modelových výpočtů ke vzniku cirkumpolárních oblačných vírů o teplotě až 690 K.
M. Lópezová-Moralesová aj. využili dvojice 6,5m Magellanových teleskopů na observatoři Las Campanas v Chile k objevu dvou obřích exoplanet u hvězd s vysokou metalicitou HD 154672 (sp. G3 IV) a HD 205739 (F7 V). Exoplanety mají po řadě hmotnosti 5 Mj a 1,4 Mj; výstřednosti e 0,6 a 0,3 jakož i oběžné doby 164 a 280 d. V obou případech se očekává objev dalších exoplanet, které by pomohly vysvětlit vysoké výstřednosti těch již objevených.
O. Tamuz aj. nalezli pomocí spektrografu CORALIE u 1,2m Eulerova teleskopu na La Silla dvě exoplanety na velmi protáhlých eliptických drahách. Exoplaneta o hmotnosti 1,6 Mj u hvězdy HD 4113 (Scl; sp. G2 V; 44 pc) obíhá v periodě 1,4 r po dráze s velkou poloosou 1,3 AU a výstředností e = 0,90. Podle všeho má hvězda ještě hmotnějšího průvodce, tj. buď bílého nebo hnědého trpaslíka, a právě tato okolnost má vliv na vysokou výstřednost dráhy exoplanety. Ve druhém případě jde o hvězdu HD 156846 (Oph; sp. dG0; 49 pc), kolem níž obíhá exoplaneta nebo hnědý trpaslík o hmotnosti >10 M☉ v periodě 360 d po dráze s velkou poloosou 1 AU a výstředností e = 0,85. I zde má hvězda průvodce - červeného trpaslíka dM4 ve vzdálenosti >250 AU s oběžnou periodou >4 tis. r.
B. Sato aj. nalezli pomocí 1,9m teleskopu observatoře Okayama osm vzdálených exoplanet, obíhající kolem jasných (V <6,5 mag) obřích hvězd spektrálních tříd G a K s nízkou metalicitou. První z nich o hmotnosti >10 Mj obíhá kolem hvězdy 18 Del (sp. G6 III; 40 L☉; 8,5 Ro; 2,3 M☉; 70 pc) po dráze s velkou poloosou 2,6 AU a výstředností e =0,08 v periodě 2,7 r. Druhá o hmotnosti >2,8 Mj se nachází u hvězdy ξ Aql (KO III; 69 L☉; 12 R☉; 2,2 M☉; 60 pc) na kruhové dráze o poloměru 0,7 AU a má oběžnou periodu 137 d. Třetí o hmotnosti >2,7 Mj se nalézá u hvězdy HD 81688 (KO III-IV; 72 L☉; 13 R☉; 2,1 M☉; 90 pc) na dráze o poloměru 0,8 AU s oběžnou periodou 184 d. Čtvrtá o hmotnosti >8,3 Mj obíhá kolem hvězdy HD 104985 (G9 III; 60 L☉; 11 R☉; 2,3 M☉; 100 pc) v periodě 200 d na dráze o poloměru 0,95 AU.
Pátá o hmotnosti >4,8 Mj patří ke hvězdě 14 And (K0 III; 2,2 M☉), kolem níž obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,8 AU za 186 d. Šestá o hmotnosti >5,3 Mj se nachází u hvězdy 81 Cet (G5 III; 2,4 M☉) na dráze o velké poloose 2,5 AU a výstřednosti 0,2 s periodou 2,6 let. Sedmá s hmotností >2,4 Mj obíhá kolem hvězdy 6 Lyn (K0 IV; 1,7 M☉) po dráze s velkou poloosou 2,2 AU, výstředností 0,13 a periodou 2,5 r. Konečně poslední s hmotností >1,6 Mj má mateřskou hvězdu HD 167042 (K1 IV; 1,5 M☉), kolem níž obíhá po dráze s velkou poloosou 1,3 AU, výstředností 0,1 a periodou 1,1 r. Jelikož všechny mateřské hvězdy směřují ke špičce větve červených obrů, je budoucí osud zmíněných exoplanet nejistý - pravděpodobně budou pohlceny rozpínající se atmosférou obřích hvězd.
V listopadu 2008 proslovil v Praze čerstvý nositel Nušlovy ceny České astronomické společnosti I. Hubený přednášku na téma "Tranzitující exoplanety, klíč k fyzice, chemii a dokonce i meteorologii exoplanet", v níž ukázal na rychlý pokrok ve fyzikálně-chemickém výzkumu exoplanet a zejména jejich atmosfér. K tomu cíli se podařilo upravit programy pro výpočet vlastností hvězdných atmosfér i pro chladnější atmosféry exoplanet a ověřovat tak příslušné modely čím dál tím dokonalejšími pozorováními. Na tomto vývoji se kromě autora přednášky významně podílejí i mladší čeští a slovenští astronomové J. Budaj, M. Hrudková a P. Machálek. Následující zprávy jsou potvrzením často až neuvěřitelného pokroku v získávání údajů o exoplanetách, které přitom až na výjimky nelze zatím přímo zobrazit.
Velmi zajímavé údaje poskytlo studium exoplanety u hvězdy HD 189733 (vzdálenost 19 pc), kde se S. Berdjuginové aj. podařilo na observatoři La Palma zaznamenat polarizované rozptýlené záření hvězdy v atmosféře exoplanety s maximy polarizace v obou elongacích. Exoplaneta o hmotnosti 1,15 Mj a poloměru 3,3 Rj obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze v periodě 2,2 dne se sklonem dráhy 98°. Dostává se tak do zákrytů za hvězdou v trvání 1,5 h. Určili tak minimální hodnotu geometrického albeda exoplanety 14 %, což zároveň poukazuje na přednosti takových pozorování v případech, že při oběhu exoplanety kolem mateřské hvězdy nedochází k tranzitům.
S. Redfield aj. využili spektroskopie u obřího 9,2m teleskopu HET k měření zastoupení sodíku v atmosféře HD 189733b. Ukázali, že je ho tam třikrát více než u známého prototypu HD 209458b. T. Barman aj. a C. Grillmair aj. prokázali pomocí SST v infračerveném spektru exoplanety HD 189733b také přítomnost vodní páry, ale zato nenašli žádné pásy CO. Voda se však objevila v absorpci až při pozorováních SST od června do prosince 2007; předtím tam vidět nebyla, takže zřejmě jde o nepravidelně proměnný úkaz. Podle těchto měření se přenáší teplo z ozářené polokoule exoplanety (1,2 kK) na temnou polokouli s účinností 45 %. Navíc M. Swain aj. objevili pomocí téhož SST v její atmosféře stopy methanu a pomocí NICMOS HST stopy CO2.
A. Vidal-Madjar aj. zjistili na základě ultrafialového spektra exoplanety HD 209458b (0,7 Mj; 1,3 Rj; poloosa dráhy 6,7 mil. km; sklon 87°; P =3,5 d) získaného pomocí HST, že se horká atmosféra exoplanety měřitelně odpařuje, o čemž se dosud pochybovalo. Podle M. Holmströma aj. lze totiž pozorovat během tranzitu exoplanety absorpci v čáře Ly-α, kterou vysvětlují průchodem energetických iontů atmosférou, v nichž ionty zachytí volné elektrony a vytvoří tak neutrální atomy vodíku. B. Jakson aj. ukázal, že exoplaneta prodělala během miliardy let silné slapové ohřívání mateřskou hvězdou (sp. G0 V; 1,1 R☉; 1,1 M☉; 47 pc), a to je důvod, proč má tak velké rozměry v poměru ke své hmotnosti. J. Rowe aj. upozornili na výsledky měření družice MOST, podle nichž má exoplaneta velmi nízké geometrické albedo (0,04), takže je mnohem tmavší než náš Jupiter a v její atmosféře se nevyskytují žádná světlá mračna.
D. Fischerová aj. uveřejnili výsledky osmnáctiletého sledování soustavy exoplanet u hvězdy 55 Cnc (= HD 75732 nebo též ρ1 Cnc). Potvrdili tak parametry již dříve objevených čtyř exoplanet a nově našli přesné parametry pro 5. exoplanetu: a = 0,8 AU; e = 0; P = 260 d; 46 Mz. Jde o dosud nejpozoruhodnější a nejpočetnější mimosluneční planetární soustavu, kterou známe, přičemž nejbližší exoplaneta o hmotnosti 11 Mz obíhá ve vzdálenosti jen 0,04 AU (6 mil.km) od mateřské hvězdy (sp. G8/K0 V; 6 mag; 5,2 kK; 0,6 L☉; metalicita Z = +0,3; 0,9 M☉; vzdálenost 12,5 pc), zatímco nejvzdálenější o hmotnosti 3,8 Mj je vzdálena 5,8 AU od hvězdy a má vyšší hmotnost než všechny bližší exoplanety dohromady.
S. Raymond aj. usuzují z rozmístění a hmotností objevených exoplanet, že soustava musí obsahovat ještě další 2-3 exoplanety ve stabilní zóně 0,9 – 3,8 AU a možná i za hranicí 10 AU od hvězdy. Jejich názor se celkem dobře shoduje se závěry A. Povedy a P. Laraové, kteří si všimli, že pro vzdálenosti exoplanet v soustavě 55 Cnc platí obdoba Titiusova-Bodeova zákona pro planety Sluneční soustavy, pokud nejvzdálenější exoplanetě přiřadíme exponent n = 6. Pak však chybí exoplaneta pro n = 5, ale to lze dokonce považovat za analogii se Sluneční soustavou, kde tomuto exponentu vyhovuje dráha trpasličí planety Ceres! Hypotetická trpasličí exoplaneta by pak měla mít dráhové parametry a = 2 AU a oběžnou periodu 3,1 r. Autoři dokonce extrapolují zmíněný zákon i pro exponent n = 7, tj. pro další hypotetickou exoplanetu s dráhovými parametry a = 15 AU a P = 62 r. Dále upozorňují, že obdobné mocninné zákony platí též pro vzdálenosti hlavních družic Jupiteru, Saturnu a Uranu od mateřských planet, takže se nakonec zdá, že zmíněné rozdělení vzdáleností sekundárních těles přece jen souvisí se způsobem jejich vzniku z akrečního disku kolem centrálního tělesa.
