Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 31. augusta 2011
Převratnou práci o problému, který zatěžoval astrofyziku po dobu plných 30 roků, publikovali S. Albrecht a četní spoluautoři v prestižním vědeckém týdeníků Nature. Týká se zákrytové dvojhvězdy DI Herculis (HD 175227; 8,5 mag; sp. B4 + B5; orb. per. 10,55 d; e = 0,5;), jejíž pozorované stáčení přímky apsid je čtyřikrát menší, než hodnota odvozená z teorie relativity. Rozpor byl tak závažný, že někteří fyzikové dokonce pochybovali o tom, zda teorie relativity platí pro dvojhvězdy!
Autoři využili ešeletových spekter dvojhvězdy, pořízených během primárních a sekundárních zatmění dvojhvězdy u 1,9m reflektoru OHP ve Francii, ke studiu tzv. Rossiterova-McLaughlinova efektu, z něhož lze mj. určit důležité geometrické parametry složek i celé soustavy. Tak se ukázalo, že v tomto případě neplatí obvyklý předpoklad, že rotační osy složek těsné dvojhvězdy jsou téměř kolmé na oběžnou rovinu. Ve skutečnosti v tomto případě leží rotační osy téměř v oběžné rovině (sklony od kolmice činí +72° a -84°), podobně jako je tomu u planety Uran ve Sluneční soustavě. Následkem toho zploštění hvězd, vyvolané jejich rotací, působí protisměrné stáčení přímky apsid vůči efektu obecné teorie relativity. Jednotlivé složky stáčení přímky apsid pak vycházejí takto (v jednotkách ″/oběžná perioda): klasická slapová síla +1,35; příspěvek OTR +2,40; efekt zploštění hvězd rotací a anomálního sklonu rotační osy -2,23.
Z teorie tak nyní vyplývá výsledný efekt +1,5; pozorovaná hodnota činí +1,1, což je docela příznivý souhlas a teorie relativity je zachráněna. Zbylý rozdíl totiž souvisí se skutečností, že rychlost rotace složek se s časem mění v mezích od 40 km/s do 110 km/s. Na druhé straně vzniká nová záhada, jak dvojhvězda dosáhla této podivuhodné konfigurace, když je stará jen asi 5 milionů let a je prakticky vyloučeno, že by takto skloněné osy rotace měla dvojice v době svého zrodu. Nejpravděpodobněji za tu nápadnou změnu konfigurace může dosud neobjevené třetí těleso v soustavě.
Zákrytová dvojhvězda ε Aurigae (2,9 mag; vzdálenost 600 pc) s rekordní oběžnou periodou 27,1 let se začala zakrývat 11. srpna 2009 a dosáhla minima jasnosti 3,8 mag 19. prosince. Bohužel je kvůli blízkosti ke Slunci nepozorovatelná každoročně od poloviny května do počátku července. Konec minima se očekává v polovině března 2011 a konec zatmění právě v polovině května 2011. Lze však rozhodně očekávat, že během probíhajícího úkazu se podaří získat jedinečné nové poznatky o této tajemné dvojhvězdě, protože od r. 1982, kdy proběhlo předešlé zatmění, se nesmírně zlepšily pozorovací možnosti jak v optické oblasti (zavedením matic CCD) tak zejména v extrémních oborech spektra (rentgenovém, ultrafialovém a zvláště infračerveném a mikrovlnném). Podstatně se též zvýšila rozlišovací schopnost astronomických dalekohledů díky moderním interferometrům o základnách až 430 m.
Dokladem výkonu interferometrů se stala práce D. Raghavana aj., založená na měřeních aparatur VLBI a CHARA. S jejich pomocí studovali mnohonásobný systém σ2 CrB, vzdálený od nás téměř 23 pc. Paralaxu dvojice známe dnes díky interferometru VLBI s řádově lepší přesností, než jakou dosáhla družice HIPPARCOS. Díky interferometru CHARA se tak podařilo zjistit, že hvězda σ2 CrB se skládá se dvou složek slunečního typu o hmotnostech 1,14 M☉ a 1,09 M☉ a shodných poloměrech 1,24 R☉, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 1,14 dne (relativní přesnost určení periody dosáhla 10-7) ve vzájemné vzdálenosti jen 6 R☉ (0,03 AU). Jejich stáří se pohybuje v rozmezí 0,3 – 1,5 mld. let. Dvojice tvoří vizuální dvojhvězdu s osamělou hvězdou rovněž slunečního typu σ1 CrB (sp. G1 V; 0,8 M☉) s oběžnou periodou 726 let v koplanární dráze s těsnou dvojhvězdou. V úhlové vzdálenosti 11′ (>14 kAU) se pak nalézá další těsná dvojhvězda σ CrB C, skládající se ze dvou červených trpaslíků třídy M, rozpoznaná družicí HIPPARCOS v r. 1991. Úhrnem jde tedy o pětinásobnou hierarchicky strukturovanou hvězdnou soustavu, která se prozradila společným vlastním pohybem.
E. Artigau aj. objevili nejširší (vzdálenost složek 5,1 kAU) známou dvojhvězdu 2M0126AB (sp. M6.5 V +M8 V; stáří 0,2 – 2 mld. let) o nízké hmotnosti obou složek (0,09 M☉). Dosavadní rekord ve vzájemné vzdálenosti trpasličích složek byl tak překonán dvojnásobně.
G. Mace aj. nalezli pomocí spektrografu NIRSPEC Keck II čáry sekundární složky spektroskopické dvojhvězdy RX J0529+1210, která patří do mladé asociace kolem hvězdy λ Ori (vzdálenost 90 pc). Obě složky dvojhvězdy ještě nevstoupily na hlavní posloupnost a tak není divu, že soustava je dosud obklopena teplým prachem, viditelným na vlnové délce 24 μm. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 1,3 let po dráze s nečekaně vysokou výstředností e = 0,88!
S. Kraus aj. využili interferometru VLTI/AMBER a skvrnkové interferometrie na 3,6m teleskopu ESO jakož i ruského 6m BTA k pokrytí části oběžné dráhy dvojhvězdy θ1 Orionis C (= HD 37022; jde o nejjasnější a nejhmotnější složku známého Trapezu, vzdálenou od nás 410 pc) od ledna 1997 do března 2008. Průměrná úhlová vzdálenost složek 0,02″ umožnila jejich rozlišení v blízké infračervené a dokonce i optické části spektra. Odtud pak určili oběžnou periodu dvojhvězdy 11,3 let při výstřednosti e = 0,6 s průchodem periastrem v čase 2002,6. Dále obdrželi hmotnosti složek dvojhvězdy 39 M☉ a 8 M☉ a spektrální třídy O5.5 a B2. Absolutní hvězdná velikost primární složky tak dosahuje -3,2 mag. Jde tedy o nejteplejší hvězdu oblohy, která je ještě viditelná očima. Ultrafialové záření dvojhvězdy o stáří pouhého milionu let je z největší částí odpovědné za svícení Velké mlhoviny v Orionu, ale současně pracuje na jejím postupném vypaření.
O. Schnurr aj. se pokusil odhadnout hmotnosti složek dvojhvězdy R145 (= HD 38282; sp. WN6 + O) v gigantické mlhovině u hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu. Oběžná perioda soustavy činí 159 d a při sklonu oběžné roviny i = 38° pak vycházejí neuvěřitelně vysoké hmotnosti složek 300 M☉ a 125 M☉! Sami autoři pochybují o tom, že jde o reálné hodnoty, ale zatím je ani nejsou schopni vyloučit. M. Abubekerov aj. ukázali, že rentgenová dvojhvězda X-7 v galaxii M33 se skládá z optické složky o hmotnosti 70 M☉ a černé díry o hmotnosti téměř 16 M☉. Je tak dobrým kandidátem na silný záblesk gravitačních vln v astronomicky blízké budoucnosti.
R. Tuckerová aj. vypočítali elementy zákrytové dvojhvězdy MY Cyg (stáří 1 mld. let; vzdálenost 260 pc) z tříbarevné světelné křivky a ze spektroskopie. Jde o oddělenou dvojhvězdu s oběžnou periodou 4,005 d, délkou velké poloosy 0,076 AU a výstředností dráhy e = 0,01, jejíž obě složky vykazují synchronní rotaci, mají stejné hmotnosti 1,8 M☉ i poloměry 2,2 R☉ a podobné teploty 7,1 a 7,0 kK. Perioda stáčení přímky apsid dosahuje 1,7 tis. let. N. Linder aj. využili vícebarevné fotometrie zákrytové dvojhvězdy V729 Cyg (perioda 6,6 d; vzdálenost 925 pc), která se pouze promítá na hvězdnou asociaci OB č. 5 v souhvězdí Labutě, k určení hmotností horkých (36 + 29,5 kK) složek 32 M☉ a 10 M☉. Na sekundární složce je patrná horká skvrna vyvolané intenzivním zářením složky primární a zčásti i společné obálky dotykové dvojhvězdy.
R. Wilson a W. van Hamme využili nové metody pro určování absolutních hodnot toku záření ze složek čtyř zákrytových a současně dvoučarových spektroskopických dvojhvězd k nezávislému stanovení jejich vzdáleností od Slunce metodou DDE (Direct Distance Estimation), kterou sami rozpracovali. Pro soustavy RS Cha, WW Aur, RZ Cas a R CMa tak dostali vzdálenosti v rozsahu 38 – 457 pc, jež jsou ve velmi dobrém souladu s trigonometrickými vzdálenostmi z družice HIPPARCOS. To znamená, že metodu DDE lze použít pro přesné změření vzdáleností zákrytových dvojhvězd i tam, kde už přímá trigonometrická měření selhávají.
J. Irwin aj. objevili pomocí přehlídkového systému MEarth, určeného primárně pro hledání tranzitů "superzemí" u červených trpaslíků, zákrytovou dvojhvězdu GJ 3236 (vzdálenost 42 pc) v poloze 0337+6910, která se vyznačuje mimořádně malými hmotnostmi obou složek 0,4 M☉ a 0,3 M☉, jež kolem sebe obíhají v periodě 0,8 d. Jde o dvojici červených trpaslíků s efektivními teplotami 3,3 kK a 3,2 kK, ale s neúměrně velkými poloměry 0,38 R☉ a 0,30 R☉. Zatím známe jen velmi málo dvojhvězd s takto nízkými hmotnostmi složek, což ovšem může být důsledkem výběrového efektu: takové objekty se totiž těžko hledají.
P. Steele aj. zjistili pomocí infračervené spektroskopie u teleskopu Gemini-N, že bílý trpaslík PHL 5038 (typ DA; teplota 8 kK) má v úhlové vzdálenosti 0,9″ (>55 AU) jako průvodce hnědého trpaslíka sp. třídy L8. Jde teprve o druhý takový případ po bílém trpaslíku GD 165, jehož substelární průvodce třídy L byl objeven již v r. 1988.
C. Maceroniová aj. objevili v datech družice CoRoT pozoruhodnou zákrytovou a dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdu HD 174884. Primární složka má sp. B8 V a je stará asi 125 mil. let. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 3,65 d po velmi těsné dráze o velké poloose jen 0,09 AU s výstředností e = 0,3. Poměr hloubek primárního a sekundárního minima je 100:1, tj. sekundární minimum má hloubku jen 0,001 5 mag, čili jde o tečný zákryt! Díky vysoké přesnosti fotometrie z družice CoRoT a také díky spektrům obou složek se navzdory tomu podařilo odvodit velmi přesné parametry primární a sekundární složky: hmotnost 4,0 a 2,7 M☉; poloměr 3,8 a 2,0 R☉ a efektivní teplotu 13,1 a 12,0 kK.
