Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 05. novembra 2012
D. Hoard aj. shromáždili archivní údaje o zákrytech proslulé těsné dvojhvězdy ε Aurigae (2,9 mag; vzdálenost 625 pc) a doplnili je o pozorování sestupné fáze nejnovějšího zákrytu v pásmech 0,1 – 100 μm, jak to umožnily umělé družice Země v pásmech FUV, UV, MIR a FIR a pozemní optické dalekohledy a interferometry současnosti. Zákryt začal v srpnu 2009 a dosáhl minima (3,8 mag) v prosinci téhož roku. Střed zákrytu se odehrál 5. srpna 2010 a celý zákryt skončí v březnu 2011. Soustavu lze podle autorů popsat třísložkovým modelem, v němž hlavním zdrojem je jasný (130 kL☉) veleobr (135 R☉; 2,2 M☉) sp. třídy F III, který již opustil asymptotickou větev obrů a za několik tisíc let se promění v planetární mlhovinu. Druhou hvězdnou složkou je hmotná (6 M☉) hvězda sp. třídy B5 V (3,6 R☉; 130 L☉) prosvítající v pásmu FUV skrze téměř neprůhledný rozsáhlý (vnější poloměr 3,8 AU; tloušťka 0,9 AU) a teplý (550 K) prachový disk zářící zejména v pásmech MIR a FIR.
Hvězda B získala tento disk, který pozorujeme téměř zboku pod úhlem 88°, přetokem materiálu od veleobra zhruba před 10 mil. lety, Disk je tvořen prachovými zrnky o rozměrech >10μm. Přitom podle infračervených měření B. Kloppenborga aj. pomocí interferometru CHARA dosahuje hmotnost eliptického prachového disku pouze 0,07 Mz. Disk obíhá kolem barycentra dvojhvězdy po dráze o velké poloose 1,75 AU. R. Stefanik aj. využili historických měření světelné křivky od r. 1897 až do současnosti ke zpřesnění oběžné periody na 27,09 roku a výstřednosti dráhy na 0,23.
N. Zimmerman aj. využili adaptivní optiky a koronografického zástinu u 5,1m Haleova teleskopu na Mt. Palomaru k nalezení průvodce Alkoru (= 80 UMa; V = 4 mag; sp. A5 V; 1,8 M☉; vzdálenost 25 pc) v infračerveném oboru spektra. Průvodce (9 mag; dM3-4; 0,28 M☉) je od Alkora úhlově vzdálen 1,1″ (28 AU) a má s Alkorem shodnou paralaxu i vlastní pohyb. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 90 let. Jak autoři uvádějí, byl to sám Kepler, kdo nabádal Galilea, aby se pokusil určit trigonometrickou paralaxu Mizara, Alkora a hvězdy HD 116798, protože se vešly do stejného zorného pole, ale Galileo pochopitelně nemohl při nízké rozlišovací schopnosti jeho dalekohledů uspět. Kepler si totiž myslel, že hvězdy jsou docela blízko; jejich vzdálenosti podceňoval minimálně o 6 řádů.
Téhož průvodce nezávisle objevili E. Mamajek aj. pomocí adaptivní optiky u 6,5m teleskopu MMT v pásmu 5 μm. Právě tato aktivní trpasličí hvězda je zřejmě zodpovědná za rentgenové záření soustavy o průměrném výkonu 2.1021 W, jež bylo svého času objeveno družicí ROSAT. Jelikož čtyřhvězda Mizar (= η UMa) je od Alkora vzdálena 709″ (0,4 pc ≈ 74 kAU), vzniklo podezření, zda nakonec nejde o gravitačně vázanou soustavu. To se nyní potvrdilo tím, že oba systémy mají společný vlastní pohyb, čili jde o hierarchickou šestihvězdu starou asi 500 mil. let. Složky Mizaru A a B tvoří těsnou vizuální dvojhvězdu se separací 14,5″, tj. obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 500 AU v periodě přibližně 5 tis. let. Mizar A je spektroskopická dvojhvězda s téměř shodnou hmotností složek s oběžnou periodou 20,5 d a velmi výstřednou drahou (e = 0,53). Mizar B je rovněž spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou dobou 176 d a výstředností 0,46. Celková hmotnost čtyřhvězdy Mizar činí 9 M☉. Alkor pak obíhá kolem těžiště Mizara v periodě zhruba 750 tis. let.
Podobně je podle N. Evansové aj. vícenásobnou soustavou i Polárka (α UMi; 130 pc). O objev dalších složek se zasloužil spektrograf ACIS na družici Chandra, když našel v soustavě rentgenový zdroj o zářivém výkonu 1022 W a teplotě 6 MK. Samotná Polárka je vlastně nejjasnější cefeidou sp. třídy F7 Ib, zatímco její nejtěsnější průvodce je hvězdou hlavní posloupnosti F6. Tyto dvě složky (Aa+Ab) tvoří spektroskopickou dvojhvězdu (A) o úhlové rozteči 0,17″ a hmotnostech 4,5 a 1,3 M☉. Ve vzdálenosti 18″ od A se nachází složka B sp. třídy F3 V, která kolem zmíněné dvojice obíhá. Ani ta však není zdrojem objeveného rentgenového záření, takže v hierarchické soustavě Polárky se ještě musí nacházet další jedna až dvě hvězdy, vzdálené od AB <0,1 pc. Nad touto mezí pak pozorujeme ještě vizuální složky C (sp. dM4; 0,3 M☉) a D (sp. dK6) ve vzdálenostech 0,16 pc, resp. 0,29 pc, jež však vznikly dříve, než A i B.
W. Peterson aj. objevili díky pozorování z jara a léta r. 2008 pomocí globálního radiointerferometru (VLA + VLBI + Effelsberg) v pásmu 15 GHz velkou koronální smyčku mezi magnetickými póly chladnější sekundární složky Algola (=β Per; vzdálenost 30 pc) - podobra třídy K1, jejíž vrchol má výšku nad povrchem rovnou průměru podobra a směřuje k primární složce třídy B8 V. Magnetické pole chladnější složky je zhruba o 3 řády silnější, než odpovídající pole na Slunci a je zřejmě propojeno s magnetickým polem složky primární. Není proto divu, že obě složky rotují synchronně. R. Zavalovi aj. se pozorováními na podzim 2006 podařilo opticky rozlišit všechny tři složky soustavy Algolu pomocí interferometru NPOI Námořní observatoře USA. Úhlové průměry složek A, B, C jsou po řadě 0,8 + 0,9 + 0,4 milivteřin, hmotnosti 3,7 + 0,8 + 1,5 M☉ a efektivní teploty 13 + 4,5 + 7,5 kK. Složka C obíhá těžiště složek (A+B) v periodě 1,9 r.
H. Lehmann aj. se věnovali nejjasnější hvězdy známého Trapezu v Orionu θ1 Ori C, která je nejmladší a nejbližší (410 pc) hvězdou třídy O na nebi. Má úctyhodnou hmotnost 31 M☉ a rotuje kolem své osy v periodě 15,4 d. Magnetická osa hvězdy je k rotační ose šikmo skloněna. Ve skutečnosti jde o nejhmotnější složku podivuhodné hierarchické trojhvězdy. Bližší sekundární složka o hmotnosti 1 M☉ obíhá kolem primáru v periodě 61,5 d po silně protáhlé dráze s výstředností 0,5. Její oběžná perioda se nachází v rezonanci 4:1 s rotací primární složky. Třetí složka o hmotnosti plných 12 M☉ obíhá kolem této dvojice po ještě výstřednější dráze (e = 0,6) v periodě 11 roků. Obě oběžné roviny jsou přitom koplanární.
P. Mayer aj. revidovali na základě archivních dat z družice IUE i pomocí nové fotometrie a červené spektroskopie některé parametry jasné zákrytové dvojhvězdy δ Ori (2,2 mag; oběžná doba 5,7 d, vzdálenost 400 pc, abs. hvězdná velikost -5,7 mag; stáří 5,5 mil. r.). Zjistili, že primární složka je ve skutečnosti těsná dvojhvězda, skládající se z hvězd sp. tříd O9.5 II a O9 IV. Ve spektru jsou vidět čáry příslušející těmto složkám, zatímco čáry sekundáru sp. třídy B (4 R☉; 24 kK; 10 M☉) nejsou vidět vůbec. Mělká fotometrická minima částečných zákrytů nedovolují proto určit všechny parametry trojhvězdy, ale odhady hmotnosti a poloměru primární složky (16,5 R☉; 25 M☉) jsou nyní v souladu s pozorováními.
R. Žučkov aj. využili fotometrie u 6m teleskopu BTA a 1,5m teleskopu rusko-turecké observatoře TUBITAK k určení parametrů hierarchické čtyřhvězdy ο And. Složka A je spektroskopickou dvojhvězdou (sp. B6 III + B6.5 V; 6,5 + 4 M☉; abs. hv. velikost -3 a -1 mag; oběžná doba 6 r; e = 0,2), ale i složka B je spektroskopickou dvojhvězdou (sp. B7.5 IV-V + B9.5 IV-V; 3,4 + 4,2 M☉; oběžná doba 33 r; e = 0,2). Úhrnná hmotnost soustavy AB tedy dosahuje 18 M☉ a oběžná doba dvojhvězd A a B kolem společného těžiště činí 117 let při výstřednosti dráhy 0,4.
A. Claret aj. shrnuli nejnovější údaje o zákrytové a spektroskopické dvojhvězdě DI Her (oběžná perioda 10,6 d; e = 0,5), jejíž po řadu desetiletí pozorované stáčení přímky apsid bylo v očividném rozporu s předpovědí o velikosti tohoto stáčení počítaného z obecné teorie relativity. Ze spektrálního Rositterova-McLaughlinova efektu se však nedávno podařilo odhalit, že na vině je nečekaný šikmý sklon rotačních os obou složek vůči oběžné rovině, což způsobuje retrográdní stáčení přímky apsid vinou zploštění obou hvězd vlivem rychlé rotace obou složek (108 a 116 km/s). Hvězdy o poloměrech 2,7 R☉ a 2,5 R☉; efektivních teplotách 17 kK a 15 kK a hmotnostech 5,2 a 4,5 M☉ mají totiž osy rotace šikmo skloněné vůči oběžné rovině pod úhly +72° a -84°. Po započtení nově objeveného vlivu na stáčení přímky apsid se rozdíl teoretické a pozorované hodnoty zmenšil na ±10 %.