A. Udalski aj. studovali pomocí spektrografů FORS a UVES VLT ESO vlastnosti nejlepší kandidátky na tranzitující exoplanetu OGLE-TR-211, objeveného v r. 2005 v 5. přehlídce tranzitujících exoplanet aparaturou OGLE, určenou primárně pro hledání gravitačních mikročoček. Soustavné hledání tranzitujících exoplanet v rámci programu OGLE probíhá od r. 2001 každoročně vždy od února do dubna, ale v r. 2005 poprvé až do června, přičemž se opakovaně s kadencí 16 min snímkují 3-4 pole v disku Galaxie v souhvězdí Lodního kýlu o plošné výměře 1,4 čtv. stupně. Speciální algoritmus pak vybere případy opakovaných poklesů jasnosti hvězd s amplitudou <0,05 mag, jejichž světelná křivka má tvar "vaničky" U. Tito kandidáti se následně studují spektroskopicky velkými dalekohledy. Tak byla vytipována tranzitujicí exoplaneta OGLE-TR-211, sledovaná spektroskopicky v letech 2006 a 2007 pomocí VLT. Kolem mateřské hvězdy (sp F7-8 V; 6,3 kK; 1,6 R☉; 1,3 M☉) s amplitudou radiálních rychlostí 82 m/s obíhá exoplaneta v periodě 3,7 d a vzdálenosti 0,05 AU. Při hmotnosti 1,0 Mj má poloměr 1,6 R☉, takže je podobně jako další horcí jupiteři nafouklá proti standardnímu modelu o pětinu.
B. Gaudi aj. objevili v široké mezinárodní spolupráci 11 observatoří při pozorování světelné křivky gravitační mikročočky OGLE-2006-BLG-109 v březnu a dubnu dva "zoubky", které prozradily přítomnost dvou exoplanet u čočkující hvězdy o hmotnosti 0,5 M☉, vzdálené od nás 1,5 kpc. Exoplanety o hmotnostech 0,7 a 0,3 Mj obíhají kolem hvězdy ve vzdálenost 2,3 a 4,6 AU v periodách 5, resp. 14 roků. Metoda je v zásadě velmi citlivá a lze jí tak objevit i exoplanety o hmotnosti Marsu ve vzdálenostech několika AU od mateřské hvězdy. Jak poznamenali A. Udalski aj., je pozoruhodné, že oběžné doby obou exoplanet připomínajících Jupiter a Saturn vykazují rezonanci 1:2. R. Malhotraová a D. Minton zkoumali, zda by v této soustavě mohla dlouhodobě přežít v ekosféře exoplaneta typu Země. Většinou by tam díky oběma obřím exoplanetám taková "země" dlouho nevydržela a byla by patrně vymrštěna velkou rychlostí z dané soustavy. Pouze ve speciálních případech, kdy by měla "země" hmotnost >0,3 Mz a nacházela se těsně u hvězdy ve vzdálenosti <0,1 AU, mohla by dlouhodobě přežít.
Ani klasická metoda objevování exoplanet ze změn radiální rychlosti mateřské hvězdy však zřejmě zdaleka nevyčerpala své možnosti. V r. 2005 získali Nobelovu cenu za fyziku T. Hänsch a J. Hall za svůj příspěvek k sestrojení laserového femtosekundového frekvenčního hřebenu, jenž dovoluje "pročesávat" optické spektrum s neuvěřitelnou přesností. Jak uvedli C. H. Li aj., v červnu 2008 začaly u 6,5 m dalekohledu MMT (Mt. Hopkins, Arizona) a na observatoři La Silla (ESO, Chile) pokusy s využitím tohoto principu při měření radiálních rychlostí hvězd, které umožní zvýšit přesnost měření radiálních rychlostí z dosavadního 0,6 m/s na 10 mm/s (!), přičemž k objevení "země" ve vzdálenosti 1 AU od "slunce" postačí přesnost 50 mm/s.
A. Cumming aj. se zabývali statistickými údaji o exoplanetách na základě přehlídky pomocí obřího Keckova teleskopu. Z údajů o více než 250 exoplanetách vyplývá, že metoda radiálních rychlostí objeví při stávající přesnosti měření prakticky každou exoplanetu s hmotností >5 Mj až do vzdálenosti 5 AU od mateřské hvězdy. Oběžné doby pro dosud objevené exoplanety se pohybují v rozmezí >1 d - 5,5 r. Z hvězd slunečního typu má alespoň 10 % alespoň jednu exoplanetu v rozmezí hmotností 0,3 – 10 Mj. Relativní četnost exoplanet přitom roste pro periody >300 d. Až pětina hvězd má alespoň jednu obří exoplanetu typu Jupiter ve vzdálenosti do 20 AU.
Do poloviny r. 2008 bylo nejvíce exoplanet (290) pozorováno pomocí cyklických změn radiálních rychlostí mateřské hvězdy; na druhém místě je 50 exoplanet sledovaných metodou tranzitů (tyto soubory se přirozeně z větší části překrývají). Další tři metody dokázaly zatím pozorovat pokaždé kolem půltuctu exoplanet: gravitační mikročočky, pulsary a přímé zobrazení. Velmi vzácně se daří objevit exoplanety pomocí astrometrie (společný vektor nebo vlnovka vlastního pohybu, shodná paralaxa, náznak oběžného pohybu po Keplerově elipse). Nejperspektivnější jsou ovšem metoda tranzitů díky fotometrickým družicím a metoda gravitačních mikročoček, která dokáže odhalit exoplanety i ve velkých vzdálenost od Země.
Jak uvedl J. Papaloizou, bylo v polovině r. 2008 známo už více než 300 exoplanet, z čehož 29 hvězd má alespoň 2 exoplanety. Protože exoplanety mají v době svého vzniku často velké výstřednosti a protože v raném období vývoje jsou hvězdy obklopeny plynnými protoplanetárními disky, dochází k migraci exoplanet směrem ke hvězdám po dobu řádově 10 mil. let. Tak právě vzniká silná podskupina exoplanet - horcí jupiteři. Podle E. Thommese aj. je výskyt plynných disků a vznik obřích plynných exoplanet obecně značnou překážkou pro existenci cizích slunečních soustav podobných té naší.
P. Delome aj. nalezli v přehlídce CFBDS pomocí teleskopu CFHT rekordně chladného hnědého trpaslíka CFBDS 0059-0114 (Cet; 13 pc) o hmotnosti 15 – 30 Mj o teplotě jen 620 K. Jeho stáří odhadli na 1 – 5 mld. roků. Podobně jako u již dříve objeveného hnědého trpaslíka ULAS 0034-0052 o teplotě 670 K se v obou spektrech nalézají široké pásy čpavku, což autory vede k návrhu na zavedení nové spektrální třídy Y. Vzápětí B. Burningham aj. objevili ve vzdálenostech kolem 10 pc další tři ještě chladnější hnědé trpaslíky (ULAS 1017, 1238 a 1335) během soustavné přehlídky pomocí 3,8m teleskopu UKIRT na Mauna Kea. Jejich spektrální klasifikace T8-T9 svědčí o dosud nejnižších efektivních teplotách v rozmezí 550 – 600 K, přičemž jejich hmotnosti spadají do pásma 15 – 31 Mj, zatímco jejich stáří je vskutku rozmanité - od 600 mil. do 5,3 mld. roků.
N. Phan-Bao aj. mapovali pomocí submilimetrové soustavy SMA bipolární výtok plynu z mladého hnědého trpaslíka ISO-Oph 102 (sp. M6.5; 55 Mj) v mezihvězdném mračnu ρ Oph (125 pc). Podle pozorování SST je trpaslík obklopen chladným diskem o hmotnosti 0,08 M☉, prostírajícím se do vzdálenosti 80 AU od vlastního trpaslíka. Aparaturou SMA se podařilo určit hmotnost bipolárního výtrysku 0,2 mM☉, což je o dva řády méně než u klasických mladých proměnných hvězdy typu T Tau. To by znamenalo, že vznik osamělých hnědých trpaslíků probíhá jako zmenšený protějšek vzniku běžných mladých hvězd.
M. Deleuil aj. objevili hnědého trpaslíka o hmotnosti 22 Mj a poloměru 1 Rj u hvězdy CoRoT-Exo-3 (poloha 1923+0027; 13 mag; sp. F3), kolem níž obíhá v periodě 4,3 d synchronní s periodou jeho rotace. Problémem je však jeho neuvěřitelně vysoká hustota - 26násobek hustoty vody!
T. Schmidt aj. nalezli pomocí kamery NACO VLT ESO v úhlové vzdálenosti 2,7″ od proměnné hvězdy CT Cham (typ T Tau) substelární objekt K = 15 mag, což dává při vzdálenosti hvězdy od nás 165 pc lineární separaci objektů >440 AU. Z infračerveného spektra vyplývá jeho efektivní teplota 2,6 kK; poloměr 2,2 Rj a hmotnost 17 Mj, takže jde pravděpodobně o hnědého trpaslíka, který získává hmotu přenosem z aktivní mladé hvězdy před jejím vstupem na hlavní posloupnost. Další substelární objekt sp. třídy L5 v blízkosti hvězdy 2MASS J1711+4028 (sp. dM4.5) objevili J. Radiganová aj. ve vzdálenosti >135 AU od hvězdy. Soustava má úhrnnou hmotnost 0,2 M☉, takže průvodce je opět hnědý trpaslík, vyznačující se v přehlídce SDSS shodným vlastním pohybem s červeným trpaslíkem. Stáří soustavy činí ≈3 mld. roků a výskyt podobných dvojic patrně není žádnou výjimkou.
M. Liu aj. využili archivních snímků HST i fotometrie LGS s adaptivní optikou z Keckova teleskopu k určení parametrů těsné dvojice 2MASS J1534-2952AB (stáří 800 mil. r.; vzdálenost 13,5 pc) s oběžnou periodou 15 roků a souhrnnou hmotností 0,56 M☉, což znamená, že jde o substelární objekty. Z Keplerova zákona odvodili při pokrytí 50 % oběžné dráhy o poloose 2,3 AU dosti přesné hmotnosti složek 30 a 28 Mj a jejich efektivní teploty 1 028 a 978 K. To odpovídá sp. třídě hnědých trpaslíků T5.0 a T5.5.
B. Biller a L. Close ohlásili první trigonometrickou paralaxu pro dvojici hnědého trpaslíka 2MASS 1207A (sp. M8; Tef = 2,6 kK; 30 Mj) a exoplanety 1207Ab (sp. L7; 1,6 kK; 8 Mj), mezi nimiž probíhá čilá výměna hmoty prostřednictvím akrečního disku, přičemž exoplaneta obíhá kolem hnědého trpaslíka ve vzdálenosti 50 AU. Z 11 pozičních měření pomocí 1,3m teleskopu CTIO v letech 2006-07 vyšla vzdálenost soustavy od nás 63 pc s chybou 12 % a odtud zářivý výkon exoplanety řádu 10-5 L☉. To odpovídá stáří soustavy <10 mil. roků a potvrzuje její příslušnost k hvězdné asociaci kolem proměnné hvězdy TW Hya, jež je stará 8 mil. roků. C. Ducourantovi aj. se podařilo již v dubnu 2004 pomocí aparatury SUSI2 teleskopu NTT ESO exoplanetu 1207Ab přímo zobrazit, avšak výpočet jejích parametrů je dvojznačný. Buď je relativně studená (1,15 kK) a Mj méně hmotná (4 Mj), anebo teplejší (1,6 kK) a hmotnější (8 Mj). Z trigonometrických měření vychází menší vzdálenost soustavy 53 pc. Je ovšem téměř neuvěřitelné, že všechna uvedená měření se týkají soustavy o jasnosti 20 mag!