A. Smith aj. využili rentgenové družice RXTE k soustavnému monitorování světelné křivky dvojhvězdy LSI +61 303 (V615 Cas; sp. B0 V; 180 pc; ), která vyniká silným zářením v oboru TeV záření gama. Sledovali ji obden od konce srpna 2007 do počátku února 2009 a objevili tak periodu změn rentgenové jasnosti v délce 26,5 d, která odpovídá oběžné době těsné dvojhvězdy, a dále tři zábleskové epizody, při nichž se rentgenová jasnost zdroje zvýšila až 6x během stovek sekund. V jednom případě stoupla na dvojnásobek během 2 s, což ukazuje na velmi malé rozměry zjasňující se oblasti. Objekt patří do zatím velmi vzácné skupiny tří dvojhvězd s extrémně silným a proměnným zářením gama, takže jde nejspíš o mikrokvasary.
O. Schnurr aj. zkoumali pomocí spektrografu SINFONI VLT pro blízkou infračervenou oblast tři centrální Wolfovy-Rayetovy hvězdy sp. třídy WN6 v mladé hvězdokupě NGC 3603. Hvězda A1 je ve skutečnosti zákrytová dvojhvězda s periodou 3,8 d. Ve spektru jsou patrné emisní čáry obou složek, z čehož vyplývají rekordní hmotnosti 116 a 89 M☉ (dosavadní rekord držela dvojhvězda WT20a s hmotnostmi složek 83 a 82 M☉). To tedy znamená, že primární složka dvojhvězdy A1 je vůbec nejhmotnější známá hvězda. Také hvězda C ze zmíněné trojice je zajímavá tím, že patří mezi nejjasnější rentgenové zdroje mezi Wolfovými-Rayetovými hvězdami naší Galaxie. Jde patrně též o dvojhvězdu s oběžnou periodou necelých 9 dnů.
M. Beech ukázal, že trojhvězda α Cen se výborně hodí na testování případných odchylek od obecné teorie relativity, protože její blízkost k nám dovoluje přesné určení kritických dráhových parametrů všech složek, včetně Proximy Centauri, která se na obloze nachází v úhlové vzdálenosti 2,2° (tj. 15 tis. AU !) od těsné dvojice α Cen. Autor odhaduje, že Proxima obíhá kolem dvojice po kruhové dráze s oběžnou periodou několika milionů let. Pár α Cen má souhrnnou hmotnost 2,04 M☉ a Proxima jen 0,11 M☉, takže jde o výborný testovací objekt v rekordní vzdálenosti od mateřského tělesa, čili případné odchylky od OTR by se právě zde mohly projevit nejzřetelněji.
S. Rappaport propočítali vývojový scénář pro nejjasnější hvězdu souhvězdí Lva α Leo (Regulus), která velmi rychle rotuje kolem své osy a navíc má jako průvodce bílého trpaslíka. Autoři ukázali, že původní dvojhvězda měla složky o hmotnosti 2,3 M☉ a 1,7 M☉, jež obíhaly kolem společného těžiště v periodě pouhých 40 h. Primární složka se během více než miliardy let společné existence zhroutila na bílého trpaslíka o hmotnosti 0,3 M☉, přičemž větší část její hmoty přetekla na původně sekundární složku. Ta se následkem přenosu hmoty roztočila na vysoké obrátky a "omladila", což je dnešní Regulus, kolem něhož obíhá bílý trpaslík v oběžné době 40 d ve vzdálenosti 0,33 AU. Soustava těsné dvojhvězdy bude v budoucnosti obklopena společnou plynnou obálkou, což povede buď ke splynutí obou složek na proměnnou obří hvězdu typu V Hya a FK Com, anebo ke vzniku kompaktní dvojhvězdy s oběžnou dobou řádu desítek minut v průběhu příštích 200 mil. let. Není ani vyloučen scénář, podle něhož by nakonec bílý trpaslík vybuchl jako supernova třídy Ia.
J. Radiganová aj. objevili pomocí přehlídek SDSS a 2MASS trpasličí dvojhvězdu, jejíž složky sp. tříd dM6 a dM7 a hmotností 0,10 M☉ a 0,09 M☉ jsou od sebe úhlově vzdáleny 63″, což při vzdálenosti soustavy od nás 105 pc představuje lineární rozteč plných 6 700 AU. B. Burningham aj. zjistili, že blízký (12,5 pc) červený trpaslík Wolf 940 (sp. dM4) má v úhlové vzdálenosti 32″ (lineární vzdálenost 400 AU) substelárního průvodce - hnědého trpaslíka o efektivní teplotě 570 K a svítivosti <10-6 L☉. Stáří soustavy činí minimálně 3,5 mld. let a trpaslík sám vykazuje metalicitu nižší než Slunce.
Z. B. Dai a S. B. Qian vysvětlili komplikované kolísání oběžné periody staré novy DQ Her (vzplanula v r. 1934 a dosáhla v maximu 1,5 mag), kde se v diagramu O-C pro světelnou křivku překrývá kvadratický člen se sinusoidou. Zjistili, že komplikace působí 3. těleso v soustavě, kterým je hnědý trpaslík, jenž obíhá kolem těsné dvojhvězdy o hmotnostech 0,6 a 0,4 M☉ a oběžné periodě 4,6 h ve vzdálenosti >0,16 AU a v periodě 18 let. Bílý trpaslík v těsné dvojhvězdě získává ročně přenosem ze svého blízkého průvodce 7.10-9 M☉.
Z. B. Dai aj. objevili třetí těleso u trpasličí novy Z Cham. Nova sama je členem zákrytové těsné dvojhvězdy, v níž bílý trpaslík má hmotnost 0,84 M☉. Kolem něho v periodě 107 min obíhá průvodce o hmotnosti 0,12 M☉, z něhož přetéká plyn do akrečního disku obklopujícího trpasličí novu. Na světelné křivce se projevuje i jasná skvrna v místě, kde plynný proud ze sekundární složky naráží na zmíněný disk. Autoři však nyní rozpoznali dlouhodobé cyklické změny světelné křivky s periodou 33 let, které přičítají hnědému trpaslíku o hmotnosti 0,02 M☉, jenž kolem dvojhvězdy obíhá ve vzdálenosti >8 AU.
S. Metchev aj. hledali pomocí Haleova a Keckova teleskopu s adaptivní optikou sluneční analogy se substelárními průvodci. Našli tak 266 kandidátů sp. tříd F5 - K5 o stáří v rozmezí od 3 mil. do 3 mld. let ve vzdálenost 10 – 190 pc od Slunce. Objevili u nich 24 málo hmotných hvězd, 1 dvojhvězdu a 2 hnědé trpaslíky s hmotnostmi 0,072 – 0,012 M☉ ve vzdálenostech 28 – 1 590 AU od primární složky. Zjistili, že funkce hmotnosti pro zmíněné hvězdné průvodce a pro osamělé analogy se velmi liší, což dobře vysvětluje relativní vzácnost substelárních průvodců.
Od r. 1890 se ví, že nejjasnější hvězda v souhvězdí Panny Spica (α Vir; 1,0 mag; 80 pc) je spektroskopická dvojhvězda (sp. B1 III-IV + B2 V; 10 + 7 M☉; 7 + 4 R☉; 12,1 + 1,5 kL☉; 22,4 + 18,5 kK), skládající se ze dvou obřích modrých hvězd, jež kolem sebe obíhají v periodě 4,0 dne po dráze s výstředností e = 0,13. Primární složka je proměnná hvězda typu β Cep, která pulzuje v periodě 4,2 h s amplitudou 0,006 mag a je silně zploštělá rychlou rotací (obvodová rychlost na rovníku dosahuje 200 km/s). Předpokládá se, že skončí jako supernova (kolapsar). Měření periodických změn jasnosti Spiky s amplitudou 0,03 mag pomocí kanadské družice MOST nyní podle M. Desmeta aj. ukázala, že Spica jeví tečné zákryty s poklesy jasnosti o 0,005 mag. Obě složky jsou tak blízko sebe, že jsou slapově deformovány přibližně do podoby protáhlých sféroidů (vajíček), které míří k sobě navzájem nejdelšími poloosami. Zákryty jsou vidět jen tehdy, když k nám obě složky míří svými hlavními poloosami a sekundární složka je vpředu. Periodické variace jasnosti se dříve mylně považovaly za důkaz, že jde o zákrytovou dvojhvězdu, ale nyní víme, že je způsobuje natáčení zmíněných sféroidálních tvarů složek dvojhvězdy vůči pozorovateli a k nepatrným zákrytům dochází jen někdy.
Na závěr odstavce připojuji zajímavou kuriozitu. Pozorovatelé vizuálních dvojhvězd jistě vědí, že poměrně jasná hvězda Porrima (γ Vir; 2.7 mag; 12 pc; ) je vizuální dvojhvězdou se stejnými jasnostmi složek (3,5 mag) i dalšími parametry (sp. F0 V; 1,4 M☉; 6 L☉), ale s velmi výstřednou oběžnou drahou (e = 0,88) o periodě 169 let. Počátkem XX. stol. byla rozlišitelná i malým dalekohledem, protože složky dvojhvězdy byly v r. 1919 v apastru v úhlové vzdálenosti 10″ (81 AU). Od té doby se však složky k sobě přibližovaly, až dosáhly v červnu 2005 periastra v úhlové vzdálenosti jen 0,4″ (5 AU) od sebe. Díky II. Keplerovu zákonu se právě teď od sebe poměrně rychle vzdalují, takže v létě 2009 už byly 1,3″ od sebe.V průběhu většiny XXI. stol. se budou obě složky od sebe neustále úhlově vzdalovat až do apastra v r. 2088. Pro amatérské dalekohledy se tak Porrima stane opět rozlišitelnou dvojhvězdou již kolem r. 2020. Dvojhvězda leží blízko ekliptiky, takže ji občas zakrývá Měsíc, což umožnilo interferometrické rozlišení její podvojnosti i v periastru.
B. Mason aj. využili 4m teleskopů observatoří na Kitt Peaku v Arizoně a Cerro Tololo v Chile ke zjišťování vícenásobnosti hmotných hvězd spektrálních tříd O a B metodou skvrnkové interferometrie, která dává v tomto případě úhlové rozlišení složek v rozmezí 0,03″ (pro složky stejné jasnosti) až 5″ (pro složky s rozdílem 3 mag). Našli tak průvodce u 11 % hvězd sp. třídy O, resp. hvězd Wolfových-Rayetových a u 64 % hvězd sp. třídy B. Odtud vychází, že v porovnání s hvězdami slunečního typu se u těchto hmotných hvězd vyskytuje podvojnost mnohem častěji. Tak se např. ukázalo, že jasná zákrytová dvojhvězda v pásu Orionu δ Ori (sp. O9.5 III + B0.5 III; 20 + 20 M☉; 90 + 90 kL☉; 280 pc; stáří ≈5 mil. let) s oběžnou periodou 5,7 d je ve skutečnosti vícenásobným systémem s nově objevenou třetí složkou, která se nalézá ve střední úhlové vzdálenosti 0,26″ (>70 AU) a kolem těsné dvojhvězdy obíhá po výstředné dráze (e = 0,6) v periodě 200 let. Podobně známá hvězda δ Sco (2,3 mag; sp. BO.3 IV; 28 kK; 14 kL☉; 120 pc) je ve skutečnosti trojhvězda: bližší složka téže sp. třídy obíhá primární složku v periodě 20 d, zatímco skvrnková interferometrie zobrazila vzdálenou třetí složku sp. třídy B3 V, jež kolem primáru obíhá ve střední úhlové vzdálenosti 0,10″ (>12 AU) po dráze s extrémní výstředností e = 0,9 v periodě necelých 11 let. V době přiblížení třetí složky do periastra se začala primární složka již od léta 2000 výrazně zjasňovat, aby dosáhla maxima 1,6 mag v r. 2003; je tedy možné, že průlet třetí složky periastrem indukoval dlouhý výbuch primární složky.
T. Pribulla aj. dokončili zpracování obsáhlého materiálu měření radiálních rychlostí těsných dvojhvězd, které probíhalo na kanadské Observatoři Davida Dunlopa v Torontu po více než 80 let (observatoř DDO byla v r. 2005 z úsporných důvodů uzavřena). V sérii 14 prací zveřejnili výsledky obsáhlých homogenních pozorování a tím zachránili tato cenná data pro astronomické archivy. Ukázali tak zejména, jak vysoké je zastoupení vícenásobných systémů mezi mladými hvězdami v asociacích a otevřených hvězdokupách. K nejzajímavější vícenásobné soustavě takto zjištěné patří proměnná V857 Herculis typu W UMa, která vyniká velkým nepoměrem hmotností primární a sekundární složky 15:1.
