Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 01. októbra 2010
R. Voss a G. Nelemans objevili předchůdce supernovy 2007on v eliptické galaxii NGC 1404 (For; stáří >4 mld. r.; 20 Mpc) v archivu rentgenových pozorování družice Chandra v poloze 0339-3535 v době, kdy do výbuchu supernovy (5. 11. 2007) zbývaly ještě 4 roky. Během výbuchu však rentgenové záření zaznamenáno nebylo. Autoři odtud soudí, že v tomto případě bylo příčinou výbuchu překročení Chandrasekharovy meze hmotnosti bílého trpaslíka složeného z prvků C a O, jehož stáří odhadl E. van den Heuvel na 0,2 – 2 mld. let, který nabíral vodík díky akreci z druhé složky těsné dvojhvězdy.
A. Soderbergové aj. se však poštěstilo ukázat, že ve skutečnosti optickému výbuchu supernovy může předcházet kratičký mocný rentgenový a ultrafialový záblesk. Autoři totiž sledovali 9. ledna 2008 pomocí družice Swift galaxii NGC 2770 (Lyn; 27 Mpc), v níž vybuchla supernova 2007uy třídy Ib, kterou na Silvestra 2007 objevil japonský astronom amatér Y. Hirose. Jelikož tato supernova se vyznačovala velmi silným rádiovým zářením, chtěli zjistit, jak se chová v energetických oborech elektromagnetického spektra, ale žádné rentgenové ani ultrafialové záření ze supernovy nezaznamenali.
Ke svému úžasu však objevili na protějším okraji téže galaxie rentgenový záblesk XRF 080109 s neuvěřitelným rentgenovým výkonem 6.1036 W (vysoko nad Eddingtonovou mezí; o 4 řády více než dosud známé rekordní rentgenové zdroje!), který trval 400 sekund, přičemž maximum svítivosti se přesouvalo z rentgenového do ultrafialového pásma a celková vyzářená energie dosáhla 2.1039 J. Družice Swift však nezaznamenala žádné zjasnění v pásmu gama.
Autoři okamžitě zburcovali obsluhy několika obřích přístrojů (HST, VLT, Gemini, VLA, Chandra), a tak se podařilo zjistit, že na tomto místě vybuchla další den supernova 2008D třídy Ibc s poměrně nízkou absolutní hvězdnou velikostí v maximu -16,7 mag. (Pravděpodobnost, že v téže galaxii vybuchnou dvě supernovy v intervalu 10 dnů, je jen 0,000 1! V téže galaxii byla pozorována supernova také v r. 1999.). V optickém oboru dosáhla supernova 2008D zmíněného maxima až po několika týdnech; rádiově se poprvé projevila 3. den po optickém vzplanutí. Původně hladké spojité optické spektrum se postupně měnilo na absorpční, v němž dominovaly čáry He I. Plynné obaly se rozpínaly kulově souměrně rychlostmi až 75 tis. km/s, což potvrdilo výjimečnost celého úkazu.
Podle všeho byla předchůdcem této supernovy Wolfova-Rayetova (WR) hvězda o počáteční hmotnosti 20 M☉, která v době výbuchu měla poloměr jen 1 R☉. Rentgenový záblesk vznikl ve chvíli, kdy rázová vlna rozbíjející hvězdu zevnitř dosáhla povrchu, což bylo v tomto případě jen několik minut po gravitačním zhroucení jádra hvězdy. Nízká absolutní hvězdná velikost v maximu je důkazem, že optický výbuch byl ve skutečnosti pouhým dosvitem mnohem mocnějšího rentgenového a neutrinového uvolnění energie hroutící se hvězdy. P. Mazzali aj. však soudí, že hmotnost předchůdce činila dokonce 30 M☉ a celková energie exploze jen 1044 J je následkem zhroucení centrální části hvězdy přímo na černou díru, když při explozi se rozptýlily vnější části hvězdy o hmotnosti jen ≈7 M☉.
Podle K. Schawinského aj. nejde o jediný takový případ, protože družice GALEX zaznamenala již v březnu 2004 rentgenový záblesk, na jehož místě se objevila o dva týdny později optická supernova LS-04D2dc třídy II-P ve vzdálenosti 700 Mpc od nás. Autoři soudí, že v tomto případě byl povrch hvězdy ozářen rázovou vlnou ještě dříve, než přece jen pomalejší rázová vlna dospěla z centra k povrchu červeného veleobra o poloměru 70 mil. km. Na základě těchto objevů uvažuje NASA o sestrojení speciální rentgenové družice EXIST, která by tak v dostatečném předstihu objevovala až stovky budoucích optických supernov ročně.
V. Utrobin a N. Chugai se věnovali určení vlastností předchůdce supernovy 2005cs třídy II-P, která vzplanula 26. června 2005 ve ve známé spirální galaxii M51 (NGC 5194; CVn, 8,4 Mpc). Podle jejich výpočtu měl předchůdce na počátku své existence hmotnost 18 M☉, ale těsně před výbuchem o 1 M☉ méně; zato úctyhodný poloměr 2,8 AU. Při výbuchu vzniklo 0,008 M☉ radionuklidu 56Ni.
F. Patat aj. chtějí podobně hledat předchůdce supernov třídy Ia tím, že objeví cirkumstelární materiál, který bílý trpaslík získává před výbuchem od svého průvodce - červeného obra. To byl případ supernovy 2006X v galaxii M100, která vzplanula počátkem února 2006 a akrece hmoty byla pozorována spektrografem UVES VLT ESO. Téhož spektrografu využili C. Trundle aj. k potvrzení domněnky, že předchůdci supernov-kolapsarů jsou svítivé modré (sp. třídy O a B) proměnné LBV, které mají hmotnosti >40 M☉ a intenzivně ztrácejí hmotu ještě dříve, než v nich začne termonukleární hoření helia, tj. asi 105 roků před explozí supernovy, kdy se objekt stane hvězdou třídy WR.
Japonský astronom amatér K. Itagaki totiž pozoroval v říjnu 2004 v galaxii UGC 4904 (24 Mpc) nápadné zjasnění bodového zdroje, po němž teprve 11. října 2006 následovalo zhroucení jádra hvězdy a vlastní výbuch supernovy 2006jc, klasifikované hybridní třídou Ia/IIn. Podle S. Immlera aj. vyplynulo z měření družicemi Swift a Chandra, že při zjasnění v r. 2004 ztratila hvězda LBV asi 1 % M☉. Výbuch supernovy pak způsobil, že explozí vymrštěný materiál brzy dohnal pomaleji se rozpínající slupku z předešlého výbuchu, nárazově ji ohřál na teplotu řádu MK a způsobil tak nové dlouhotrvající rentgenové zjasnění celé oblasti po zbytek r. 2006.
D. Leahy a R. Quyed upozornili, že známá supernova 2006gy byla v maximu více než o dva řády svítivější, než typické supernovy bývají, takže výbuch mohl být zesílen přeměnou vznikající neutronové hvězdy na hvězdu kvarkovou. Totéž by pak platilo pro supernovy 2005gj a 2005ap. Naproti tomu R. Waldman se domnívá, že vysokou svítivost supernovy způsobila vysoká hmotnost předchůdce až 130 M☉, jež vyvolala díky interakci fotonů gama s atomovými jádry tvorbu párů pozitron-elektron na úkor tepelné energie i tepelného tlaku v oblasti hvězdného jádra. Následkem toho se železné jádro o hmotnosti 3 M☉ začalo smršťovat, což vzápětí zvýšilo vydatnost termonukleárních reakcí při teplotě až 7 GK a hvězda vybuchla.
N. Smith aj. připomněli, že supernova 2006gy je v optickém oboru vůbec nejsvítivější známou supernovou a v infračerveném pásmu nezeslábla ani za rok od počátku exploze. Jelikož okolní mezihvězdné prostředí je velmi řídké, lze velkou svítivost objasnit buď vznikem párových nestabilit pozitron-elektron, anebo ohřevem již existujícího dříve vyvrženého materiálu, který rázová vlna výbuchu dostihla. Předem vyvržená slupka musí mít poloměr aspoň 0,3 pc, což znamená, že v posledním tisíciletí před výbuchem musela mateřské hvězda ztratit minimálně 10 M☉.
N. Smith aj. nalezli v anonymní galaxii vzdálené od nás 300 Mpc další extrémně svítivou supernovu 2006tf, která během výbuchu vyzářila energii přinejmenším 7.1043 J. Podle jejich výpočtů musela hvězda v několika dekádách před výbuchem ztratit až 6 M☉ a v posledních šesti letech před výbuchem dokonce dalších 18 M☉, takže zřejmě patřila k proměnným typu LBV s hvězdným větrem o rychlosti 190 km/s. Vysokou svítivost supernovy tedy způsobila interakce rychlejších cárů vlastního výbuchu s velkou hmotou materiálu, vyvrženého v posledním století před explozí supernovy.