Podobně D. Bennett aj. objevili dvojici objektů o velmi nízkých hmotnostech v podobě gravitační mikročočky MOA-2007-BLG-192-L (Sgr; 20 mag). Na základě následných pozorování pomocí kamery NACO VLT ESO určili hmotnost primárního objektu 0,06 M☉, což znamená, že jde o hnědého trpaslíka. Hmotnost sekundárního objektu 3,3 Mz představuje dosud nejmenší hmotnost exoplanety. Minimální lineární vzdálenost mezi objekty činí 0,6 AU a vzdálenost od nás dosahuje ≈1 kpc.
R. Neuhäuser aj. zobrazovali opakovaně pomocí kamery NACO s adaptivní optikou proměnnou hvězdu GQ Lup a jejího průvodce o infračervené jasnosti K = 13,4 mag. během období od května 2005 do února 2007. Ukázali, že oba objekty mají shodný směr i velikost vlastního pohybu a vykazují i podobné trigonometrické vzdálenosti ≈145 pc. Z toho usoudili, že jde skutečně o pár tvořený velmi mladou (stáří <2 mil. let) hvězdou V = 11 mag (sp. K7e V; 0,7 M☉) a hnědým trpaslíkem o hmotnosti ≈20 Mj, poloměru 3 Mj a efektivní teplotě 2,65 kK. Oba objekty jsou od sebe vzdáleny minimálně 100 AU.
D. Lafreniere aj. dokázali pomocí infračervené kamery a adaptivní optiky teleskopu Gemini zobrazit v úhlové vzdálenosti 2,2″ průvodce hvězdy 1RXS J1609-21, která připomíná mladší vydání našeho Slunce a nachází se v asociaci Severní Scorpius (stáří 5 mil. r; vzdálenost 150 pc). Substelární objekt o hmotnosti >8 Mj (sp. L4; teplota 1,8 kK) vzdálený od hvězdy >330 AU je nejspíš hnědým trpaslíkem, ale jeho původ a příslušnost k hvězdě slunečního typu není v souladu s názory na vznik hvězd a planetárních soustav.
J. Carr a J. Najita objevili pomocí spekter SST v pásmu 10 – 37 μm vodní páru a organické molekuly ve spektru akrečního disku kolem mladé proměnné hvězdy AA Tau (typ T Tau), která patří ke slunečním analogům. Ve vnitřní části disku se kromě vody nachází kyanvodík (HCN), CO2, acetylén (C2H2) a hydroxyl (OH), takže je prakticky jisté, že tam vznikají i další organické sloučeniny. Směrem od hvězdy pak disk chladne a na sněhové čáře ve vzdálenosti 3 AU od hvězdy voda mrzne na led nebo jinovatku. Disk sám je vystaven dynamické cirkulaci ledových balvanů, které se dostávají zpět před sněhovou čáru a mohou tak poskytnout vodu exoplanetám, které se tam případně nacházejí. Týž dalekohled posloužil D. Backmanovi aj. ke studiu prachového disku u známé blízké (3,2 pc) hvězdy ε Eri (sp. K2 V; 0,8 R☉; 0,8 M☉). Hvězda je obklopena dvěma pásy planetek ve vzdálenostech 3 a 20 AU a v mezerách mezi těmito pásy se velmi pravděpodobně nacházejí exoplanety.
J. Donati aj. pozorovali pomocí Lyotova 2m teleskopu a 3,6m CFHT magnetické cykly u hvězdy τ Boo A (sp. F6 IV; vzdálenost 16 pc), kolem níž obíhá exoplaneta o hmotnosti >4 Mj na dráze o velké poloose 0,05 AU a výstřednosti e = 0,02 v periodě 3,3 d. Magnetické pole na povrchu hvězdy dosahuje indukce řádu mT a hvězda sama vykazuje mnohem vyšší diferenciální rotaci, než má Slunce, protože rotační perioda na rovníku činí jen 3,0 d, kdežto u pólů již 3,9 d, takže ve středních šířkách se shoduje s oběžnou periodou hmotné a blízké exoplanety. Tím vznikají silné slapové síly, které pravděpodobně zkracují délku magnetických cyklů hvězdy na pouhé 2 roky, což se projevuje překlápěním polarity magnetických polí, tak jak to známe u Slunce, ovšem v periodě 11 let.
M. Ireland aj. objevili nezákrytovou spektroskopickou dvojhvězdu GJ 802A (vzdálenost 16 pc), starou 10 mld. roků doprovázenou hnědým trpaslíkem B, pro nějž však vychází z jeho svítivosti stáří jen 2 mld. roků. Obě složky spektroskopické dvojhvězdy mají shodnou hmotnost 0,14 M☉ a obíhají kolem společného těžiště v periodě 19 h na dráze o minimálním poloměru 1,6 mil. km a sklonu kolem 80°. Hnědý trpaslík obíhá kolem těžiště spektroskopické dvojhvězdy v periodě 3,0 let po výstředné (e = 0,4) dráze s týmž sklonem, takže obě oběžné dráhy jsou koplanární. Jeho hmotnost vychází na 0,063 M☉. Jelikož z těchto údajů vyplývá, že hnědý trpaslík je nepochybně stejně starý jako zmíněná dvojhvězda, je zřejmé, že dosavadní vývojové modely soustavně podceňují zářivé výkony starých hnědých trpaslíků. J. Bouvier aj. nalezli v nejbližší otevřené hvězdokupě Hyády během přehlídky vlastních pohybů a spekter hvězd jasnějších než I = 23 mag na ploše 16 čtv. stupňů první dva hnědé trpaslíky s hmotnostmi ≈ 50 Mj. Odhadli, že hvězdokupa stará asi 625 mil. roků má úhrnem na 200 substelárních členů, ačkoliv v ní chybí hvězdy nízkých hmotností v porovnání s mladšími (≈ 120 mil. roků) Plejádami. Autoři se domnívají, že za tento deficit může vyšší stáří Hyád, takže bylo více času, aby hvězdy malých hmotností hvězdokupu už stačily opustit.
Podle D. Whalena aj. dochází v raném vesmíru ke koncentraci nevelkých hal skryté látky srážkami a splýváním. Jakmile tak vzniknou struktury s minimální hmotností 100 tis. M☉, což se odehrává v čase 50 mil. let po velkém třesku (z ≈ 50), vznikají molekuly vodíku, které strukturu ochladí, což umožní dílčí hroucení plynných chuchvalců a vznik zárodků I. generace (populace III) hvězd. Hvězdy vznikají osaměle (jen jedna hvězda v každém chuchvalci), protože účinnost chlazení je nízká. Následkem toho mají tyto hvězdy extrémně vysoké hmotnosti v rozmezí 15 – 500 M☉, protože neobsahují ještě žádné příměsi prvků těžších než helium (mají nulovou metalicitu). Jejich efektivní teploty dosahují milionů kelvinů a jejich svítivosti řádově miliony L☉. Nadhvězdy s hmotnostmi >120 M☉ vysílají velké množství ultrafialového záření, které disociuje molekuly vodíku v celém halu, takže ochlazování mračen se přeruší a nové hvězdy nemohou vznikat. Trvá to pak skoro milion let, než hvězda skončí svůj aktivní život a tvorba molekul vodíku v daném mračnu se obnoví. Vypařování molekul vodíku tak prakticky zastaví vznikání nových hvězd na více než 100 mil. roků, takže v mezidobí klesne kosmologický červený posuv na z = 20 a proces vzniku hvězd se znovu nastartuje až 180 mil. let po velkém třesku.
L. Youngelson aj. propočítali vývoj nadhvězd s počátečními hmotnostmi 60 – 1 000 M☉ (!), které v průběhu svého života přijdou o větší část své původní hmotnosti, takže skončí svůj život s hmotností <150 M☉. Podle okolností pak mohou vybuchnout jako supernovy díky párové nestabilitě pozitronů a elektronů v horkém jádru nadhvězdy, jež sníží výrazně tepelný tlak a jádro se počne gravitačně hroutit, což vyvolá vzápětí překotnou termonukleární reakci, která hvězdu zničí gigantickým výbuchem. Pokud však je hmotnost nadhvězdy velmi vysoká, k výbuchu nedojde, protože nadhvězda se zhroutí na černou díru o hmotnosti <70 M☉ a odtud pak jejich sléváním vznikají intermediální černé díry již ve velmi raném vesmíru.
M. Krumholz a C. McKee zjistili, že ke vzniku nadhvězd o vysoké počáteční hmotnosti musí být chuchvalec obřího molekulového mračna dostatečně hustý, ale že tato kritická hustota klesá při nepatrné metalicitě zárodečných chuchvalců asi třikrát proti její současné hodnotě. Právě proto je výskyt nadhvězd ve velmi raném vesmíru podstatně vyšší než dnes. Monumentální výpočty vzniku prahvězd v rané epoše vznikání galaxií uveřejnili N. Yoshida aj., kteří začali s modelem slévání horkého plynu a chladné skryté látky v raném vesmíru do zárodečných chuchvalců, obřích molekulových mračen a jejich fragmentací v rozměrech od stovek kiloparseků až po velikost hvězd slunečního typu, což znamenalo překlenutí 13 řádů v geometrii struktur. Ukázali, že ke vzniku velmi hmotných nadhvězd I. generace (populace III) stačí zárodek ("semínko") o hmotnosti pouhé 0,01 M☉. Podle S. Yoona aj. akrece skryté látky na prvotní hvězdy poněkud prodlouží jejich životnost, pokud rotují pomalu. Pokud však hvězdy rotují rychle, má anihilace částic WIMP skryté látky na vývoj hvězdy výrazný vliv.
S těmito modelovými výpočty docela dobře souhlasí zjištění C. O'Deay aj., že v centrálních galaxiích galaktických kup se pro vznik nových hvězd dá využít jen 1 – 10 % plynu z celé kupy. Pozorování rentgenového záření kup totiž ukazuje, jak horký intergalaktický plyn padá do centrální galaxie, kde se nejprve ochladí a posléze kondenzuje na nové hvězdy, prozrazující se silným infračerveným zářením. Ochlazování však není příliš účinné, buď vinou ultrafialového záření již hotových hmotných hvězd, anebo kvůli aktivitě centrální černé veledíry.