G. Roelofs aj. ohlásili objev nejkratší oběžné doby pro těsné dvojhvězdy. Jde o soustavu dvou bílých trpaslíků HM Cnc (21 mag), kde perioda 5,4 minuty (!) byla potvrzena z optické i rentgenové světelné křivky, ale také z křivky radiálních rychlostí. Oba trpaslíci tedy kolem sobe obíhají ve vzájemné vzdálenosti jen 40 tis. km! Hmotnosti bílých trpaslíků činí 0,55 a 0,27 M☉, přičemž hmotnější složka je navíc obklopena plynným prstenem, což je přímým důkazem silné interakce obou složek. Autoři odhadli vzdálenost soustavy od nás na 5 kpc, takže objekt je potenciálním zdrojem gravitačního záření pro interferometr LISA, protože patrně ztrácí více energie vyzařováním gravitačních vln, než v pásmu elektromagnetickém.
M. Konacki aj. ukázali na příkladu pěti dvojčárových spektroskopických dvojhvězd (HD 78418, 123999, 160922, 200077 a 210027), že pomocí ultrapřesného ešeletového spektrografu HIRES (chyba radiálních rychlostí <10 m/s) u Keckova 10m teleskopu je možné určit parametry soustavy s chybou jen 0,02 % a hmotnosti obou složek s chybou ±0,5 %. Vesměs jde o hvězdy o něco teplejší než Slunce (6,0 – 6,6 kK) s velmi rozdílnými výstřednostmi drah (0,0 – 0,7), délkami velkých poloos 0,04 – 0,25 AU, oběžnými dobami 5 – 112 d a sklony drah 96 – 151° ve vzdálenostech 11 – 40 pc od Slunce. Hmotnosti primárních složek se pohybují v rozmezí 1,2 – 1,4 M☉ a sekundárů 0,8 – 1,4 M☉. Pokud jsou dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy navíc zákrytové, klesne chyba v určení jejich hmotnosti na neuvěřitelných 0,001 %, čili ještě o řád lepší, než dosud nejpřesněji určené hmotnosti složek binárního pulsaru B1913+16,
J. Solheim shrnul nejnovější údaje o těsných dvojhvězdách typu AM CVn, jejichž počet vzrostl za posledních 15 let z tehdy známých pěti případů pětkrát a tak se rýsuje lepší pochopení dvojhvězd se společnou plynnou obálkou. Modelování těchto soustav je obtížné, protože mezi oběma složkami dvojhvězdy dochází k velmi silným interakcím (oběžné doby těchto soustav se pohybují v rozmezí 5 – 65 min), a to nejenom gravitačním ale i magnetickým a dokonce elektrickým. Jak se zdá, ke vzniku dvojhvězd typu AM CVn mohou vést tři cesty. Dárcem plynu do disku kolem bílého trpaslíka může být buď druhý bílý trpaslík o nízké hmotnosti, ale též heliová, popř. kataklyzmická hvězda v pokročilém stádiu svého vývoje. Soustavy se prozradí buď spektrálními emisemi helia, anebo krátkoperiodickým kolísáním rentgenového záření. Je dokonce pravděpodobné, že právě tyto těsné dvojhvězdy se stanou prvními kandidáty na identifikaci zdrojů gravitačních vln o velmi nízké frekvenci.
P. Lu aj. propočítali modely vzniku modrých loudalů (blue stragglers) ve starých hvězdokupách. Jde o poměrně hmotné hvězdy, které by už ve starých (>2 mld. let) hvězdokupách neměly existovat, protože hmotné hvězdy končí svůj termonukleární život rychle, zatímco kulové hvězdokupy jsou velmi staré. Vysvětlením vývojového paradoxu je domněnka, že loudalové byly původně dvojhvězdy, jejichž hmotnější složka se nafoukla jako první do svého Rocheova laloku a předala velké množství plynu druhé složce, která svou velkou hmotnost získala teprve nedávno. Variantou je domněnka, že přetok hmoty vedl k brzdění oběžné rychlosti složek a jejich následnému splynutí.
Autoři ve svých modelových výpočtech uvažovali soustavu o počáteční hmotnosti složek 1,9 a 0,9 M☉ pro případy přenosu hmoty typu A a B. (Přenos typu A probíhá v době, kdy v dárci, jenž už vyplňuje Rocheův lalok, dosud probíhá hoření vodíku v jádře hvězdy; přenos typu B v době, kdy v nafouklém dárci probíhá hoření vodíku ve slupce kolem jádra, ale ještě nezačalo hoření helia v jádře hvězdy.) Výpočty ukázaly, že oba typy přenosu hmoty jsou možné a rovnocenné pro vznik modrých loudalů ve známé kulové hvězdokupě M67 (Cnc; stáří 4 mld. let), takže zmíněná domněnka o vzniku modrých loudalů vypadá velmi realisticky.
R. Wilson aj. propagují novou velmi přesnou metodu pro určování vzdáleností zákrytových dvojhvězd pomocí absolutní fyzikální kalibrace jejich zářivého toku. K tomu je především zapotřebí určit hodnoty tohoto toku pro osamělé hvězdy, jejichž přesné trigonometrické vzdálenosti známe a jsou k nám blíž než 80 pc. Pomocí těchto údajů lze pak kalibrovat absolutní toky pro složky těsných zákrytových dvojhvězd a tím odvozovat jejich přesné vzdálenosti pro celou oblast Místní soustavy galaxií, tj. až do vzdálenosti 1 Mpc od Slunce.
M. Friedjung aj. využili archivu ultrafialové družice IUE k popisu změn jasnosti a spektra Novy HR Del, která vzplanula v r. 1967 a zůstala v optickém i ultrafialovém oboru velmi jasná minimálně po celou dobu provozu družice IUE do r. 1996. Z pozorování vyplývá, že bílý trpaslík je obklopen akrečním diskem s horkou skvrnou v místě přítoku plynu z průvodce do disku. Podle profilu čáry Hα je zřejmé, že po celou tu dlouhou dobu probíhá v atmosféře bílého trpaslíka termonukleární reakce, čímž je průvodce stále silně ozařován.
M. Shara aj. upozornili na skutečnost, že pro novy zdaleka neplatí předpoklad o rovnocennosti vyzářené a kinetické energie výbuchu. Vyzářená energie se dá odhadnout z bolometrické světelné křivky a vzdálenosti novy, pokud se podaří tyto veličiny spolehlivě naměřit. Nicméně poměr vyzářené a kinetické energie výbuchu může kolísat až o čtyři řády, takže to svědčí o silných odchylkách od energetické rovnováhy celého jevu. Totéž také platí pro supernovy třídy Ia, kde ovšem jde o totální zničení bílého trpaslíka
T. Güth aj. nalezli v letech 2004-2007 celkem 4 novy v poměrně vzdálené galaxii NGC 4736 (=M94; CVn; 4,9 Mpc). Odtud odvodili, že v této galaxii v průměru vzplane 5 nov ročně. V galaxii pravděpodobně probíhá překotná tvorba hvězd v prstenci obklopujícím jádro. Jde vlastně o jednu z "místních soustav" galaxií v Místní nadkupě galaxií v Panně. M94 patří k nejjasnějším galaxiím této soustavy, skládající se minimálně ze čtvrt stovky galaxií.
E. Mason aj. popsali netypické spektrum proměnné hvězdy V1309 Sco, považované při výbuchu začátkem září 2008 nejprve za klasickou novu. Spektra z VLT ESO pořizovaná od 7. září 2008 do konce dubna 2009 však ukázala, že v jejím absorpčním spektru se vyskytují velmi těžké chemické prvky, čímž se liší od klasických i rekurentních nov. Autoři proto soudí, že ve skutečnosti šlo o novou třídu kataklyzmických objektů, připomínající neméně záhadnou proměnnou hvězdu V838 Mon, objevenou při výbuchu v r. 2002. Podle T. Kaminského aj. patří k též třídě také proměnná V4332 Sgr (vzdálenost >1 kpc), která se výrazně zjasnila v r. 1994 a jejíž spektra nyní pořídili pomocí japonského 8m Subaru v červnu 2009. Ve spojitém spektru lze objekt klasifikovat jako obra spektrální třídy M6, jenž je však zastíněn chladným cirkumstelárním prstencem s teplotami 200 – 950 K, pozorovaným zboku.
K. Page aj. zjistili z rentgenového bezmála osmiměsíčního monitorování novy V2491 Cyg (Nova Cygni 2008 č. 2) od 1. dne po vzplanutí v dubnu 2008, že na sestupné části rentgenové světelné křivky se objevilo mihotání (flickering) svědčící o brzkém obnovení akrece plynu do disku bílého trpaslíka. Z pozorování vyplývá, že bílý trpaslík je zřejmě silně magnetický a má vysokou hmotnost 1,3 M☉, takže jde nejspíš o rekurentní novu s periodou vzplanutí kolem 100 let.
Koncem ledna 2010 vybuchla rekurentní nova U Sco, když se za necelý den zjasnila v pásmu V z 18 mag na 8 mag. Již za týden se však na sestupné větvi světelné křivky objevilo mihotání s amplitudou 0,2 mag svědčící o optickém ztenčení vyvrhovaného materiálu a obnovení přetoku plynu do akrečního disku bílého trpaslíka. J. Drake a S. Orlando dokázali sledovat hydrodynamiku průběhu výbuchu ve trojrozměrné simulaci, během něhož byl akreční disk kolem bílého trpaslíka dočasně zcela zničen a nova odvrhla úhrnem >10-8 M☉ plynu, přičemž energie výbuchu dosáhla hodnoty 1026 J. Výbuch byl usměrněn do bipolárních výtrysků. Hmotnost bílého trpaslíka (1,55 ±0,24) M☉ svědčí o tom, že objekt se v rámci uvedené střední chyby nachází v těsné blízkosti Chandraskharovy meze a je možná i trochu podivné, že již nevybuchl jako supernova Ia. Snad tomu brání rychlá rotace bílého trpaslíka, anebo jsou naše představy o výbuchu samotných bílých trpaslíků chybné.