J. Prieto aj. zjistili, že supernova 2008S v galaxii NGC 6946 (Ohňostroj; Cep/Cyg; 7 Mpc) objevená počátkem února britským astronomem-amatérem R. Arbourem jako objekt 18 mag byla doslova utopena ve vlastním prachu o hmotnosti 1 mM☉ a teplotě 440 K. Ukázaly to archivní snímky kosmického teleskopu SST ve středním infračerveném pásmu 4,5 – 8 μm. Po tři roky před výbuchem se infračervená jasnost hvězdy v těchto pásmech neměnila; nebyla však vůbec viditelná v optickém a blízkém infračerveném oboru spektra. Z pozorování SST vyplývá, že její hmotnost před výbuchem dosahovala 10 M☉ a její svítivost 3,5.104 L☉, takže šlo zřejmě o červeného veleobra, jenž vybuchnul jako supernova třídy IIn.
Ještě zajímavější je příběh supernovy 1996cr, která byla objevena šťastnou shodou okolností až celé desetiletí po vlastním vzplanutí. První známku, že našim přístrojům proklouzla supernova, poskytl F. Bauer, když pomocí družice Chandra objevil jasný proměnný rentgenový zdroj Cir X-2 (poloha 1413-6521) v blízké (3,8 Mpc) galaxii v souhvězdí Kružítka v r. 2001. Optické spektrum zdroje pomocí VLT ESO pořízené koncem ledna 2006 podezření na supernovu potvrdilo, a tak autor se svými spolupracovníky prohledali archivy mnoha dalekohledů, radioteleskopů i umělých družic, jelikož mateřská galaxie je astronomy poměrně ostře sledována. Tak se po úmorné práci podařilo zjistit, že supernova třídy IIn vzplanula někdy mezi koncem února 1995 a polovinou března 1996, pročež získala označení 1996cr. Podle všeho vybuchla v kosmickém vzduchoprázdnu, takže cáry výbuchu letěly prázdným prostorem nejméně 1,5 roku do vzdálenosti přes 6 kAU, než narazily na hustší mezihvězdný materiál, což se projevilo růstem rádiového i rentgenového záření na dvojnásobek. V přepočtu to však představuje o tři řády vyšší zářivé výkony, než poskytla známá supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu! Zdá se, že obě zmíněné supernovy si zkrátka kolem sebe důkladně vyčistily půdu před vlastním výbuchem a není vyloučeno, že jde o celkem běžný úkaz.
O. Krause aj. sledovali pomocí aparatury MIPS SST ve středním infračerveném pásmu 24 μm tenké vlákno mezihvězdného prachu a plynu v úhlové vzdálenosti 1,3° na severozápad od pozůstatku po supernově Cas A, jež vzplanula někdy kolem r. 1681, ale nebyla tehdy opticky pozorována, ačkoliv je od nás vzdálena jen 3,4 kpc. Vlákno mělo konstantní infračervenou jasnost mezi říjnem 2006 a lednem 2007, avšak na snímku z 20. srpna 2007 se nápadně zjasnilo, aby do ledna 2008 jeho jasnost proti maximu opět poklesla na pouhých 6 % maxima; zjasnění se přitom posouvalo západním směrem.
Souběžně byla zjasnění vlákna pozorována také v červeném oboru spektra pomocí 3,5m teleskopu na observatoři Calar Alto, kde v polovině září 2006 nebylo vidět nic, ale 6. října 2007 nastalo výrazné zjasnění. O tři dny později zaznamenal japonský 8,2m teleskop Subaru dokonce odlesk spektra výbuchu supernovy Cas A, v němž jsou vidět spektrální čáry Na I, Ca II a He I s typickými profily P Cygni. Odtud se podařilo odvodit i rychlost rozpínání plynných cárů supernovy 11 tis. km/s. Tangenciální složka vzdálenosti mezihvězdného vlákna od SNR činí 266 světelných let, takže odtud je zřejmé, že šťastnou shodou okolností se tak podařilo po 326 letech od exploze si ji "přehrát" ze záznamu na vhodném kosmickém terči. Podle A. Fabiana to umožnilo jednak určit třídu zmíněné supernovy IIb a jednak charakter předchůdce. Šlo o červeného veleobra s hmotností 15 M☉, který pohltil svého menšího průvodce ještě před výbuchem supernovy. Protože obdobných mezihvězdných vláken je v okolí povícero, bude tak postupně možné přehrávat průběh exploze opakovaně a z různých zorných úhlů.
A. Rest aj. využili týchž vláken jednak k pozorování světelných ozvěn od supernovy Cas A, ale též od Tychonovy supernovy z r. 1572, což v principu umožňuje stanovit vzájemnou vzdálenost obou supernov. Kromě toho se jim tak podařilo zjistit, že Tychonova supernova byla třídy Ia. Využili k tomu cíli 4m Mayallova teleskopu na Kitt Peaku. Autoři se domnívají , že přinejmenším sedm historických supernov v naší Galaxii budeme moci takto opakovaně sledovat pomocí odrazů na vláknech mezihvězdných mračen. (V naší Galaxii je v současné době známo na 250 SNR.)
Autoři objevili už v letech 2001-2005 obdobná plynoprachová vlákna ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) a zdařilo se jim vcelku úspěšně pozorovat na observatoři CTIO v Chile světelné ozvěny několika, bohužel anonymních, supernov. V r. 2008 nalezli pomocí teleskopu Gemini S světelnou ozvěnu od pozůstatku SNR 0509-675 ve VMM, v jehož spektru nalezli široké emisní i absorpční čáry a mohli tak určit třídu příslušné dávné supernovy (Ia). C. Badenes aj. pak zjistili, že zmíněná supernova vybuchla před 400 lety a kinetická energie jejího výbuchu dosáhla 1,4.1044 J. Během výbuchu vznikla téměř 1 M☉ v podobě radioaktivního nuklidu 56Ni, jehož rozpad přispívá výrazně ke svítivosti supernov Ia po maximu výbuchu.
Podobně O. Krause aj. sledovali světelné ozvěny od Tychonovy supernovy pomocí 2,2m a 3,5m teleskopu na Calar Alto jakož i 8,2m teleskopu Subaru na interstelárním vláknu v úhlové vzdálenosti 3,15° od příslušného SNR. Světelnou ozvěnu zachytili 23.8. a 2.9. 2008 a potvrdili tak jednak třídu Tychonovy supernovy Ia a jednak změřili rychlost rozpínání plynných cárů supernovy až 30 tis. km/s. Současně výrazně revidovali vzdálenost supernovy od nás z dosud uváděných 2,5 kpc na minimálně 3,8 kpc. Podle H. Völka aj. se tím zvýšila energie exploze Tychonovy supernovy na 1,2.1044 J.
Tyto velkolepé výsledky mají fakticky v astronomii dlouhou tradici, protože s nápadem studovat výbuchy supernov odrazem na vhodně rozložených prachoplynových mračnech přišel již r. 1940 známý vizionář F. Zwicky a nezávisle v r. 1964 jeho ruský protějšek I. Šklovskij. Jejich nápad se pokoušel využít v letech 1965-66 kanadský astronom S. van den Bergh, ale neuspěl kvůli nedostatečné citlivosti fotografických emulzí. Teprve zavedení polovodičových matic CCD a využití obřích dalekohledů umožnilo Zwickyho a Šklovského nápady velkolepě uskutečnit.
S. Reynolds aj. přichystali astronomické veřejnosti další nečekané překvapení, když díky rentgenové družici Chandra zjistili, že malý rádiový zdroj G1.9+0.3 ve směru k centru Galaxie je ve skutečnosti nejmladším pozůstatkem po supernově, která vzplanula před pouhými 150 lety v centru Galaxie ve vzdálenosti asi 8,5 kpc od nás. Jeho rentgenový obraz má úhlový průměr 100″. V r. 1985 činil úhlový průměr souměrné rádiové mlhoviny 84″ a rychlost jejího rozpínání dosahuje 15 tis. km/s, neboť její úhlový průměr vzrostl za posledních 23 roků o 15%. Na frekvenci 1 GHz dosahuje rádiový tok SNR hodnoty 0,9 Jy a dále roste. Vlastní výbuch supernovy zřejmě unikl pozornosti vinou silné extinkce směrem k centru Galaxie.
R. Enomoto aj. objevili pomocí aparatury CANGAROO-III měkké záření gama jak od SNR Cas A, tak od o 75 let staršího pozůstatku Keplerovy supernovy z r. 1604. Tím se podařilo potvrdit, že Keplerova supernova patří ke třídě Ia. Autoři uvádějí, že prakticky všechny galaktické SNR mladší než dvě tisíciletí vyzařují dosud fotony měkkého záření gama. Naproti tomu F. Aharonian aj. nenašli žádné tvrdé záření gama s energiemi >100 GeV pro pozůstatek Keplerovy supernovy, což dává spodní mez pro jeho vzdálenost 6,4 kpc, horní mez indukce magnetického pole 5 nT a celkovou energii urychlených protonů <1042 J.