H. Abt řešil otázku, kdy vlastně vznikají dvojhvězdy v otevřených hvězdokupách na základě statistiky 233 dvojhvězd v 69 hvězdokupách. K vytvoření páru hvězd je zřejmě zapotřebí gravitační interakce tří osamělých hvězd, protože třetí složka je nutná k odnosu přebytečného momentu hybnosti; bez ní by se dvě hvězdy nedokázaly navzájem zachytit na stabilní dráze. Ze statistiky vyplývá, že k těmto trojitým interakcím dochází vesměs dříve, než jednotlivé hvězdy dosáhnou hlavní posloupnosti. Jakmile se tak totiž stane, parametry soustav jsou dlouhodobě stabilní; nanejvýš se sníží výstřednosti drah a zkrátí oběžné periody, což obojí dále přispívá ke stabilitě soustav.
Abtovi se též podařilo ze statistiky 275 eliptických drah spektroskopických dvojhvězd objasnit příčinu tzv. Barrova efektu, který objevil kanadský astronom amatér J. M. Barr již v r. 1908 a od té doby celé století trápil teoretiky, kteří jej nedovedli kloudně vysvětlit. Barr měl tehdy k dispozici statistiku 30 eliptických drah spektroskopických dvojhvězd a ukázal, že délky periastra těchto drah se kupí v prvním kvadrantu jejich eliptických drah, ačkoliv intuice říká, že by toto rozdělení mělo být náhodné. Abt nyní ukázal, že příčinou nesouměrnosti v rozdělení délek periastra jsou plynné proudy, které v Rocheově modelu mají v případě eliptické dráhy těsné dvojhvězdy vždy týž přednostní směr. Nejnápadněji je to vidět právě pro velmi hmotné primární složky spektroskopických dvojhvězd sp. tříd B0 až B3 pro hvězdy hlavní posloupnosti i obry třídy III.
F. Sirotkin a V. Karetnikov se zabývali trojrozměrným modelováním procesu výměny hmoty v těsných dvojhvězdách před vstupem jejich složek na hlavní posloupnost. Zjistili, že tak mohou vznikat také dvojice hvězda - hnědý trpaslík nebo hvězda - obří planeta, čili že přechod od hvězd k substelárním objektům je plynulý. Autorům vychází, že by měl existovat deficit dvojhvězd s totožnou hmotností složek, protože při poměru hmotností q >0,75 dárce přijde o většinu své hmotnosti a nakonec s příjemcem splyne. Při poměrech hmotností v pásmu 0,75 – 0,89 však vznikají poměrně snadno planety s hmotností 3 – 5 Mj, které slití uniknou, protože mají dostatečně excentrické dráhy s výstřednostmi e ≈ 0,5.
A. Bogomazov a A. Tutukov vytvořili komplexní výpočetní program umožňující modelovat vývoj různých typů těsných dvojhvězd, směřujících k závěrečnému splynutí obou složek a spočítat pravděpodobnost jednotlivých vývojových scénářů pro různé počáteční podmínky. Varianty podmínek zahrnují soustavy párů hvězd na hlavní posloupnosti, bílých trpaslíků, neutronových hvězd i hvězdných černých děr, ale také kombinaci neutronové hvězdy s černou dírou. Tento doslova stroj na vývojové scénáře tak např. ukázal, že supernovy třídy Ia jsou dobré standardní svíčky pro kalibraci kosmologických vzdáleností teprve od času 1 mld. let po vzniku příslušné mateřské galaxie. Dalším zajímavým výsledkem těchto simulací je vznik velmi hmotných magnetických bílých trpaslíků splynutím dvou málo hmotných standardních bílých trpaslíků. Konečně aspoň část chemicky pekuliárních hvězd (třída Cp) vzniká splynutím hvězdy hlavní posloupnosti s její konvektivní obálkou.
A. Bogomazov a S. Popov spočítali pomocí téhož stroje, že během gravitačního hroucení dostatečně hmotné hvězdy na hvězdu neutronovou v soustavě extrémně těsné dvojhvězdy dochází k rychlé rotaci hroutící se hvězdy vinou slapové synchronizace mezi složkami. Rychle rotující neutronové hvězdy mají pak extrémně silné magnetické pole a odtud pocházejí relativně vzácné magnetary, jejichž pozorovaná četnost výborně souhlasí s pravděpodobností vzniku magnetarů podle zmíněného scénáře. Pokud v témže případě vznikne místo neutronové hvězdy černá díra, pak se zhroucení projeví jako zábleskový zdroj záření gama (GRB).
Symbiotická rekurentní nova RS Oph zůstává stále v popředí zájmu, protože multispektrální sledování posledního (od r. 1898 již šestého) výbuchu v únoru 2006 umožňuje teoretikům podstatně lépe popsat celou epizodu věrohodnými fyzikálními modely. S. Orlando aj. ukázali pomocí třírozměrných simulací výbuchu, že nova při něm rozmetala nesouměrně do svého okolí 10-6 M☉ materiálu. Při průměrném intervalu mezi výbuchy 22 let z toho vyplývá, že roční přírůstek hmotnosti bílého trpaslíka musí být aspoň 5.10-8 M☉; jinak by totiž bílý trpaslík opakovanými výbuchy hmotu ztrácel a tak by nikdy nemohl vybuchnout v budoucnu jako supernova, protože by se jeho hmotnost nikdy nepřiblížila k Chandrasekharově mezi. Autoři připomněli, že současná hmotnost bílého trpaslíka činí (1,35 ±0,01) M☉ a naměřený průměrný roční přírůstek jeho hmotnosti v intervalu mezi výbuchy dosahuje 1.10-7 M☉, takže domněnka o následném výbuchu RS Oph jako supernovy Ia je zachráněna a naši vzdálení potomci uvidí na obloze očima velmi jasnou supernovu (jako Měsíc v úplňku) z bezpečné vzdálenosti přes 4 kpc. O revizi vzdálenosti novy nad předešlou hodnotu ≈1 kpc se postaral B. Schaefer, který poukázal na rozpor mezi tempem ztráty hmoty červeného obra v soustavě RS Oph (4.10-8 M☉/r) a ročním přírůstkem hmotnosti bílého trpaslíka v této soustavě (4.10-6 M☉). Autor z toho vyvozuje, že plyn v soustavě nepřetéká jen přes Lagrangeův bod L1, ale podél celého povrchu Rocheova laloku, za což nejspíš může silný hvězdný vítr červeného obra.
J. Ness aj. využili ke sledování výbuchu RS Oph rentgenových družic Chandra a Newton a nalezli tak rázové vlny, které vznikají během výbuchu interakcí zplodin výbuchu s hvězdným větrem průvodce a dárce vodíku na povrch bílého trpaslíka. Průvodce je červeným obrem sp. třídy M2. E. Brandi aj. odvodili ze 70 optických spekter dvojhvězdy v letech 1998-2008 zlepšené orbitální parametry soustavy. Dostali pro hmotnost bílého trpaslíka 1,3 M☉ a červeného obra 0,75 M☉. Obr obíhá kolem trpaslíka po dráze s výstředností e = 0,14 a svým větrem trpaslíka neustále ovívá a také mu přidává na hmotnosti. Akrece vodíku na bílého trpaslíka se obnovila v říjnu 2006, tedy 8 měsíců po začátku výbuchu. Velká poloosa dráhy dosahuje 1,45 AU při sklonu 50° a oběžná perioda 1,24 roku.
S. Eyres aj. zpracovali údaje o výbuchu RS Oph z rádiových teleskopů VLA, MERLIN, Effelsberg a GMRT během 9 týdnů po výbuchu. První pozorování se uskutečnila na již 4,5 dne po optickém vzplanutí a poukázala na dramatické zjasnění novy v pásmech frekvencí 1,5 – 6 GHz. Od 13. dne po vzplanutí však relativně brzo v porovnání s předešlým výbuchem v r. 1985 začala rádiová jasnost novy ve zmíněných pásmech klesat, ale kolem 40. dne po výbuchu se objekt znovu zjasnil a přibližně od 63. dne po výbuchu převládla v rádiovém spektru netepelná složka. Po celou dobu bylo však možné rozlišit tepelnou a netepelnou složku výbuchu, přičemž zpočátku se slupka vyvrženého plynu rozpínala volně, ale brzo přešla na adiabatické rozpínání, přičemž v pozdějších fázích se začala brzdit vinou interakce s dříve vyvrženým plynem. Rozpínající se slupku však předbíhaly bipolární výtrysky plynu ve směru polárních oblastí bílého trpaslíka. Podle rádiových měření bylo při výbuchu vyvrženo minimálně 4.10-7 M☉ plynu. Kromě již zmíněných rekurentních výbuchů byly další výbuchy pozorovány v letech 1933, 1958 a 1967, ale autoři soudí, že vinou nepříznivé polohy novy vůči Slunci nebyly viditelné další výbuchy pravděpodobně v letech 1907 a 1945.
A. Ibarra aj. prohlédli archivy rentgenových družic ROSAT, Newton a Swift s cílem popsat rentgenovou světelnou křivku pozoruhodné novy V2491 Cyg (vzdálenost 10,5 kpc!), která vzplanula v dubnu 2008 a patří mezi nejrychlejší novy typu He/N (pokles jasnosti po maximu o 2 mag trval jen 5 d). Ke svému překvapení zjistili, že nova po řadu let byla téměř stálým zdrojem rentgenového záření v pásmu 0,2 – 10 keV s výkonem 8.1027 W. Tomu odpovídá akrece vodíku na bílého trpaslíka o hmotnosti 1 M☉ tempem 10-9 – 10-8 M☉/rok. Odtud autoři usoudili, že jde fakticky o rekurentní novu s periodou výbuchů kolem sta let. Jejich údaje odpovídají též měřením D. Takeie aj. pomocí rentgenové družice Suzaku. Autoři totiž nalezli čáru K-α Fe XXV v extrémně tvrdém (70 keV) netepelném spektru novy mezi 9. a 29. dnem po výbuchu, čemuž odpovídá rentgenový zářivý výkon 6.1028 W, a to je vůbec nejvyšší hodnota pro jakoukoliv novu.
U. Munari aj. popsali epizodu dlouhého výbuchu symbiotické novy V4368 Sgr, která byla do března 1993 slabší než 21,5 mag a prudce se zjasnila 29. března toho roku, čili amplituda zjasnění přesáhla 11 mag! Nova dosáhla maxima V = 10,7 mag, na němž setrvala plné 4 roky. Do r. 2009 pak zvolna klesla na 12 mag. Ve spektru byly stále přítomny emise Balmerovy série vodíku a Fe II jakož i zakázané čáry [O I] a [Fe II]. Záhadou je, že autoři nenašli žádné stopy po ztrátě hmoty nebo hvězdného větru. Prohlídka archivních snímků od r. 1888 žádné zjasnění neukázala.
A. Pagnotta aj. našli na archivních snímcích Harvardovy observatoře dávný výbuch novy V2487 Oph v červnu 1900 (10 mag v pásmu B). Nova však byla objevená až při výbuchu v r. 1998, kdy dosáhla v maximu opět 10 mag v pásmu B a zjasnila se tak o 8 mag. Autoři předpověděli, že nova znovu vzplane v r. 2016, což by ji zařadilo mezi rekurentní novy s průměrnou periodou 18 let mezi výbuchy. Autoři uvádějí, že rekurentních nov je nejspíš mnohem více, než je známo, protože při delších periodách řada výbuchů unikne pozornosti zejména též proto, že se odehrají v době, kdy se objekt promítá příliš blízko ke Slunci.
B. Schaefer určil oběžné doby, popř. i vzdálenosti tří rekurentních nov, a to V394 CrA (3,0 d); V475 Sco (510 d) a V3890 Sgr (520 d; 6 kpc). K tomu přidal odhady vzdálenosti dalších tří rekurentních nov T CrB (0,8 kpc); RS Oph (4,3 kpc) a V745 Sco (7,3 kpc).