Také sekundární složka této soustavy (sp. G5 IV; hmotnost 0.9 M☉) patří mezi poměrně obézní objekty. Podle B. Schaefera aj. jde již o 10. erupci U Sco od r. 1863. Erupci v r. 2010 se podařilo dokonce předpovědět s přesností lepší než půl roku. Autoři dokázali hvězdu sledovat téměř souvisle od předposlední erupce v březnu 1999, s výjimkou období koncem listopadu každého roku, kdy se hvězda promítá do bezprostřední blízkosti Slunce. Tak mohli konstatovat, že do pouhých 9 h před erupcí v r. 2010 nebyly na světelné křivce pozorovány žádné variace jasnosti s amplitudou >0,2 mag. Celý náběh od standardní k maximální jasnosti trval také právě 9 h a pokles o 3 mag proti maximum se odehrál za pouhé 2,6 d, což je nový rekord pro světelné křivky nov.
Autoři též zjistili, že oběžná doba sekundární složky kolem bílého trpaslíka činí jen 30 h. M. Diaz aj. sledovali průběh vzplanutí rekurentní novy pomocí rentgenové družice Swift od konce ledna do července 2010 a zjistili, že se tam v té době vyskytovala horká skvrna o teplotě 700 kK, a že hmotnost vyvržené obálky dosáhla 3.10-6 M☉. D. Banerjee aj. pozorovali výbuch v blízkém infračerveném pásmu již za 14 h od maxima vzplanutí a odtud odvodili jednak rychlost rozpínání plynného obalu 10 tis. km/s a jednak hmotnost vyvržené obálky 2.10-5 M☉.
K. Nishiyama aj. a F. Kabashima aj. ohlásili 10. března 2010 vzplanutí Novy V407 Cyg (2102+4546), která poprvé vybuchla v r. 1936 a od té doby její jasnost kolísala v rozmezí 12 – 14 mag. Nynější prudký výbuch na 7 mag byl překvapením, protože svědčí o tom, že jde ve skutečnosti o rekurentní novu, jež byla dosud klasifikována jako symbiotická mirida. Po objevu začala její jasnost rychle klesat, takže již 12. 3. se snížila na 8 mag a 17. 3. na 9 mag. Spektrum z 13. března ukázalo modré kontinuum od průvodce miridy, takže soustava vykazuje podobné spektrum jako rekurentní nova RS Oph během výbuchů. Celá soustava je obklopena společnou plynnou obálkou, kterou napájí pomalý ionizovaný hvězdný vítr miridy a nyní též rychlý vítr novy. Družice Fermi odhalila během výbuchu i její záření v oboru energetických fotonů gama, které zřejmě vzniká inverzním Comptonovým rozptylem optických a infračervených fotonů na relativistických elektronech.
Podle B. Schaefera aj. patří k nejzáhadnějším rekurentním novám proměnná hvězda T Pyxidis (vzdálenost 3,5 kpc), objevená H. Leavittovou již v r. 1913. Podle archivních záznamů vybuchla tato rekurentní nova v letech 1890-1967 minimálně pětkrát. Snímky plynných obálek novy pořízené HST v letech 1994, 1995 a 2007 ukázaly, že obálky se rozpínají rychlostmi 500 – 715 km/s. Navíc se podařilo ukázat, že nova vybuchla také r. 1866 a jelikož příslušná nejvzdálenější slupka má hmotnost 3.10-5 M☉, šlo tehdy o výbuch klasické novy! Tempo akrece plynu na bílého trpaslíka v období před tímto výbuchem však činilo jen 4.10-11 M☉/r, takže vodík na povrchu bílého trpaslíka se před tímto výbuchem ukládal po dobu 750 tis. let. Naproti tomu po výbuchu v r. 1866 se tempo akrece zvýšilo na >10-8 M☉/r, což zřejmě nastartovalo rekurentní novu, která vybuchuje v intervalech přibližně 20 let.
Tato epizoda však během nejbližších desetiletí musí skončit a pak bude následovat etapa přezimování minimálně po dobu 2,6 mil. roků. Dvojhvězda však při svém oběhu kolem společného těžiště v periodě jen 1,8 h plynule ztrácí energii gravitačním vyzařováním, jež k sobě obě složky neustále přibližuje, takže v takto vzdálené budoucnosti se opět dostanou do silné interakce a dojde k nové explozi klasické novy. Tento cyklus se může vícekrát zopakovat. H. Uthasová aj. zkoumali tuto podivuhodnou soustavu pomocí VLT ESO a dostali tak pro hmotnost bílého trpaslíka 0,7 M☉ a jeho průvodce 0,14 M☉. I tito autoři uvádějí že současné tempo akrece je netypicky vysoké a silně ovlivňuje budoucí vývoj soustavy, což platí obecně i pro ostatní kataklyzmické proměnné hvězdy.
B. Schaefer shromáždil všechny dostupné informace o rekurentních novách z rozličných databází, zejména na 140 tis. vizuálních odhadů jejich jasnosti astronomy amatéry, a proměřil všechny dosud nepublikované archivní snímky. Sám navíc pořídil již na 10 tis. digitálních snímků rekurentních nov, které posloužily k velmi přesným měřením jasnosti těchto objektů. Odtud vyplývá, že od konce XIX. stol. do současnosti vybuchlo v Galaxii 10 různých rekurentních nov celkem 37krát; z toho 6 vzplanutí objevil dodatečně právě studiem archivů. Pro pět rekurentních nov byl schopen určit oběžné periody příslušných dvojhvězd. Nejčastěji vybuchují rekurentní novy U Sco, RS Oph a T Pyx. Některé výbuchy přitom nutně unikají pozornosti, protože se odehrávají v době, kdy jsou novy kvůli úhlové blízkosti ke Slunci nepozorovatelné. Všeobecně se dnes soudí, že rekurentní novy lze považovat za bezprostřední předchůdce supernov třídy Ia.
R. Ostenová aj. pozorovali 25. dubna 2008 obří erupci červeného trpaslíka EV Lac (vzdálenost 5 pc) v širokém oboru vlnových délek od optického oboru (zjasnění o 4,7 mag) až po záření rentgenové a gama (družice Swift a Konus-Wind), kde nárůst proti klidové hodnotě dosáhl bezmála čtyř řádů! Erupce tak byl ještě 2,5krát intenzivnější, než dosud rekordní případy eruptivních trpaslíků II Peg a V374 Peg. Její zářivý výkon v rentgenovém oboru spektra dosáhl v maximu 1026 W, což řádově odpovídá bolometrickému výkonu Slunce! EV Lac patří mezi nejaktivnější eruptivní trpaslíky, protože vybuchuje v krátkých intervalech kolem 3 h a dále 10 h, což souvisí zřejmě s jejím silným magnetickým polem 0,4 T, takže erupce byla projevem prudké přestavby (rekonexe) tohoto pole. Hvězda tak představuje hrozbu pro život na případných exoplanetách terestrického typu, pokud se kolem takto zdivočelých trpaslíků ovšem nějaké planety vůbec vyskytují.
M. Corcoran aj. uvedli že proslulá dvojhvězda hvězda typu svítivých modrých proměnných (LBV) η Car (vzdálenost 2,3 kpc) se plynule zjasňuje a v současnosti už je 4,7 mag. Zjasnění zřejmě souvisí s posledním průchodem sekundární složky periastrem, jež se odehrálo v polovině ledna 2009. Na snímcích mlhoviny Homunculus pořízených pomocí 8m teleskopu Gemini-S s adaptivní optikou objevili, že příčinou zjasňování je intenzivní srážení hvězdných větrů obou složek dvojhvězdy, takže z analogie se sledováním posledních let před výbuchem supernovy 2006jc usuzují, že η Car vybuchne jako supernova již za 10 tis. let. L. Zaninetti připomněl, že mlhovina Homunculus byla objevena A. Thackerayem teprve v r. 1950. V době svého vzniku měla souměrný kulový vzhled, ale postupně se deformuje na bipolární následkem interakce s nehomogenním prostředím v okolí dvojhvězdy.
S. Ohm aj. odvodili parametry zmíněné dvojhvězdy, tj. hmotnosti složek >90 M☉ a >30 M☉, oběžnou periodu 5,54 let v dráze s výstředností 0,9! Při obřím výbuchu v r. 1843 se do mlhoviny Homunculus dostal plyn o hmotnosti 12 M☉! Hvězdný vítr primární složky proudí rychlostí 600 km/s a sráží se s neméně intenzivním větrem sekundární složky, jehož rychlost dosahuje dokonce 3 tis. km/s. Primární složka tak ztrácí ročně hmotu >0,5 mM☉ a sekundární 0,01 mM☉. Soustava vyzařuje netepelnými procesy ve velmi tvrdém rentgenovém oboru 22 – 100 keV zhruba 7.1026 W a v pásmu gama (0,1 – 100 GeV) dokonce 2.1028 W. A. Abdo aj. potvrdili, že ve dvojhvězdě se v srpnu 2008 rozzářil jasný zdroj záření gama pozorovaný aparaturou LAT družice Fermi a svítící ve zmíněném pásmu až do července 2009. Vzhled spektra gama se podobá spektru Krabí mlhoviny. Důležitá pozorování celého komplexu vykonali H. Gomez aj. pomocí submm (870 μm) aparatury LABOCA radioteleskopu APEX v poušti Atacama v Chile ve výšce 5,1 km n.m. Především se ukázalo, že velikost submilimetrového toku komplexu η Car kolísá v závislosti na fázi oběžné periody. Dvojhvězda je obklopena chladným prachem o hmotnosti 0,4 M☉. Do mlhoviny Homunculus se tak za posledních tisíc let dostalo více než 40 M☉ plynu.
A. Kashi a N. Soker konstatovali, že velké erupce η Car v letech 1838-1858 i menší erupce pozorované koncem XIX. stol. se vyskytovaly vždy poblíž periastra, kdy je interakce složek dvojhvězdy nejvyšší. To ostatně platí pro všechny proměnné třídy LBV, včetně jejich prototypu P Cyg, jehož obří výbuch byl pozorován již v r. 1600 a jehož hmotnost činí asi 55 M☉. Intenzita explozí evidentně souvisí s množstvím přetékajícího plynu mezi složkami. O tom svědčí i odhad celkové hmotnosti mlhoviny Homunculus ±40 M☉! Autoři uvádějí pro celkovou hmotnost soustavy téměř neuvěřitelnou hmotnost 250 M☉.