S. Katsdua aj. využili archivních údajů rentgenové družice Chandra ke změření vlastního pohybu uzlíků v SNR Kepler a odtud odvodili rychlost pohybu rázové vlny 1,7 tis. km/s i úhlový průměr rentgenového pozůstatku 100″; jeho vzdálenost od nás odhadli na 3,3 kpc. Téhož archivu využil také J. Vik, jemuž vyšla vzdálenost 4 kpc a celková energie výbuchu Keplerovy supernovy <5.1043 J. Velký rozptyl hodnot vzdáleností vzbuzuje ovšem pochybnosti o spolehlivosti dalších údajů o této proslulé supernově, které se tak zřejmě v budoucnu budou ještě výrazně měnit.
M. Salvati a B. Sacco zjistili z pozorování detektorem MILAGRO, že ve směru k anticentru Galaxie je vidět přebytek fotonů gama v pásmu TeV. Právě v tom směru se před 340 tis. lety nacházel rentgenový pulsar Geminga, jenž tehdy vybuchnul jako supernova a od té doby se sám velmi rychle pohybuje napříč Galaxií. Autoři proto usoudili, že výbuch Gemingy uvolnil energii 1042 J a přebytek záření gama je důkazem výronu kosmického záření s energií částic až 1 PeV během výbuchu. Podobně se F. Aharonianovi aj. podařilo objevit pomocí aparatury HESS v TeV pásmu gama SNR 3EG J1714-38. Tok netepelného záření gama vrcholí v severozápadní části SNR, kdežto v severovýchodní části pozůstatku po supernově dominuje tepelné rentgenové záření kompaktního zdroje v SNR. Zdroj vydává v pásmu TeV zářivý tok o hodnotě 3 % toku pro Krabí mlhovinu,
Teleskop MAGIC pracující v pásmu energií záření gama 60 GeV - 9 TeV sledoval SNR v Krabí mlhovině. Podle J. Alberta aj. je v tomto pásmu vidět stabilní bodový zdroj s největší intenzitou pro energii 77 GeV. To znamená, že v tomto pásmu nejsou pozorovatelné impulsní signály od pulsaru B0531+21; z předešlých měření jinými přístroji byly prokázány pulsy pouze do energie 27 GeV. E. Aliu aj. odtud odvodili indukci magnetického pole pulsaru 800 MT. A. Dean aj. zpracovali polarizační měření paprsků gama v Krabí mlhovině, získaná aparaturou SPI na družici INTEGRAL a ukázali, že v mlhovině vznikají relativistické elektrony v uspořádané struktuře blízko samotného pulsaru, přičemž elektrický vektor je souosý s rotační osou neutronové hvězdy. Z měření dále vyplývá, že zmíněné elektrony jsou urychlovány až na energie řádu PeV, tedy do pásma tzv. kolena ve spektrálním profilu kosmického záření. G. MacAlpine a T. Satterfield zjistili, že Krabí mlhovina je chudá na dusík, ale bohatá na uhlík, což znamená, že jádro předchůdce supernovy bylo bohaté na železo a hmotnost předchůdce přesáhla 9,5 M☉.
P. Gröningsson aj. využili v říjnu 2002 (15,5 roku po explozi supernovy) spektrografu UVES VLT ESO k pořízení vysokodisperzních spekter vnitřního prstence SNR 1987A a odvodili tak jeho teplotu v rozmezí 6,5 – 24 kK. Hustota prstenu je v průměru téměř o čtyři řády nižší než hustota v oblastech, kde je materiál shrnut působením rázové vlny od výbuchu supernovy. Rázová vlna má rychlost až 500 km/s. K. Heng aj. zjišťovali pomocí rentgenové družice Newton v období od května 2003 do ledna 2007 chemické složení materiálu vyvrženého při výbuchu supernovy. V rentgenovém spektru nalezli čáry N, O, Ne, Mg, Si, S a Fe. V porovnání s průměrným hodnotami pro mezihvězdné prostředí ve Velkém Magellanově mračnu dostali deficit pro zastoupení prvků O, Ne, Mg a Fe, kdežto přebytek pro Si a S. V nejnovějších spektrech zesílily vysoce ionizované čáry O VIII, Fe XVII a Fe XVIII. Mezi lety 2004 a 2007 sledovala SNR 1987A také rentgenová družice Chandra. Podle D. Deweye aj. teplota rozpínající se mlhoviny v té době klesala, ale ve spektru byly stále vidět čáry Si, Mg a Ne, jakož i již zmíněné vysoce ionizované čáry kyslíku a železa.
I. Cherchneffová a S. Lilly ukázali pomocí modelových výpočtů, že hmotní předchůdci supernov-kolapsarů s nulovou metalicitou (hvězdy populace III) byli prvními dodavateli mezihvězdných molekul. Tak např. supernova z hvězdy populace III o původní hmotnosti 170 M☉ rozmetá do mezihvězdného prostoru až 57 M☉ v podobě molekul CO2, SiS, SO, SiO a H2. Prach (SiO) pochází většinou jen z nejhmotnějších prvotních supernov, jak dokazuje zčervenání světla nejvzdálenějších kvasarů.
W. Zhang aj. zjistili, že výsledná hmotnost SNR je závislá na množství materiálu, který se po vlastním výbuchu supernovy vrátí na hustý zbytek po balistických drahách, protože nedosáhl únikové rychlosti. Uskutečnili totiž modelové výpočty pro hvězdy populace I a III s počátečními hmotnostmi v rozmezí 9 – 100 M☉. Hvězdy populace III s počátečními hmotnostmi >25 M☉ a energií uvolněnou při výbuchu <1,5 1044 J skončí jako černé díry o hmotnostech až 40 M☉. Pokud však hvězdy před výbuchem umožnily vznik většího množství dusíku, příslušná černá díra bude úměrně lehčí. U hvězd populace I však vznik černých děr není tak pravděpodobný. Pokud vůbec vznikne černá díra, dosáhne hmotnosti nanejvýš 15 M☉. Z těchto hvězd ponejvíce vznikají neutronové hvězdy s bimodálním rozložením hmotností, přičemž funkce hmotnosti dosahuje maxim pro 1,2 a 1,4 M☉.
I. Hachisu aj. počítali, za jak dlouho po vzniku dvojhvězdy vybuchne supernova třídy Ia v případě, že sídlem výbuchu je samotný bílý trpaslík. Zpoždění výbuchu zahrnuje široký interval od 100 milionů do 10 mld. roků podle toho, zda dodavatelem vodíku na bílého trpaslíka je hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 2,6 M☉, anebo červený obr o hmotnosti 0,9 – 3 M☉. V době, kdy bílý trpaslík tloustne díky akreci hmoty ze svého průvodce, je sám zdrojem silného hvězdného větru, jenž interaguje s průvodcem a postupně obnaží jeho vnitřní jádro. Touto souhrou nahodilých okolností autoři dostali plynulý průběh křivky životností předchůdců supernov bez nějakých skoků.
D. Sarkar aj. však ukázali na vzorku 192 supernov třídy Ia, že se pod touto klasifikací skrývají dva způsoby jejich vzniku, a to buď ranými, anebo odloženými výbuchy. Rané výbuchy zahrnují případy, že ve dvojhvězdě vznikli dva bílí trpaslíci, kteří obíhají tak blízko sebe, že se v kosmologicky krátkém čase srazí, čímž překročí Chandrasekharovu mez a vybuchnou docela mladí. Pozdní výbuchy se týkají průvodců v podobě hvězd hlavní posloupnosti nebo červených obrů. Mezi oběma skupinami supernov Ia jim (naštěstí pro kosmologii) vyšel statisticky nepatrný rozdíl v maximálních svítivostech.
T. Totani aj. využili údajů z přehlídek supernov 8,2m teleskopem Subaru (mezní hvězdná velikost I = 25,5 mag) a rentgenovou družicí Newton k porovnání četnosti raných a odložených výbuchů supernov třídy Ia v galaxiích, vzdálených od nás 1,3 – 2,6 Gpc. Ze vzorku 65 supernov se více než 4/5 nachází mimo centra mateřských galaxií. Porovnáním četnosti výskytu supernov pro různé vzdálenosti galaxií od nás jednoznačně vyplynulo, že pro takto staré galaxie převažují supernovy vzniklé splynutím dvou bílých trpaslíků, tedy scénářem, který se dosud nebral příliš vážně.
E. Aubourg aj. zpracovali pozorování 257 supernov Ia z přehlídky SDSS a podali tak jednoznačné důkazy, že mezi těmito supernovami se nacházejí i objekty mladší než 180 mil. roků, takže jejich předchůdci musely být hvězdy s hmotnostmi 3,5 – 8 M☉. Sestavili totiž algoritmus VESPAS, jenž dovede z vícebarevných měření pro dostatečně velké červené posuvy z tento způsob vzniku potvrdit. To by ovšem znamenalo, že svítivost vzdálených supernov v maximu se bude lišit od svítivosti supernov s odloženými výbuchy, v rozporu s empirickým výsledkem skupiny D. Sarkara.