P. Woudt aj. sledovali pomocí spektrografu NAOS CONICA VLT ESO strukturu novy V445 Pup, která vzplanula koncem r. 2000 ve vzdálenosti 8 kpc. Bílý trpaslík o vysoké hmotnosti má patrně na svém povrchu čistě heliovou slupku, kterou získává akrecí od svého postaršího průvodce. Je obklopen prachovým rovníkovým diskem o hmotnosti 1,5.10-5 M☉, ale z polární slupky o rychlosti rozpínání 6,7 tis. km/s vyvěrají ještě rychlejší silně kolimované jasné uzlíky o rychlostech až 8,5 tis. km/s. Jelikož nova má zářivý výkon až 20 kL☉, autoři soudí, že "co nevidět" vybuchne jako supernova Ia.
A. Collazzi aj. zpochybnili závěry práce E. Robinsona z r. 1975, že většina nov jeví zvýšený neklid světelné křivky v průměru již rok před vlastním výbuchem. Prohlédli původní archivní snímky a zjistili, že ve skutečnosti se novy před výbuchem nijak neprojevují; mívají dokonce na své světelné křivce jistý pokles, takže není ani pravda, že po výbuchu se nova vrací ke své jasnosti před výbuchem. O. Pejcha také ukázal, že klasické novy mívají po výbuchu více epizod dočasného zjasnění, takže tam ještě zřejmě vodík "dohořívá". Pokud se tyto nové výsledky potvrdí, přinese to nepochybně nové starosti teoretikům, kteří výbuchy nov jinak již docela úspěšně modelují na počítačích.
Rok 2009 přinesl nezvyklou úrodu 4 nov v jediném souhvězdí Střelce v intervalu od února do října (V5581 až V5584 Sgr), ale žádná z nich nedosáhla v maximu <8 mag. Množství objevených nov po celé obloze rovněž stoupá, i když ne nijak dramaticky. Přibývá také nov objevených ve Velkém Magellanově mračnu a v galaxii M31. Zásluhu na tom mají citlivější aparatury a pilní pozorovatelé, mezi nimi na předním místě náš nejúspěšnější lovec nov v cizích galaxiích K. Hornoch.
Zvýšený neklid ve svítivosti vykazuje v posledních dekádách proslulá proměnná hvězdy třídy LBV η Carinae. Jak uvedli E. Fernández-Lajús aj., od r. 1998 se její jasnost stále zvyšovala až na rekordní hodnotu od mimořádného výbuchu kolem r. 1860, tj. V = 4,7 mag. V r. 2007 se však její jasnost snížila na 5,0 mag a od té doby až do konce r. 2008 zůstala na této úrovni. Koncem ledna 2009 prošla sekundární složka dvojhvězdy s oběžnou periodou 5,5 r periastrem, kdy její jasnost nepatrně poklesla a spektrum se měnilo rychleji než při předešlém průchodu v r. 2003, kdy K. Nielsen aj. získali pomocí STIS HST a UVES VLT časovou posloupnost spekter dvojhvězdy v širokém rozsahu 306 – 1 043 nm. V polovině června 2009 dosáhla η Car opět V = 4,7 mag, tj. poloviny zářivého výkonu proslulé mlhoviny Homunculus, zatímco ještě v r. 1995 byl tento výkon pětkrát nižší. Kolísal však čím dál tím nápadněji v krátkých časových intervalech; v zásadě si však udržoval zmíněnou vysokou hladinu až do listopadu 2009. A. Kashi a N. Soker zpřesnili oběžnou dobu těsné dvojhvězdy na 5,54 r a výstřednost dráhy na e = 0,9 při hmotnostech složek 120 M☉ a 30 M☉. Primární složka vykazuje silný hvězdný vítr, který ročně odnáší hmotnost řádově 10-4 M☉ rychlostí 500 km/s, zatímco sekundár ročně ztrácí 10-5 M☉ rychlostí dokonce 3 tis. km/s. Rentgenový zářivý výkon dvojhvězdy stoupl v periastru na 6.1027 W.
K. Hamaguchi aj. podrobně proměřovali celou obří (úhlový průměr 3°; tj. 140 pc!) mateřskou mlhovinu η Car v souhvězdí Lodního kýlu (Carina; NGC 3372), protože jde o jednu z nejmladších oblastí aktivní tvorby hvězd v Galaxii. Díky přehlídce mlhoviny rentgenovou družicí Newton v ní objevili jasný měkký rentgenový zdroj EHG7 o efektivní teplotě 1,3 MK, který je v činnosti minimálně po dobu 30 let a k němuž kupodivu nenašli žádný protějšek ani v optickém ani v blízkém a středním infračerveném pásmu. Jeho rentgenový zářivý výkon 5.1025 W vychází z oblasti o průměru pouhých 15 km, takže je prakticky jisté, že jde o velmi mladou (<1 mil. let) neutronovou hvězdu. Ta však nijak nesouvisí s existencí dvojhvězdy η Car, od níž je vzdálena téměř 6 pc. Podle rentgenových měření se zdá, že původní hmotnost hlavní složky η Car byla vyšší než 150 M☉, ale během svého bouřlivého vývoje už přišla o plných 60 M☉!
Zatímco η Car patří do mladé otevřené hvězdokupy Trumpler 16, leží zdroj EHG7 zcela určitě mimo tuto hvězdokupu a také mimo další mladou hvězdokupu Trumpler 14, jež se rovněž nachází v obří mlhovině. Obě hvězdokupy jsou mladší než 3 mil. let a obsahují přinejmenším 50 horkých hvězd spektrální třídy ranější než O6, tj. s hmotnostmi >40 M☉. Předchůdce zdroje EHG7 se zrodil před 6 – 30 mil. lety s počáteční hmotností 8 – 25 M☉. To znamená, že v mlhovině, vzdálené od nás 2,3 kpc, proběhly minimálně dvě časově oddělené epizody vzniku nových velmi hmotných hvězd. Je téměř jisté, že současná epizoda překotné tvorby hvězd byla vyvolána výbuchem supernovy EHG7 před <1 mil. let a celá mlhovina je přímo učebnicovým příkladem dlouhodobé aktivity, protože tam pozorujeme bipolární výtrysky a silnou turbulenci mezihvězdného plynu i horké mezihvězdné plazma zářící v rentgenovém pásmu. Hraje tedy úlohy jakési kosmické Rosettské desky, kde můžeme do velkých podrobností sledovat, jak v Galaxii vznikají hvězdy.
Ke třídě proměnných LBV (svítivé modré proměnné hvězdy) patří také objekt R71 (HDE 269006) ve Velkém Magellanově mračnu. Tato hvězda prodělala výbuch v r. 1975, když v maximu dosáhla 10 mag v oboru V. V r. 2004 se výbuch opakoval a trvá velmi dlouho navzdory značnému kolísání jasnosti v krátkých časových intervalech. V říjnu 2009 hvězda dosáhla maxima 9 mag. Zatímco spektrum hvězdy při maximu v r. 1975 dosáhlo třídy A1 Ieq; v nynějším výbuchu ji pozorovatelé klasifikují jako raného hyperobra sp. třídy F.
R. Tylenda aj. potvrdili na základě rozboru světelné křivky a vysokodispersního spektra z Keckova teleskopu z října 2005, že podivuhodná proměnná hvězda V838 Mon (vzdálenost 8 kpc), která se nápadně zjasnila v únoru 2002, je zcela určitě dvojhvězda. Byli totiž schopni odhalit převážně modré spektrum průvodce B3 V o poloměru 4,5 R☉ a svítivosti 2 kL☉. Výbuch primární složky v r. 2002, jež dosáhla v maximu svítivosti 1 ML☉, způsobilo podle názoru autorů splynutí hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti 8 M☉ s průvodcem o nízké hmotnosti, jenž teprve vstupoval na hlavní posloupnost. Primární složka nyní září nejsilněji v červené a infračervené oblasti spektra. Ztrácí hmotu hvězdným větrem o rychlosti 215 km/s tempem až 10-5 M☉. Vítr naráží na akreční disk kolem sekundární složky a rázové jevy s tím spojené vedou k vyzařování soustavy v pásmech EUV a rentgenovém.
M. Sanad aj. využili archivu ultrafialových spekter družice IUE z let 1979-1995 ke studiu profilu čar Mg II u složek proslulé dlouhoperiodické proměnné ο Cet (Mira; vzdálenost 107 pc). Emisní čáry pocházejí ze dvou zdrojů, tj. od červeného obra sp. třídy M7 IIIe (složka A) a od akrečního disku kolem bílého trpaslíka VZ Cet (složka B), jenž je od Miry vzdálen 54 AU. Na křídlech profilů čar od složky B pozorovali střídající se absorpční složky, které vznikají v hvězdném větru složky B s rychlostí až 450 km/s. Ze spekter je též patrné, že hustota akrečního disku kolem složky B se mění v rytmu proměnnosti červeného obra, protože se přitom výrazně mění jeho geometrické rozměry. J. Meaburn aj. změřili v čáře H-α rychlost bipolárního výtoku plynu ze složky A, jenž byl předtím objeven družicí GALEX v pásmu FUV. Podařilo se jim určit sklon osy výtrysků k zornému paprsku a dostali tak radiální rychlost výtoku 160 km/s i jeho stáří ≈1 tis. let. M. Templeton a M. Karovská obdrželi průměrnou pulsní periodu proměnnosti Miry 333 dnů na základě archivní světelné křivky od r. 1902.
H. Bond a W. Sparks kritizovali údajné velmi přesné určení vzdálenosti dlouhoperiodické cefeidy RS Pup metodou světelné ozvěny na uzlících v rozpínající se cirkumstelární plynové mlhovině, jak to v r. 2008 zkusili P. Kervella aj., protože není splněn základní předpoklad, že uzlíky leží v rovině kolmé na zorný paprsek. Zatímco Kervellovi vyšla vzdálenost 2,0 kpc, jiná metoda použitá M. Feastem aj., dala hodnotu 1,7 kpc. Autoři však uvádějí, že princip metody je nadějný, pokud se podaří pomocí HST určit prostorovou polohu zmíněných uzlíků. Protože RS Pup je cefeida s velmi dlouhou periodou (41 d), pomohlo by to výrazně zlepšit kalibraci příslušné příčky kosmologického žebříku vzdáleností
N. Evansová aj. proměřili pomocí STIS HST parametry spektroskopické dvojhvězdy ADS 11029 (440 pc), v níž primární složka Aa je cefeida W Sgr, doprovázená chladnějším průvodcem Ab. Obě hvězdy kolem sebe obíhají v úhlové vzdálenosti 0,011″ (>5 AU) v periodě 4,3 let. Dvojhvězda A má však v úhlové vzdálenosti 0,16″ (>72 AU) třetí horkou složku B a jak se ukázalo, její nápadné spektrum se dlouho chybně považovalo za spektrum složky Ab. Pro hmotnost složky Ab dostali <1,4 M☉ a sp. pozdnější než F5 V. Odtud pak vyplývá hmotnost cefeidy <5,4 M☉. Složka B má hmotnost 2,2 M☉ a sp. A0 V.
B. Madore aj. využili infračervené fotometrie ze Spitzerova kosmického teleskopu v pásmech 3,6 a 8 μm pro 16 cefeid s periodami proměnnosti 10 – 100 d ke zjištění závislosti perioda-svítivost (zářivý výkon), tj. pro rozšíření vztahu Leavittové do tohoto velmi výhodného spektrálního oboru. V infračerveném pásmu je totiž snadnější změřit korekci na mezihvězdné zčervenání vyvolané prachem. Obdrželi tak přesné vzdálenosti zmíněných cefeid v širokém rozsahu 0,5 – 8 kpc. Zmíněná pozorování otevírají novou cestu k nezávislému určení vzdáleností cefeid i v cizích galaxiích, což poslouží i ke zlepšení kalibrace příček kosmologického žebříku vzdáleností, i když J. Bird varoval, že kalibrace vztahu Leavittové pro periody cefeid >80 d není příliš spolehlivá, ačkoliv právě dlouhoperiodické a tudíž nejsvítivější cefeidy lze pozorovat až do vzdálenosti 100 Mpc od nás.
