Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 02. januára 2013
J. Halpern a E. Gotthelf podrobně prozkoumali vlastnosti podivuhodného pulsaru J1852+0040 (impulsní perioda 0,1 s) v pozůstatku po supernově Kesteven 79, jenž slabě svítí i v rentgenovém pásmu spektra. Rentgenová světelná křivka je však po dobu pětiletého sledování pozoruhodně stálá a brzdění rotace relativním tempem 10-17 neuvěřitelně nízké, takže indukce magnetického pole na povrchu rotující neutronové hvězdy dosahuje "jen" 3 MT. Autoři odhadli, že pulsar je od nás vzdálen asi 7 kpc, takže jeho rentgenový zářivý výkon činí jen 1026 W, což je zatím nejmenší hodnota pro takto mladou neutronovou hvězdu představující čistě tepelný tok vychládající hvězdy. Zářivý výkon uvolňovaný brzděním pulsaru je ještě o řád nižší. Rentgenové spektrum pulsaru lze vysvětlit pomocí dvou horkých skvrn na povrchu neutronové hvězdy o teplotách 3 MK a 5 MK, jejichž průměry dosahují 4 km a 1 km. Tak výrazná anizotropie rozložení teplot na povrchu hvězdy je při tak relativně slabém magnetickém poli zcela nepochopitelná a autoři proto označují tento případ jako antimagnetar.
Naproti tomu S. Olausen aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton pulsar J1734-3333 s extrémně silným magnetickým polem 5 GT. Navzdory tak silnému poli však pulsar září v rentgenovém oboru relativně slabě, což je kupodivu typické pro magnetické pulsary s rotačními periodami 2 – 12 s.
Proslulý pulsar v Krabí mlhovině B0531+21 (impulsní perioda 0,03 s), který vznikl po výbuchu supernovy v Býku v r. 1054, pulsuje podle G. Machabeliho a Z. Osmanova i v pásmu tvrdého záření gama o energiích >25 GeV, jak ukázala soustavná měření aparaturou MAGIC. Tím se dále rozšířilo spojité pásmo elektromagnetického záření, v němž lze tento původně jen rádiový pulsar sledovat. Při objevování milisekundových pulsarů zářících v pásmu gama je nyní nejužitečnějším pomocníkem skvělá družice Fermi. Před jejím vypuštěním bylo známo asi 60 milisekundových pulsarů, ale samotná družice k nim už stihla přidat během prvního roku svého provozu dalších 17. Podle teorie by právě milisekundové pulsary mohly být nejlepšími kandidáty na detekci gravitačních vln, protože je přesně známa doba rotace příslušných neutronových hvězd, což zvyšuje naději na vylovení signálu gravitačního záření ze šumu.
Plošný zdroj záření gama v pásmu energií 0,1 – 3 GeV objevili u dalšího významného milisekundového pulsaru Vela (B0833-45; impulsní perioda 89 ms) A. Pellizzoni aj. pomocí detektorů na družici AGILE. Pulsar je od nás vzdálen 290 pc a vznikl při výbuchu anonymní supernovy přibližně před 11 tis. lety. Plošným zdrojem je zřejmě mlhovina obloukové rázové vlny pulsarového větru vznikající rychlým pohybem pulsaru vůči mezihvězdnému prostředí. Pulsar sám září výrazně díky brzdění rotace neutronové hvězdy, takže jeho zářivý výkon dosahuje 7.1029 W. Vzápětí tento výsledek potvrdila také měření z družice Fermi, jak ukázali A. Abdo aj. Družice sledovala okolí pulsaru po dobu 11 měsíců a tak se ukázalo, že těžiště plošného zdroje záření gama se nachází plných 8° od pozůstatku po supernově a jde o vůbec nejjasnější stálý zdroj energetického záření gama na celé obloze! To dává vynikající příležitost prozkoumat pomocí družic rozložení energetických zdrojů i magnetických polí v mlhovině pulsarového větru.