V r. 1907 zjistil S. Blažko, že proměnná hvězda RW Dra typu RR Lyr jeví variace amplitudy i délky cyklu pulsací. Ačkoliv od objevu Blažkova efektu uplynulo už více než století a jev byl postupně zjištěn u řady proměnných hvězd RR Lyr, neměl až dosud kloudné fyzikální vysvětlení. Nyní však R. Szabó aj. oznámili, že tento efekt nalezli pomoci ultrapřesné fotometrie družice Kepler u tří hvězd zmíněného typu: V808 Cyg, RR Lyr a V355 Lyr. Ve všech případech odhalili zdvojení period, která se projevují výměnou maxim a minim světelných křivek během následujících cyklů pulsací. Srovnáním s modelovými simulacemi vychází, že jde o rezonanci 9:2 mezi základním módem pulsací a 9. radiální harmonickou složkou. Proto po sobě následují mělká a hluboká minima na světelných křivkách.
M. Marengo aj. pozorovali pomocí kamery IRAC SST okolí prototypu cefeid δ Cep (≈5 M☉; vzdálenost 270 pc; stáří 60 mil. let) a jejího horkého průvodce HD 213307 (těsná dvojhvězda sp. B7.5 III-V a F0 V ve vzájemné vzdálenosti složek 2 AU). Dvojhvězda je od cefeidy vzdálena 11 kAU (40″) a sdílí s ní společný vlastní pohyb ve skupině Cep OB6, jež obsahuje celkem téměř 20 hvězd. Nalezli tak rozsáhlou (20 kAU) infračervenou mlhovinu svítící v pásmech 6 – 70 μm. Na delších vlnových délkách FIR září teplá prachová zrnka a na středních délkách MIR jsou vidět pásy příslušející polycyklickým aromatickým uhlovodíkům. Cefeida ztrácí hmotu tempem >5 nM☉/r. V pásmu 70 μm je celá trojhvězda obklopena parabolickým obloukem teplého plynu, jenž představuje rázovou vlnu, vzniklou prostorovým pohybem cefeidy rychlostí 14 km/s.
I. Soszynski aj. využili katalogu přehlídky gravitačních mikročoček OGLE III, jenž zahrnuje 8 let, popř. 13 let sledování k vyhledání 4,6 tis. cefeid v Malém Magellanově mračnu. Z tohoto počtu 2,6 tis. cefeid kmitá v základním módu a 1,6 tis. v první harmonické frekvenci. To dává velmi dobré možnosti zpřesnit vztah Leavittové pro tuto důležitou příčku kosmologického žebříku vzdáleností. G. Bono aj. sice varují, že vztah mezi periodou a svítivostí cefeid (vztah Leavittové) není v pásmu period 2,5 – 100 dnů ani zdaleka lineární, ale C. Ngeow aj. ukázali na základě měření japonské infračervené družice Akari, že v tomto pásmu nehraje příliš velkou roli extinkce, takže vztah Leavittové se dá určit s významně menší chybou. Pro infračervené pásmo N (3 μm) pak platí vztah: N (mag) = -3,25 log P + 15,84, který má lépe určený nulový bod i menší rozptyl údajů, než tomu bývá pro cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu, pozorované v optickém oboru.
S. Pietrzynski aj. objevili klasickou cefeidu ve Velkém Magellanově mračnu OGLE-LMC-CEP0227 (perioda pulsací 3,8 d), jež je složkou oddělené zákrytové dvojhvězdy a současně dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy. To umožnilo určit pomocí spektrografů teleskopu Clay Magellan a HARPS ESO její hmotnost 4,14 M☉ s chybou ±0,05 M☉ a ověřit tak soulad teorie pulsací cefeid s pozorováním. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají po eliptické dráze s výstředností 0,17 a délkou velké poloosy 272 mil. km v periodě 310 d. Cefeida má střední poloměr 32 R☉ a teplotu 5,9 kK. Druhá složka o stejné hmotnosti má poloměr 45 R☉ a teplotu 5,1 kK. Z teorie vyplývá, že by cefeida měla mít v tomto případě hmotnost (4,0 ±0,3) M☉, ve výborné shodě s tímto pozorováním.
P. Morel aj. si povšimli, že známá termonukleární reakce triple-α, při níž vzniká při velmi vysoké teplotě jaderným slučováním tří jader helia v nitru hvězd uhlík, je podle K. Ogaty aj. v pásmu teplot 10 – 100 MK o 20 řádů (!) účinnější, než se předtím soudilo. Následkem toho procházejí hvězdy s hmotností >4,5 M☉ pásmem nestability na diagramu H-R jen jednou a tento fakt zase ovlivňuje příznivě hmotnost cefeid, která pak z teorie pulsací vychází stejně jako z teorie termonukleárních reakci v jejich nitru. To znamená, že k silné produkci uhlíku v nitru hvězd dochází již při teplotě jádra 50 MK, nikoliv 100 MK, jak se soudilo dosud a rozpor v hodnotě hmotností proměnných hvězd strašil astrofyziky již po více než půl století.
V. Elkin aj. využili dalekohledů ESO na Paranalu i La Silla ke studiu parametrů hvězdy HD 75409 třídy Ap, jež patří vývojově k hvězdám, jež se právě usadily na hlavní posloupnosti. V jejím spektru nalezli mírný přebytek Si, Ti, Cr a Fe, ale silný přebytek v zastoupení vzácných zemin. Hvězda o poloměru 1,7 R☉ rotuje v periodě 4 d a má silné dipólové magnetické pole, jehož osa je k ose rotace skloněna o 25°. Indukce proměnného magnetického pole dosahuje 3,0 T, tj. jen o málo méně než proslulá Babcockova hvězda HD 215441, objevená již r. 1960 (3,4 T).
Podle Z. Mikuláška aj. by k chemicky pekuliárním hvězdám neměly obecně patřit horké hvězdy s rychlou rotací, neboť tím se zvyšuje meridionální promíchávání materiálu hvězdy. Toto pravidlo má však svou výjimku, kterou je magnetická hvězda HR 7355 (6 mag; sp. B2 Vn; >6 M☉; stáří ≈20 mil.r.; vzdálenost 270 pc) se silným zastoupením He, jež je však na povrchu hvězdy rozprostřeno zcela nerovnoměrně. Perioda rotace 0,5 d patří k nejkratším hodnotám pro chemicky pekuliární hvězdy a jelikož jde o velmi velkou hvězdu, tak její obvodová rychlost na rovníku dosahuje rekordních 370 km/s. Magnetické pole hvězdy kolísá v rozmezí -0,2 – +0,25 T a prodlužuje tak periodu rotace relativním tempem 3.10-6/r.
H. Bruntt aj. určili parametry dvojhvězdy β CrB třídy Ap z kombinace pozorování spektrografem SINFONI a kamerou NACO VLT ESO a interferometru CHARA. Dvojhvězda stará 0,5 mld. let ve vzdálenosti 34 pc se skládá se složek sp. tříd roA5 a F2 s efektivními teplotami 8,0 a 6,75 kK; poloměry 2,6 a 1,6 R☉ a zářivými výkony 25 a 4,5 L☉.
A. Tutukov a A. Fedorovová vypracovali scénář vzniku chemicky pekuliárních hvězd, jejichž silné magnetické pole pochází z konvektivní zóny a způsobuje ztrátu jejich momentu hybnosti vinou magnetického hvězdného větru. Může jít jak o osamělé hvězdy s hmotnostmi 1,5 – 3 M☉, tak o těsné dvojhvězdy s hmotnostmi složek 0,7 – 1,5 M☉, které se na chemicky pekuliární hvězdu slijí.
P. Koubský aj. uveřejnili výsledky dlouhodobého (1992-2008) sledování proměnné hvězdy ο Cas (=HD 4180; max 4,3 mag; sp. B5 III-IVe; 8 R☉; 6 M☉; rotační rychlost >220 km/s; perioda rotace 1,3 d) pomocí spektrografů 2m Perkova dalekohledu v Ondřejově a 1,8 teleskopu DAO ve Victorii, B.C. V r. 1978 autoři ohlásili, že jde fakticky o těsnou dvojhvězdu, což se zprvu nebralo vážně až do chvíle, kdy interferometr POI Námořní observatoře USA rozlišil sekundární složku o 3 mag slabší, úhlově vzdálenou od primáru jen 0,017″. Primární složka rotuje téměř na hranici stability. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 2,8 roku.
J. Mikolajewska aj. oznámili rozlišení symbiotické hvězdy CH Cyg (vzdálenost 220 pc) na dvojhvězdu díky skvrnkové interferometrii u 6m teleskopu BTA. Primární složku tvoří červený obr o hmotnosti 2,0 M☉, kdežto o 2 mag slabší sekundár je bílý trpaslík o hmotnosti 0,7 M☉. Úhlová vzdálenost 0,04″ mezi nimi odpovídá velké poloose 9 AU a oběžné periodě 16 roků. Bipolární výtok hmoty z obří hvězdy je šikmo skloněn k oběžné rovině dvojhvězdy.
J. Cami aj. nalezli pomocí spektrografu IRC SST fullereny (C60 a C70) v mladé planetární mlhovině Tc 1, kterou ozařuje bílý trpaslík o efektivní teplotě 30 kK převážně ultrafialovým zářením. Autoři zjistili, že v mlhovině není téměř žádný vodík, ale zato se tam hojně vyskytuje uhlíkový prach o teplotách 330 a 180 K. Autoři odhadli, že molekuly C60 v mlhovině dosahují souhrnné hmotnosti 60 nM☉ a molekuly C70 asi 50 nM☉. Ve fázi červeného obra ztrácela hvězd hmotu tempem až 0,1 mM☉/r v podobě hvězdného větru vanoucího rychlostí až 20 km/s. V této fázi se dostával uhlík do koloběhu interstelárního materiálu. Autoři tak odhadli, že v mezihvězdném prostoru představují fullereny, objevené v pozemských laboratořích teprve v r. 1985, asi 1 % interstelárního uhlíku.
W. Maciel aj. sledovali rozložení planetárních mlhovin v Galaxii do vzdálenosti 3 kpc od Slunce. Většina z nich se nachází v galaktickém disku a jejich typické stáří se pohybuje v rozmezí 2 – 4 mld. let. Žádná z nich není starší než 6 mld. let. Stáří se dá ovšem určit jen přibližně s přesností do ±2 mld. let.