M. Botticellaová aj. revidovali závislost mezi četností výbuchů supernov obou základních tříd a vzdáleností mateřské galaxie od nás, od supernov v naší Galaxii až po supernovy v galaxiích vzdálených od nás 1 Gpc. Pro kolapsary jim vyšla dvojnásobná četnost takto vzdálených supernov v porovnání s nejbližším okolím Galaxie. Pro stejné vzdálenosti od nás je vždy více supernov třídy II v modrých galaxiích v porovnání s červenými galaxiemi. Naproti tomu supernovy třídy Ia mají tento poměr na vzdálenosti od nás nezávislý.
G. Bignami poukázal na výsledky mimořádně úspěšné družice Fermi, která odstartovala v červnu 2008. První výsledky jejího pozorování bodových zdrojů v oboru tvrdého záření gama <20 GeV byly zveřejněny již po čtyřech měsících. Vesměs se týkají objevů, popř. identifikace rádiových pulsarů. Z těchto pozorování se zdá, že svazek záření gama z pulsaru nemusí mířit týmž směrem jako svazek rádiového záření. Pozorované záření gama vzniká patrně až na vnějším okraji magnetosféry pulsaru. Tak se např. A. Abdovi aj. podařilo objevit pulsar v mladém (14 tis. roků) pozůstatku po supernově CTA 1 v poloze 0007+7303. Má impulsní periodu 0,32 s, vzdálenost 1,4 kpc; energii z brzdění neutronové hvězdy 4,5.1028 W a indukci magnetického pole 1,1 GT.
F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS v Namibii tvrdé záření gama v pásmu 1 – 10 TeV z okolí pulsaru J1913+1011 (per. 36 ms; vzdálenost 4,5 kpc; zářivý výkon počítaný z brzdění neutronové hvězdy 3.1029 W; stáří 170 tis. let) o intenzitě 0,1 Kraba. Optické těžiště zdroje záření gama se nalézá asi 70 pc od pulsaru, ale to lze vysvětlit rychlým vlastním pohybem pulsaru nevídanou rychlostí 1,4 tis. km/s. Jde zřejmě o interakci mezi hvězdným větrem pulsaru a mlhovinou, kterou za sebou pulsar při svém rychlém pohybu "vleče".
Podobně J. Hessels aj. nalezli pomocí radioteleskopu v Arecibu mladý (21 tis. r.) pulsar J1856+0245 (per. 81 ms; disperzní míra 622 cm-3.pc; vzdálenost 9 kpc; zářivý výkon z brzdění neutronové hvězdy 5.1029 W; indukce magnetického pole neutronové hvězdy 200 MT), jenž je zřejmě totožný se zdrojem TeV záření gama HESS J1857+026. Také v tomto případě ozařuje vítr neutronové hvězdy mlhovinu, kterou za sebou pulsar táhne. Aparatura HESS již nalezla na 40 zdrojů energetického záření gama v pásmu 0,1 – 100 TeV, takže se zdá, že většina z nich souvisí s rychle letícími mladými pulsary.
S. LaMassaová aj. zkoumali okolí pulsaru Vela X (B0833-45; vzdálenost 290 pc; stáří 11 tis. roků; zářivý výkon z brzdění neutronové hvězdy 7.1029 W), který je obklopen mlhovinou o úhlovém průměru 8° (!), přičemž její centrum se nachází 40′ od současné polohy pulsaru. Také u tohoto objektu nalezla aparatura HESS TeV záření gama z interakce hvězdného větru s mlhovinou, což vzápětí potvrdila i družice Fermi. Podle O. de Jagera aj. lze tedy nyní tento blízký pozůstatek po astronomicky nedávné supernově studovat ve všech spektrálních pásmech od rádiových vln až po energetické pásmo záření gama.
J. O'Brien aj. oznámili objev pulsaru J1410-6132 (per. 50 ms; vzdálenost 15 kpc; zářivý výkon z brzdění neutronové hvězdy 1030 W; stáří 26 tis. let) pomocí 64m radioteleskopu v Parkesu. Pulsar leží v rovině Galaxie poblíž předtím neidentifikovaného zdroje záření gama z 3. katalogu aparatury EGRET družice Compton (3EG J1410-6147). Pulsar má nevídaně velkou dispersní míru 960 cm-3.pc a rekordní rotační míru +2 400 rad.m-2 (stáčení roviny polarizace záření mezihvězdnými magnetickými poli). Následkem toho je impulsní signál pulsaru rozmytý a je obtížné ho vůbec odlišit od pozadí. Proto se autoři domnívají, že řada dalších dosud neidentifikovaných zdrojů z katalogu EGRET budou ve skutečnosti vzdálené pulsary.
A. Pellizzoni aj. využili v říjnu 2006 družice Newton k pozorování rentgenového záření proslulého "relativistického" binárního pulsaru J0737-3039 (per.: A = 23 ms, B = 2,8 s; 1,34 + 1,25 M☉; oběžná doba 2,4 h; vzdálenost 500 pc). Soustava vysílá netepelné rentgenové záření v pásmu energií 0,2 – 3 keV s výkonem až 2.1023 W. Bolometrický zářivý výkon pulsarů dosahuje 1025 W. R. Breton aj. využili zákrytů pulsaru A pulsarem B (trvajícících 30 s) ke zpřesnění hodnoty relativistického stáčení periastra na 4,77°/r (jde přirozeně o rekordní relativistické stáčení ve vesmíru dosud pozorované), což souhlasí s výpočtem podle teorie relativity s chybou 13 %.
J. Verbiest aj. se celých 10 roků věnují milisekundovému pulsaru J0437-47 (per. 5,75 ms; hmotnost 1,8 M☉; vzdálenost 157 pc), jehož průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,25 M☉. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají po téměř dokonale kruhové dráze v periodě 5,7 d. Pozorování radioteleskopem v Parkesu ukázala, že periastrum dvojice se relativisticky stáčí o 0,02°/r, ale impulsní perioda pulsaru je mimořádně stálá a patrně překonává stabilitu nejlepších atomových hodin v pozemských laboratořích. Proto se jim těmito měřeními podařilo ověřit časovou stálost gravitační konstanty s přesností lepší než 2.10-11/r. Jde o nejbližší a rádiově nejjasnější dosud objevený milisekundový pulsar.
A. Deller využili radiointerferometrie VLBI k trigonometrickému určení paralaxy zmíněného pulsaru s přesností lepší než 1 % a porovnali takto odvozenou vzdálenost s kinematickou vzdáleností, vypočítanou z měření příchodů impulsů od pulsaru, jeho vlastního pohybu a změny orbitální periody. Dostali tak nezávislý údaj o časové stálosti gravitační konstanty s přesností 5.10-13/r, což se blíží přesnosti týchž měření pomocí laserových odrazů od retroreflektorů na Měsíci (4.10-13/r). Současně odtud plyne, že ve Sluneční soustavě neexistuje další planeta o hmotnosti ≥1 Mj do vzdálenosti 226 AU od Slunce.
D. Champion aj. ohlásili objev binárního milisekundového pulsaru J1903+0327 (per. 2,15 ms; vzdálenost 6 kpc) na základě pozorování obřím 305m radioteleskopem v Arecibu. Jeho průvodcem je hvězda o hmotnosti 1 M☉, která kolem pulsaru o hmotnosti 1,7 M☉ obíhá v periodě 95 d po velmi výstředné (e = 0,44) dráze s délkou velké poloosy 30 mil. km. Tak podivný systém ještě astronomové nikdy nepozorovali; jak uvedl E. van den Heuvel, i mezi binárními pulsary platí výrok spisovatele T. H. Whitea, že cokoliv není zakázáno, je povinné! Neuvěřitelně velkou výstřednost dráhy velmi hmotné sekundární složky dvojhvězdy patrně zavinilo zatím neobjevené třetí těleso v soustavě.
P. Freire aj. sledovali po 19 let radioteleskopem v Arecibu milisekundové pulsary B1516+02 (A+B) v kulové hvězdokupě M5 (NGC 5904). Pulsary A a B mají po řadě impulsní periody 5,6 a 8,0 ms a jejich vlastní pohyby jsou totožné s vlastním pohybem těžiště kulové hvězdokupy. Pulsar B má navíc průvodce o hmotnosti <0,13 M☉ a obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 6,9 d po dráze s výstředností e = 0,14. Celková hmotnost této soustavy dosahuje 2,3 M☉, z čehož na pulsar B připadá plných 2,1 M☉ (!). Autoři zjišťují, že obecně mají milisekundové pulsary vysoké hmotnosti, často dokonce výrazně přesahující Chandrasekharovu mez. Jejich stabilitu zachraňuje rychlá rotace, vyvolaná silným přenosem hmoty z druhé složky takto bizarní dvojhvězdy. Za uplynulá dvě desetiletí bylo v kulových hvězdokupách nalezeno více než 130 pulsarů, zejména pak těch milisekundových
V. Gvaramadze aj. měřili vlastní pohyb pulsaru B1508+55, který byl vyvržen z jádra husté mladé hvězdokupy, kde na jediný krychlový parsek připadá 10 milionů hvězd (!). V takovém případě jsou těsná setkání hmotných hvězd velmi častá a při takovém setkání 3-4 hvězd dojde snadno k vymrštění některé z nich únikovou rychlostí. Zmíněný pulsar se pohybuje Galaxií minimální rychlostí 1,1 tis. km/s a vznikl zřejmě souměrným výbuchem velmi hmotné hvězdy.