G. Pavlov aj. uveřejnili zajímavé údaje o mlhovině pulsaru Geminga (J0633+1746), získané pomocí dlouhých expozic oběma klíčovými rentgenovými družicemi Newton a Chandra. Mlhovina má tvar obloukovitého chvostu, jehož tloušťka ve vrcholu chvostu dosahuje 50″, tj. lineárně alespoň 0,06 pc. Oblouk se nachází v protisměru prostorového pohybu pulsaru o rychlosti 210 km/s. Jde tedy nepochybně o rázovou vlnu, jež vzniká interakcí pulsarového větru s mezihvězdným prostředím. Ve vrcholu oblouku jsou vidět tři zhuštění a souměrné boky chvostu jsou dlouhé dokonce 2′ (minimálně 0,14 pc). Vítr pulsaru je tak silný, že ubírá pulsaru jeho rotační energii - současná impulsní perioda pulsaru Geminga činí 0,24 s.
J. Yuan aj. sledovali v letech 2002-2009 pomocí 25m radioteleskopu Nanshan v Číně pulsar B2334+61 (Cas), jenž souvisí s mladým pozůstatkem po supernově G114.3+0.3, jež vzplanula zhruba před 40 tis. lety. Podařilo se jim přitom objevit zatím rekordní skok (zkrácení) jeho impulsní periody (0,495 s), tedy dočasné zvýšení rotační rychlosti neutronové hvězdy, který proběhl v intervalu 26. srpnem a 8. zářím r. 2005 a dosáhl relativní hodnoty 2.10-5. Po náhlém zkrácení se impulsní perioda vrátila k normálnímu sekulárnímu poklesu relativním tempem 2.10-13 zhruba po půl roce. Díky tomuto poklesu vyzařuje pulsar zářivý výkon 6.1027 W. Zmíněné náhlé skoky v periodě jsou charakteristické pro mladé pulsary (v Krabí mlhovině a v souhvězdí Plachet) a jejich příčinou je pravděpodobně okolnost, že jádro neutronové hvězdy rotuje vyšší úhlovou rychlostí než její plášť; občas však se vlivem změn v konfiguraci magnetického pole plášť o jádro "zadrhne" a dojde k pozorovaným skokům.
F. Janet aj. změřili pomocí 305m radioteleskopu v Arecibu rychlost šíření signálu proslulé rádiové spektrální čáry neutrálního vodíku o klidové frekvenci 1,42 GHz v mezihvězdném prostředí v okolí prvního objeveného milisekundového pulsaru B1937+21 (Vul; impulsní perioda 1,56 ms, tj. přes 640 obrátek neutronové hvězdy za 1 s!). Rychlost rádiových signálů různých frekvencí závisí, jak známo, na disperzi v mezihvězdném prostředí a slouží proto jako přibližná metoda pro určování vzdáleností rádiových pulsarů. V tomto případě však dochází v mezihvězdných mračnech H I, které se nacházejí na zorném paprsku k pozorovateli k anomální disperzi, která je zvláště patrná na rezonanční frekvenci vodíkové čáry. Autoři tak zjistili během tří pozorovacích nocí, že v průběhu téměř dvouhodinových průběžných měření přišly signály v blízkosti rezonanční frekvence v daném mračnu až o 30 μ. dříve, než signály od této frekvence odlišnější. To znamená, že grupová rychlost rezonančních signálů byla vyšší, než kolik činí rychlost světla ve vakuu. To není v rozporu se speciální teorií relativity; naopak se pomocí této anomálie dá zjišťovat struktura rozložení mračen H I v Galaxii podél příslušného zorného paprsku.
Jak uvedl M. Kramer, zatím nejlepší kosmickou relativistickou laboratoř představuje binární pulsar J0737-3039 (CMa; vzdálenost 600 pc), objevený M. Burgayovou aj. v r. 2003. Díky vysoké stálosti impulzních period pulsaru A (0,023 s) i B (2,8 s) mají totiž astronomové k dispozici téměř ideální dvoje Einsteinovy hodiny pro měření jemných efektů teorie. Obě neutronové hvězdy o hmotnostech 1,35 M☉ obíhají kolem společného těžiště rychlostí 300 km/s v periodě 144 minut (!) po mírně eliptické dráze s výstředností e = 0,09. Vlivem ztráty energie soustavy gravitačním zářením se velká poloosa dráhy (800 tis. km) zmenšuje denně o 7 mm, takže obě neutronové hvězdy splynou za 85 mil. let. Následkem těchto parametrů lze v soustavě pozorovat už během krátké doby řadu efektů předpovídaných obecnou teorií relativity; např. relativistické stáčení periastra dosahuje nevídané hodnoty 17°/rok! (U Merkuru činí relativistické stáčení jen 43″/století.) Podle B. Perery aj. rádiový impuls pulsaru B od doby objevu plynule slábl a měnil svůj profil na dvojitý, až nakonec v březnu r. 2008 zcela vymizel. Příčinou je relativistická precese rotační osy neutronové hvězdy, která by měla vést k opětnému objevení tohoto impulsu v příštích desetiletích.