C. O'Dell a L. Townsleyová ukázali, že v obřím molekulovém mračnu v Orionu začala tvorba nových hvězd před 2,5 mil. let a stále probíhá. Rentgenová družice Newton objevila extrémně horký (řádově MK) plyn hvězdného větru, vyvěrající nadzvukovými rychlostmi z velmi hmotných mladých hvězd, přičemž samotná mlhovina je v průměru mnohem chladnější - má teplotu jen 9 kK. Jen 8 % vznikajících hvězd má dostatečně mohutné protoplanetární disky, aby z nich mohly vzniknout exoplanety typu jupiterů. Nicméně 60 % horkých hvězd spektrální třídy A má dostatečně mohutné disky, aby z nich mohly vznikat exoplanety podobné rozměry a hmotností Zemi. Podle M. Güdela aj. má jejich horký vítr teplotu 1,7 – 2,1 MK v jihozápadním okolí hmotných hvězd ve známém Trapezu. V blízkém okolí Trapezu jsou vidět tisíce nedávno vzniklých hvězd. Pomocí rádiové interferometrie VLBA se podařilo zpřesnit vzdálenost nejbližší hvězdné kolébky - mlhoviny v Orionu na 410 pc s chybou pouhá 2 %.
K. Stassun aj. poukázali na údajích z mlhoviny v Orionu, že zároveň vznikající hvězdy o stejné hmotnosti se mohou velmi lišit ve svých fyzikálních parametrech. Našli totiž pomocí spektroskopie z teleskopu HET a fotometrie z 0,9m teleskopu KPNO dvě identické hvězdy v mladé dvojhvězdě Par 1802 (per. 4,7 d; a >0,05 AU; e =0,03; stáří 1 mil. let), které se tedy téměř určitě zrodily naráz, mají shodné hmotnosti 0,4 M☉ s přesností na 2 %, ale přesto se liší minimálně o 5 % ve svých rozměrech, o 10 % ve svých efektivních teplotách a o polovinu ve svých zářivých výkonech. Autoři tak dospívají k závěru, že ve skutečnosti nejsou obě složky dvojhvězdy stejně staré - mohou se datem vzniku lišit o statisíce let.
J. Nuth III aj. ukázali, že v protostelárních mlhovinách jsou příznivé podmínky pro vznik komplexních organických molekul, protože na povrchu amorfních silikátů železa se při teplotách 500 – 600 K vytváří uhlíkový povlak, jenž je výtečným katalyzátorem reakcí s molekulami mezihvězdného vodíku, dusíku a oxidu uhelnatého, což urychluje vznik stabilních organických makromolekul. Důkazem je pak výskyt uhlíku v uhlíkatých chondritech, čili na Zemi dopadá v této podobě prahvězdný prach.
Teoretické rozmezí hmotností hvězd vznikajících v současné epoše věku vesmíru přesahuje tři řády, tj. od minima 0,08 M☉ se svítivostí řádu 10-5 L☉ až po maximum 120 M☉ se svítivostmi řádu 1 ML☉, což znamená podíl neuvěřitelných 11 řádů zářivého výkonu. Nicméně spolehlivě naměřené horní meze hmotnosti máme jen u dvojhvězd s maximálními hmotnostmi 85 M☉. Ne zcela jistá je hmotnost primární složky 115 M☉ ve dvojhvězdě v otevřené hvězdokupě NGC 3603 (Car). Hvězdy s vyššími hmotnostmi vznikají opravdu velmi vzácně a mají mimořádně krátkou životnost řádu milionů let; jejich stabilita je doslova na hraně.
Nicméně A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že při nízké teplotě (<300 K) zárodečného plynu, skládajícího se pouze z vodíku a hélia bez příměsi kovů (Z = 0) mohla být horní mez hmotnosti nejranějších prahvězd významně překročena až na maximum 1 kM☉, protože v tomto případě tempo akrece na hvězdy podstatně převyšovalo tempo ztráty hmoty hvězdným větrem. Akrece plynu obecně roste s jeho teplotou a ty nejhmotnější prahvězdy vznikají slitím dvou velmi hmotných složek dvojhvězdy. V současné době však příměs kovů v zárodečném plynu a jeho teplota <100 K snižuje horní hranici hmotnosti hvězd na 100 M☉. Při Z = 0,25 Z☉ stoupá tato hranice na 140 M☉, atd.
A. Dominiciano de Souza aj. využili interferometru AMBER/VLTI ESO na základnách 60 – 110 m ke změření úhlové průměru kotoučku druhé nejjasnější hvězdy oblohy Canopus (α Car; V = -0,7 mag; sp. FO II/Ib; 7,4 kK; 14 kL☉; 10 M☉; 96 pc). Obdrželi hodnotu 0,007″, čemuž odpovídá lineární poloměr veleobra 71 R☉ (50 mil. km).
Y. Takeda aj. odvodili revidované parametry Vegy (α Lyr; sp. A0 V; 2,3 M☉; 7,8 pc) poté, co se zjistilo, že hvězda je k nám natočena pólem rotace pod úhlem jen 7° vůči zornému paprsku. Odtud pak vyplývá její obvodová rotační rychlost na rovníku 175 km/s a o polovinu vyšší gravitace na pólech oproti rovníku. Polární poloměr 2,52 R☉ je o 10 % kratší než rovníkový a podobně se liší i efektivní teploty: zatímco v okolí pólů dosahují 9,9 kK, na rovníku je jen 8,9 kK.
F. Schiller a N. Przybilla studovali vývoj a současný fyzikální stav známého veleobra Deneb (α Cyg; sp. A2 Ia; 440 pc) a odvodili z vysokodisperzních spekter jeho charakteristiky, tj. Tef = 8,5 kK; poloměr 203 R☉ (0,95 AU); svítivost 200 kL☉; hmotnost 19 M☉ a rotační rychlost >20 km/s. Hvězda má v porovnání se Sluncem přebytek hélia, uhlíku a dusíku, kteréžto prvky zřejmě vyrobila termonukleárními reakcemi a dostala tyto prvky na povrch díky silnému vertikálnímu promíchávání plynu. Svědčí o tom i silný hvězdný vítr, který vane rychlostí 240 km/s a ročně odnáší 3.10-7 M☉ hmoty. Deneb začal podle autorů svou existenci jako hmotná (23 M☉) hvězda spektrální třídy O a v současné době se vyvíjí na červeného veleobra.
S. Marchenko znovu prohlédl data o jasné hvězdě Prokyon (α CMi; sp. F5 IV-V), získaná v letech 2004-2005 kanadskou družicí MOST. V původní analýze se totiž nepodařilo najít očekávané oscilace vhodné pro asteroseismologii. Autor data zpracoval pomocí nového citlivějšího programu a objevil tak z 264. tis. měření oscilace v módu p ve frekvenčním pásmu 0,8 – 1,2 mHz. Amplituda oscilací je však velmi nízká, takže původní metoda zpracování je najít nemohla. Tím je položen základ ke studiu vnitřní struktury Prokyonu.
G. Harper aj. upozornili na velkou chybu trigonometrických vzdáleností červeného velobra Betelgeuse (α Ori), odvozených na jedné straně družicí HIPPARCOS (131 ±30) pc a na druhé straně z radiové interferometrie aparaturou VLA (197 ±45) pc. V každém případě se však zdá pravděpodobné, že hvězda vznikla v asociaci Orion OB1, od níž nyní prchá.
L. Pasquini aj. ukázali pomocí spekter aparaturou FLAMES VLT ESO, že otevřená hvězdokupa M67 (Cnc; 830 pc) obsahuje 10 osamělých slunečních analogů, jejichž efektivní teploty se liší o <100 K od teploty Slunce a v pěti případech dokonce jen o <60 K, takže jde o vůbec nejlepší protějšky Slunce, které známe.
Na konci odstavce malou perličku k Mezinárodnímu roku astronomie 2009. C. Graney připomněl, že Galileo v době euforie z výkonu svých dalekohledů usoudil, že vidí úhlové průměry hvězdných kotoučků v rozmezí od zlomku obloukové vteřiny do několika obl. vteřin. Tak např. pro známou dvojhvězdu Mizar-Alcor (UMa) určil v r. 1617 jejich úhlovou rozteč na 75″ a usoudil, že Mizar má úhlový průměr 3″ a Alcor 2″. Za předpokladu, že jde o hvězdy o geometrickém rozměru Slunce, mu pak vyšlo, že Mizar je od nás vzdálen asi 300 AU. Dokázal také stanovit rozteč mezi složkami Mizaru na 12″, protože jeho dalekohled měl v případě stejně jasných hvězd rozlišení 2″. Odtud usoudil, že nejslabší hvězdy viditelné očima jsou od nás vzdáleny až 2 tis. AU, takže podcenil jejich vzdálenosti minimálně o 3 řády. Mnohem lepší výsledek by byl získal, kdyby si všiml relativní četnosti hvězd různých pozorovaných jasností. Pak by totiž za předpokladu, že cizí hvězdy mají tutéž svítivost jako Slunce, obdržel řádově správné odhady jejich vzdáleností.
Jak už je delší dobu jisté, k těsným dvojhvězdám patří také žhavá kandidátka na výbuch supernovy, proslulá velmi hmotná (≈100 M☉) proměnná hvězda η Carinae. A. Daminellimu aj. se nyní podařilo kombinací optické, blízké infračervené i rentgenové světelné křivky zpřesnit oběžnou periodu sekundární složky na 2023 d (5,54 roku). Spektroskopie v letech 1948-2007 dala prakticky shodnou periodu (2020 ±4) dne, takže oběžná doba je pozoruhodně konstantní. Nejbližší primární minimum mělo proto nastat 11. ledna 2009. Skutečně již v polovině července 2008 se objevily ve spektru hvězdy široké (300 km/s) emise He II, které ukázaly začátek ionizace hvězdného větru primární složky horkým sekundárním průvodcem. Od konce srpna 2008 se k tomu přidala i emise He I, dokládající přímou srážku obou hvězdných větrů. Svítivost primáru dosáhla 5 ML☉ a jeho ztráta hmoty dosáhla vysokého tempa 0,003 M☉/r. Hvězda se patrně chystá k dalšímu velkému výbuchu, podobného tomu z r. 1843, kdy vznikla působivá mlhovina Homunculus. N. Smith aj. ukázali, že tehdejší erupce zbavila hvězdu neuvěřitelných 12 M☉ horkého plynu, jenž se rozpínal rychlostmi 650 – 6 000 km/s a měl kinetickou energii řádu 1043 J (!). Příčina tak obří erupce je dosud záhadou.