W. Zou aj. sledují 25m radioteleskopem v Urumqi v Číně už 20 let mladý pulsar B1737-30 (per. 0,6 s; stáří 20 tis. r.). Za tu dobu zaznamenali celkem 20 skoků v délce periody, což je patrně mezi skákajícími pulsary rekord. Amplitudy skoků v relativní míře vůči délce impulsní periody se pohybují od 10-6 do 10-9 a časové intervaly mezi skoky jsou rovněž výrazně proměnné.
D. Leany a W. Tian drasticky revidovali vzdálenost pulsaru J1846-0258 (per. 0,3 s) díky novým rádiovým měřením z 19 kpc na 6,5 kpc, což odstranilo problém s jeho mládím, určeným z tempa brzdění rotace neutronové hvězdy (723 let). Mlhovina Kes 75+PWN obklopující pulsar má pak přijatelné rozměry 3 pc a je zřejmě pozůstatkem supernovy, která vybuchla někdy na přelomu 13. a 14. stol. n.l., ale nebyla očima pozorovatelná, protože v daném směru je světlo vzdálených objektů podstatně zeslabeno mezihvězdnou extinkcí. Pulsar se občas projevuje silnými rentgenovými záblesky, takže jde nejspíš o magnetar.
T. Strohmayer zjistil z měření družice Chandra v pásmu vlnových délek 2,5 – 5,0 nm, že rentgenová dvojhvězda RX J0806+1527 (=HM Cnc; vzdálenost 500 pc) se skládá ze dvou bílých trpaslíků o hmotnostech 0,5 M☉ a 0,27 M☉, které kolem sebe obíhají rychlostmi 500 a 800 km/s ve vzdálenosti pouhých 80 tis. km v nejkratší známé oběžné periodě 5,4 min, přičemž vyzařují v pásmu energií 0,1 – 2,5 keV výkon 4.1025 W. Oběžná perioda se zkracuje o 1,2 ms za rok vlivem vyzařování gravitačních vln. Z pohledu pozemského pozorovatele jde potenciálně o nejsilnější pozorovatelný zdroj gravitačního záření v Galaxii.
K. Blundellová aj. uveřejnili výsledky každodenní spektroskopie rentgenové dvojhvězdy SS 433 (Aql; vzdálenost 5,5 kpc). Pozorovali tak jednak proslulé stálé výtrysky hmoty o rychlosti 26 % rychlosti světla, které vycházejí z prstenu, obklopujícího celou dvojhvězdu, ale též stacionární složky čáry H-α, která pochází z hvězdného větru, jenž vane z akrečního disku a jehož rychlost směrem ven z disku vzrůstá. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají rychlostí kolem 200 km/s v periodě 13 d. Odtud vychází, že hmotnost kompaktního objektu včetně akrečního disku dosahuje 16 M☉, zatímco optický průvodce má hmotnost 22 M☉. Kompaktní složka je tedy zcela určitě hvězdnou černou dírou.
J. Gonzáles Hernández aj. využili spektrografu UVES VLT ESO k pořízení spektra sekundární složky rentgenové Novy Scorpii 1994 (GRO J1655-40). Zatímco poměrné zastoupení prvků Al, Ca, Ti, Fe a Ni v atmosféře hvězdy odpovídá slunečnímu, prvky Na, O, Mg, Si a S jeví nápadný přebytek proti zastoupení na Slunci. Autoři odtud vyvodili, že primární složka soustavy vybuchla jako hypernova o původní hmotnosti >30 M☉, která se po výbuchu zhroutila na hvězdnou černé díru o hmotnosti 2 – 3,5 M☉.
J. Miller aj využili družic Newton a Suzaku k prvnímu přesnějšímu určení velikosti spinu a (rotace) hvězdné černé díry CGX 339-4 (Ara; vzdálenost ≈ 4,5 kpc) v rozmezí a = 0,93 ±0,04. M. Nowak aj. měřili spin hvězdné černé díry 4U 1957+11 pomocí družic Chandra, RXTE a Newton a dostali tak maximální možnou hodnotu a = 1 za předpokladu, že objekt o hmotnosti 16 M☉ je od nás vzdálen 22 kpc. Jeho vzdálenost je však velmi nejistá, takže pro vzdálenost 10 kpc vychází při hmotnosti černé díry jen 3 M☉ spin a = 0,83.
Ze čtyřletých měření družice INTEGRAL vyplývá, že emise v pásmu gama o energii 511 keV pochází od dvojhvězd v naší Galaxii, v nichž jedna složka je buď neutronová hvězda nebo hvězdná černá díra, v jejímž okolí vznikají pozitrony, které posléze anihilují s mezihvězdnými elektrony. Podle G. Weidenspointnera aj. víme už třicet let, že anihilační čára 511 keV trvale přichází z centra Galaxie, ale rozložení intenzity této čáry v okolí centra není souměrné a odpovídá nesouměrnému rozložení rentgenových dvojhvězd s nízkými hmotnostmi (LMXB). Autoři odhadují, že z okolí každé takové dvojhvězdy uniká v průměru neuvěřitelných 1041 pozitronů za sekundu a jejich anihilace stačí k vysvětlení intenzity emise v různých částech Galaxie.
M. Siverman a A. Filippenko pořizovali pomocí Keckova teleskopu po dobu jednoho měsíce optická spektra rentgenové dvojhvězdy X-1 v galaxii IC 10 (Cas, vzdálenost 660 kpc), která je členem Místní skupiny galaxií. Dvojhvězda má viditelnou optickou složku, která patří mezi Wolfovy-Rayetovy hvězdy o hmotnosti 35 M☉. Druhá složka je dosud nejhmotnější známá hvězdná černá díra o hmotnosti minimálně 23 M☉, ale nejpravděpodobněji dokonce 33 M☉. Obě hmotné hvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 35 h a rentgenový zářivý výkon soustavy dosahuje rekordních 1031 W.
I v r. 2008 pokračovala debata o tom, zda a jak vznikají v galaxiích intermediální černé díry (IMBH) o hmotnostech 100 – 10 000 M☉ jako logický mezičlánek mezi hvězdnými černými děrami a černými veledírami v jádrech galaxií, které mívají minimálně 100 tis. M☉. Mnozí autoři proto navrhovali, že tímto mezičlánkem jsou ultrasvítivé zdroje rentgenového záření (ULX XRS) se zářivým výkonem >2.1032 W, objevované hlavně v okolních galaxiích. Jak uvedli C. Berghes aj., pozorování družice Newton a zejména Chandra však nic takového nepotvrdila. Stejně tak dopadly modelové výpočty N. Madhusudhana aj. pro ULX XRS, i když Eddingtonova mez pro rentgenové zářivé výkony neutronových hvězd činí jen 1031 W a pro akreční disky kolem hvězdných černých děr o hmotnosti 10 M☉ jen 1.1032 W. Modely naznačují, že dodavateli plynu pro rentgenové záření ULX mohou být hvězdy s počáteční hmotností jen 25 M☉, které jsou členy dvojhvězd s oběžnými dobami v rozmezí 1 – 10 dnů.
Opět se také probírá možnost, že kromě klasických neutronových hvězd existují ještě hustší kvarkové hvězdy, protože v kulové hvězdokupě M5 byly objeveny dva milisekundové pulsary s hmotnostmi degenerovaných hvězd 1,9 a 2,7 M☉, což je vysoko nad Chandraskharovou mezí. Jelikož stavová rovnice pro neutronové hvězdy je patrně tvrdší, než se dosud soudilo, byly by v těchto případech kvarkové hvězdy vítanou alternativou, protože čistě kvarková hvězda je více stlačitelná než hvězda neutronová. Někteří autoři proto navrhují, že možný vývojový scénář začíná s neutronovou hvězdou jako pozůstatku po kolapsaru (výbuchu supernovy), která však dále získává hmotu od svého průvodce akrecí, až se zhroutí na hvězdu kvarkovou. Přirozeně nebude snadné takový scénář ověřit. P. Kratsev totiž přišel s alternativním vysvětlením existence nadlimitních neutronových hvězd. Jestliže neutronová hvězda dostatečně rychle rotuje (>700 Hz), což je právě případ milisekundových pulsarů, může mít hmotnost v rozmezí 1,7 – 2,1 M☉, aniž by se musela zhroutit na kvarkovou hvězdu.