J. Weisberg aj. uveřejnili rozbor dlouhodobých měření změn impulsní periody klasického binárního pulsaru B1913+16 (Aql; vzdálenost 6,4 kpc; hmotnost neutronové hvězdy 1,44 M☉; impulzní perioda 0,06 s), za jehož objev v r. 1974 a následnou analýzu obdrželi v r. 1993 R. Hulse a J. Taylor Nobelovu cenu za fyziku. Jelikož i průvodce pulsaru je neutronová hvězda s hmotností 1,39 M☉, jde rovněž o dobrou relativistickou laboratoř, která umožňuje určovat empiricky hodnoty řady předpověděných relativistických efektů. Navíc lze odtud určit i vlastní pohyb pulsaru, který činí 1,6 úhlových milivteřin/rok. V květnu r. 2003 se impulsní perioda pulsaru skokem zkrátila v relativní míře o 4.10-11. Obě neutronové hvězdy obíhají kolem společného těžiště po silně výstředné (e = 0,62) dráze o délce velké poloosy 2 mil. km v periodě 7,75 h. Relativistické stáčení periastra je zesíleno vinou vysoké výstřednosti dráhy a činí 4,2°/rok.
Nejzajímavějším efektem je ovšem relativistická ztráta energie soustavy tempem 7.1024 W následkem vyzařování gravitačních vln, což způsobuje zkracování velké poloosy dráhy tempem 3,5 m/s. Obě složky soustavy proto splynou za nějakých 300 mil. let. Pozorovaný efekt je díky zmíněným dlouhodobým pozorováním ověřen v souladu s předpovědí obecné teorie relativity s přesností 0,2 promile.
Neméně pozoruhodné výsledky přineslo podle P. Demoresta aj. sledování milisekundového (3,15 ms) binárního pulsaru J1614-2230, jehož složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 8,7 d. Autoři ukázali, že oběžná rovina soustavy má sklon 89°, takže při přesném měření periody impulsů se projevuje Shapirovo zpoždění (4. efekt obecné teorie relativity) ve vyšší míře než u kteréhokoliv dalšího známého pulsaru. Odtud pak lze spočítat hmotnosti obou složek, jak ukázali F. Özel aj., kteří tak dostali pro průvodce pulsaru (bílého trpaslíka) hmotnost 0,5 M☉ a pro vlastní pulsar rekordně vysokou hodnotu 2,0 M☉. Odtud vyplývá, že pulsar představuje v tomto případě rychle rotující neutronovou hvězdu, jejíž extrémně vysoká hmotnost dává naději na detekci gravitačních vln s frekvencí <500 Hz.
Shapirovo zpoždění lze podle C. Markwardta a T. Strohmayera měřit také u milisekundového rentgenového pulsaru Sw J1749.4-2807, který je svým průvodcem o hmotnosti 0,7 M☉ a poloměru 0,85 R☉ dokonce zakrýván po dobu 37 min, tj. po 7 % délky oběžné periody 8,8 h. Jde o vůbec první takový případ mezi milisekundovými rentgenovými pulsary. Příslušná rentgenová světelná křivka byla získána pomocí družice RXTE. Odtud vyplývá, že složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v minimální vzdálenosti 570 tis. km po téměř dokonalé kružnici a oběžná rovina je skloněna k normále zorného paprsku pod úhlem 77°. Naneštěstí je rentgenové záření soustavy silně proměnné s časem, takže potrvá ještě delší dobu, než bude možné přesně určit hmotnost kompaktní složky a tím případně stanovit nové meze pro hmotnosti reálných neutronových či kvarkových hvězd.