C. Aspin a B. Reipurth sledovali pomocí dalekohledu Gemini N od února 2004 po dobu dvou let světelnou křivku a pomocí Keckova teleskopu spektrum proměnné V1647 Ori, která je odpovědná za viditelnost reflexní McNeilovy mlhoviny v její blízkosti. Tato mladá hvězda sp. třídy O3 se totiž koncem r. 2003 zjasnila o více než 5 mag a setrvala na této úrovni po dobu 26 měsíců. Jde o mladou hvězdu s nízkou hmotností, která patří k eruptivním proměnným v obřím molekulovém mračnu L1630. Její spektrum se v průběhu epizody rychle měnilo. Hvězdný vítr dosahoval rychlostí až 700 km/s. Celá epizoda trvala 31 měsíců a ovlivnila též jasnost McNeilovy mlhoviny. Další zjasnění prodělala od srpna 2008, ale trvalo pouze rok.
K. Belkacem aj. objevili pomocí družice CoRoT oscilace povrchu hmotné (10 M☉) proměnné hvězdy V1449 Aql (HD 180642), která patří do kategorie pulsujících proměnných β Cep. Oscilace se podobají radiálním oscilacím slunečního povrchu; mají největší relativní amplitudu 0,04 pro frekvenci 63,5 μHz a dávají jedinečnou možnost zkoumat vlastnosti nitra této hmotné hvězdy metodami asteroseismologie.
Příčinou proměnnosti hvězdy R Coronae Borealis, která je dokonce prototypem příslušného typu proměnných hvězd, je nepravidelně vznikající a opět mizející obálka uhlíkového prachu. Když prach zmizí, dosahuje hvězda 6 mag na hranici viditelnosti očima. Tentokrát začala slábnout 6. července 2007 a o 6 dnů později už byla 12 mag. Od listopadu 2008 byla slabší než 14 mag a v tomto minimu setrvala po celý r. 2009. Připomíná to předešlou epizodu od června 1963 do prosince 1965, ale už teď je zřejmé, že nejnovější epizoda je nejhlubší v historii jejího sledování.
K. Barbary aj. našli koncem února 2006 při hledání supernov pomocí HST podivný proměnný objekt, jenž se zjasňoval až do konce května 2006, kdy dosáhl infračervené magnitudy 21 a pak zase souměrně v čase klesal. V jeho spojitém spektru objevili pět širokých absorpčních pásů mezi 410 a 650 μm. V poloze objektu nenašli ani slabší hvězdný objekt ani vzdálenou galaxii; není to určitě ani gravitační mikročočka. Pravděpodobně jde o dosud neznámý typ proměnnosti něčeho stejně neznámého...
I. Soszynski aj. uveřejnili katalog nově objevených proměnných hvězd typu RR Lyrae v poli přehlídky OGLE III ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Pozorování v rámci hledání gravitačních mikročoček se uskutečnila mezi červencem 2001 a březnem 2008 a zahrnují zorná pole o ploše 40 čtv. stupňů oblohy. Pro každou z 32 mil. zaznamenávaných hvězd v těchto polích měli k dispozici na 400 fotometrických měření jasnosti v pásmu I a našli tak mezi nimi téměř 25 tis. proměnných třídy RR Lyr s periodami v rozmezí 0,3 – 0,6 d; tj. trojnásobek počtu ve všech dosavadních katalozích proměnných zmíněného typu! V naší Galaxii známe nejvíce proměnných tohoto typu v kulových hvězdokupách, ale nyní jsou poprvé k mání homogenní data pro cizí galaxii, takže se ukazuje, jak se mění zastoupení těchto starých proměnných podél příčky ve VMM.
Titíž autoři vzápětí publikovali podobný katalog zahrnující všechny dlouhoperiodické proměnné, objevené v přehlídce OGLE III. Katalog obsahuje údaje o 92 tis. dlouhoperiodických proměnných; z toho je 79 tis. červených obrů s malou amplitudou proměnnosti, 11 tis. polopravidelných proměnných a 1,7 tis. mirid. Přehlídka OGLE se tak jakoby mimochodem stává zlatým dolem pro nalézání statisticky významných údajů o různých třídách a skupinách proměnných hvězd.
T. Pribulla aj. zkoumali pomocí spektrografu Observatoře Davida Dunlopa v Torontu proměnné hvězdy, objevené pomocí kanadské družice MOST s cílem určit jejich povahu. V seznamu 103 objektů našli celkem 96 proměnných, z toho 83 dosud neznámých. Objevili tak rovněž 7 spektroskopických dvojhvězd a pro dvě z nich obdrželi i dráhové parametry. Ukázali též, že vizuální dvojhvězda HD 46180 se skládá ze dvou těsných dvojhvězd, jedna z nichž je zákrytová, takže dohromady tvoří pravděpodobně čtyřnásobnou soustavu.
L. Shamir a R. Nemiroff využili dvou celooblohových kamer CONCAM sítě Night Sky Live k tři roky trvajícímu hledání jasných (<5,5 mag) přechodných optických úkazů. Určili tak statistické horní meze výskytu takových objektů, které patrně většinou unikají detekci, i když se zjasní minimálně o 3 mag a jsou viditelné očima po dobu minut až roků. Pro přechodné zdroje, které splňují tyto podmínky po dobu minut až hodin, jim vyšla četnost <0,004 pro celou oblohu a libovolný čas. Pro přechodné zdroje trvající měsíce až roky jim vyšla četnost <160 a pro zdroje trvající roky až tisíciletí četnost <50.
A. Skopal aj. pozorovali světelnou křivku a změny ve spektru prototypu symbiotických dvojhvězd Z And. Využili k tomu fotometrie z observatoří ve Staré Lesné a v Brně a spektroskopie z 9,2 m HET, 2 m v Ondřejově, 1,8 m DDO v Torontu, 1,9 m v Okajamě v Japonsku a ešeletového spektrografu u 1,8 m v Asiagu. Zjistili tak, že Z And dosáhla v červenci 2006 historického maxima jasnosti ve filtru U (8,0 mag). V srpnu téhož roku však zeslábla o 1 mag a na této úrovni setrvala až do ledna 2007, byť s rychlými kolísáními jasnosti během minut až hodin. V téže době se v jejím spektru objevily satelitní emise u čar H-α a H-β s rychlostmi ±1,2 tis. km/s, které interpretovali jako kolimované protilehlé výtrysky s vrcholových úhlem 6°, vybíhající z bezprostředního okolí sekundární složky symbiotické dvojhvězdy, tj. z bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉. Výtrysky dosáhly největší intenzity v srpnu a září 2006 a byly pozorovatelné až do konce roku. Autoři odhadli hmotnost plynu vyvrženého během dočasných výtrysků na 7.10-7 M☉. Materiál z primární složky symbiotické dvojhvězdy (červeného obra sp. M2 III o hmotnosti 2,5 M☉) dopadá v klidovém režimu mezi výbuchy prostřednictvím akrečního disku na povrch bílého trpaslíka tempem 7.10-8 M☉/r. Během zmíněné epizody se však vinou výtrysků vnitřní partie disku rozpadly.
Pro další proslulou symbiotickou dvojhvězdu R Aqr (vzdálenost 200 pc) obklopenou mlhovinou ve tvaru přesýpacích hodin odvodil M. Gromadzki a J. Mikolajewská dráhové parametry ze spektroskopie. Primární složkou dvojhvězdy je mirida (sp. M7 III) o hmotnosti 1,0 – 1,5 M☉, kolem níž obíhá bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 – 1,0 M☉ po dráze o výstřednosti e = 0,25 v periodě 44 roků. Složky budou rozlišitelné v apastru v září 2012. Zatím se ukazuje, že zákryty miridy způsobuje akreční disk kolem bílého trpaslíka.
K. Hinkle aj. využili pokroku v citlivosti a rozlišovací schopnosti detektorů v blízké infračervené oblasti spektra k dlouhodobému studiu symbiotických hvězd, jež se obecně skládají z horkého zdroje (žhavého bílého trpaslíka) zářícího nejvíce v ultrafialové oblasti spektra a z chladného zdroje, jímž je obvykle červený obr, kde maximum zářivé energie spadá právě do zmíněné infračervené oblasti. Tak se jim podařilo odvodit základní parametry dlouhoperiodické (15,6 roku!) symbiotické proměnné CH Cyg (vzdálenost 250 pc), která se skládá z červeného obra o hmotnosti 2 M☉ (sp. M6.5 III) a bílého trpaslíka s hmotností >0,6 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají po výstředné dráze (e = 0,1) s velkou poloosou 8,5 AU a celá soustava je ponořena do cirkumstelární plynné obálky o poloměru 22 AU. Červený obr má poloměr 20 mil. km, teplotu 3 kK a svítivost 5 kL☉. Bílý trpaslík má svítivost 0,25 L☉ a je obklopen horkým akrečním diskem, který je patrný v rentgenovém oboru spektra. Světelná křivka CH Cyg vykazuje ještě kratší periodu 2,1 roku, ale příčina těchto periodických změn zůstává záhadou.
Nové údaje o bílém trpaslíku v symbiotické dvojhvězdě BF Cyg uveřejnily L. Formigginiová a E. Leibowitzová. Pozorovaly soustavně a s vysokou kadencí měření světelnou křivku dvojhvězdy v letech 2003-2007 a objevily tak velmi krátkou periodu 1,8 h, kterou vysvětlily jako rotační periodu bílého trpaslíka, na jehož povrchu se nacházejí dvě protilehlé horké skvrny, související s existencí silného magnetického pole trpaslíka o efektivní teplotě 60 kK. Soustava dále obsahuje chladného červeného obra sp. třídy M a obě složky kolem sebe obíhají v periodě 2,1 roku.
Koncem února 2009 znovu vybuchla symbiotická zákrytová dvojhvězda AX Per (oběžná doba 1,9 roku; vzdálenost 1,7 kpc) a počátkem dubna dosáhla maxima B = 11,6 mag. V té době se přes standardní absorpční spektrum červeného obra M4.5 III (3,4 kK) překládalo silné emisní spektrum od ionizovaného cirkumstelárního plynu. Bylo to zatím největší zjasnění od předešlého velkého výbuchu v letech 1988-1992. První zaznamenaný výbuch AX Per pochází už z r. 1888; další vzplanutí pak byla pozorována v letech 1925, 1950 a 1978. Podobně se zjasnila další symbiotická dvojhvězda V1413 Aql, skládající se z červeného obra sp. třídy M5 III, kolem něhož obíhá bílý trpaslík v periodě 1,2 roku. Trpaslík se ocitl v zákrytu v březnu 2009 a hned po jeho skončení se začala dvojhvězda zjasňovat tempem 0,07 mag/d až do maxima V = 12,9 mag, které nastalo 10. dubna. Klidová jasnost soustavy činí jen 15,5 mag, ale od r. 1978 se pozorují neperiodická zvýšení jasnosti až na 11 mag v letech 1982-1983 a opět v r. 1995-1996. Výbuchy v obou soustavách svědčí o složitém charakteru přenosu hmoty mezi složkami a existenci akrečních oblastí v okolí bílých trpaslíků, což si vyžádá další zejména spektroskopické výzkumy s vysokým rozlišením.