J. Steinfadtová aj. oznámili objev první oddělené zákrytové dvojhvězdy, jež se skládá ze dvou bílých trpaslíků. Soustava NLTT 11748 vykazuje primární i sekundární minima, což dává jedinečnou příležitost určit všechny základní fyzikální parametry obou trpaslíků, vzdálených od nás ≈150 pc. Minima ovšem trvají pouze 3 minuty při oběžné periodě 5,6 h. Rovina oběžné dráhy má sklon přesně 90°. Primární složka o hmotnosti 0,7 M☉ má poloměr 0,04 R☉ a v její slupce dosud hoří vodík, zatímco sekundární složka s jádrem z helia má hmotnost 0,15 M☉.
Jak uvedl D. Kaplan, lze této soustavy využít k obrácenému postupu vůči historické premiéře měření rychlosti světla O. Roemerem pomocí variací v pozorování zákrytů Galileových družic Jupiteru. Jelikož rychlost světla je nyní známa s velkou přesností, lze užít rozdílů v časech primárního a sekundárního minima (cca 4,6 s) k přesnému určení lineárních rozměrů oběžné dráhy. Odtud pak lze výrazně zpřesnit hodnoty hmotností obou trpaslíků. K tomu je však navíc nutné změřit s přesností 0,1 % případnou výstřednost oběžné dráhy. Vzápětí tak M. Kilic aj. určili ze spektra primární složky její efektivní teplotu 9 kK, logaritmus grav. zrychlení 6,54 a hmotnost 0,18 M☉. Pro sekundární složky tak vychází hmotnost 0,76 M☉ a celá soustava splyne za 7 mld. let, aniž by však vybuchla jako supernova Ia, protože ani po splynutí nedosáhne objekt Chandrasekharovy meze. Unikátní soustavou se také zabývali A. Kawka aj., kteří využili spektrografu FORS2 VLT ESO a potvrdili tak předešlé parametry. Jelikož má soustava vysoký vlastní pohyb, zaběhla se zřejmě do blízkosti Slunce z hala Galaxie.
Další těsný pár bílých trpaslíků odhalili v přehlídce SDSS S. Kulkarni a M. van Kerkwijk. Jde o systém SDSS 1257+5428 (vzdálenost 140 pc) s oběžnou periodou 4,6 h. Primární složka má efektivní teplotu 6 kK; logaritmus grav. zrychlení 6,0; poloměr 0,04 R☉ a hmotnost 0,15 M☉. Sekundár má parametry 15 kK; log g = 8,5; 0,009 R☉ a 0,9 Mo. Čáry sekundáru jsou rozšířeny rychlou rotací s periodou 1 min; tj. obvodová rychlost na rovníku >800 km/s (!). Sekundár je na vysoké obrátky nepochybně roztočen akrecí materiálu z primáru a navíc je obdařen silným magnetickým polem >10 T.
Podle autorů přináší přehlídka SDSS první objevy párů bílých trpaslíků s oběžnými periodami řádu hodin již od r. 2009 a v době sepsání článku jich už bylo celkem 7. I když je zřejmé, že takové páry skončí splynutím v čase kratším než je dosavadní stáří vesmíru, nestanou se z nich většinou supernovy třídy Ia (scénáře dvojité degenerace), protože ani při splynutí nedosáhne hmotnost objektu Chandrasekharovy meze. Mohou tak vzniknout buď kataklyzmické proměnné typu AM CVn, anebo obří bezvodíkové hvězdy typu R CrB, jak už dříve navrhli M. Kilic aj. a F. Mullally aj.
J. Girven aj. nalezli v přehlídce SDSS průvodce bílého trpaslíka GD 322 (= PG 1258+593; vzdálenost 68 pc) v úhlové vzdálenosti 16″. Průvodce (J1300+5904) má s bílým trpaslíkem GD společný vlastní pohyb a nachází se od něho v lineární vzdálenosti >1,1 kAU. Z podrobných měření pak vyplynulo, že jde dokonce o magnetického bílého trpaslíka o indukci magnetického pole 600 nT a velmi nízké teplotě 6 kK. Je proto asi o 1,7 mld. let starší, než GD 322, který má efektivní teplotu 15 kK. Oba trpaslíci přitom vykazují shodnou hmotnost 0,5 M☉. Autoři odtud odvodili, že hvězda SDSS měla původní hmotnost ≈2,5 M☉, zatímco hvězda GD jen ≈1,6 M☉. Jak patrno, obě hvězdy ztratily valnou část své hmotnosti ještě před svým zhroucením na bílé trpaslíky. Existence magnetického pole u bílého trpaslíka SDSS navíc prozrazuje, že původní hvězda patřila mezi chemicky pekuliární hvězdy třídy Ap.
V téže přehlídce našli M. Kilic aj. na ploše 2,8 tis. čtv. stupňů oblohy tři mimořádně staré (11 mld. roků) bílé trpaslíky ve slunečním okolí (vzdálenost do 80 pc). Jejich efektivní teplota se totiž pohybuje kolem 4 kK. Ve skutečnosti však jde o přivandrovalce z hala Galaxie, protože jejich vlastní pohyby činí zhruba 0,5″/r, čemuž odpovídá tangenciální složka rychlosti v rozmezí 140 – 200 km/s. Dva z těchto objektů jsou navíc složkami dvojhvězd, prozradivších se společným vlastním pohybem.
E. García-Berro aj. objevili v otevřené hvězdokupě NGC 6791 staré 8 mld. let bílého trpaslíka, jenž podle své efektivní teploty odpovídá stáří hvězdokupy kratšímu o 2 mld. let. Autoři tento rozpor vysvětlují zajímavým mechanismem, kdy v předchůdci bílého trpaslíka probíhala termonukleární transmutace He na 22Ne. Těžší jádra neonu klesala do nitra hvězdy, kde krystalizovala a tím zbrzdila tempo ochlazování následně vzniklého bílého trpaslíka.
M. van Kerkwijk aj. objevili v souboru dat z družice Kepler dva případy tranzitů zdánlivě substelárních objektů, a to KOI-74 a KOI-81. Měření totiž ukázala, že malé objekty přecházející přes hvězdné disky jsou ve skutečnosti navzdory své nepatrné svítivosti teplejší než odpovídající hvězda. Proto dokonce zesilují po dobu přechodu svítivost primární hvězdy a ze světelné křivky tak lze překvapivě odhadnout přibližně i radiální rychlost primární hvězdy se slušnou přesností ±1 km/s. Následkem toho se podařilo v obou případech odhadnout hmotnost sekundárů na 0,22 M☉, resp. 0,3 M☉. Nejde tedy o substelární objekty, ale o bílé trpaslík.!
Primární složka objektu KOI-74 má spektrum A1 V, efektivní teplotu 9,4 kK; poloměr 1,9 R☉; svítivost 26 L☉ a hmotnost 2,2 M☉; amplituda křivky radiálních rychlostí 15 km/s. Bílý trpaslík kolem ní obíhá v periodě 5,2 d s tranzitem o trvání 0,2 d. Poloměr trpaslíka činí 0,04 R☉ a svítivost 0,05 L☉ při efektivní teplotě 13 kK. Primární složka KOI-81 má obdobné parametry B9-A0; 10 kK; 2,9 R☉; 77 L☉ a 2,7 M☉; 7 km/s. Bílý trpaslík kolem ní obíhá v periodě 24 d s tranzitem o trvání 1,4 d. Jeho další parametry jsou 0,12 R☉; 0,9 L☉; 17 kK.
Autoři dále připomínají, že obdobných soustav je v Galaxii poměrně hodně - viz např. Regulus (Leo; 3,4 M☉), který má za průvodce bílého trpaslíka o hmotnosti 0,3 M☉, jenž kolem něho obíhá v periodě 40 d. Všechny takové soustavy jsou dříve či později odsouzeny ke splynutí, což může mít velmi dramatické následky.
Ostatně právě v r. 2010 ukázali J. Sokoloski a L. Bildstein, že průvodcem Miry (ο Cet) je rovněž bílý trpaslík, jehož rychlá optická proměnnost je důkazem, že na něj přetéká plyn z Miry průměrným tempem 10-10 M☉/r. Jelikož sama Mira je klasifikována jako červený obr na asymptotické větvi, lze celou soustavu bezpečně zařadit mezi symbiotické proměnné typu R Aqr nebo CH Cyg. Bílý trpaslík je dokonce obdařen bipolárními výtrysky, takže velké termonukleární výbuchy v jeho slupce jsou řídké - autoři je odhadují na intervaly kolem 1 mil. roků.
R. Falcon aj. změřili radiální rychlosti pro 449 osamělých bílých trpaslíků typu DA pomocí prvních dvou čar Balmerovy série vodíku. Za předpokladu, že vlastní radiální pohyby bílých trpaslíků jsou náhodné, tak nalezli průměrný červený gravitační posuv s ekvivalentní rychlostí +33 km/s a odtud odvodili průměrnou hmotnost zmíněného souboru bílých trpaslíků 0,65 M☉.
W. Liu aj. se věnovali aktuální otázce, zda může bílý trpaslík za určitých podmínek výrazně překročit Chandraskharovu mez dříve, než vybuchne jako supernova třídy Ia. Množí se totiž empirické důkazy, že některé supernovy Ia musely mít před výbuchem hmotnost >1,4 M☉. Autoři proto modelovali vývoj bílých trpaslíků s hmotností 1,0 a 1,2 M☉ za předpokladu, že tyto hvězdy vykazují vysokou diferenciální rotaci. Ukázali, že model s počáteční hmotností 1,2 M☉ a tempem akrece z druhé složky dvojhvězdy >3.10-7 M☉/r udrží hvězdu pohromadě, i když její hmotnost překročí výrazně Chandrasekharovu mez. V podstatě by se tak daly vysvětlit exploze supernov Ia s hmotností bílých trpaslíků <1,8 M☉. Jelikož však supernova 2003fg musela mít při výbuchu hmotnost 2,1 M☉, nelze takové výbuchy objasnit jako produkty scénáře s jedinou degenerací; je třeba zavést scénáře s dvojitou degenerací (slití dvou dostatečně hmotných bílých trpaslíků).