C. Pallanca aj. nalezli pomocí nové kamery WFC3 HST optického průvodce binárního milisekundového pulsaru J1824-2425H v kulové hvězdokupě M28. Jde o trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti o o hmotnosti 0,7 M☉ a efektivní teplotě 6 kK, která se nachází v úhlové vzdálenosti 0,2″ od samotného pulsaru. Vysoká teplota hvězdy při její malé hmotnosti je důsledkem ohřevu blízkým pulsarem, jenž je od trpaslíka vzdálen jen asi 2 mil. km. Proto je poloměr trpaslíka 0,65 R☉ důkazem, že trpaslík již zcela vyplňuje svůj Rocheův lalok. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 0,44 d a jsou velmi staré - jejich stáří autoři odhadli na 13 mld. let. B. Knispel aj. poukázali na znamenité výsledky projektu sdíleného počítání Einstein@Home, v němž dobrovolníci ze 192 zemí světa hledají od r. 2009 pulsary v přehlídkách z 305m radioteleskopu v Arecibu. Programu se účastní již 250 tis. dobrovolníků, kteří mají k dispozici 100 tis. osobních počítačů a zpracovávají tak balíčky dat o velikosti 2 MB. K nejzajímavějším úlovkům projektu patří pulsar J2007+2722 s tokem jen 2 mJy na frekvenci 1,5 GHz, jenž má impulsní periodu 0,024 s, je od nás vzdálen přes 5 kpc a jeho stáří se odhaduje na plných 21 mil. let, takže magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy má indukci nižší než 2 MT.
T. Yuasa aj. zkoumali pomocí rentgenové družice Suzaku 17 bílých trpaslíků ve dvojhvězdách, nazývaných intermediální polary. Do této skupiny kataklyzmických rentgenových dvojhvězd s kompaktní složkou patří jen několik desítek objektů, v nichž úlohu kompaktní složky hrají bílí trpaslíci s prostředně silným (intermediálním) magnetických polem a druhou složku představuje hvězda hlavní posloupnosti, která předává svou hmotu do akrečního disku kolem bílého trpaslíka. Vnitřní část disku se však pohybuje podél relativně hustých magnetických siločar v podobě plynných proudů směrem k povrchu bílého trpaslíka. Autoři dokázali změřit hmotnosti bílých trpaslíků s přesností ±0,2 M☉ a tak našli poměrně vysokou střední hodnotu hmotnosti intermediálních polarů 0,9 M☉, přičemž indukce magnetického pole na jejich povrchu byla vesměs nižší než 100 kT. Teplota rentgenově svítícího plynu se však pohybovala v hodnotách >100 MK!
T. Güver aj. odvodili parametry neutronové hvězdy v rentgenové dvojhvězdě s nízkou hmotností složek (LMXB) 4U 1608-52 na základě pozorování družicí Newton. Nejpravděpodobnější vzdálenost soustavy odhadli na necelých 6 kpc a odtud pak určili poloměr neutronové hvězdy 9,3 km a její velmi vysokou hmotnost 1,7 M☉.
V. Doroshenko aj. studovali pomocí družic INTEGRAL, RXTE, ASM a aparatury BATSE na družici Compton dlouhoperiodický rentgenový pulsar ve dvojhvězdě GX 301-2, jejíž druhá složka je ranou hvězdou sp. třídy B o poloměru 43 R☉, ztrácející hmotu hvězdným větrem tempem 10-5 M☉/r. Impulsní perioda pulsaru 684 s je rekordně dlouhá a prodlužuje se velmi rychle relativním tempem 4.10-8. Soustava je od nás vzdálena několik kpc a obě složky kolem sebe obíhají po silně výstředné dráze (e = 0,5) v periodě 41,5 d, která se však plynule zkracuje rekordně rychlým tempem 3.10-5 d/r. Odtud vyplývá vysoká indukce magnetického pole neutronové hvězdy na úrovni 10 GT.
L. Gou aj. uvedli, že přechodný měkký rentgenový zdroj A0620-00 (=V616 Mon; vzdálenost 1,1 kpc) vykázal zatím nejdelší a největší rentgenový výbuch mezi všemi známými rentgenovými dvojhvězdami. Výbuch pozorovaný družicí OSO-8 se odehrál v letech 1975-1976 a zdroj měl v maximu intenzitu 50x vyšší než zdroj v Krabí mlhovině, což odpovídá teplotě 7 MK. Od té doby je však zdroj v souhvězdí Jednorožce v klidu. Autoři odvodili z analýzy výbuchu hmotnost černé díry v této soustavě na necelých 7 M☉ a její spin jen 0,1, což je nezvykle nízká hodnota (spiny ostatních černých děr se většinou blíží maximu 1,0).