H. Abt si položil otázku, zda všechny chemicky pekuliární hvězdy sp. třídy Ap vykazují pomalou rotaci (<120 km/s na rovníku). Ta je totiž podmínkou pro difuzi chemických prvků z nitra k povrchu hvězdy. Ukázal, že situace je nejméně ve dvou směrech odlišná. Především existuje mnoho hvězd sp. tříd A0 - A3 s chemicky normálními spektry, protože těmto hvězdám trvá asi polovinu života na hlavní posloupnosti, než se v nich difuzí dostanou k povrchu prvky jako Sr, Cr, a Eu. To znamená, že zhruba polovina hvězd těchto spektrálních tříd může mít normální zastoupení prvků v atmosféře v souladu s pozorováním. Pokud jde o hvězdy sp. tříd A4 - F0 ve dvojhvězdách s oběžnými dobami v rozmezí 2 – 10 d, tam jsou tyto hvězdy vesměs pekuliární, protože jejich případnou rychlou rotaci zbrzdily slapové síly. Jsou-li oběžné periody takových soustav delší než 100 let, jsou naopak příslušné složky chemicky normální, protože brzdění slapy je zanedbatelné. Nelze však vysvětlit, jak je možné, že chemicky normální hvězdy se vyskytují v řadě soustav s oběžnými periodami 10 – 100 let, kde by slapové brzdění mělo stačit na jejich pomalou rotaci
Podobně neočekávaný je objev povrchového magnetického pole u Vegy, která není chemicky pekuliární jako ostatní hvězdy třídy A, u nichž bylo magnetické pole prokázáno. Zjistili to F. Lignieres aj. pomocí spektropolarimetrie ešeletem na 2m Lyotově teleskopu observatoře na Pic du Midi. Pole o indukci 0,06 mT nalezli díky proměření téměř 260 spektrálních čar ve spektru Vegy. Autoři proto usuzují, že nejspíš existuje samostatná podtřída magnetických hvězd třídy A, které však nejsou chemicky pekuliární. Jejich odhalení je přirozeně obtížné, protože pro slabší hvězdy této skupiny zatím nemáme dost citlivé detektory.
O. Chesneau aj. rekapitulovali změny, které prodělal objekt Sakurai (V4334 Sgr; vzdálenost 3,5 kpc) od výbuchu bílého trpaslíka v centru planetární mlhoviny v r. 1996. Autoři soudí, že šlo o tepelný impuls vyvolaný zábleskovým hořením He ve slupce chladnoucího bílého trpaslíka, který se tak dočasně vrátil do stádia asymptotické větve obrů! V r. 2005 pořídil infračervená spektra objektu Spitzerův kosmický teleskop a v červnu 2007 autoři využili infračerveného interferometru MIDI VLT ESO (spřažené osmimetry UT2 a UT3, resp. UT3 - UT4) k mapování vzhledu akrečního disku kolem bílého trpaslíka ve středním infračerveném pásmu N (7,5 – 13 μm). Objevili tak silně skloněný (75°) prachový disk o rozměrech 105 x 140 AU a tloušťce 47 AU, jehož hmotnost dosahuje 6.10-5 M☉. Vnitřní okraj disku je od bílého trpaslíka vzdálen 65 AU a vnější 500 AU. Směr velké osy disku souhlasí s asymetrií vlastní planetární mlhoviny. Rozpínající se prachový disk se začal tvořit již v r. 1998 a velikost zrnek i intenzita tvorby disku od té doby výrazně vzrostla, takže jeho zářivý výkon vzrostl až na neuvěřitelných 10 kL☉. Podobně je dodnes obklopena prachovým diskem nova V605 Aql, která vybuchla již v r. 1917 a nachází se rovněž v centru planetární mlhoviny.
G. Benedict aj. využili vysoké kvality vylepšeného interferometrického pointeru FGS 1r HST k prvnímu odvození trigonometrických paralax čtyř planetárních mlhovin, mj. známých mlhovin M27 (Činky) a NGC 7293 (Helix). Dostali tak jejich vzdálenosti s přesností na ±5 % a navíc nezatížené systematickými chybami dosavadních nepřímých metod. Průměrná hmotnost centrálních hvězd zmíněných planetárních mlhovin činí 0,6 M☉. Obecně z těchto měření vyplývá, že Šklovského metoda určování vzdáleností skutečné vzdálenosti soustavně podceňuje, kdežto spektroskopická metoda je přeceňuje až o 40 %.
Jednou z nejbližších a na snímcích nejpůsobivějších planetárních mlhovin je zcela určitě Hlemýžď (Helix; Aqr; vzdálenost 213 pc), který na obloze zabírá plochu o úhlovém průměru bezmála půl stupně (cca 1,7 pc). Na snímcích kamerou ACS HST, pořízených v listopadu 2002 během maxima činnosti meteorického roje Leonid (z bezpečnostních důvodů byl HST v té době zaparkován směrem odvráceným od apexu, shodou okolností právě do souhvězdí Vodnáře) jsou dobře rozlišitelné drobné (kometární) uzlíky vzhledu pulců s ocásky odvrácenými od centrální hvězdy planetární mlhoviny. V červnu 2007 využili M. Matsuura aj. příznivé kvality obrazu (seeing ≈0,5″) u 8,2m japonského teleskopu Subaru na vrcholu Mauna Kea k pořízení snímku mlhoviny v blízké infračervené oblasti spektra v okolí pásů H2 (2,1 μm). V úhlových vzdálenostech 2,2 – 4,5 obl. minuty od centrální hvězdy mají uzlíky tvar pulců, kdežto ve větších vzdálenostech až do 6,4′ od hvězdy jde spíše o protáhlé čárky s různě orientovanými osami.
Autoři navrhli různé mechanismy vzniku uzlíků, jichž na snímku našli na 40 tisíc. Za nejpravděpodobnější příčinu jejich výskytu považují hvězdný vítr, který v posledních tisících let zesílil a dosáhl tak vnitřních částí s pulcovitými uzlíky. Samotní pulci jsou podle snímků ze Subaru tvořeny téměř výhradně zhustky vodíkových molekul, které se vytvořily ještě v době, kdy se centrální hvězda nacházela na asymptotické větvi obrů. V hustém prostředí byly vodíkové molekuly dostatečně chráněny před disociací ultrafialovým zářením bílého trpaslíka a proto až dosud přežívají. Ve vnějších partiích mlhoviny se molekuly vodíku vyskytují i mimo kometární uzlíky, což autoři vysvětlují tím, že silný hvězdný vítr centrální hvězdy tam ještě nedospěl (Hlemýžď je podle tempa rozpínání mlhoviny starý nanejvýš 12 tis. let.) Úhrnná hmotnost kometárních uzlíků ve vnitřní i vnější části mlhoviny dosahuje 0,1 M☉!
Jak známo, díky kameře WFPC2 HST patří dnes planetární mlhoviny k nejfotogeničtějším kosmickým objektům vůbec. Kamera začala na HST pracovat po první servisní výpravě astronautů v raketoplánu v r. 1993. Jelikož měla být demontována při posledním servisu HST, stojí jistě za zmínku, že posledním objektem, kterým kamera svou činnost v kosmu 4. května 2009 uzavřela, se stala právě planetární mlhovina, vyznačující se jednak četnými plynnými slupkami a jednak bipolární strukturou, která nese katalogové označení Kohoutek 4-55. Prvním objektem, snímkovaným po skončení servisu novou kamerou WFC3, se stala 27. července 2009 bipolární planetární mlhovina NGC 6302 (Motýlek; Sco; 1 kpc). Výtečná kvalita nové kamery umožnila C. Szyszkovi aj. odhalit v centru mlhoviny jednu z nejteplejších hvězd (bílého trpaslíka) o efektivní teplotě ≈200 kK!
P. Dobbie aj. zkoumali pomocí fotometrie, astrometrie i spektroskopie pozoruhodného bílého trpaslíka WD 1216+260 v otevřené hvězdokupě Melotte 111 (Com, vzdálenost 96 pc; stáří 500 mil. r.). Trpaslík s hmotností 0,9 M☉, efektivní teplotou 16 kK a velmi vysokou hustotou má dva substelární průvodce: rozlišeného ve vzdálenosti <2,5 kAU o hmotnosti 0,03 M☉ a bližšího nerozlišeného o hmotnosti >0,04 M☉. Autoři spočítal, že sám bílý trpaslík chladnul na současnou teplotu zhruba 360 mil. let s chybou ±12 %. Odtud vychází hmotnost jeho předchůdce na 5 M☉ za předpokladu, že předchůdce je stejně starý jako hvězdokupa. Nejistota v určení stáří bílého trpaslíka však znamená, že teoreticky mohl mít předchůdce i 9 M☉, tj. nad spodní hranicí pro výbuch supernovy.
Mezitím však S. Charpinet aj. zjistili pomocí asteroseismologie, že bílý trpaslík PG 1159-035 (GW Vir; 15 mag; teplota >80 kK; 0,6 M☉; 440 pc) rotuje s periodou 33,6 h převážně (97,5 % své hmotnosti) jako tuhé těleso. Protože bílí trpaslíci vznikají následkem výrazného smrštění předchůdce, jímž je původně hvězda hlavní posloupnosti, měli by podle zákona o zachování momentu hybnosti rotovat v periodách řádu desítek sekund, tedy na hraně kritické rychlosti, kdy by se rozpadli odstředivou silou. Jinými slovy, taková měření prokazují, že bezprostřední předchůdci bílých trpaslíků ztrácejí ve fázi červeného obra velkou část původního momentu hybnosti nejprve přenosem hmoty z nitra obra na povrch a následným intenzivním hvězdným větrem. Není proto divu, že 95 % všech vzniklých hvězd končí právě jako bílí trpaslíci. S. Yoon dokonce uvažuje o tom, že i ti bílí trpaslíci, kteří mají hmotnost lehce nad Chandrasekharovou mezí (≈1,4 M☉), nemusí nutně skončit jako supernovy Ia, protože pokud ztratí jen malou část původního momentu hybnosti, zabrání jejich trvalému hroucení odstředivá síla. Tomu nasvědčují podle W. C. Chena a X. D. Liho výsledky simulace vývoje hmotného bílého trpaslíka pro rychlé tempo akrece vodíku >3.10-7 M☉. Autoři ukázali, že takový trpaslík rotuje tak rychle, že udrží svou stabilitu i nad Chandrasekharovou mezí.
F. Mullally aj. odhalili v přehlídce SDSS dva těsné páry složené z bílých trpaslíků (J1436+50 a J1053+52). První pár se vzájemnou vzdálenosti složek 340 tis. km obíhá kolem společného těžiště v periodě 1,15 h, kdežto druhý má vzdálenost složek jen 200 tis. km. Obě dvojice ztrácejí energii gravitačním vyzařování, takže splynou za <100 mil. let. Slitím obou složek vzniknou v obou případech osamělí bílí trpaslíci; tj. ani úhrnná hmotnost páru nestačí na překročení Chandrasekharovy meze. M. Kilic aj. objevili periodické změny prostorové rychlosti bílého trpaslíka LP 400-22, který patří mezi prchající hvězdy galaktického hala (jeho gal. šířka b = 31° a kolmá vzdálenost od hlavní roviny Galaxie dosahuje 200 pc), neboť se vzdaluje od centra Galaxie rychlostí 400 km/s. Pomocí spektrografu u 6,5m teleskopu MMT zjistili během září až prosince 2008, že radiální rychlost hvězdy periodicky kolísala v periodě 1 d s amplitudou 200 km/s! Odtud odvodili, že bílý trpaslík je členem těsné dvojhvězdy s kompaktní složkou o hmotnosti >0,4 M☉. Neviditelná složka je tedy nejspíš neutronovou hvězdou a vzniká otázka, jak tato prapodivná dvojice nabyla tak vysoké únikové rychlosti, aniž by se rozpadla.
Počátkem ledna 2008 zpozorovala družice Swift v galaxii NGC 2770 (Lyn; vzdálenost 30 Mpc) desetiminutový rentgenový záblesk XRT 080109 o maximálním zářivém výkonu 6.1036 W, o němž se vzápětí zjistilo, že jde o předzvěst optického výbuchu supernovy 2008D. N. Tanaka aj. ukázali, že šlo o supernovu třídy Ib, jejíž předchůdce měl v době pobytu na hlavní posloupnosti hmotnost něco přes 20 M☉, ale jako héliová hvězda těsně před výbuchem již jen 7 M☉. Z toho se více než 5 M☉ rozptýlilo při vlastním výbuchu, takže na hustý pozůstatek exploze zbylo asi 1,7 M☉ - trochu moc na neutronovou hvězdu a trochu málo na černou díru. Kinetická energie výbuchu dosáhla 6.1044 J, což tento případ řadí mezi tzv. hypernovy. Podle M. Modjaze aj. se podařilo dodatečně najít data o optické jasnosti hypernovy už od času 5 h před rentgenovým výbuchem a až do 150 dnů po něm. Náběh k optickému maximu trval plných 18 dnů. Předchůdcem hypernovy by pak podle autorů byla Wolfova-Rayetova hvězda o poloměru nanejvýš 12 R☉.