N. Linder aj. pořídili vysokodisperzní spektra obou složek Plaskettovy hvězdy (HD 47129 =V640 Mon; sp. O8 III + O7.5 III; vzdálenost 1,5 kpc), která je patrně členkou hvězdné asociace Mon OB2. Sekundární složka má přebytek helia a velmi rychle rotuje, takže její silný hvězdný vítr je stažen k rovníku. Obě hvězdné větry se navzájem prudce srážejí. Dvojhvězda s oběžnou periodou 14 d bohužel není zákrytová, takže sklon její dráhy neznáme a to znemožňuje spolehlivě určit hmotnosti složek, které jsou však určitě vyšší než 45 a 47 M☉.
A. Tutukov aj. se věnovali modelování vývoje patrně nejhmotnější známé dvojhvězdy WR 20a (Car; sp. WR a Of; poloměry 19 R☉; teploty 43 kK; hmotnosti 83 a 82 M☉; sklon 74°; velká poloosa 38 mil. km; oběžná perioda 3,7 d; vzdálenost ≈7 kpc; stáří <3 mil. roků), jež je členkou otevřené hvězdokupy Westerlund 2. Ukázali, že při vstupu na hlavní posloupnost měla každá složka oddělené dvojhvězdy hmotnost ≈110 M☉, takže až dosud ztratila velké množství plynu intenzivním hvězdném větrem. Týž vývoj bude dále pokračovat až do chvíle, kdy vývojově pokročilejší složka vyplní svůj Rocheův lalok, soustava se stane polodotykovou a vytvoří kolem sebe společnou plynnou obálku. Další scénář vede ke slití obou složek na extrémně hmotnou hvězdnou černou díru, popř. na vznik dvou samostatných černých děr, což se na dálku projeví jako vzplanutí zábleskových zdrojů záření gama.
T. Hillwig a D. Giess se zabývali přesnějším určením hmotnosti složek proslulé interagující dvojhvězdy (mikrokvasaru) SS 433 (=V1343 Aql). Jak známo, z kompaktní složky vybíhají protilehlé relativistické výtrysky o rychlosti 26 % rychlosti světla a mezi oběma složkami probíhá intenzivní výměna hmoty. Dostali tak pro dárce hmotnost 12 M☉ a pro kompaktního příjemce hmotnost 4,3 M☉. Oběžná rovina soustavy má sklon 79°. Pokud jsou zmíněné hodnoty hmotností správné, pak je kompaktní zdroj hvězdnou černou dírou. Problém je však v tom, že hmotnosti jsou možná přeceněny, protože dárce je silně ozařován kompaktní složkou, takže stále ještě není vyloučeno, že příjemce je neutronovou hvězdou.
C. Zurita aj. získali v létě 2007 světelnou křivku optické složky 16,5 mag dvojhvězdy Swift J1753-0127, jejíž kompaktní složka viditelné v rentgenovém oboru spektra je kandidátem na hvězdnou černou díru. Z komplexní světelné křivky optické složky se nakonec podařilo určitě oběžnou periodu 3,2 h, což je vůbec nejkratší perioda pro černou díru ve dvojhvězdě. Soustava se nachází v halu Galaxie.
S. Qian aj. zkoumali dlouhodobé variace světelné křivky polodotykové zákrytové dvojhvězdy V Pup (sp. B1 + B3) s oběžnou dobou 1,45 d a objevili tak cyklické prodlužování oběžné doby vinou velmi hmotného třetího tělesa v soustavě. Jelikož v daném směru se nachází slabý rentgenový zdroj a jelikož těsná dvojhvězda je obklopena mocnou cirkumstelární plynovou obálkou, zdá se pravděpodobné, že ono třetí těleso, které není vidět spektroskopicky, ačkoliv jeho minimální hmotnost 10,4 M☉ je vyšší než hmotnost 7,8 M☉ sekundární složky těsné dvojhvězdy, je ve skutečnosti hvězdná černá díra ve vzdálenosti 5,5 AU od těsné dvojhvězdy, přičemž tato tělesa kolem sebe obíhají v periodě 5,5 roku. Vývoj těsné dvojhvězdy byl zřetelně urychlen explozí supernovy, která vedla ke zhroucení hmotné hvězdy na černou díru. Sekundární složka těsné dvojhvězdy totiž vyplňuje příslušný Rocheův lalok a mnoho materiálu se nachází i ve zmíněném cirkumstelárním oblaku. Sekundární složka ztrácí nyní hmotu tempem bezmála 10-6 M☉/r.
P. Kervella aj. objevili pomocí aparatury VISIR VLT ESO, že jasná hvězda jižní oblohy Achernar (α Eri; sp. B3 Vpe; ≈7 M☉; rotační zploštění 0,6 díky rotační rychlosti >250 km/s; vzdálenost 44 pc) má průvodce sp. třídy A2 V, jenž kolem Achernaru obíhá v periodě ≈15 let ve vzdálenosti <7 AU. Dráha je zřejmě výstředná, protože ve spektru Achernaru se v periastru objevují emise vodíkové čáry H-α.
R. Branham aj. využili dlouholeté spektroskopie (1896-1991) a inferferometrie (1919-1999) Capelly (α Aur) ke zlepšení dráhových parametrů této hmotné (3,0 + 2,6 M☉) dvojhvězdy, vzdálené od nás 13,4 pc. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 104 d po dráze s velkou poloosou 0,75 AU a výstředností jen 0,005.
D. Gies aj. odvodili nové parametry čtyřnásobné soustavy Regulus (α Leo; sp. B7 V - B8 IV), jež je tvořena jednočarovou spektroskopickou dvojhvězdou A s primární složkou Aa - vlastním Regulem a dále 175″ vzdálenou dvojhvězdou B se složkami Ba a Bb sp. tříd K2 a M4. Regulus, jak známo, patří k velmi rychle rotujícím hvězdám (rotační perioda 16 h), takže je zploštělý o třetinu rovníkového průměru, neboť jeho obvodová rychlost na rovníku >317 km/s představuje minimálně 86% kritické rychlosti, při níž by začal odstředivou silou ztrácet hmotu z pásma kolem rovníku. Autoři zjistili, že Regulus je roztočen na vysoké obrátky sekundární složkou soustavy Ab o hmotnosti >0,3 M☉, vzdálenou od Regula >0,35 AU, jež je pravděpodobně bílým trpaslíkem. Oběžná doba dvojice vzdálené od nás 24 pc a staré 150 mil. roků činí 40 dnů.
C. Lee aj. využili spektroskopie všech čtyř složek zákrytové soustavy V994 Her k určení jejich základních parametrů i celkové konfigurace, jež se skládá ze dvou oddělených párů spektroskopických dvojhvězd A a B. Spektroskopická dvojhvězda A má složky o poloměrech 2,2 a 1,7 R☉ a hmotnostech 2,8 a 2,3 M☉, kdežto dvojhvězda B má složky o poloměrech 1,6 a 1,5 R☉ a shodných hmotnostech 1,9 M☉. Dvojhvězda A má oběžnou periodu 2,1 d a spektra složek B8 V a A0 V. Dvojhvězda B má oběžnou periodu 1,4 d a spektra A2 V a A4 V.
M. Muterspaugh aj. se v rámci programu ultrapřesné (±20 obl. mikrovteřin) astrometrie PHASES na Mt. Palomaru věnovali čtyřnásobné soustavě μ Ori (=HD 40932; vzdálenost 46 pc), která se skládá ze dvou těsných dvojhvězd (Aa+Ab) a (Ba+Bb). Složky A a B tvoří vizuální dvojhvězdu, přičemž jejich těžiště kolem sebe obíhají v periodě 18,7 roku po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,74, velkou poloosou 12,6 AU a sklonem 94°. Složka A se skládá z hvězd o hmotnostech 2,4 a 0,65 M☉, jež kolem sebe obíhají v periodě 4,4 d po téměř kruhové dráze s velkou poloosou 0,08 AU a sklonem 47°. Složka B se skládá z hvězd o shodných hmotnostech 1,4 M☉, které kolem sebe obíhají v periodě 4,8 h po kruhové dráze o témže poloměru 0,08 AU a sklonu 111°.
A. Tokovinin studoval statistiku výskytů hvězdných trojic a čtveřic s cílem zjistit, jak takové soustavy vlastně vznikají. Ukázal, že většina čtveřic vykazuje konfigurace podobné známé čtveřici ε Lyr, jež se skládá ze dvou těsných párů, přičemž oběžné periody obou párů i poměry jejich hmotností se u dané čtveřice sobě podobají. Oběžné periody se shodují v rámci 10 % a téměř polovina složek párů má i podobné hmotnosti. Statisticky pak pro různé čtveřice vykazují bimodální rozdělení těchto "vnitřních" period. Naproti tomu "vnější" periody oběžných drah těžišť obou párů se liší jak u trojic tak u čtveřic a nijak nesouvisejí s vnitřními periodami dané vícenásobné soustavy. Autor se domnívá, že tyto soustavy vznikají posloupností rotačních rozpadů zárodečných chuchvalců a následnou migrací složek párů směrem k sobě.
M. Zhao aj. využili intererometru CHARA ke zmapování vzhledu proslulé interagující těsné zákrytové dvojhvězdy β Lyr v infračerveném pásmu H. Dárcem plynné hmoty je protáhlá složka o hmotnosti 2,6 M☉ vyplňující příslušný Rocheův lalok, která předává hmotu do ještě protáhlejšího disku, obklopujícího příjemce o hmotnosti bezmála 13 M☉. Vzdálenost soustavy od nás je zhruba 300 pc s chybou 15 %, ale interferometrická měření relativní úhlové polohy složek patrně umožní tento údaj v dohledné době podstatně zpřesnit.
H. Stempels aj. určili elementy zákrytové dvojhvězdy ASAS J0528+0338 typu RS CVn, která je členkou hvězdné subasociace OB1a Ori ve vzdálenosti 280 pc staré jen 11 mil. roků. Jde rovněž o dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdu, což zvyšuje možnosti získat úplnou charakteristiku soustavy, jejíž složky ještě nedospěly na hlavní posloupnost. Takových soustav totiž dosud známe jen pět. Obě složky (sp. K1 + K5; 5,1 + 4,8 kK; 1,8 + 1,7 R☉; 2,0 + 1,4 L☉; 1,4 + 1,3 M☉) kolem sebe obíhají v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 0,07 AU a se sklonem dráhy 84°.