K. Kubota aj. revidovali hmotnosti složek proslulé rentgenové zákrytové dvojhvězdy SS 433 (=V1343 Aql; 14 mag; vzdálenost 5,5 kpc) na základě spektroskopických měření radiálních rychlostí složek pomocí 8m teleskopů Subaru a Gemini-N. Ukázali, že hmotná složka, z níž přetéká plyn na horkou kompaktní složku (rentgenový zdroj), má hmotnost 10,4 M☉, zatímco nejpravděpodobnější hmotnost rentgenové složky dosahuje 2,5 M☉. Jelikož oběžná perioda dvojhvězdy 13,1 d je po 30 letech měření známa s vysokou přesností stejně jako sklon dráhy 79°, lze odtud odvodit rozmezí hmotnosti kompaktní složky 4,3 M☉ > Mx > 1,9 M☉, jež svědčí o tom, že jde s vysokou mírou pravděpodobnosti o hvězdnou černou díru. E. Seifinová a L. Titarchuk odvodili z rentgenových měření pomocí družice RXTE a z rádiových měření radioteleskopem RATAN-600 minimální hmotnost černé díry 4,3 M☉.
Objekt SS 433 lze tedy klasifikovat jako mikrokvasar, jak rovněž ukázal M. Bowler, jenž našel spektroskopické důkazy existence akrečního disku obklopujícího černou díru, jenž kolem ní rotuje postupnou rychlostí >500 km/s. Odtud však vychází podstatně vyšší hmotnost kompaktní složky >18 M☉ (horní mez dokonce <37 M☉), zatímco průvodce je rovněž velmi hmotná hvězda s hmotností 20 – 30 M☉, která však zcela nevyplňuje svůj Rocheův lalok, takže akreční disk je doplňován pouze přetokem plynu přes Lagrangeův bod L2. V každém případě je minimální hmotnost této podivuhodné soustavy >40 M☉.
R. Dunn aj. nalezli v archivu dat družice RXTE celkem 25 těsných rentgenových dvojhvězd, z toho dokonce dvě soustavy, které patří do Velkého Magellanova mračna. Kompaktní složky v těchto dvojhvězdách jsou vesměs hvězdné černé díry v rozmezí hmotností 6 – 10 M☉, zatímco jejich hvězdné průvodci mají hmotnosti v rozsahu 0,3 – 6 M☉. Oběžné doby jsou vesměs krátké, v rozmezí 4 – 153 h a vzdálenosti galaktických rentgenových dvojhvězd se pohybují v rozmezí 1,7 – 10 kpc od nás.
F. Valsecchi aj. popsali vlastnosti rentgenové dvojhvězdy X-7 v galaxii M33 (Tri; vzdálenost 840 kpc). Kompaktní složkou ve dvojhvězdě je černá díra o hmotnosti 16 M☉, obíhající kolem nadhvězdy o hmotnosti 70 M☉ po nepatrně výstředné dráze v periodě 3,5 d. Primární složkou dvojhvězdy je však nadhvězda sp. třídy O7 III s efektivní teplotou 35 kK a zářivým výkonem 500 kL☉! Stávající vývojové modely dokáží vysvětlit současné hmotnosti obou složek výměnou hmoty v těsné dvojhvězdě, ale selhávají při objasnění pozorované vysoké rentgenové svítivosti 2.1031 W akrečního disku kolem černé díry, jejíž spin činí 0,84.
H. Feng aj. zkoumali rentgenové světelné křivky dvou proměnných rentgenových zdrojů X42.3+59 a X41.4+60 v galaxii M82, vzdálené od nás 3,6 Mpc. Zdroje vzdálené od sebe úhlově jen 5″ lze částečně rozlišit jedině pomocí družice Chandra a odtud plyne, že druhý ze zdrojů je vůbec nejsvítivějším rentgenovým zdrojem ve zmíněné galaxii, zatím první z nich je slabší a výrazně proměnný v závislosti na čase. Právě u zdroje X42.3+59 se jim podařilo odhalit během období extrémně vysoké rentgenové svítivosti >1033 W kvaziperiodické oscilace rentgenového záření s frekvencemi 3 – 4 mHz. Nízkofrekvenční oscilace jsou důkazem extrémně vysoké hmotnosti příslušné černé díry, která se nachází daleko od centra zmíněné galaxie s překotnou tvorbou hvězd. Taková černá díra je schopná zářit v rentgenovém oboru spektra díky přímé akreci plynu z mezihvězdného prostředí a odtud pak plyne její extrémně vysoká hmotnost v intervalu 12 – 43 kM☉, čili jde o první solidní důkaz existence intermediálních černých děr (IMBH) s hmotnostmi o 1 – 4 řády vyššími než jsou typické hmotnosti černých děr, ale zato minimálně o řád nižšími než kolik dosahují černé veledíry v centrech naprosté většiny klasických galaxií.