V březnu 2008 vzplanula supernova 2008bk v blízké (3,9 Mpc) spirální galaxii NGC 7793 (Scl), která byla klasifikována třídou II-P (podobně jako SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu). S. Matilla aj. vyhledali čtyři snímky okolí supernovy v archivu VLT ESO, pořízené před výbuchem v letech 2001-2007 ve filtrech B, V, I, J, K a H. V poloze supernovy je na nich dobře patrný červený veleobr sp. třídy M4 I o hmotnosti 8,5 ±1,0 M☉. Ten však ve shodě s teorií o výbuších supernov třídy II chybí na snímcích téže kamery po výbuchu v r. 2008.
Neméně zajímavý je v této souvislosti příběh známé supernovy 1993J v galaxii M81 (UMa; 2,6 Mpc), kde se porovnáním archivního a nového snímku HST podařilo J. Maundové a S. Smarttovi prokázat, že předchůdce supernovy byl červeným veleobrem sp. třídy K Ia o hmotnosti 15 M☉, ale ten byl složkou dvojhvězdy s oběžnou dobou 5,8 let, kde přeživší složka je modrým veleobrem o hmotnosti 22 M☉.
Autoři podobně využili kamery ACS HST a také Gemini N k důkazu, že supernova 2003gd třídy II-P v galaxii M74 (Psc; 9 Mpc) měla za předchůdce červeného veleobra absolutní hvězdné velikosti -6 mag a svítivosti 10 kL☉, což ovšem odpovídá hmotnosti jen 7 M☉, jenže tak nízká hmotnost by podle teorie neměla k výbuchu stačit! Navíc A. Gal-Yam a D. Leonard našli v archivu HST snímek z r. 1997 oblasti, kde počátkem října 2005 vybuchla supernova 2005gl v galaxii NGC 266 (Psc; 66 Mpc). Na archivním snímku je zřetelně vidět modrý veleobr typu LBV (podobně jako η Car) s absolutní hvězdnou velikostí -10 mag (zářivý výkon 1,1 ML☉), tj. s hmotností >50 M☉. Naproti tomu na snímku HST z konce září 2007 tato hvězda chybí, takže evidentně v mezidobí vybuchla jako supernova třídy IIn. Tím se ovšem dále prohlubuje záhada supernovy 1987A, protože archivní snímky jednoznačně dokládají, že jejím předchůdcem v rozporu s teorií byl rovněž modrý veleobr.
Koncem dubna 2008 byla objevena pomocí 0,45m robotického teleskopu ROTSE-IIIb na McDonaldově observatoři v Texasu supernova 2008es s mimořádně dlouhým náběhem 23 dnů do maxima. Podle A. Millera aj. a S. Gezariho aj. vzplanula v anonymní trpasličí galaxií s červeným posuvem z = 0,2, tj. ve vzdálenosti 740 Mpc. Autoři ji klasifikovali jako supernovu třídy II-L, takže v maximu dosáhla bolometrického zářivého výkonu 3.1037 W a celkově vyzářila za 65 dnů energii 6.1043 J. To ji řadí na 2. místo v energetickém žebříčku pro supernovy vůbec, hned po supernově 2005ap, která to dotáhla na 4.1037 W. Příčinou tak extrémní svítivosti však není zvýšený podíl radioaktivního 56Co, ale výrazná interakce záření supernovy s okolním mezihvězdným prostředím.
Počátkem května 2008 zpozorovali radioastronomové jasný přechodný rádiový zdroj v blízké galaxii M82 (UMa; 3,6 Mpc). Do dubna 2009 se původně bodový zdroj rozšířil do vzdálenosti 1,5 kAU průměrnou rychlostí 11 tis. km/s, takže vše nasvědčuje tomu, že jde o výbuch supernovy třídy II, která není pozorovatelná opticky, protože tomu brání cirkumstelární, popř. interstelární prach. Je docela dobře možné, že v intervalu od poslední (rovněž opticky nepozorované) supernovy Cas A v naší Galaxii nám podobná prachová clona zabránila pozorovat supernovu/supernovy v naší Galaxii.
Koncem listopadu 2008 se podařil husarský kousek 14tileté studentce Carolině Mooreové z New Yorku, když našla supernovu 2008ha (19 mag) v blízké galaxii UGC 12682 (Peg; 21 Mpc) při soustavném prohlížení snímků robotického teleskopu soukromé Puckettovy observatoře na webu. Stala se tak vůbec nejmladší objevitelkou supernov v dějinách astronomie. (Mimochodem, dobrovolní spolupracovníci téhož projektu nalezli již na 200 supernov!) Absolutní hvězdná velikost této supernovy byla extrémně nízká, jen -14,5 mag (25 ML☉) a totéž platí o rychlosti rozpínání plynných obálek jen 2 tis. km/s. Následná pozorování supernovy dalekohledy Magellan, MMT, Keck a družicí Swift ukázala, že supernova se zcela vymyká všem dosavadním klasifikačním třídám. Pravděpodobně byla jejím předchůdcem Wolfova-Rayetova hvězda, která už spotřebovala veškerý vodík, což velmi urychlilo další ztrátu hmoty hvězdným větrem. Proto se obaly supernovy rozpínaly poměrně pomalu a supernova svým zářivým výkonem zůstala na polovině cesty mezi novami a standardními supernovami. Z téhož důvodu vyrobila velmi málo radionuklidu 56Ni.
Počátkem dubna 2009 byla objevena supernova třídy Ia v galaxii UGC 10064 (Ser; 90 Mpc), která podle M. Yamanaky aj. dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -20,2 mag, tj. 10 GL☉! I tato supernova 2009dc se vyznačovala velmi pomalým náběhem k maximu a nízkou rychlostí rozpínání plynných obalů. Další zvláštností bylo rekordní množství vyvrženého radionuklidu 56Ni minimálně 1,2 M☉ a silné zastoupení uhlíku ve spektru supernovy. Autoři se proto domnívají, že mohlo jít o výbuch bílého trpaslíka s hmotností vysoko (>2 M☉) nad Chandrasekharovou mezí.
Podle A. Pastorella aj. patří mezi nejlépe sledované supernovy třídy II uplynulého desetiletí SN 2005cs v galaxii M51. Spolupráce astronomů profesionálů s amatéry přinesla kvalitní vizuální i infračervenou světelnou křivku pokrývající dvoudenní náběh k maximu, ale i následné slábnutí supernovy po dobu plných 380 dnů, takže odtud lze určit i průběh bolometrického zářivého výkonu. Supernova vyvrhla 8 – 13 M☉ převážně nízkými rychlostmi jen do 1 tis. km/s. Podobně nízká byla i dodávka radioaktivního 56Ni, který byl odpovědný za "radioaktivní doznívání" světelné křivky. Uvolněná kinetická energie výbuchu dosáhla 3.1043 J.
S. Komossa aj. sledovali pomocí kosmických teleskopů SST a Chandra a také dalekohledem NTT ESO supernovu SDSS 0952+2143 ve vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Supernova zářila v r. 2005 mimořádně silně jak v rentgenové (1034 W) tak infračervené (3,5.1036 W) oblasti spektra, ale do r. 2008 v některých spektrálních čarách její záření významně pokleslo. V maximu jasnosti však převyšovalo intenzitu emisních spekter běžných supernov až o dva řády. Autoři se domnívají, že by mohlo jít o průvodní projevy slapového trhání hmotné hvězdy v blízkosti černé veledíry uprostřed mateřské galaxie.
J. Cooke aj. dokázali najít v pětiletých archivech teleskopů CFHT a VLT ve 4 polích tři mimořádně vzdálené supernovy třídy IIn v ve vzdálených anonymních galaxiích. Pomocí spektrografu Keckova teleskopu pak určili jejich červené posuvy z = 0,8 (vzdálenost 2,1 Gpc); 2,0 (3,2 Gpc) a 2,4 (3,3 Gpc). Jde vesměs o kolapsary s hmotnostmi 50 – 100 M☉, které se prozradily výrazným ultrafialovým spojitým spektrem a nápadnými emisními čarami. Dosud se nacházely supernovy třídy II jen do vzdáleností 1,9 Gpc a třídy Ia do vzdáleností 2,9 Gpc.
V. Acciari aj. objevili díky aparatuře VERITAS tvrdé záření gama (>100 GeV) od SNR IC 443 v poloze J0617+2221 (Lep; vzdálenost 1,5 kpc; stáří ≈4 tis. let). SNR se nachází uvnitř obřího molekulového mračna a má ve svém nitru rádiový pulsar. Podobně A. Abdo aj. objevili pomocí aparatury LAT Fermi plošný zdroj záření gama v poloze SNR W 51C (vzdálenost >5,5 kpc; stáří 10 tis. r.). Zářivý výkon v pásmu gama přesahuje 1029 W a svědčí o tom, že v mladších SNR se vskutku urychlují částice kosmického záření vysokých energií.
E. Helderová aj. využili údajů z rentgenové družice Chandra a optických dalekohledů VLT ESO k interpretaci poznatků o SNR RCW 86 (Pyx) po supernově z r. 185 n.l. Pozůstatek je od nás vzdálen 2,5 kpc a rázové vlny postupují od supernovy rychlostmi až 6 tis. km/s. Autoři očekávali, že plyn v oblastech, kudy rázové vlny prošly, bude mít teplotu 500 MK, ale ve skutečnosti naměřili teplotu jen 30 MK. To znamená, že jen polovina kinetické energie rázových vln se přeměňuje na záření plynu, zatímco druhá polovina slouží zřejmě k urychlování elektricky nabitých částic kosmického záření. Protože se i ostatní SNR v Galaxii chovají nejspíš podobně, lze tak beze zbytku vysvětlit velikost toku kosmického záření v Galaxii až do energií 1 PeV.
J. Racusinová aj. popsali na základě archivních pozorování družice Chandra vývoj rentgenového zářivého výkonu SNR 1987A (VMM; 51 kpc) v poslední dekádě. Rozpínání rázové vlny se za tu dobu snížilo z 8 tis.km/s na 1,6 tis. km/s, ale sám výkon výrazně stoupnul, když přibližně 17 let po vzplanutí supernovy narazilo čelo rázové vlny na plynné prstence, jež se rozpínají mnohem pomaleji a pocházejí z epizod silného hvězdného větru předchůdce supernovy. Z měření vyplývá, že hmotnost ionizovaného plazmatu vnitřního prstence dosáhla 0,04 M☉. SNR je však obklopen prachovým prstencem, jak ukázala světelná ozvěna, která k prstenci dospěla již za několik měsíců po explozi. Lze tedy očekávat jeho zjasnění, až i k němu dorazí podstatně pomalejší rázová vlna.
T. Morris a P. Podsiadlowski se pokusili vysvětlit vzhled prstenců SNR 1987A na proslulém snímku WFPC2 HST z února 1994 (C. Burrows aj.), kde největší rozměr prstenců dosahuje úhlové velikosti 6″, tj. 1,7 pc. Domnívají se, že předchůdce supernovy se skládal původně z těsně dvojhvězdy s hmotnostmi složek 5 M☉ a 15 M☉ a oběžnou periodou kolem 10 let. Obě složky se však brzdily ve společném plynném obalu, až nakonec splynuly a tak vznikl onen anomální modrý veleobr Sk -69°202 sp. třídy B3 Ia se silným hvězdným větrem, jímž ztrácel hmotu tempem 3.10-7 M☉/r. Veleobr dosahoval zářivého výkonu 160 kL☉ při efektivní teplotě 16 kK a poloměru 45 R☉. Bipolární vzhled prstenců souhlasí s modelováním, ale též s podobným příkladem bipolární mlhoviny u hvězdy η Car. Těsně před výbuchem se hvězdný vítr změnil ve vichřici, odnášející 1.10-7 M☉/rok.