N. Dunstone aj. zmapovali magnetická pole na povrchu složek těsné dvojhvězdy V824 Ara (=HD 155555; sp. G5 IV + K0 IV) pomocí polarimetru u 3,9m teleskopu AAT. Polarimetr dokáže proměřit naráz obě složky kruhově polarizovaného světla a tak se ukázalo, že obě složky mají na svém povrchu prsteny azimutálního magnetického pole, které se však u sekundární složky během let 2004-2007 změnilo na radiální. Mapa magnetických polí je velmi komplexní, v různých hvězdných šířkách jeví pole odchylnou polaritu. Sekundární složka má osu magnetického dipólu skloněnou k rotační ose pod úhlem 75°. Soustava je docela mladá - její stáří nepřevyšuje 18 mil. roků.
T. Pribulla a S. Rucinski sestrojili na základě nových pozorování nový model "Paczynského dvojhvězdy" AW UMa (sp. F0 V + F1 V; 1,6 + 0,15 M☉; perioda 0,4 d; 15 pc), která byla dosud považována za dotykovou interagující dvojhvězdu. Problém modelu však spočíval v očividném nesouladu mezi poměrem hmotností složek ze spektroskopie a z fotometrie soustavy. Autoři nyní ukázali, že dvojhvězda svou dotykovou klasifikaci pouze předstírá. Ve skutečnosti jde o oddělenou soustavu Kopalovy klasifikace, která se vyznačuje vysokým okrajový ztemněním složek, rovníkovým pásem materiálu a tlustým proudem horkého plynu, jenž obepíná celou soustavu, takže klasický Rocheův model těsné dvojhvězdy v tomto případě selhává. Titíž autoři též objevili dotykovou dvojhvězdu GSC 0138-0047 s rekordně krátkou oběžnou dobou 5,2 h, která je patrně na spodní mezi pro oběžné doby dotykových dvojhvězd.
C. Blake aj. uveřejnili parametry těsné zákrytové dvojhvězdy, objevené v přehlídce SDSS (MEB-1; 0318-0100), na základě pozorování světelné křivky v blízké infračervené oblasti spektra. Obě docela chladné (3,3 kK) složky kolem sebe obíhají v krátké periodě 0,4 d a patří k trpaslíkům (poloměry 0,27 a 0,25 R☉) s nízkými hmotnostmi (0,27 a 0,25 M☉). Podle autorů lze v tomto spektrálním oboru celkem snadno nalézt i páry, kde jednou či oběma složkami jsou hnědí trpaslíci.
V. Bakis aj. zkoumali těsnou zákrytovou dvojhvězdu V731 Cep (sp. B8.5 V + A1.5 V; 1,8 + 1,7 R☉; 2,6 + 2,0 M☉; perioda 6 d) s velmi vysokým podílem (76 %) relativistické složky stáčení přímky apsid. Příčinou tak vysokého podílu je jak výstřednost dráhy těsné dvojhvězdy e = 0,016 tak poměrně malé rozměry oběžné elipsy s poloosou 16 mil. km. Stáčení přímky apsid však probíhá pomalu s periodou 10 tis. roků. Soustava vzdálená od nás 830 pc je stará jen 130 mil. roků a zřejmě unikla z otevřené hvězdokupy NGC 7762 (Cep).
P. Švaříček aj. našli velmi rychlé apsidální pohyby u zákrytových dvojhvězd OX Cas, PV Cas a CO Lac s periodami stáčení po řadě 38, 91 a 43 let, přičemž relativistická složka stáčení nepřesahuje u žádné z nich 6 % příslušné periody. Podobně krátké periody apsidálních pohybů v rozmezí 25 – 362 roků pozorovali M. Wolf aj. pro čtyři zákrytové dvojhvězdy jižní polokoule s protáhlými drahami: GL Car, QX Car, NO Pup a V366 Pup. Relativistické efekty přitom představují 3 –12 % celkového stáčení. P. Mayer aj. uveřejnili zlepšené parametry velmi hmotné zákrytové dvojhvězdy V1007 Sco, která patří do hvězdokupy NGC 6231 (vzdálenost 1,6 kpc). Jde o dvojici obrů sp. třídy O o hmotnostech 29,5 a 30,1 M☉, které mají poloměry 16 a 15 R☉ a obíhají kolem sebe v periodě 5,8 d po dráze se sklonem 67°. Jejich přímka apsid se stáčí s periodou 111,5 r. V. Bakis aj. určili periodu apsidálního pohybu zákrytové dvojhvězdy PT Vel (7 mag; 9,2 + 6,7 kK; 2,0 + 1,6 R☉; 2,2 + 1,6 M☉; stáří 400 mil. r.; vzdálenost 160 pc) s excentrickou drahou (e =0,13), velkou poloosou 7 mil. km a sklonem 88°. Perioda stáčení činí 180 let; z toho 9 % připadá na relativistické stáčení.
J. Clausen aj. využili robotického teleskopu na observatoři La Silla (ESO) k pokrytí světelných křivek šesti zákrytových dvojhvězd (AD Boo, HW CMa, SW CMa, V636 Cen, VZ Hya a WZ Oph) ve čtyřech barvách ubvy a odhalili také pomalé stáčení jejich přímek apsid s periodami od 5,3 tis. do 14,9 tis. roků . Určili také hmotnosti složek a poloměry pro tři soustavy (AD Boo, VZ Hya a WZ Oph) s vysokou přesností 0,5 % i jejich stáří v rozmezí 1,0 – 1,8 mld. roků.
K. Strassmeier aj. instalovali malý robotický fotometrický teleskop na observatoři Dome C v Antarktidě a pořídili v červenci 2007 nepřetržitou 10denní sekvenci 13 tis. fotometrických měření s kadencí 2,5 min ve filtrech UBVRI dvou jižních zákrytových dvojhvězd V841 Cen a V1034 Cen. Potvrdila se tak vysoká kvalita mimořádně suché atmosféry nad touto vysokohorskou observatoří, neboť rozptyl měření byl až čtyřikrát menší než na vysokohorských stanicích v Arizoně. Observatoř poskytuje navíc jedinečnou možnost dlouhodobých nepřetržitých měření během polární noci.
T. Ayres aj. oznámili na základě soustavných pozorování rentgenovou družicí Newton, že koróna primární složky nejbližší dvojhvězdy α Cen (sp. G2 V + K1 V) o teplotě >2 MK v posledních letech neustále slábla, až se zcela vytratila v červnu 2007. Autoři to přičítají standardnímu cyklu hvězdné aktivity analogické ke sluneční činnosti. G. Porto de Mello aj. ukázali, že obě složky mají nadprůměrnou metalicitu zhruba o čtvrtinu vyšší než je metalicita Slunce a efektivní teploty 5,85 a 5,32 kK.
I. Usenko a V. Klochkova pořídili pomocí 6m teleskopu BTA vysokodisperzní spektra (455 – 600 nm) hvězdy α UMi B (8,6 mag), jež je optickým průvodcem Polárky (α UMi A) v úhlové vzdálenosti 18″, přičemž sama Polárka se skládá z nám nejbližší cefeidy Aa a spektroskopického průvodce Ab. Do této vícenásobné soustavy by případně mohly patřit ještě Polárka C (13 mag; úhlová vzdálenost 43″ od A) a Polárka D (12 mag; separace 83″ od A), ale spíše jde jen o náhodné promítání. Hvězda B (sp. F3 V; 6,9 kK; 3,9 L☉; rotační rychlost >110 km/s; vzdálenost 110 pc) má hmotnost 1,4 M☉, která je shodná s hmotností spektroskopického průvodce samotné Polárky (hvězdy Ab) a sdílí s ním týž směr a velikost vlastního pohybu. Metalicita hvězdy B je prakticky shodná s cefeidou (Polárka Aa), s výjimkou prvků C, Na a Mg, jejichž zastoupení se podobá slunečnímu. Souběžně se N. Evansové aj. podařilo určit z pozorování ACS HST oběžnou dobu těsného (úhlová vzdálenost 0,17″) průvodce Ab (1,3 M☉) samotné Polárky (Aa; 4,5 M☉), jenž kolem Polárky obíhá po retrográdní dráze s periodou 30 let. B. Lee aj. ukázali na základě přesných měření radiálních rychlostí, že původní amplituda radiální rychlosti cefeidy Aa 2,2 km/s vzrostla v letech 2005-2007 o 9 %, a že cefeida asi rotuje mimořádně pomalu v periodě 119 dnů. Současně H. Bruntt aj. zjistili, že také amplituda změn jasnosti Polárky Aa vzrostla v letech 2003-2006 vzrostla o 30 % na hodnotu 0,04 mag, a že samotná perioda pulsací 4,0 d se za poslední století prodloužila o 316 s. Autoři z toho usuzují, že Polárka pulsuje na I. harmonické složce fundamentální periody.
Blížící se zákryt dlouhoperiodické soustavy ε Aurigae (vzdálenost 625 pc) slibuje nové poznatky o této tajemné dvojhvězdě s rekordní periodou přes 27,1 roku. Primární složka dvojhvězdy je veleobr sp. třídy F, který vykazoval před 10 lety pulsace s periodou dlouhou 95 d, jež se však postupně zkrátily na 67 d, přičemž rozměry veleobra se zmenšily. Podle R. Stencela aj. dokonce pulsace v r. 2008 vymizely a veleobr má nyní podle měření palomarským interferometrem PTBI v infračerveném pásmu K poloměr 300 R☉. Teplota temného disku o průměru 20 AU činí jen 475 K a jeho nasouvání na kotouček veleobra způsobuje vlastní zákryt. Disk je navíc skloněn po úhlem <5° k jeho oběžné rovině. Podle předpovědi měl zákryt začít v srpnu 2009.
R. Wilson ukázal na příkladu polodotykové dvojhvězdy RZ Cnc a dvojhvězdy AW UMa, v níž obě složky přetékají přes své Rocheovy laloky, že pomocí vícebarevných světelných křivek a křivek radiálních rychlostí zákrytových dvojhvězd vyjádřených ve standardních fyzikálních jednotkách toku záření a geometrických rozměrů dráhy lze přímo určit jak efektivní teploty složek zákrytové dvojhvězdy tak i vzdálenosti soustavy s přesností srovnatelnou s trigonometrickou metodou určování jejich vzdáleností. Nová metoda DDE (Direct Distance Estimation) tak dává možnost získávat neocenitelné údaje nejen pro polodotykové a dotykové dvojhvězdy, ale dokonce i pro "přetékající" (angl. overcontact) dvojhvězdy.
Z. Eker aj. zjistili že těsné dvojhvězdy typu W UMa mají velmi rozdílná stáří od velmi mladých soustav až po miliardy let. Průměrné stáří těchto dotykových soustav činí 1,6 mld. roků. L. Jungelson se zabýval vývoje heliových hvězd nízké hmotnosti (0,35 – 0,65 M☉) v polodotykových těsných dvojhvězdách typu AM CVn, v nichž probíhá intenzivní přenos hmoty z heliové hvězdy na bílého trpaslíka. Soustavy se vyznačují krátkými oběžnými periodami >9 min a podle výpočtů autora již pro periody <40 min je přenos hmoty tak vydatný, že obě složky se nakonec slijí v jedinou kompaktní hvězdu.