M. Fiocchi aj. využili družice INTEGRAL k pokusu o identifikaci dosud objevených více než 700 zdrojů tvrdého rentgenového záření v energetickém pásmu 17 – 100 keV. Aparatura IBIS na družici dokáže odhalit zdroje, jejichž intenzita představuje jen promile intenzity zdroje v Krabí mlhovině a tak není divu, že asi třetina takto objevených zdrojů není až dosud identifikována. Autoři se proto zaměřili především na přesné určení polohy zmíněných zdrojů s přesností na zlomky obl. vteřin. Potom srovnali údaje z družic INTEGRAL a Chandras infračervenou přehlídkou 2MASS a s daty z pozemních Čerenkovových aparatur (HESS, MAGIC, VERITAS). Výsledek je ovšem velmi hubený: podařilo se jim identifikovat jen 5 zdrojů, typově jde o kupu galaxií, pulsar s mlhovinou pulsarového větru a galaxie s aktivními jádry. Pomalý pokrok v identifikaci svědčí o tom, že jde o mimořádně obtížný výzkum, ale zároveň právě zde se můžeme v nejbližších letech dočkat zajímavých překvapení.
V průběhu roku 2010 zasáhla do výzkumu záření gama naprosto originálním způsobem výtečná americká družice Fermi, pracující v energetickém pásmu 0,1 – 100 GeV, která dokončila přehlídku celé oblohy v pásmech 2 – 50 GeV s úhlovým rozlišením 2 – 4°. Podle G. Doblera aj. se pozoruje silný přebytek tohoto záření ve směru k centru Galaxie a dále podél vnitřní části hlavní roviny Galaxie. Jde o jakési vysokoenergetické "kouřmo", které se vysvětluje jako interakce synchrotronově urychlených elektronů s interstelárními fotony (inverzní Comptonův jev). Obecně pak souhlasí mapa rozložení tvrdého záření gama s obdobnými mapami známé družice WMAP, což tuto domněnku potvrzuje. Koncem r. 2010 pak oznámili M. Su aj., že družice Fermi propátrala pomocí aparatury LAT i rozsáhlé oblasti vně hlavní roviny Galaxie a tak se ukázalo, že až do galaktických šířek ±50° sahají obří bubliny záření gama o průměru 8 kpc, jejichž výskyt souhlasí s údaji z družic WMAP i ROSAT, ale je doložen mnohem přesvědčivěji.
Zatím se jen spekuluje o příčinách vzniku a udržování tak obrovských útvarů v Galaxii, protože životnost fotonů gama v bublinách se odhaduje jen na 10 mil. let. Nejspíš jde o projev energetického galaktického větru z okolí černé veledíry v centru Galaxie, ale rozložení energie fotonů gama v bublinách příliš nesouhlasí s výpočty založenými na zmíněném inverzním Comptonově jevu.
J. Zhang aj. srovnali výsledky pozorování difúzního pozadí v energetickém pásmu gama pomocí družice Fermi s dřívějšími výsledky z družic PAMELA a stratosférického balonu ATIC, které vesměs poukazují na pozorovaný přebytek elektronů i pozitronů jak v zemské atmosféře tak v celé Galaxii v porovnání se stávajícími modely. Zatím se podařilo vyloučit, že za tento přebytek by snad mohly pulsary, ale ve hře je jednak kosmické záření vysokých a extrémně vysokých energií (zčásti neznámého původu!), popř. rozpady hypotetických částic skryté látky. Nejspíš jsme tedy na prahu závažných objevů, ale k jeho překročení bude potřebí získat kvalitní a dostatečně početné další údaje.
Jak ukázali A. Abdo aj., je však i daleký vesmír nečekaně průhledný pro energetické záření gama, neboť se již podařilo zachytit energetické paprsky gama (energie fotonů >10 GeV) od blazarů, popř. zábleskových zdrojů záření gama (GRB), až ze vzdálenosti 3,75 Gpc.