Objasnit, jakými cestami mohou vybuchovat supernovy třídy Ia, je klíčově důležité pro využití jejich mimořádných zářivých výkonů jako standardních svíček pro odhady kosmologických vzdáleností supernov i hvězdných soustav, v nichž vybuchují. Souběžně s rychle rostoucí databází supernov Ia se však celá záležitost spíše komplikuje, jak např. ukázali D. Poznanski aj. na příkladu supernovy 2002bj, která koncem února vybuchla v galaxii NGC 1821 (vzdálenost 50 Mpc) a dosáhla v maximu pozorované jasnosti 15 mag, tj. absolutní hvězdné velikosti jasnější než -18 mag. Její fotosféra se v době maxima rozpínala rychlostí jen 8,4 tis. km/s, ale tempo rozpínání rychle kleslo na pouhé 2 tis. km/s. Souběžně s tím rychle klesal i její zářivý výkon a také spektrum nebylo typické pro supernovy třídy Ia, protože v něm převažovalo He a skupina chemických prvků protonových čísel Z 6 – 22; zcela však chyběly krajní prvky, tj. H a Fe, které jsou běžně v takových spektrech hojné.
Autoři proto soudí, že v tomto případě proběhla v bílém trpaslíku překotná termonukleární reakce helia, která dala vznik jen poměrně malé rozpínající se obálce, a že jsme tak pozorovali velmi vzácný mechanismus výbuchu supernovy třídy Ia, který představuje jen menšinu (3 %) v databázi příslušné třídy supernov. Vyslovili však zároveň jisté znepokojení, zda naše teoretické představy o posloupnosti termonukleární nukleogeneze jader chemických prvků ve hvězdách odpovídají realitě.
Ve stejném duchu dopadl i rozbor okolností výbuchu supernovy 2008ha z poloviny listopadu, který publikovali R. Foley aj. Podle klasifikace šlo totiž rovněž o supernovu třídy Ia, ale její absolutní hvězdná velikost v maximu výbuchu -14,2 mag tomu vůbec neodpovídá; její maximální zářivý výkon byl o více než 2 řády nižší než je standard pro tuto třídu supernov. Supernova se od své třídy lišila také krátkým náběhem k maximu (10 d; průměr bývá 20 d) a zejména rychlostí rozpínání plynného obalu 2 tis. km/s. S tím souvisí také nízká uvolněná energie exploze 2.1041 J a malá hmotnost rozpínajícího se obalu (0,15 M☉). Přitom spektra supernovy byla pořízena obřími stroji 9m HET ještě před maximem světelné křivky a 8m Gemini-N po maximu.
Ze spektrálních snímků vyplývá, že supernova vytvořila jen 1 mM☉ radioaktivního 56Ni, ale podobně jako v předešlém případě se ve fotosféře vyskytovalo hodně Si, S a C. Uhlík pozorovali také v rozpínající se obálce. Odtud autoři usoudili, že vybuchl bílý trpaslík typu C-O, ale během exploze všechen uhlík nestačil termonukleárně shořet, a tak lze vysvětlit chabost celého úkazu. Pochopitelně se obdobné případy supernov třídy Ia nepochybně vůbec nehodí za standardní svíčky a astronomům tak vyvstává nepříjemná povinnost vybírat jako standardní svíčky supernovy Ia nejenom podle snadno měřitelné světelné křivky, ale také podle vzhledu spekter.
Naproti tomu A. Gal-Yam aj. studovali supernovu 2007bi třídy Ic (vzdálenost 500 Mpc), která nabíhala k maximu plných 70 d a dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -21,3 mag, přičemž její jasnost po maximu klesala velmi povlovně tempem jen 0,01 mag/d, což odpovídá poločasu rozpadu radioaktivního 56Co. To současně znamená, že při výbuchu vznikly 3 M☉ radioaktivního 56Ni, čímž se potvrdilo, že příčinou výbuchu této supernovy byla párová nestabilita v nadhvězdě o hmotnosti heliového jádra hvězdy kolem 100 M☉. To ovšem znamená, že předchůdce supernovy musel mít úžasnou hmotnost 200 M☉, vysoko nad hmotnostmi dosud pozorovaných hvězd (maximum stěží dosahuje 150 M☉).
K podobném závěru dospěli T. Moriya aj., kteří dokonce odhadli množství 56Ni na 6 M☉, což podle jejich výpočtů znamená, že do prostoru bylo vyvrženo 40 M☉ materiálu z nadhvězdy o hmotnosti 100 M☉ a tím se uvolnila energie 4.1045 J. Podle těchto autorů lze gravitačním zhroucením hmotných hvězd vysvětlit všechny supernovy tříd Ib, Ic a II, zejména pak katastrofy nadhvězd s počáteční hmotností 140 – 300 M☉. Jádra těchto hvězd se hroutí následkem párové nestability a teplota v jejich centru přesáhne 5 GK. V té chvíli tam proběhne překotná termonukleární reakce kyslíku, jež hvězdu rozmetá.
Podobně A. Drake aj. ohlásili objev supernovy 2008fz v anonymní málo svítivé galaxii vzdálené od nás 500 Mpc. Zatímco absolutní hvězdná velikost galaxie dosáhla stěží -17 mag, supernova v maximu zazářila jako hvězda 17 mag, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti -22,3 mag, tj. 200krát vyšší než mateřská galaxie! Během prvních tří měsíců po vzplanutí supernova vyzářila energii >1,4.1044 J. Podle názoru autorů je jediným kloudným vysvětlením tak extrémních hodnot zářivého výkonu i celkové vyzářené energie párová nestabilita nadhvězdy.
Teorie výbuchů supernov díky párovým nestabilitám ukázala už dříve, že při hmotnostech nadhvězd 150 – 240 M☉ není nitro nadhvězdy dostatečným zdrojem zářivé energie, takže gravitace stlačí jádro nadhvězdy natolik, že v něm dochází k produkci vysokoenergetických fotonů záření gama. Srážky fotonů gama vedou k materializaci párů pozitron-elektron, což opět sníží tlak v jádře a jádro nadhvězdy se hroutí doslova volným pádem. Párová nestabilita tak vede k mžikovým překotným termonukleárním reakcím, jež celou nadhvězdu zničí. Tak se uvolní zářivá energie odpovídající absolutní hvězdné velikosti až -22,5 mag (standardní svíčky supernov Ia dosahují "jen" -19,3 mag).
Pozvolný nárůst světelné křivky po dobu 70 dnů vykázala podle N. Smitha aj. také mimořádně svítivá supernova 2006gy v galaxii NGC 1260 (vzdálenost 73 Mpc) klasifikovaná jako typ IIn, čili jako supernova velmi bohatá na vodík. Autoři zjistili, že již 8 roků před vlastním výbuchem vyletěl z hvězdy mrak plynu s kinetickou energií >1042 J a vlastní exploze udělila rozptylujícímu se materiálu kinetickou energii >5.1044 J. Autoři se proto domnívají, že původní hmotnost předchůdce supernovy činila >100 M☉, ale hvězda marnotratně rozhazovala velké množství horkého plynu dávno před zničujícím výbuchem supernovy, tak jak to pozorujeme u hmotných proměnných hvězd třídy LBV, např. u η Car.
Podle A. Millera aj. byla zmíněná energie výbuchu vůbec nejvyšší mezi dosud známými supernovami této třídy, neboť hvězda dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -21,7 mag. Fotometrie a spektra pozůstatků po supernově získaná v průběhu dvou let po výbuchu teleskopy Keck a HST ukázala na velmi pomalý pokles jasnosti v blízké infračervené oblasti spektra a na velké množství (>10 M☉) ohřátého prachu v rozpínající se obálce supernovy. Průběh poklesu jasnosti však nesouhlasí s poločasem rozpadu radioaktivního nuklidu 56Co. Autoři se proto domnívají, že v tomto případě nešlo o zhroucení hvězdy párovou nestabilitou, ale o klasický gravitační kolaps, protože hvězda v době výbuchu již neměla dostatečnou minimální hmotnost 150 M☉.
Na další problém spojený s výskytem extrémně svítivých supernov narazili R. Scalzo aj., když zkoumali průběh světelné křivky supernovy 2007if, která vybuchla v anonymní galaxii (absolutní hvězdná velikost -14,1 mag) vzdálené od nás 300 Mpc. Supernova totiž byla v maximu (-20,4 mag) zhruba 200krát svítivější než celá galaxie. Náběh světelné křivky k maximu trval 24 d a tempo rozpínání plynného obalu dosáhlo rychlosti 9 tis. km/s. Protože šlo o supernovu Ia, je zmíněné tempo rozpínání podezřele nízké a autoři z toho a z pomalého poklesu jasnosti supernovy po maximu usoudili, že při výbuchu vzniklo asi 1,6 M☉ radioaktivního nuklidu 56Ni a v obálce bylo navíc ještě asi 0,4 M☉ nespálených prvků uhlíku a kyslíku. To dává minimální hmotnost bílého trpaslíka, který byl předchůdcem supernovy, >2 M☉; velmi vysoko nad Chandrasekharovou mezí. Ke stejným závěrům nezávisle dospěli také F. Yuan aj. Je to tedy už 4. případ obézního bílého trpaslíka, který dal vznik supernově Ia; k dalším pozorovaným případům patří supernovy 2003fg, 2006gz a 2009dc.
V. Utrobin aj. propočítali hydrodynamický model výbuchu supernovy 2009kf, která podle pozorovaných parametrů byla klasifikována jako třída IIP, protože uvolnila během výbuchu gigantickou energii 2.1045 J a vyvrhla 0,4 M☉ radiaktivního nuklidu 56Ni. Autoři tak ukázali, že výbuch připomínal hypernovy třídy Ibc, ale v tomto případě šlo o dvojhvězdu, skládající se z hvězdné černé díry a červeného veleobra o poloměru 2 tis. R☉. Průvodce byl slapově roztrhán na akreční disk kolem černé díry, jenž se pak zhroutil na černou díru, čímž se do prostoru roznesla hmota 28 M☉. Původní hmotnost celé soustavy odhadli na 36 M☉.
A. Rest aj. využili světelných ozvěn na mezihvězdných mračnech k trojrozměrné rekonstrukci výbuchu supernovy Cas A, která vzplanula někdy kolem r. 1680 ve vzdálenosti 3,4 kpc od Slunce. Použili k tomu snímků i spekter pořízených Mayallovým a Keckovým teleskopem a zjistili, že výbuch supernovy byl výrazně nesouměrný, což se projevilo rozdíly v rychlosti rozpínání plynné obálky kolem supernov až o 4 tis. km/s a bipolárními výtrysky. Z rentgenových pozorování pozůstatku po supernově pak vyplývá, že neutronová hvězda, která je pozůstatkem po explozi, se pohybuje vysokou prostorovou rychlostí 350 km/s vůči centru bipolárních výtrysků, což je v souladu se zmíněnou nesouměrností výbuchu.