H. Kaneda objevil na Vánoce 2007 novu V459 Vul v poloze 1948+2115 (Vul), která dosáhla maxima 7,7 mag 28. 12., ale objev byl zveřejněn až na Nový rok 2008. Koncem května přešla do koronální fáze. Počátkem března 2008 vybuchla nova V2468 Cyg v poloze 1959+2952, která dosáhla maxima 7,7 mag dne 9. 3. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 1 tis. km/s. Květnová infračervená spektra poukázala na přechod do koronální fáze bez výskytu prachu. V říjnu se v jejím infračerveném spektru objevily vysoce ionizované čáry síry, hliníku a vápníku. Následovala nova NT TrA v poloze 1619-6028, která vzplanula počátkem dubna 2008 a dosáhla maxima 8,4 mag o dva týdny později. Mezitím vybuchla v Labuti další nova V2491 Cyg v poloze 1943+3219, jež dosáhla maxima 8 mag a měla mimořádně široké profily emisních čar, odpovídající rychlosti rozpínání plynné obálky až 2,8 tis. km/s. Její infračervená spektra z poloviny dubna 2008 prokázala nárůst emisí čar He I. V polovině června přešla do koronálního stádia.
V polovině dubna 2008 objevili japonští astronomové-amatéři novu V5579 Sgr v poloze 1806-2714, která dosáhla po čtyřech dnech maxima 6,5 mag. Z infračervených spekter byl počátkem května odhalen horký (1,4 tis. K) prach v plynné obálce rozpínající se rychlostí 1,6 tis. km/s. Prachová obálka vychladla během června 2008 na 1,1 tis. K. Koncem května 2008 vzplanula nova V2670 Oph v poloze 1740-2350, která dosáhla 10 mag a vzápětí následovala v témže souhvězdí nova V2671 Oph v poloze 1733-27, jež dosáhla 11 mag. První z nich byla sledována v infračerveném pásmu až do října téhož roku, ale ani v té době se v jejím okolí neobjevil žádný prach.
Počátkem září 2008 vzplanula nova V1309 Sco v poloze 1758-3043, která 6. září dosáhla maxima 6,5 mag. Její plynné obaly se rozpínaly poměrně nízkou rychlostí 670 km/s. V říjnu se díky infračerveným spektrům ukázalo, že jde o symbiotickou novu, složenou z bílého trpaslíka a pozdního obra sp. třídy M. Koncem září vybuchla nova V1721 Aql v poloze 1906+0707, která sice dosáhla v maximu jen 14 mag, ale ve skutečnosti byla mimořádně svítivá s absolutní hvězdnou velikostí -9 mag. Nacházela se totiž ve vzdálenosti 5 kpc od Slunce, takže její jas byl podstatně zeslaben mezihvězdnou absorpcí světla. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 2,7 tis. km/s. O týden později vybuchla nova QY Mus v poloze 1316-6737, jež dosáhla 8,5 mag a jejíž předchůdce měl 20 mag ve filtru B. Koncem října 2008 se poprvé od r. 1997 zjasnila rekurentní nova V1251 Cyg, když dosáhla 12,5 mag. Koncem listopadu 2008 vzplanula nova V679 Car v poloze 1113-6114, jež dosáhla v maximu 7,6 mag a slábla pomalu. Téměř současně vzplanula v poloze 1822-2803 nova V5580 Sgr, která 29. 11. 2008 dosáhla maxima 8 mag, jejíž plynné obaly se rozpínaly rychlostí 2,5 tis km/s.
D. Lynch aj. upozornili na pozoruhodný vývoj světelné křivky i spektra novy V2362 Cyg, která vzplanula počátkem dubna 2006 a vyznačovala se velkou amplitudou vzplanutí >12 mag a rychlým poklesem po maximu. Nicméně asi 100 dnů po maximu se počala opět pozvolna zjasňovat ve všech oborech spektra od rentgenového až po infračervený a po tomto druhém vzplanutí s maximem 230 dnů po prvním výbuchu (opticky tehdy dosáhla 10 mag) rychle zhasla. To lze vysvětlit jedině tak, že si svůj první výbuch víceméně v podobném rozsahu ještě jednou zopakovala. Podobně ukázal R. Das, že velmi jasná nova V1280 Sco z r. 2007 měla po prvním maximu 12 dnů po objevu (3,8 mag) další maximu o 100 dnů po tom prvním. Jde přitom o klasickou novu, jejíž vzdálenost od nás činila asi 1,6 kpc.
E. Filippovová aj počítali kulově souměrné modely výbuchu klasické novy CI Cam z r. 1998 pomocí rentgenové diagnostiky výbuchu. Nova byla totiž rentgenově velmi jasná na úrovní 2 Krabů v pásmu energií 3 – 20 keV. Ukázali, že rentgenové záření přichází z optické složky těsně dvojhvězdy, ohřáté rázovou vlnou z výbuchu na povrchu bílého trpaslíka. Při výbuchu odhodil bílý trpaslík obálku o celkové hmotnosti <10-6 M☉, což je srovnatelné se ztrátou hmoty hvězdným větrem optické složky. Plynná obálka bílého trpaslíka se zprvu rozpínala rychlostí 2,7 tis. km/s, ale již po několika hodinách se počala brzdit interakcí se zmíněným hvězdným větrem optické složky.
M. Kato aj. zjistili, že výbuch jasné novy V455 Pup v r. 2000 se odehrál na povrchu bílého trpaslíka o hmotnosti 1,35 M☉, přičemž jeho průvodcem byla heliová hvězda o hmotnosti >0,8 M☉, která dodává heliový plyn na jeho povrch. Polovina v mezidobí dodaného materiálu se při explozi rozptýlila do mezihvězdného prostoru, kdežto druhá polovina zvýšila hmotnost bílého trpaslíka. Protože i klasické novy jsou fakticky rekurentní - byť s délkou cyklu řádu tisíců let - znamená to, že tento bílý trpaslík je dobrým kandidátem na výbuch supernovy třídy Ia v astronomicky dohledné budoucnosti.
Do nepočetného seznamu rekurentních nov přibyla 10. položka v podobě novy V2487 Oph, která byla objevena při vzplanutí v r. 1998, ale nyní se na základě archivních snímků z Harvardovy kolekce podařilo zjistit, že nova vybuchla též v červnu 1900, když v maximu dosáhla 10 mag (při výbuchu v r. 1998 byla o necelou 1 mag jasnější). Světelné křivky i spektrální charakteristika obou výbuchů vykazují všechny znaky rekurentních nov: malou amplitudu vzplanutí, rychlý pokles jasnosti po maximu a velkou rychlost rozpínání plynných cárů po výbuchu.
P. Selvelli aj. ukázali na základě měření družicemi IUE a Newton, že rekurentní nova T Pyx, poprvé pozorovaná již v r. 1890, zřejmě nikdy nevybuchne jako supernova typu Ia. Po každém výbuchu totiž velmi dlouho trvá fáze opticky tlusté obálky, což znamená, že při výbuchu ztrácí bílý trpaslík až 10-4 M☉, zatímco akrece plynu z průvodce bílého trpaslíka se odehrává tempem řádu 10-8 M☉/r. Při opakování výbuchů v průměru každých 19 let získá bílý trpaslík v mezidobí nanejvýš 5.10-7 M☉, což právě stačí k zapálení překotné termonukleární reakce. Z porovnání naměřených hodnot zisku a ztráty hmoty je tedy zřejmé, že se současná hmotnost bílého trpaslíka (1,37 M☉) od Chandrasekharovy meze postupně vzdaluje.
R. Walder aj. se věnovali trojrozměrné simulaci akrece na bílého trpaslíka v rekurentní nově RS Oph, jemuž dodává vodík červený obr v těsné dvojhvězdě s oběžnou periodou 455 d. Nova sama je rekurentní s typickou periodou 22 let. Ukázali, že hmotný bílý trpaslík (1,4 M☉!) téměř na Chandrasekharově mezi získává asi desetinu materiálu, který obří složka dvojhvězdy o hmotnosti 2,3 M☉ ztrácí tempem 10-7 M☉/r. Materiál ztrácený obrem se vyskytuje převážně v oběžné rovině dvojhvězdy a má výraznou nehomogenní strukturu. Obr přitom nevyplňuje Rocheův lalok, ale rozměry oběžných drah obou složek se zmenšují tempem 3% za 1 mil. roků. To znamená, že soustava nakonec získá společnou plynnou obálku, z obra se stane druhý bílý trpaslík v soustavě a oba bílí trpaslíci nakonec splynou, což nutně způsobí výbuch supernov typu Ia. Tutéž rekurentní novu zkoumali J. Sokoloski aj. pomocí rádiové interferometrie. Ukázali, že z povrchu bílého trpaslíka vycházely polární výtrysky plynu usměrněné do vrcholových úhlů jen několika málo úhlových stupňů a zůstaly činné po dobu celého měsíce po posledním vzplanutí v únoru 2006. Zdá se, že vlastní vzplanutí výrazně neporušuje akreční disk v rovníkové rovině bílého trpaslíka, ale zatím není jasný mechanismus vzniku výtrysků i jejich poměrně ostré kolimace po tak dlouhou dobu po výbuchu.
Podle E. Kördinga aj. se obdobné výtrysky vyskytují ve všech typech astronomických objektů, u nichž probíhá nabírání hmoty z akrečního disku v rovníkové rovině objektu. Přechodné výtrysky autoři pozorovali v rádiovém oboru spektra pomocí interferometrů VLA a MERLIN také při běžném zjasnění blízké (80 pc) trpasličí novy SS Cyg v dubnu 2007. Akrece na bílého trpaslíka zde dosahuje tempa 5.10-9 M☉/r.
M. Burlak a A. Henden zpracovali pozorování světelných křivek 80 nov v naší Galaxii, která byla shromážděna v archivu Americké společnosti pro pozorování proměnných hvězd (AAVSO) v letech 1986-2006. Pro 64 nov tak odvodili údaje o jasnost nov v maximu a v časech poklesu o 2 mag, resp. 3 mag po maximu (parametry t2 a t3). Odtud odvodili nový empirický vztah mezí absolutní hvězdnou velikostí nov v maximu (Mv max) a parametrem t2, jenž pak umožňuje při znalosti mezihvězdné extinkce v daném směru určit poměrně přesně vzdálenost novy od nás: Mv max = -10,66 + 2,31 log t2. Tímto způsobem mj. revidovali vzdálenost jasné novy V1974 Cyg na pouhých 1,4 kpc.