P. Crowther aj. zkoušeli určit hmotnosti hvězd v proslulých kupách extrémně hmotných hvězd NGC 3603 (Car; vzdálenost 7,6 kpc) a R136 v mlhovině Tarantule (30 Doradus) ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost 51 kpc). Hvězdokupy jsou tak hustě osídleny hvězdami, že jednotlivé hvězdy lze i ve velkých dalekohledech stěží rozlišit od sebe, což v minulosti vedlo k přeceňování jejich hmotností, protože obrazy hvězd splývaly. Nyní autoři použili 8m teleskopů VLT ESO a také snímků z HST, takže dostali mnohem spolehlivější i přesnější údaje. Jde pochopitelně o velmi mladé hvězdy, které vznikly asi před 1,5 mil. roků. Jejich současné hmotnosti se pohybují mezi 165 – 320 M☉, tedy až čtyřikrát výše, než naznačuje teorie.
J. Tomsick a M. Muterspaugh se snažili určit hmotnosti neutronových hvězd v rentgenových dvojhvězdách a zjistili, že ve většině případů jsou tyto hvězdy těsně nad Chandrasekharovou mezí, čili nejčastěji mají hmotnost 1,4 M☉. Nejpřesněji je určena hmotnost neutronové hvězdy v soustavě X Persei (vzdálenost 900 pc; oběžná doba 0,7 r; velká poloosa dráhy 2 AU; sp. průvodce O9.5; hmotnost 15 M☉): (1,40 ±0,04) M☉. Pouze tři neutronové hvězdy z této statistiky vybočují, a to GX 301-2 s hmotností (1,85 ±0,19) M☉; Vela X-1 s rekordní hmotností (2,0 ±0,1) M☉ a podobně hmotná neutronová hvězda v pulsaru J1614-2230 s hmotností (1,97 ±0.04) M☉.
Podobně F. Özel aj. našli mezi rentgenovými dvojhvězdami o nízké hmotnosti (LMXB) celkem 16 případů, kdy rentgenové záření vzniká akrecí plynu z hvězdného průvodce na černou díru. Tak se jim podařilo zjistit, že průměrná hmotnost černé díry v těchto soustavách dosahuje hodnoty (7,8 ±1,2) M☉, přičemž nenašli ani jediný případ, kdy by hmotnost černé díry klesla pod 5 M☉.
K. Belczynski aj. se zabývali otázkou, jakou nejvyšší hmotnost mohou mít hvězdné černé díry. Pro hvězdy s metalicitou 2 % metalicity Slunce se dá spočítat, že příslušné černé díry snadno dosáhnout maxima hmotnosti kolem 15 M☉ a tato mez rychle stoupá s dalším poklesem metalicity předchůdce černé díry, takže pro 1 % metalicitu sahá až k 80 M☉. Když tyto maxidíry akreují plynný materiál, může se příslušný "vysávaný" akreční disk zjasnit na zářivý výkon až řádu 1033 W. Uvedené modelový výpočty však platí jen pro osamělé hvězdy.
D. Kasen a E. Ramirez-Ruiz modelovali průběh slapového rozpadu hvězdy v gravitačním poli hvězdné, popř. intermediální černé díry. Ukázali, že jen polovina hmoty slapově roztrhané hvězdy nakonec spadne do černé díry, zatímco druhá polovina je rozmetána vysokou rychlostí ve směrech pryč od černé díry. Rozmetávaný plyn začne opticky svítit asi týdne po slapovém rozpadu hvězdy a jas se dokonce zvýší až k zářivým výkonům řádu 1034 W (100 ML☉) během několika málo dnů. Měli bychom tedy pozorovat přechodný optický zdroj, který bude jakýmsi protějškem rentgenového vzplanutí od plynu dopadajícího vysokou rychlostí na povrch černé díry. Paradoxně jsou tyto jevy nápadnější v případě pádu na méně hmotné černé díry, protože jejich Schwarzschildovy poloměry jsou o 1-3 řády nižší, než u intermediálních černých děr, kde slapové síly jsou následkem toho o 3-9 řádů slabší a v případě černých veleděr mají už problém hvězdu vůbec slapově roztrhat.