Naprosto nečekaným výsledkem pečlivého sledování výbuchu supernovy 2009bb (třída Ib/c) v rádiovém oboru spektra je objev subrelativistického výtrysku plazmatu ze supernovy rychlostí 0,85c, který ohlásila A. Soderbergová aj. Supernova vzplanula v polovině března 2009 v galaxii NGC 3278 (vzdálenost 40 Mpc) v minimální lineární vzdálenosti 4 kpc od centra galaxie. Přitom šlo zdánlivě o zcela tuctovou supernovu, protože se vůbec neprojevila zvýšením toku v pásmu záření gama. Podobně prakticky současně nalezli Z. Paragi aj. mírně relativistický výtrysk rychlostí 0,6c u supernovy 2007gr (třída Ic) ve spirální galaxii NGC 1058 (11 Mpc). Přitom supernova uvolnila zářivou energii během celého výbuchu řádu 1044 J, ale její plynné obálky se rozpínaly rychlostí jen 6 tis. km/s a ani zde nebylo pozorováno záření gama. Zřejmě jde o velmi vzácné úkazy, ale fyzikální podstata subrelativistického urychlení plazmatu je naprosto záhadná.
C. Heinke a W. C. G. Ho využili archivních pozorování aparatury ACIS rentgenové družice Chandra ke zjištění, že během posledních 9 let klesla teplota neutronové hvězdy v centru pozůstatku po supernově Cas A o 80 kK na 2,04 MK. Snížení její teploty o pouhá 4 % tak zmenšilo rentgenový tok o 21 %. Je to první případ, kdy máme přímý doklad o vychládání neutronové hvězdy, protože přesnost v určení teplot činí ±10 kK.
Souběžně V. Acciari aj. objevili pomocí aparatury VERITAS v Arizoně na podzim 2007 také záření gama o energiích >200 GeV a jasnosti 3 % Kraba z bodového zdroje v SNR Cas A. Podle autorů se výbuch supernovy odehrál v roce (1680,5 ±19) ve vzdálenosti 3,4 kpc od Slunce. Jde dodnes o nejjasnější rádiový zdroj na obloze hned po Slunci. Optická slupka pozůstatku má průměr 5 pc.
F. Acero aj. oznámili, že se jim pomocí aparatury HESS v Namibii podařilo v letech 2003-2008 odhalit záření gama o energiích >100 GeV z pozůstatku po supernově z r. 1006 (Lup; vzdálenost 2,2 kpc) na úrovni 1 % Kraba. Podobně A. Abdo aj. odhalili pomocí družice Fermi bodový zdroj záření gama s energiemi fotonů >500 MeV, jenž svědčí o výskytu magnetického pole s indukcí >0,1 μ.. Tím je také dána horní mez pro celkovou zásobu energie kosmických paprsků (urychlených protonů a elektronů) v pozůstatku po supernově <4.1042 J.
T. Tavani aj. našli dokonce přímý důkaz o urychlování hadronů kosmického záření v SNR IC 443 v širokém rozsahu energií elektromagnetického spektra. Zejména tak pozorovali difúzní emisi ze zdroje v pásmu záření gama 0,1 – 3 GeV. Fotony s energií TeV vylétají ze zdroje, jehož poloha je však posunuta o 0,4° proti poloze zdroje GeV, což je přímý doklad pokračujícího urychlování kosmických paprsků v oblasti zmíněného pozůstatku.
G. Zanardo aj. sledovali pomocí kompaktního australského radioteleskopu ATCA poblíž Narrabri změny v rádiovém záření SNR 1987A ve Velkém Magellanově mračnu po dobu plných 22 let od vlastní exploze. Měření opakovali každý měsíc na 4 frekvencích v rozmezí 1,4 – 8,6 GHz. Rádiová jasnost pozůstatku stále roste; za posledních 8 let se zvýšila o 18 %. Autoři odhadli, že předchůdce supernovy měl hmotnost 20 M☉ a supernovu klasifikovali třídou IIp.
Podle R. Sturma aj. se mění rentgenové záření pozůstatku po supernově 1987A velmi dramaticky. Z údajů družice Newton vyplynulo, že v období let 2003-2007 probíhala vnitřním opticky pozorovaným prstencem rázová vlna exploze projevující se výrazným rentgenovým zjasněním. Zhruba po 16,5 letech od výbuchu se rychlost rázové vlny náhle podstatně snížila. Prstenec sám je starý asi 20 tis. r. a rázová vlna ho stlačovala před sebou, čímž se prstenec v oblasti styku s rázovou vlnou ionizuje a ohřívá. Zjasnění se proto projevuje nejprve v měkkém rentgenovém pásmu a odpovídá dokonce dvěma různým teplotám 5 MK a 25 MK. Zřejmě zde dochází k interakci odražené rázové vlny s dopřednou. Po nárazu na prstenec se dopředná rázová vlna zpomalila na 1,8 tis. km/s.
Ve spektru prstence se podařilo nalézt vysoce čáry vysoce ionizovaného železa (až po čáru Fe XIX) a určit zastoupení prvků N, O, Ne, Mg, Si, S a Fe.
S. Matilla aj. určovali chemické složení vnitřního prstenu pomocí AAT a VLT v intervalu 3,8 – 13,7 let po výbuchu supernovy 1987A. Hustoty ve vnitřním prstenci kolísaly mezi 1 – 30 mld. atomy/m3. Ionizovaný plyn dosáhl úhrnné hmotnosti 0,06 M☉. Autorům se také podařilo určit zastoupení H, He, C, N a O, jež se liší jak od výskytu týchž prvků ve Slunci, ale i od průměrných hodnot pro Velké Magellanovo mračno. Skupina prvků C-N-O je vůči základním prvkům H a He v prstenu zastoupena 1,6krát více než činí průměr pro VMM, ale zato 0,6krát méně než na Slunci. Autoři se domnívají, že modrý veleobr, který v r. 1987 vybuchl, vznikl dávno před explozí splynutím dvojhvězdy. Tím by se totiž dala nenásilně vysvětlit okolnost, že zcela anomálně vybuchl modrý, a ne červený veleobr.
K. France aj. zkoumali prsten v letech 2004-2010 pomocí aparatur ACS a STIS HST zejména v čarách H I a N IV. Ukázali, že prsten je skloněn k zornému paprsku pod úhlem 45° a jeho průměr dosahuje 0,4 pc. První horká skvrna svědčící o interakci prstenu s rázovou vlnou výbuchu byla zaznamenána již v r. 1995. Dnes už je pozůstatek po supernově obklopen působivým "perlovým náhrdelníkem" horkých skvrn. K. Kjaer aj. ukázali, že výbuch supernovy probíhal nesouměrně. Ve směru rovníku byly pozorovány výtrysky o rychlostech až 30 tis. km/s, ale obecně nepřesáhla rychlost rozpínání plynných obalů 3 tis. km/s.
S. Katsuda aj. využili rentgenových družic Chandra a Newton k určení zastoupení vybraných chemických prvků v rozpínajících se obalech supernovy Pup A, která je velmi jasná také v rentgenovém oboru spektra. Zastoupení prvků O, Ne a Mg převyšuje hodnoty pro Slunce až dvojnásobně.
R. Fesen a D. Milisavijevic objevili při pozorování emisních struktur v pásmu 450 –750 nm v oblasti o galaktických souřadnicích 159.6+7.3 vláknitou slupku o rozměrech 3° x 4° (!) v galaktické šířce +7°. Slupka má tedy obdobné úhlové rozměry jako známá smyčka mlhovin v Labuti, ale její vzdálenost se zatím nedá odhadnout. Je určitě dál než 0,25 kpc, ale nejistota v určení vzdálenosti dosahuje celého řádu. Rentgenová družice ROSAT má v této poloze velmi slabý rentgenový zdroj. Jde nepochybně o pozůstatek po anonymní supernově, který unikl všem dosavadním rádiovým přehlídkám, protože netepelné rádiové záření je v tomto případě neměřitelně slabé.
S. Rodney a J. Tonry využili přehlídku supernov IfA, zahrnující 130 supernov třídy Ia v intervalu červených posuvů z >0,1 (>400 Mpc), k odhadům, jak se mění výskyt supernov v závislosti na stáří vesmíru. Zjistili tak, že po odečtení výběrových efektů tato četnost směrem k minulosti roste a nezastavuje se ani pro nejvzdálenější supernovy se z ≈ 1,05 (2,4 Gpc, tj. pro stáří vesmíru 6 miliard let po velkém třesku. Tehdy byla četnost supernov asi 2,5krát vyšší než dnes.
R. Pakmor aj. zkoumali případ netypické supernovy 1991bg, která byla klasifikována třídou Ia, ale lišila se od svých družek podstatně nižší produkcí radioaktivního nuklidu 56Ni (0,1 M☉, zatímco standardní supernovy téže třídy mívají 0,4 – 0,9 M☉) a následkem toho i nižší absolutní hvězdnou velikostí v maximu (-17 mag). Autoři tuto anomálii vysvětlili předpokladem, že v tomto případě šlo o těsnou dvojhvězdu složenou ze dvou bílých trpaslíků přibližně téže hmotnosti 0,9 M☉. Vlivem gravitačního záření se obě složky k sobě pomalu (>1 mld. let) blížily, až se nakonec slily; tím překročily Chandraskharovu mez a došlo k relativně slabší explozi. Zatím je těžké odhadnout, jakým zlomkem se na populaci supernov Ia podílí tento mechanismus.
B. Gänsicke aj. nalezli dva případy (SDSS 0922+2928 a 1102+2054) bílých trpaslíků přibližně 18 mag, které mají ve své fotosféře více kyslíku než uhlíku. Lze je tedy klasifikovat jako bílé trpaslíky, kteří ztratili během svého vzniku vodík a obsahují hodně kyslíku a neonu v atmosféře. Hmotnosti předchůdců těchto hvězd se pohybovaly v rozmezí 7 – 10 M☉, tj. právě na hraně mezi zhroucením na bílého trpaslíka, nebo na neutronovou hvězdu. Jelikož hvězdy těchto hmotností dokáží ve svých nitrech spalovat při vyšších termonukleárních reakcích uhlík, mohly by případně skončit výbuchem supernovy. Není teď zcela jasné, pro kterou hmotnost předchůdce je výbuch supernovy třídy II (kolapsar) takříkajíc povinný.