Do čtyřicetiletých dějin pozorování GRB se zcela určitě zapíše 19. březen 2008, neboť během 24 h objevila družice Swift celkem pět GRB, což je sám o sobě nevídaný rekord. Navíc mezi těmi pěti objekty se vyskytl opticky vůbec nejjasnější GRB 080319B (Boo; z =0,94; vzdálenost 2,3 Gpc) pouhou půlhodinu po a v úhlové vzdálenosti jen 10° od GRB 080319A. Optický protějšek GRB 080319B byl v maximu viditelný očima (5,4 mag)! To dává v přepočtu rekordní absolutní hvězdnou velikost -34 mag (miliónkrát svítivější než supernovy v maximu)! Dosvit byl pochopitelně sledován v širokém (11 řádů) rozsahu frekvencí po celém světě; mj. i u nás v Brně ještě 20 h po vzplanutí byl dosvit zobrazen jako objekt 20 mag.
Podle J. Racusinové aj. směřoval výtrysk o vrcholovém úhlu 8° přímo k Zemi a jeho nejsvítivější jádro mělo vrcholový úhel jen 0,4°. Právě ten přesný zásah Země jádrem výtrysku byl příčinou rekordní optické jasnosti. Rychlost vyvržených částic v jádře výtrysku byla silně relativistická, tj. zpočátku jen o 150 m/s nižší než rychlost světla ve vakuu! Následkem tohoto pozorování je pravděpodobné, že GRB v raném vesmíru jsou až o dva řády četnější, než se dosud myslelo. Vidět očima objekt, jehož vzplanutí se odehrálo 3 mld. roků předtím, než vznikla Sluneční soustava ve vzdálenosti 7,5 mld. světelných let od Země, je opravdu dech beroucí povědomost.
B. Gendre aj. poukázali na zajímavý vztah mezi dosvity v optickém a rentgenovém oboru spektra a vzdáleností GRB od Země. Rozlišili v dosavadním pozorovacím materiálu tři třídy: jasný optický i rentgenový dosvit; slabý optický i rentgenový dosvit a opticky jasný, leč rentgenově slabý dosvit. Tyto třídy dovolují odhadnout celkovou vyzářenou energii ohnivé koule a odtud určit vzdálenost i těch GRB, jejichž červený posuv ve spektru se nepodařilo změřit. Stačí porovnat poměr rentgenového a optického toku v době jednoho dne po vzplanutí.
D. Děnisenko a O. Těrechov nalezli v archivu optické přehlídky oblohy DSS (observatoře Mt. Palomar a Siding Spring) optický dosvit GRB 920925C, jenž byl pozorován v poloze 2203+2528 družicemi Watch, BATSE a sondou Ulysses v pásmu paprsků gama po dobu 282 s. Na snímku DSS pořízeném 6 h po vzplanutí je patrný objekt 18 mag, který není zaznamenám na starších palomarských přehlídkách POSS I a II. Pikantní na tomto sdělení je přirozeně skutečnost, že tento dosvit se zaznamenal téměř o 4,5 roku dříve, než byl přímo pozorován vůbec první optický dosvit GRB (28. února 1997).
S. Covino aj. sledovali po téměř celý měsíc optický a infračervený dosvit velmi dlouhého GRB 071010A (z = 0,98; vzdálenost 2,3 Gpc) v poloze 1912-3224. Optická světelná křivka dosáhla maxima 7 min po záblesku gama a podruhé se prudce zjasnila 14 h po maximu. Po dalších 10 h se však zlomila k prudšímu poklesu. Její průběh byl achromatický, čili stejný ve všech vlnových pásmech. Rentgenový dosvit se vynořil 10 h po vzplanutí.
R. Starling aj. upozornili na GRB 070616 v poloze J1955+2614, jehož rentgenové spektrum se podařilo získat již od času 131 s po záblesku gama a optické od času 142 s. Měření pak probíhalo plynule až do času 20 min po záblesku. M. Kasliwal aj. však ukázali, že tento rentgenový a optický protějšek je fakticky silně proměnný objekt, který je slabší než hvězdy třídy K v naší Galaxii, takže téměř určitě patří do naší Galaxie (galaktická šířka b = -1°). Spektrum i jasnost objektu se poněkud podobá proměnné V4641 Sgr, což je těsná dvojhvězda, kde jednou složkou je hvězdná černá díra. Výrazné variace jasnosti v optickém i rentgenovém oboru pokračovaly celý měsíc po vzplanutí, než objekt zeslábl pod hranicí citlivosti přístrojů.
Autoři se domnívají, že se jim podařilo definovat novou třídu rychlých rentgenových nov, jež se vyskytují i uvnitř naší Galaxie. Naproti tomu A. Castro-Tirado aj. soudí, že objekt je od nás dále než 3,7 kpc a patří do klasické skupiny magnetarů, jenž představuje chybějící vývojový mezistupeň směrem ke slabě zářícím osamělým neutronovým hvězdám. Tento názor vzápětí potvrdila optická pozorování, poukazující na epizody blýskání jasnosti. Během tří dnů v červnu se podařilo pozorovat 40 takových epizod.
S. Wachter aj. objevili pomocí Spitzerova teleskopu eliptický infračervený (pásmo 16 a 24 μm) prsten kolem magnetaru SGR 1900+14. Prsten zřejmě vznikl při výbuchu SGR 980827. SST nalezl v okolí magnetaru skupinu hmotných hvězd, jejichž vzdálenost autoři odhadli na 12 – 15 kpc. Y. Nakagawa aj. oznámili, že družice Swift zaznamenala dva krátké rentgenové výbuchy SGR 1900+14 se zářivými výkony až 1028 W mezi dubnem a listopadem 2006.
E. Mazets aj. ukázali, že GRB 070201, pozorovaný družicemi a sondami Konus-Wind, INTEGRAL a MESSENGER je ve skutečnosti magnetar na periférii spirální galaxie M31 ve vzdálenosti 0,78 Mpc. Odtud vychází zářivý výkon v maximu 1,2.1040 W a celková vyzářená energie výbuchu 1,5.1038 J. K témuž závěru dospěli také E. Ofek aj., kteří marně hledali optický dosvit a rentgenového předchůdce zmíněného GRB. Naměřené hodnoty zářivého výkonu a vyzářené energie jsou v souladu s parametry výbuchů ostatních magnetarů, objevených vesměs v naší Galaxii. B. Abbott aj. se pokusili najít případné gravitační vlny o frekvenci kolem 150 Hz z výbuchu GRB 070201 v aparatuře LIGO z Hanfordu (ostatní aparatury bohužel v době vzplanutí nepracovaly), ale bezúspěšně.
S. Mereghetti shrnul údaje o nejsilnějších magnetických polích ve vesmíru, jež se vyskytují na povrchu opakujících se měkkých zdrojů rentgenového záření (SGR) a anomálních rentgenových pulsarů (AXP). Vesměs jde o neutronové hvězdy doslova napájené magnetickou energií, přičemž indukce magnetického pole musí dosáhnout minimálně 4,4 GT, tj. o 2-3 řády více než u standarních neutronových hvězd. Mladé magnetary mohou teoreticky mít pole o indukci až 100 GT! Není divu, že tak silná pole jsou hlavním zdrojem vyzařování magnetarů, jejichž výbuchy patří k největším katastrofám ve vesmíru vůbec. Dokonce i seismické vibrace při těchto výbuších uvolňují nepředstavitelnou energii. Magnetary jsou zásadně osamělými objekty a lze skutečně očekávat, že právě pozorování jejich výbuchů přinese první přímý důkaz existence gravitačních vln.
M. Muno aj. využívají archivů družic Newton a Chandra k hledání rozličných projevů neutronových hvězd. Některé se projevují jako rádiové pulsary s indukcí rotujícího magnetického dipólu v rozmezí 10 kT až 1 GT, další jako rentgenové pulsary, nabírající hmotu z akrečního disku, nebo rentgenoví blýskači (bursters) s epizodami termonukleárních reakcí na svém povrchu. Pokud jsou neutronové hvězdy součástí těsné dvojhvězdy, nabírají hmotu od svého průvodce. Osamělé neutronové hvězdy se mohou stát magnetary, pokud indukce magnetického dipólu přesahuje 10 GT, ale existují také chladnoucí neutronové hvězd zářící pouze v měkkém pásmu rentgenového záření. Autoři také odhadli, že četnost magnetarů v Galaxii přesahuje 10 % počtu rádiových pulsarů, takže jejich vzácnost je jen zdánlivá - nelze je zatím objevit v klidu a epizody výbuchů jsou krátké a opakují se po dlouhých přestávkách. Ve skutečnosti tedy představují rádiové pulsary a magnetary jedinou posloupnost vývoje neutronových hvězd.
G. Chincarini aj. pořizovali pomocí VLT ESO optická spektra GRB, objevených družicí Swift, což je technicky dosud nesnadné kvůli nutnosti pracovat bleskově a pořizovat spektra poměrně dlouhými expozicemi. V tomto směru se však na astronomy usmálo v r. 2008 štěstí díky již zmíněnému objevu opticky rekordně jasného GRB 080319B. Krátké SGRB nejsou nikdy doprovázeny výbuchem supernovy, ale zato se vyskytují ve všech typech galaxií. Vznikají zřejmě slitím degenerovaných hvězd, tj. převážně neutronových hvězd a hvězdných černých děr. Méně hmotná složka se slapovými silami roztrhá a vytvoří kolem černé díry akreční torus o hmotnosti 0,3 M☉, jenž se posléze zřítí na černou díru, čímž se uvolní energie řádu až 1043 J. Naproti tomu dlouhé LGRB vznikají zřejmě gravitačním hroucením hvězd s hmotnostmi >20 M☉. Nejčastěji se vyskytují v mladých modrých galaxiích chudých na kovy a se zářivým výkonem kolem 10 % výkonu naší Galaxie. V nich musí probíhat překotná tvorba hvězd o nízké hmotnosti.