M. Henze aj. prohlédli pomocí vyhledávacího programu archivní snímky galaxie M31, pořízené 1,34m Schmidtovou komorou observatoře v Tautenburku (SRN) v letech 1960-1996. Našli tak 84 kandidátů nov, včetně jedné rekurentní. Bylo by zajisté skvělé, kdyby se podobně prohlédly archivy jiných širokoúhlých kamer, protože téměř určitě skrývají mnohé podobné objevy.
Enigmatickou proměnnou hvězdu V838 Mon snímkovali v letech 2002-2005 W. Sparks aj. pomocí kamery ACS HST a objevili tak kolem ní silně polarizovaný prsten. Z rozšiřování světelné ozvěny výbuchu pak určili dosud nejpřesněji její vzdálenost (6,1 ±0,6) kpc ve výborné shodě s dosud užívanou, ale méně přesnou hodnotou pro mateřskou hvězdokupu (6,2 ±1,2) kpc. Odtud plyne, že hvězda dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -9,8 mag, tj. že v r. 2002 šlo o jednu z nejsvítivějších hvězd v Místní soustavě galaxií! Akreční disk kolem vybuchnuvší hvězdy zakryl podle V. Goranského a A. Žarovové horkou složku (sp. B3 V) těsné dvojhvězdy v prosinci r. 2006.
V polovině května 2008 objevil astronom amatér L. Berto Monard v galaxii NGC 300 zjasňující se bodový zdroj 14 mag v poloze 0055-3739 (Scl). Následná prohlídka archivů ukázala, že objekt byl ještě v únoru 2008 slabší než 18 mag a počal se zjasňovat v době, kdy hvězda byla kvůli úhlové blízkosti ke Slunci nepozorovatelná. Vynořila se ze sluneční záře koncem dubna jako objekt 16,5 mag a v jejím spektru se objevily silné emise vodíku a zakázaných čar Ca II. Dosáhla tak v maximu absolutní hvězdné velikosti -12,5 mag, což připomíná svítivost supernov spíše než nov, ale ostatní známky ji řadí spíše mezi vzácné objekty jako právě zmíněná záhadná proměnná V838 Mon. Po maximu její optická jasnost plynule klesala až do září 2008. Infračervená spektra pořízená pomocí teleskopu SST ukázala, že hvězda byla před zjasněním obklopena rozsáhlým (300 AU) chladným (300 K) prachovým obalem, takže celý úkaz lze nejlépe vysvětlit výbuchem mladé (≈10 mil. let) hvězdy s hmotností kolem 10 M☉.
Koncem dubna 2008 se nápadně zjasnil eruptivní červený trpaslík EV Lac (klidová jasnost 10 mag; stáří 300 mil. let; vzdálenost 5 pc), takže podle R. Ostenové aj. by byl po dobu několik minut viditelný očima! Supererupce však byla objevena v rentgenovém oboru spektra družicí Swift. Příčinou výbuchu spatřují v existenci silného magnetického pole na povrchu trpaslík, asi o dva řády intenzivnějšího než je magnetické pole Slunce, a dále v rychlé rotaci hvězdy pouhé 4 dny.
A. Reiners a G. Basri měřili pomocí Zeemanova rozšíření absorpčních čar molekuly FeH ve spektrografu UVES VLT ESO magnetické pole nejbližšího eruptivního červeného trpaslíka (M5.6 V) Proximy Centauri. Magnetická indukce tam dosahuje hodnot 45 – 75 mT, čili je více než o dva řády vyšší než u Slunce.
G. Natale aj. porovnali současné modely prototypu δ Cephei s pozorováními jasnosti a spektra této nejznámější cefeidy pomocí HST. Všechny parametry modelu dobře souhlasí s pozorováním. Hvězda má střední poloměr 43 R☉ a je od nás vzdálena 285 pc. Podíl hélia dosahuje 26 % a podíl kovů jen 1 %.
P. Kervella aj. využili okolnosti, že dlouhoperiodická (41 d) cefeida RS Pup je ponořena do reflexní mlhoviny, v níž lze zřetelně pozorovat světelné ozvěny proměnné jasnosti hvězdy. Pomocí aparatury EMMI NTT ESO tak získali mimořádně přesný údaj o její vzdálenosti (1,99 ±0,03) kpc.
A. Galejev aj. změřili radiální rychlost proměnné hvězdy V1327 Aql (R = 16 mag; 6,3 kK; Z =-1,05; per 13 h), jejíž světelná křivka prokázala, že jde o pulsující proměnnou typu RR Lyr. Hvězda je vzdálena od centra Galaxie 13 kpc a zároveň 4 kpc od její hlavní roviny, takže při radiální rychlosti -470 km/s se velmi pravděpodobně jedná o intergalaktický objekt, který naší Galaxií pouze prolétá.
Jiným potenciálním přivandrovalcem je podle N. Przybilly aj. rychlá hvězda HVS7, která má dle měření chemického složení spektrografem UVES VLT ESO o dva řády méně helia než Slunce a neměřitelné zastoupení prvků skupiny C,N,O. Naproti tomu vykazuje proti Slunci řádový přebytek prvků skupiny Fe a dokonce stonásobný přebytek prvků P, Co a Cl. Přebytek rtuti a vzácných zemin pak činí 4 řády v porovnáním se Sluncem! To jsou tak neobvyklé parametry chemického složení, že původ hvězdy se stává velkou záhadou.
L. Mathews aj. objevili pomocí radioteleskopu v Nancay rádiový protějšek ultrafialového chvostu Miry (ο Cet) v čáře H I a odhadli tak jeho hmotnost na 4.10-3 M☉ a stáří na 120 tis. let. Ukázali též pomocí soustavy VLA, že chvost o délce 0,4 pc se brzdí interakcí s mezihvězdným prostředím. Autoři se domnívají, že obdobné chvosty budou mít všichni červení obři s vysokou ztrátou hmoty hvězdným větrem.
H. Bruntt aj. využili australského interferometru SUSI k prvnímu určení základních parametrů nejjasnější rychle oscilující hvězdy α Cir (sp. roAp; 7,4 kK; 2,0 R☉; 10,5 L☉; 1,7 M☉; perioda oscilací 7 min; vzdálenost 17 pc) a k objevu chemických skvrn (V, Eu, Co, Nd) na jejím povrchu. Hvězda má podle měření spektrografem UVES VLT ESO sluneční zastoupení prvků C, O, Si, Ca a Fe, ale přebytek prvků Cr, Mn a zejména pak Co, Y, Nd a Eu.
S. Ragland aj. zobrazili pomocí infračerveného interferometru IOTA (Mt. Hopkins, Arizona) poprvé nejjasnější symbiotickou miridu R Aqr (300 R☉; vzdálenost 200 pc), kterou tvoří přinejmenším tři složky, tj. vlastní mirida, obálka bohatá na vodní páru a průvodce, jímž je nejspíš bílý trpaslík. Hvězda má efektivní teplotu 2,7 kK a vodní obálka, jež je 2,25krát rozsáhlejší než hvězda, 1,6 kK. Bílý trpaslík pravděpodobně má protáhlou dráhu s velkou poloosou kolem 16 AU, výstředností ≈0,5 a oběžnou dobou nad 30 roků. N. Tomov aj. analyzovali okolnosti výbuchu symbiotické hvězdy Z And (sp. M4.5 .III; vzdálenost 1,1 kpc), jenž se odehrál v letech 2000-2002. Zatímco v klidu ztrácí obří hvězda 1.10-7 M☉/r plynu hvězdným větrem, během výbuchu se rychlost větru zvýšila na 500 km/s a tempo ztráty hmoty stouplo 24krát. Podobně jako v předešlém případě je průvodcem obří složky bílý trpaslík o efektivní teplotě >100 kK, jehož hvězdný vítr má rychlost 60 km/s.
Z. Mikulášek aj. odhalili změny rotace chemicky pekuliární proměnné hvězdy V901 Ori (HD 37776; sp. B2 IV; rotační rychlost 1,54 d; stáří <2 mil. let) v období let 1976-2007. Rotační perioda se v té době prodlužovala tempem 0,54 s/r. Spektra z teleskopů CFHT a BTA ukázala na přítomnost silného kvadrupólového magnetického pole na povrchu hvězdy a výskyt chemických skvrn (He, Si), takže právě silné magnetické pole v rozsáhlé magnetosféře je zřejmě příčinou pozorovaného brzdění rotace hvězdy.
S. Ekström aj. upozornili, že hvězdy sp. třídy Be vesměs rotují rychlostmi blízkými kritické rychlosti roztržení odstředivou silou. To docela dobře vysvětluje vznik silných emisí v jejich spektru, ale klade novou otázku, odkud se ta vysoká rotační rychlost vzala?
S. Kwok aj. získali pomocí širokoúhlé kamery WFIC CFHT infračervené (2,1 μm) obrazy známých planetárních mlhovin "Činky" (M27; Vul) a "Prstenec" (M57; Lyr). Přestože na běžných optických záběrech se jejich morfologie výrazně odlišuje, trojrozměrná analýza ukázala shodnou trojnou kuželovou strukturu v čarách molekuly H2.
M. Hajduk aj. pozorovali téměř tříletý zákryt jádra planetární mlhoviny M2-29, jež se nalézá ve výduti Galaxie, a o 9 let později sekundární minimum. Tyto úkazy interpretují jako zákryt těsné dvojhvězdy (vlastního jádra planetární mlhoviny s oběžnou periodou 1 měsíc) diskem, jenž kolem ní obíhá v periodě 18 let. Jde o vůbec první zákrytový případ pro hvězdu ve vývojovém stádiu po opuštění větve obrů, což dává potenciální možnosti určit fyzikální charakteristiky takové soustavy.
P. Dufour aj. objevili prvního pulsujícího bílého trpaslíka se silným magnetickým polem SDSS J1426+57. V jeho atmosféře se nevyskytuje žádné helium, ale jen uhlík, takže jej řadíme k typu DQ. Snadno měřitelný Zeemanův efekt ukazuje na vysokou indukci magnetického pole 120 T, což je první případ mezi dosud známými zhruba 200 pulsujícími bílými trpaslíky. Fakticky jde o obdobu hvězd roAp v kategorii bílých trpaslíků.
S. Vennes a A. Kawka ukázali, že nejhmotnější bílí trpaslíci (>1,1 M☉) obsahují ve shodě s očekáváním málo vodíku, protože jejich předchůdci jsou hvězd s hmotností ≈6 M☉. Tak hmotné hvězdy skutečně už většinu vodíku jednak spotřebovaly a jednak rozptýlily před zhroucením na velmi hmotné bílé trpaslíky.
Dátum poslednej zmeny: 06. júla 2010