V této souvislosti zveřejnili B. Wang obsáhlé srovnání osudu 2,4 tis. modelových těsných dvojhvězd, obsahujících bílé trpaslíky, kteří dospěli do fáze vysokého zastoupení prvků C a O. Trpaslíci nabírají akrecí vodík buď od hvězdy hlavní posloupnosti, anebo od červeného obra. V případě, že dodavatelem vodíku je hvězda hlavní posloupnosti, stačí, aby měl bílý trpaslík počáteční hmotnost 0,6 M☉, aby se akrecí dotáhl na Chandrasekharovu mez a vybuchl jako supernova Ia. Pokud však je jeho partnerem červený obr, musí mít počáteční hmotnost alespoň 1,0 M☉, aby k výbuchu nakonec došlo. Autoři dále ukázali, že první scénář dává četnost supernov Ia v naší galaxii 0,2/100 let, kdežto druhý scénář (výbuch je odložen o 1 mld. let proti prvnímu scénáři) má četnost jen 0,003/100 let. K tomu lze poznamenat, že v minulém tisíciletí našeho letopočtu byly v naší Galaxii pozorovány jen 3 výbuchy supernov Ia (1006, Tycho 1572 a Kepler 1604).
M. Gilfanová a A. Bogdán měřili rentgenové záření šesti blízkých eliptických galaxií s výdutí a zjistili, že tok rentgenového záření je 40krát nižší, než by měl být v případě, že tamější bílí trpaslíci ve dvojhvězdách nabírají hmotu akrecí od svých průvodců v poslední fázi před výbuchem supernovy Ia. Pokud tato situace platí obecně, znamená to podle autorů, že klasický scénář, v němž supernova třídy Ia vzniká akrecí plynu na bílého trpaslíka od průvodce - hvězdy hlavní posloupnosti nebo červeného obra - platí jen pro 5 % pozorovaných supernov třídy Ia! To by ovšem mělo závažné důsledky pro kosmologii, protože v tom případě by většina supernov Ia vznikala splynutím dvou bílých trpaslíků, jejichž úhrnná hmotnost může různě překračovat Chandrasekharovu mez a koncept standardních svíček by nemohl platit.
S tímto nečekaným výsledkem koresponduje také práce M. van Kerkwijka aj., kteří tvrdí, že přesné vyladění podmínek pro bílé trpaslíky typu C-O není příliš pravděpodobné. Nepozorujeme totiž skoro žádné bílé trpaslíky s hmotnostmi těsně pod Chandrasekharovou mezí. Proto se rovněž přiklánějí k názoru, že většina výbuchů supernov Ia vzniká splynutím dvou přibližně stejně hmotných trpaslíků obklopených malými hustými akrečními disky. Rychlá akrece z disků vede nakonec k prudké detonaci pozorované jako supernova Ia. Pomalé přibližování hmotnosti bílého trpaslíka k Chandrasekharově mezi a následný výbuch je sice možné, ale zcela atypické.
Ostatně důkazy o pestrosti scénářů pro výbuch supernov s rostoucím pozorovacím materiálem neustále přibývá. H. Perets aj. studovali supernovu 2005E, která vybuchla v halu osamělé galaxie NGC 1032 (Cet; vzdálenost 34 Mpc), tj. 23 kpc od centra galaxie a 11 kpc nad jejím diskem. Spektrum supernovy se blížilo třídě Ib, ale množství vyvrženého materiálu 0,3 M☉ bylo podezřele nízké, ačkoliv rychlost rozpínání slupky činilo 11 tis. km/s. Největší hmotnostní podíl ve slupce měl vápník (0,14 M☉). Absolutní hvězdná velikost supernovy tak dosáhla jen -15 mag. Autoři proto soudí, že bílý trpaslík přesáhl Chandraskharovu mez díky importu helia od svého průvodce, namísto běžného vodíku. Podobně K. Kawabata aj. popsali anomální průběh výbuchu supernovy 2005cz v eliptické galaxii NGC 4589. Spektrum supernovy se totiž lišilo jak od třídy Ib, tak i od třídy IIb, přestože šlo nejspíš o gravitační zhroucení dostatečně hmotné hvězdy s hmotností 12 – 15 M☉.
T. Moriya aj. upozornili na skutečnost, kterou si poprvé uvědomil S. Colgate již v r. 1971. Již tehdy zjistil, že supernovy vzniklé hroucením hmotných hvězd nemají dost energie na rozmetání cárů výbuchu do okolí. Nyní se to potvrdilo pro supernovu 2008ha (třída Ia pec), která měla před výbuchem hmotnost 13 M☉, ale energie exploze dosáhla jen 1,2.1041 J, zatímco běžné kolapsary uvolní energii řádu 1044 J. Supernova dodala do rozpínající se obálky jen 0,003 M☉ radioaktivního nuklidu 56Ni, takže její absolutní hvězdná velikost v maximu dosáhla jen -14,2 mag. Hmotnost cárů však činila 0,074 M☉, takže jejich rychlost nedosáhla rychlosti únikové. Cáry se proto po balistických drahách vracejí zpět na kolapsar a tím prodlužují hvězdnou agónii zejména v oborech energetického rentgenového a gama záření. Takovým způsobem lze vysvětlit i občas pozorované mimořádně dlouhé záblesky GRB.
Pozoruhodnou práci o supernovách ve velmi raném vesmíru, kdy metalicita Z (zastoupení chemických prvků počínající uhlíkem) byla nulová, publikovali C. Joggerst aj. Tento tým modeloval vývoj hvězd populace III (se Z = 0, resp. Z = 10-4) s počátečními hmotnostmi 15, 25 a 40 M☉. Pro každý model ještě navíc uvažovali dvě varianty rychlosti rotace hvězd. Jak se ukázalo, právě rychlost rotace má vliv na výsledný osud těchto krátkožijících hvězd v raném vesmíru. Pokud hmotná hvězda dostatečně rychle rotuje, projeví se to silnějším termonukleárním hořením vodíku ve slupce kolem jádra hvězdy a vznikem jader dusíku při termonukleárních reakcích v nitru hvězdy. Hvězda se z hlavní posloupnosti postupně přemístí do pásma červených veleobrů a vybuchne jako supernova třídy II. Pokud hvězda rotuje velmi pomalu, stane se z ní modrý veleobr a ten rovněž vybuchne jako supernova II.
V obou případech se do kosmického koloběhu prvků dostanou zplodiny termonukleárních reakcí, takže metalicita mezihvězdného prostředí nepatrně vzroste. Příslušné modely nové generace hmotných hvězd se Z ≈ 10-4 pak ukázaly, že i tato nepatrná metalicita u dostatečně rychle rotujících hvězd způsobí, že jejich konečným stádiem jsou kompaktní modré hvězdy. Modré hvězdy dávají obecně nižší energie výbuchu, takže zanechávají méně hmotný pozůstatek a více chemicky pestřejšího materiálu rozmetají do okolního prostoru. Tak se nakonec ukazuje, že právě gravitační zhroucení jader hvězd s původními hmotnostmi 15 – 40 M☉ přispívá v raném vesmíru nejvíce ke zvyšování zastoupení astrofyzikálních "kovů" na úkor vodíku a helia. Autoři své výpočty konfrontovali s údaji pro supernovu HE 0557-4840 s nulovou metalicitou, při jejímž výbuchu se uvolnila energie 2.1044 J. Pozorované zastoupení kovů v rozpínající se slupce supernovy velmi dobře souhlasí s modelovými výpočty.
Podle F. Iocca hraje ve velmi raném vesmíru zajímavou úlohu také skrytá látka, která se koncentruje podél dlouhých vláken kosmické pavučiny, kudy proudí také baryonová látka. Chladnoucí baryony na sebe lákají i skrytou látku a tak vznikají jednak standardní hmotné hvězdy populace III, tak i "skryté hvězdy" tvořené skrytou látkou s příměsí baryonů. Velmi hmotné "skryté hvězdy" se gravitačně hroutí přímo na černé veledíry, zatímco méně hmotné se zbaví skryté látky. Zbylý podíl baryonové látky se vyvíjí jako standardní hmotné hvězdy díky termonukleárním reakcím a skončí výbuchem supernovy. Pokud je hustý centrální zbytek dostatečně hmotný, zhroutí se po výbuchu na hvězdnou černou díru, takže tento materiál se už dalšího koloběhu chemicky pestré látky během dalšího vývoje vesmíru nezúčastní.
V r. 2010 došlo k průlomu v modelových výpočtech samotného průběhu výbuchu supernov, protože řadě autorských kolektivů se podařilo poprvé propočítat trojrozměrné modely. Takové výpočty jsou nesmírně náročné na výpočetní kapacity i rychlost operací, ale i na astrofyzikální podklady a numerické metody. První takový trojrozměrný model, k němuž potřebovali čtvrt roku výpočetního času na superpočítačích, uveřejnili v květnu 2010 N. Hammer aj. Jenom přesný propočet první sekundy výbuchu by vyžadoval 1021 operací (!) v pohyblivé čárce, což přesahuje současné možnosti počítačů téměř o pět řádů, takže i tento první model 3D představuje velké zjednodušení. Nicméně i odtud vyplynul klíčový závěr, že u hmotných hroutících se hvězd stačí produkce neutrin v okolí neutronové hvězdy na spuštění gigantického výbuchu supernovy. Vzápětí uvedli J. Nordhaus aj., že jednorozměrné i dvojrozměrné modelové výpočty byly natolik vzdálené od reality, že jejich selhávání (předčasné zastavení výbuchu) bylo nevyhnutelné. Modely 3D také ukázaly, že výbuchy supernov nejsou izotropní, ale dosti silně asymetrické, ve shodě s tím, co naznačují pozorování. To opět problematizuje význam standardních svíček v kosmologii tak populárních, i když K. Meada aj. ujišťují, že pro dostatečně velké statistické soubory supernov se nepříjemné asymetrie prostě zprůměrují.
Dátum poslednej zmeny: 05. novembra 2012