P. Kumar aj. popsali společné rysy světelných křivek rentgenových dosvitů LGRB 060413, 060607A a 070110 (průměrné trvání GRB dosáhlo 20 s), které po krátkém (1 min) maximu odpovídajícímu vlastnímu vzplanutí GRB vykazovaly strmý pokles, jenž se ale zcela zastavil zhruba po 10 min od začátku vzplanutí, takže křivka prošla fázi plató trvající necelé 3 h. Poté nastal další prudký pokles. Naproti tomu optická světelná křivka měla pomalejší náběh k maximu asi 5 min po vzplanutí a pak celkem plynulý pokles se sekundárním zjasněním v čase kolem 10 min po vzplanutí. Na základě pozorovaných údajů se autoři pokusili o modelování celého úkazu na základě předpokladu, že předchůdcem kolapsaru byla hvězda o hmotnosti 10 M☉, která měla standardní strukturu, tj. jádro obsahující většinu hmoty o poloměru asi 90 tis. km, vnitřní obálku o poloměru 300 tis. km a vnější obálku o poloměru 1,5 mil. km.
Od začátku hroucení kolapsaru do vzniku černé díry z materiálu jádra hvězdy uplynulo asi 50 s. Ostatní materiál hvězdy vytvořil jednak akreční disk kolem černé díry a jednak byl vymrštěn směrem od ní zčásti na balistické, ale i na hyperbolické dráhy i relativistickými rychlostmi. Fáze plató tedy odpovídá akreci materiálu z disku a návratu plynu z balistických drah. Teprve pak dochází k druhému rychlému poklesu rentgenového záření dosvitu. Z předchůdce o hmotnosti cca 10 M☉ tak vznikne černá díra o hmotnosti asi 5 M☉, z toho asi 0,5 M☉ získala zmíněnou sekundární akrecí, která tak výrazně pozměnila spád rentgenové a zčásti i optické světelné křivky dosvitu. Autoři odhadli uvolněnou energii při vzplanutí každého GRB na řádově 1044 J, což je v dobrém souladu s pozorováním.
Nejasností kolem povahy GRB je však i nadále více než dost. Tak například M. Kistler aj. se pokusili ověřit všeobecně rozšířenou představu, že četnost dlouhých GRB souvisí s tempem tvorby hvězd v cizích galaxiích. Jenže rozbor výskytu 36 jasných GRB s červenými posuvy v rozmezí z 0 – 4 ukázal, že pro největší z přibývá GRB čtyřikrát rychleji, než odpovídá tempu tvorby hvězd v mladém vesmíru. Podle A. Lapiho aj. dlouhé GRB ve velmi vzdálených galaxiích souvisejí s rychle rotujícími hmotnými hvězdami s extrémně nízkou metalicitou. Vyskytují se nejčastěji v docela mladých (<50 mil. let), slabě svítivých (v čáře Ly-α<1035 W) a málo hmotných (<100 GM☉) galaxiích s velkým podílem mezihvězdného plynu a překotnou tvorbou hvězd tempem >100 M☉/r. Jelikož asi třetina všech pozorovaných GRB je od nás vzdálena více než 3,8 Mpc (z >6), může pozorování vzdálených GRB napomoci určování tempa tvorby hvězd s metalicitou poloviční i ještě nižší, než je metalicita Slunce. Ve velkých vzdálenostech také roste zastoupení tzv. tmavých GRB, které se vůbec neprojevují v optickém a rádiovém spektru.
Podobně S. Campana aj. poukázali na skutečnost, že jen 1 % hmotných hvězd končí jako GRB; ostatní prostě vybuchnou jako supernovy třídy II. Pro výbuch GRB musí být splněny minimálně dvě další podmínky, tj. právě velmi nízká metalicita a současně rychlá rotace hmotné hvězdy před vzplanutím. Podle H. Yüksela aj. se díky družici Swift nyní rychle zlepšuje znalost funkce hmotnosti pro předchůdce dlouhých GRB pro velké vzdálenosti a tedy pro ranou epochu existence vesmíru. Ukazuje se, že funkce hmotnosti roste nepřímo úměrně stáří vesmíru minimálně do z = 6 (1,2 mld. let po velkém třesku).
I. Horváth aj. tvrdí na základě statistiky z pozorování družicí Swift, že existují nejméně tři různé typy GRB, lišící se délkou trvání: ke krátkým SGRB patří 7 % úkazů, k intermediálním IGRB 35 % a k dlouhým LGRB 58 %. Statistika je ovšem zkreslená výběrovými efekty. Y. Lu aj. poukázali na neobvyklé vlastnosti GRB 060614, pro něž nefunguje ani model kolapsaru, ani splynutí dvojhvězdy s degenerovanými složkami. Vzplanutí gama totiž trvalo 102 s a jeho světelná křivka vykazovala patrně periodické kolísání v trvání 9 s. Objekt se však nachází příliš daleko od jádra galaxie se z = 0,125 (vzdálenost 480 Mpc) a v jeho poloze se neobjevila následná supernova. Za předpokladu izotropie se ve výbuchu vyzářila energie řádu 1044 J. Autoři se proto domnívají, že šlo o ojedinělý úkaz slapového rozpadu hvězdy v gravitačním poli intermediální černé díry o hmotnosti 20 kM☉ a zmíněnou periodu pak lze vysvětlit jako precesní periodu akrečního disku, obklopujícího černou díru.
E. Del Monte aj. objevili pomocí italské družice AGILE vypuštěné v dubnu 2007, která měří tvrdé rentgenové záření v zorném poli 68° x 68° s poziční přesností na 1,5′, záblesk GRB 070724B v pásmu energií 40 keV. Záblesk však nebyl pozorován detektory AGILE v pásmech MeV a GeV. Když však po 19 h od záblesku byly známy přesné souřadnice, zamířila se tím směrem družice Swift a nalezla rentgenový dosvit. Optický ani rádiový dosvit se nepodařilo pozorovat. Jak uvedli A. Giuliani aj. a A. Rossi, tatáž družice pozorovala prodloužené tvrdé záření gama v pásmu energií až 30 MeV u GRB 080514B (z =1,8; 3 Gpc), jenž se projevil 7 s dlouhým zábleskem tvrdého rentgenového záření, ale současně nejméně 13 s trvajícím zábleskem tvrdého záření gama. Podobné chování GRB bylo pozorováno již dříve několikrát aparaturou EGRET na družici Compton, ale s horším časovým rozlišením. V každém případě jsou energie fotonů řádu MeV pro zdroje GRB velkou vzácností.
C. Wigger aj. zjistili, že velmi jasný GRB 021206 se projevil nečekaným ztvrdnutím spektra záření gama, jak ukázalo pozorování pomocí družice RHESSI, jež odhalila u tohoto záblesku fotony gama s energiemi >4,5 MeV, které postupně dosahovaly až energií 17 MeV. Autoři to považují za důkaz správnosti modelu "vystřelovaných dělových koulí". Celkem už bylo nalezeno 8 GRB, které jeví podobné chování svého spektrálního vývoje.
G. Östlin aj. odhadli vlastnosti předchůdce jasného GRB 030329 (z = 0,17; vzdálenost 800 Mpc), jehož stáří v době výbuchu nemohlo být větší než 8 mil. let. Tomu odpovídá počáteční hmotnost >25 M☉, ale pravděpodobnější je stáří jen 5 mil. roků, takže pak by měl předchůdce hmotnost dokonce 50 M☉. Rádiový dosvit tohoto GRB dlouhodobě sledují A. van der Horst aj. pomocí radioteleskopů WRT a GMRT ve frekvenčních pásmech 0,32 – 8,4 GHz od 268. dne po vzplanutí. Viděli jej ještě o 2,4 roky později, protože jde o jeden z nejjasnějších rádiových dosvitů vůbec. Z těchto pozorování vyplývá, že rázová vlna vzplanutí vykazuje při rozpínání kulovou souměrnost. Podobně sledují dlouhodobě rentgenový a rádiový dosvit dosud vůbec nejbližšího GRB 980425 (z = 0,0085; vzdálenost 36 Mpc), jenž trval přes 100 s a je stále v dosahu rentgenových družic i radioteleskopů VLBI a LOFAR.