D. Patnaude a R. Fesen využili sledování SNR Cas A (vzdálenost 3,4 kpc) družicí Chandra v letech 2000-2007 k určení průměrné rychlosti rázové vlny směřující od centra výbuchu. Vyšlo jim odtud, že vlna se pohybuje rychlostí bezmála 5 tis. km/s, takže k explozi supernovy došlo v roce (1681 ±19). G. Pavlov a G. Luna zkoumali pomocí družice Chandra centrální objekt Cas A a odtud odvodili, že má efektivní teplotu 0,2 keV (2 MK) a bolometrický zářivý výkon jen 6.1026 W. Z toho jim pak vyšla jeho hmotnost na pouhých 0,8 M☉ a poloměr na titěrných 5 km při relativně slabém globálním magnetickém poli. Tím se tento pozůstatek po supernově stává zajímavým kandidátem na tzv. kvarkovou hvězdu, která je ještě hustší než hvězda neutronová.
Naproti tomu W. C. G. Ho a C. Heinke využili extrémně dlouhé (11,6 dne) expozice Cas A z r. 2004 a kratší (19 h) expozice z r. 2006 k modelování centrální neutronové hvězdy o poloměru 10 km a hmotnosti 1,4 M☉, která má bolometrický zářivý výkon 7.1026 W. Atmosféra neutronové hvězdy má tloušťku pouhých 10 mm. Vyšla jim však obdobná teplota povrchu hvězdy 1,8 MK i relativně slabé globální magnetické pole (<15 MT). Výskyt čar uhlíku v rentgenovém spektru je jasným důkazem mládí (≈330 let) SNR, který je v tom případě nejmladší známou neutronovou hvězdou vůbec. B. Pérez-Rendon aj. modelovali potenciálního předchůdce supernovy Cas A pomocí trojrozměrného kódu ZEUS a dostali nejlepší souhlas s pozorovaným chemickým složením SNR pro hmotnost 30 M☉. Nicméně hydrodynamické argumenty svědčí pro nižší hmotnost 23 M☉.
S nápadem pozorovat v současnosti průběh výbuchů historických supernov pomocí světla odraženého na vzdálenějších prachoplynových mlhovinách přišel r. 1940 jako první holandský astronom J. Oort, který na takovou možnost upozornil amerického astronoma F. Zwickyho. Nezávisle na něm v 60. letech napadlo totéž jednak ruského astrofyzika I. Šklovského a jednak kanadského astronoma holandského původu S. van de Bergha. Navzdory opakovaným pokusím však pozorovatelé neuspěli, protože citlivost fotografických emulzí na tak náročný úkol nestačila a matice CCD dosud neexistovaly. Teprve v r. 2008 se dostavil úspěch, když se O. Krausemu aj. podařilo pomocí Spitzerova kosmického teleskopu a pozemních teleskopů (8m Subaru a 2,2m na observatořích Calar Alto a Steward) rekonstruovat světelnou křivku a spektrum tajemné supernovy Cas A, která dosáhla maxima kolem r. 1680, ale nebyla tehdy vizuálně zpozorována (snad s výjimkou diskutabilního pozorování J. Flamsteeda ze 16.8. 1680, jenž ji zaznamenal jako hvězdu 3 Cas), ačkoliv ještě dnes jde o nejjasnější rádiový zdroj mimo Sluneční soustavu. Z tvaru spektra tak určili příslušnost dávné supernovy ke II. třídě. Téhož roku se u teleskopu Subaru podařilo T. Usudovi aj. pozorovat průběh světelné křivky kolem maxima Tychonovy supernovy z r. 1572 (Ca.).
G. Bazin aj. určili z tříleté statistiky 117 supernov třídy II (zhroucení jádra hmotných hvězd) jejich poměr vůči supernovám třídy Ia (překotná termonukleární reakce v bílých trpaslících na/d/ Chandrakharově mezi). Zjistili, že pro vzorek supernov do vzdálenosti 1,3 Gpc (z < 0,4) s mediánem 1,0 Gpc (z = 0,3) se v daném objemu kosmického prostoru vyskytuje 4,5krát více supernov třídy II, než třídy Ia.
R. Valiante aj. odvodili relativní četnosti supernov třídy Ia v eliptických galaxiích s různou celkovou hmotností a ukázali, že četnost těchto supernov závisí na stáří vesmíru i na počáteční hmotnosti tohoto typu galaxií. Obecně platí, že v rané fázi vývoje vesmíru vybuchovalo v eliptických galaxiích více supernov třídy Ia než nyní, a že v průměru nejvíce supernov v dané galaxii explodovalo v době 300 mil. let po jejím vzniku. Přestože zpočátku byly nejproduktivnějšími zdroji supernov Ia právě nejhmotnější eliptické galaxie s celkovou hmotností řádu 1 TM☉, dnes jsou naopak nejproduktivnější nejlehčí (modré) eliptické galaxie s hmotnostmi o dva řády nižšími.
A. Rutter aj. však ukázali, že celý problém výskytu supernov třídy Ia je komplikován tím, že k výbuchu vedou minimálně dva různé fyzikální mechanismy: první má zkratku SDS (angl. Single degenerate scenario - scénář s degenerací jediné složky), kdy vybuchne bílý trpaslík proto, že nabíráním hmoty se dostal na(d) Chandrasekharovu mez; druhý nese zkratku DDS (angl. Double degenerate scenario - scénář s postupnou degenerací obou složek), kdy první složka skončí jako bílý trpaslík pod Chandrasekharovou mezí, což posléze postihne i druhou méně hmotnou složku. Oba bílí trpaslíci se však vinou gravitačního vyzařování k sobě přiblíží po spirále smrti a splynou, čímž jejich souhrnná hmotnost převýší Chandrasekharovu mez a dojde k překotné termonukleární reakci, která přetučnělého trpaslíka zničí.
Je očividné, že v případě SDS dochází k explozi supernovy Ia relativně brzo, zatímco u scénáře DDS podstatně později. V případě scénáře SDS se výbuch supernovy Ia odehrává v intervalu 2 – 3 Gr po vzniku příslušné dvojhvězdy, ale u scénáře DDS se k tomu musí připočítat medián zpoždění 0,5 – 1,0 Gr. Speciálním případem jsou dvojhvězdy typu AM CVn, kde bílý trpaslík získává od svého opožděného průvodce akrecí helium místo vodíku a vyvine se v bílého trpaslíka s převahou prvků C a O. V tom případě scénář SDS přichází v úvahu za podstatně kratší dobu 0,6 – 0,8 Gr.
Autoři nakonec spočítali, že v naší Galaxii je dnes nejvyšší četnost 1 SN Ia/1 000 let pro scénář DDS, zatímco scénáře SDS, resp. SDS (AM CVn) jsou o řád vzácnější. Háček těchto výpočtů však spočívá v tom, že se neví, zda odložený scénář (DDS) opravdu funguje. K podobnému závěru dospěli také B. Wang aj., kteří však udávají pro obě větve scénáře SDS v naší Galaxii poněkud vyšší četnost 1 SN Ia/3 000 let. Tyto scénáře mají v současné době zpoždění od okamžiku vzniku příslušné dvojhvězdy jen 45 – 140 mil. let.
B. Wang a Z. Han tvrdí, že, když dnes víme, že supernovy třídy Ia dokáží poměrně rychle vzniknout akrecí helia na bílého trpaslíka v těsné dvojhvězdě typu AM CVn, může se stát, že zatímco bílý trpaslík je výbuchem supernovy zničen, jeho průvodce výbuch přežije a utrhne se z gravitačního řetězu jako prchající hvězda letící Galaxií prostorovou rychlostí >400 km/s. Domnívají se, že příkladem takového scénáře je prchající podtrpaslík US 708 sp. třídy O.
S. Rosswog aj. nabídli další vývojový scénář pro vznik supernov třídy Ia, když ukázali, že k překotné termonukleární reakci dojde také při přímé srážce dvou bílých trpaslíků v hustých hvězdných soustavách (např. centrálních oblastech kulových hvězdokup), k čemuž tam může docházet až stokrát za rok! V tom případě až 1 % všech výbuchů supernov Ia pochází z tohoto zdánlivě nepravděpodobného zdroje.
Už delší dobu však teoretici koketují s naprosto odlišným fyzikálním scénářem pro výbuchy supernov v případě extrémně vysokých počátečních hmotností předchůdců - nadhvězd o hmotnostech >140 M☉. Simulace na superpočítačích ukazují, že když se v nitru nadhvězd vytvoří sérií termonukleárních reakcí jádra atomů kyslíku, způsobí vysoký tlak uvolněných fotonů vznik párů pozitron-elektron, které absorbují přebytečnou energii a dovolí tak překotné gravitační hroucení jádra hvězdy.
Odvážný scénář tzv. párové nestability však podle A. Gala-Yama aj. nyní získal významnou podporu díky pozorování relativně blízké supernovy 2007bi o extrémně vysokém zářivém výkonu v maximu. Supernova 2007bi vybuchla 6. dubna v poloze 1319+0855 a byla klasifikována třídou Ic, charakterizovanou velmi pomalým náběhem k maximální jasnosti až 70. den po objevu. Také pokles jasnosti supernovy po maximu byl povlovný, tempem 0,01 mag/d. V jejím spektru nebyly objeveny žádné čáry vodíku nebo hélia. Supernova vybuchla v anonymní trpasličí galaxii s nízkou metalicitou ve vzdálenosti 500 Mpc (z = 0,13). Zatímco absolutní hvězdná velikost galaxie činí -16 mag, tak supernova 2007bi dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -21,3 mag, tj. převýšila zářivý výkon galaxie o dva řády!
Extrémní zářivý výkon lze podle autorů vysvětlit tak, že hroutící se nitro nadhvězdy složené z jader atomů kyslíku mělo hmotnost kolem 100 M☉, takže kvůli velmi vysoké teplotě (střední energii částic) a relativně nízké hustotě v nitru nadhvězdy tam vznikly příznivé podmínky pro konverzi energetických fotonů na páry pozitron-elektron. To umožnilo gravitační zhroucení jádra a následný gigantický výbuch, při němž se do okolí mj. rozmetaly 3 M☉ radionuklidu 56Ni, který pak svou radioaktivitou dosáhl zmíněného rekordního zářivého výkonu i velmi pomalého doznívání úkazu. Přirozeně je poněkud překvapující, že tak hmotná nadhvězda vybuchla v kosmologické současnosti (zpětný čas jen 1,6 mld let), protože až dosud se soudilo, že nadhvězdy vznikaly pouze ve velmi raném vesmíru (hvězdy populace III) a kvůli své vysoké hmotnosti se měly už dávno (pár milionů let po svém vzniku) buď zhroutit na černou díru, anebo explodovat jako supernovy
Podle D. Kasena aj. jeví většina výbuchů supernov třídy Ia bez ohledu na scénáře velké odchylky od kulové souměrnosti, což zpochybňuje základní předpoklad, že všechny supernovy třídy Ia mají týž zářivý výkon v maximu a proto slouží jako dobré indikátory kosmologických vzdáleností. D. Kasen a S. Woosley proto jako alternativu nabízejí pomocné indikátory kosmologických vzdáleností, za něž mohou posloužit obecně méně svítivé supernovy třídy II, pokud kromě vícebarevné světelné křivky máme k dispozici i dobré údaje o rychlosti rozpínání jejich plynných obalů. Autoři ukázali, že celková vyzářená energie při výbuchu supernovy třídy II se pohybuje v rozmezí (5 – 40).1043 J s typickou hodnotou 9.1043 J. Jelikož konkrétní hodnota vyzářené energie jeví hladkou závislost na rychlosti rozpínání, lze tak určovat vzdálenosti jasných supernov třídy IIP s přesností na ±20 %, což pro statistické účely postačuje.
Dátum poslednej zmeny: 31. augusta 2011