P. Chandra aj. využili multispektrálních údajů o GRB 070125 (z =1,55; vzdálenost 2,9 Gpc) ve frekvenčním rozsahu 11 řádů k podrobné analýze průběhu celého úkazu. Ke zlomu na světelné křivce v optickém oboru došlo po necelých 4 dnech, ale v rentgenovém oboru až po 10 dnech, což souvisí s rozevřením úzkých výtrysků do širokého vějíře. V rentgenovém oboru se významně uplatňoval inverzní Comptonův jev se zářivou účinností přes 60 %. Poloměr ohnivé koule po výbuchu dosáhl 2 bilionů km! Za předpokladu izotropního vyzařování by se tak ve výbuchu uvolnilo celkem 1047 J, ale skutečná hodnota bude podle A. Updikeho aj. >7.1044 J, protože výbuch byl zpočátku usměrněn do výtrysků. I tak jde ovšem o rekordní hodnotu pro jakoukoliv kosmickou explozi. Tito autoři objevili sekundární zvýšení jasnosti dosvitu v čase 2,2 h po vzplanutí, ale nenašli nikde ani stopu po supernově nebo mateřské galaxii.
T. Sakamoto aj. uveřejnili první katalog GRB, založený na pozorování aparaturou BAT družice Swift v období od prosince 2004 do poloviny června 2007. Katalog BAT1 obsahuje 237 GRB, jejichž trvání má maximum výskytu u 80 s a asi 60 % úkazů má maximum rozložení energie <100 keV. Přesnost poloh je pro 90 % úkazů lepší než 1,75′.
A. Bernui aj. zkoumali rozdělení 516 krátkých SGRB po obloze z katalogu BATSE a ukázali, že po odečtení systematických efektů je jejich rozdělení izotropní. A. Gal-Yam aj. snímkovali polohy krátkých SGRB v bohaté kupě galaxií A 1892, (z = 0,14; 530 Mpc), zejména SGRB 000607. Zjistili, že předchůdci těchto SGRB jsou staří několik miliard let; jsou tedy podstatně starší než předchůdci supernov třídy Ia. Odhadli, že SGRB po odečtení výběrových efektů představují asi čtvrtinu v porovnání s populací dlouhých LGRB. E. Troja aj. potvrdili, že nejlepším vysvětlením pro SGRB s tvrdým zářením gama představují modely se splynutím neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou v těsné dvojhvězdě. Tyto objekty s prodlouženou emisí měkčího záření gama se vyskytují na periférii mateřských galaxií, často bez pozorovatelného optického protějšku, protože se odehrávají v řídkém mezihvězdném prostředí.
Podobně B. Metzger aj. uvedli, že krátké SGRB mají tvrdou špičku intenzity paprsků gama o trvání 0,1 – 1,0 s, po níž s odstupem 3 – 10 s následuje měkčí chvost světelné křivky dlouhý 10 – 100 s. Podle názoru autorů pozorujeme v těchto případech vznik a raný vývoj silně magnetické a rychle rotující neutronové hvězdy následkem akrece materiálu na bílého trpaslíka, jenž se rázem zhroutí na neutronovou hvězdu. Může však jít též o splynutí a následné zhroucení páru bílých trpaslíků, popřípadě i dvou neutronových hvězd. Odhadují přitom počáteční rotační rychlost vzniklého magnetaru na 1 ms (!) a indukci dipólového magnetického pole magnetaru na 300 GT (!!).
A. Achterberg aj. prohlédli data z neutrinového detektoru AMANDA v Antarktidě za léta 1997-2003 s cílem najít případná mionová neutrina produkovaná za tu dobu více než 400 GRB na severní polokouli, ale nenašli žádný takový případ.
V r. 1963 objevila G. Biegerová-Smithová v rádiovém oboru obří mezihvězdná mračna, pohybující se vůči nám vysokou radiální rychlostí (HVC - anglická zkratka pro mračna o vysoké rychlosti). Jelikož lineární vzdálenost HVC se nedařilo ani přibližně stanovit, zůstávala jejich povaha i vznik naprostou záhadou. Teprve interkontinentální radiointerferometrie VLBA přinesla v posledních letech aspoň mírný pokrok. Jedno z mračen HVC v souhvězdí Orla o úhlovém průměru neuvěřitelných 15° se nachází 8 kpc od centra Galaxie a 3 kpc na jih od její hlavní roviny, ale zato plných 12 kpc od Slunce, od něhož se navíc vzdaluje rychlostí 300 km/s. Přitom však směřuje k hlavní rovině Galaxie rychlostí 70 km/s, takže jí projde za 30 mil. roků. Jelikož hmotnost HVC dosahuje asi 1 MM☉, není dodnes jasné, kde se vzalo a proč se pohybuje vůči nám tak vysokou rychlostí.
Díky interkontinentální radiointerferometrii VLBA, která dosáhla polohové přesnosti 0,13 obl. milivteřin, se podařilo M. Reidovi aj. poprvé přesně určit vzdálenost Velké mlhoviny v Orionu: (412 ± 6) pc. Předešlá určení její vzdálenosti měla chyby kolem 20 % a byla soustavně příliš vysoká. M. van den Ancker aj. zkoumali pomocí různých aparatur VLT ESO v několika oborech spektra chování McNeilovy mlhoviny kolem proměnné hvězdy V1647 Ori od doby počátku výbuchu hvězdy v r. 2003. Zjistili tak, že hvězda od času výbuchu intenzivně nabírala hmotu ze svého akrečního disku, což vzápětí rozzářilo okolní mlhovinu. Hvězda se znovu zjasnila o 6 mag na 16 mag koncem srpna 2008 a ve spektru se objevila silná emise v čáře H-α. Podle měření z poloviny září 2008 se kolem hvězdy rozpíná plynná obálka rychlostí 500 km/s, takže vše nasvědčuje tomu, že jsme svědky dalšího výbuchu mateřské hvězdy zmíněné mlhoviny.
M. Lombardi aj. odvodili kombinací údajů z katalogů 2MASS a Tycho vzdálenosti dvou komplexů mezihvězdných mračen; známá mračna v okolí hvězdy ρ Oph jsou od nás vzdálena 119 pc a mračna v souhvězdí Zajíce 155 pc. Výkonné širokoúhlé kamery u dalekohledu NTT a VISTA (ESO La Silla a Paranal) dokáží zobrazit i tmavá mračna (hvězdné kolébky) díky jejich byť slabému osvětlování již vzniklými hvězdami v jejich popředí. E. Pascale aj. využili cirkumpolárních letů stratosférického balónu BLAST v Arktidě v červnu 2005 a v Antarktidě v prosinci 2006, na jehož palubě se nacházela 2m parabola pro submilimetrová pásma 250, 350 a 500 μm, k objevu desítek kompaktních oblastí ionizovaného vodíku ve vzdálenostech 2,3 – 14 kpc od nás. Tyto zhustky H II mají hmotnosti 15 – 700 M☉, jsou gravitačně vázány a mají teploty 12 – 40 K. Jejich zářivé výkony se pohybují v širokých mezích od 40 L☉ do 10 tis. L☉.
Doslova husarský kousek se podařil C. Salterovi aj., kteří pomocí obřího radioteleskopu v Arecibu pozorovali v pásmu centimetrových vln (frekvence 1 – 10 GHz) megamaser v interagující ultrasvítivé infračervené galaxii Arp 220 (Ser; 80 Mpc). V galaxii, která je sídlem překotné tvorby hvězd, totiž našli emisní čáry prebiotické molekuly metaniminu (CH2NH) a absorpce HCN, 18OH, kyseliny mravenčí (COOH) a methanolu (CH3OH). Je to vůbec první objev prebiotických molekul ve vzdálené galaxii.
A. Remijan aj. objevili silné absorpce kyanformaldehydu (CNCHO) pomocí 100m radioteleskopu GBT v obřím molekulovém mračnu Sgr B2 na frekvencích 19 – 41 GHz. V témže mračnu, které je doslova rýžovištěm pro objevy složitých makromolekul, nalezli vzápětí A. Belloche aj. pomocí 30 radioteleskopu IRAM aminoacetonitril (NH2CH2CN), předchůdce nejjednodušší aminokyseliny - glycinu. Měření v pásmech 1,3; 2,0 a 3,0 milimetrů odhalila emisní čáry aminoacetonitrilu ve zhuštění mračna o teplotě 100 K a rozměru jen 0,1 pc. Hmotnost zhustku dosahuje 2,3 tis. M☉ a relativní zastoupení aminoacetonitrilu dosahuje jen 2 miliardtin hmotnosti zhustku.
J. Nuth III aj. zjistili, že když je povrch mezihvězdných zrnek amorfních silikátů železa vystaven působení molekul vodíku, dusíku a oxidu uhelnatého při teplotách 500 – 900 K, vzniká na zrnkách uhlíkatý povlak díky Fischerově-Tropschově reakci, který by měl bránit pokračování této reakce. Autoři však zjistili, že ve skutečnosti je tento povlak lepším katalyzátorem než samotný silikát železa a urychluje tak vznik uhlíkových makromolekul, jež nacházíme v nejstarších meteoritech. To znamená, že prahvězdné mlhoviny obsahují obecně hodně organických látek.
Dátum poslednej zmeny: 01. októbra 2010