Rozrůstající se počty pozorovaných GRB odhalují některé nečekané vzácné jevy, k nímž patří zejména opožděný příchod energetických fotonů gama až po "měkkém začátku" celého úkazu. Podle A. Giulianiho aj. našla aparatura EGRET na družici Compton za 6 let provozu jen 5 případů, kdy GRB svítil i v pásmu energií >100 MeV. Nedávno pak družice AGILE našla u krátkého GRB (SGRB) 090510 (poloha 2214-2635; z = 0,9; vzdálenost 2 Gpc) kratičký (0,2 s) měkký (<10 MeV) začátek vzplanutí, po němž nastoupila tvrdá fáze (>30 MeV) trvající desítky sekund. Přitom energie vyzářená v první fázi dosáhla hodnoty 8.1046 J, kdežto v delší druhé fázi se vyzářilo "jen" 4.1045 J (obě hodnoty vycházejí z předpokladu, že zdroj záblesku byl izotropní; reálné zářivé výkony budou minimálně o řád nižší, protože všechny GRB vysílají většinu zářivé energie v relativně úzkých kuželech/výtryscích s vrcholovým úhlem do 15°).
C. Swenson aj. sledovali velmi neobvyklý průběh světelné křivky mimořádně jasného GRB 090926A, objeveného oběma aparaturami (GBM i LAT) družice Fermi a pozorovaného pak plynule družicí Swift od 13 h po vzplanutí gama. Vlastní GRB trval 20 s v pásmu energií 8 –1 000 keV s maximem toku pro energii 270 keV. Nicméně jeden foton s energií 20 GeV byl pozorován až 26 s po začátku úkazu. Družice Swift pozorovala od 13. hodiny po vzplanutí rentgenový dosvit aparaturou XRT a současně i optický dosvit aparaturou UVOT. Světelné křivky v obou pásmech měly standardní sestupný tvar s řadou krátkých vzplanutí, jež byly v obou oborech synchronizovány, ale s většími amplitudami v optickém pásmu. Na optické křivce byl 4. den po vzplanutí patrný zlom, odpovídající rozptylu záření původně úzkého výtrysku na cirkumstelárním plynu. Pomocí teleskopu UT2 VLT ESO se přitom podařilo změřit červený posuv dosvitu z = 2,1 odpovídající vzdálenosti zdroje 3,2 Gpc.
Optický dosvit s kolísajícím tokem byl pak sledován plných 23 dnů po vlastním vzplanutí, což je docela neobvyklé, ale nikoliv ojedinělé. Autoři totiž ukázali, že jde o docela typický průběh pro téměř všechny GRB, které byly při vzplanutí tak jasné, že aktivovaly aparaturu LAT na družici Fermi. Porovnání statistických údajů o výskytu GRB z družice Swift a z aparatury LAT prokázalo, že GRB zaznamenané LAT jsou energetičtější než 88 % GRB zaznamenaných družicí Swift a v souladu s tím mají nadprůměrně jasné rentgenové i optické dosvity.
V podstatě odtud vyplývá, že centrální zdroj GRB zcela neuhasíná ihned po konci vzplanutí GRB, ale ještě se vícekrát probouzí k měřitelné aktivitě, která se přirozeně nejvíce projevuje u dostatečně energetických GRB. A. Rau aj. vskutku potvrdili pomocí studia spekter optického dosvitu spektrografem FORS2 VLT, že energie výtrysků ze zdroje GRB dosáhla fantastické hodnoty >3,5.1045 J, což je možná jedna z nejvyšších hodnot pro dosud pozorované GRB. Přitom hroutící se hvězda vykazovala mimořádně nízkou metalicitu téměř stokrát nižší než je metalicita hvězd typu Slunce, takže zcela určitě patřila k hvězdám vzniklým poměrně brzo po velkém třesku.
Podobně G. Beskin aj. nalezli v záznamech širokoúhlé optické kamery TORTORA (zorné pole o ploše 24° x 32° na observatoři La Silla) doklad rychlé proměnnosti optického protějšku vůbec opticky nejjasnějšího GRB 080319B, kdy každý výkyv v oboru gama byl doprovázen obdobným kolísáním optického protějšku se zpožděním 2 s. Autoři odhadli, že tyto výkyvy působí velké množství neutronů v látce vyvržené ve výtryscích. Současně se ukázalo, že akrece žhavého plynu z mohutného disku na černou díru proběhla ve čtyřech oddělených epizodách. N. Tanvir aj. uvedli, že objekt mohl být v maximu patrně 5,3 mag, čili viditelný krátce i okem. Ze spekter a fotometrie optického protějšku a dosvitu pomocí HST, Gemini, VLT a Chandra odvodili z = 0,94 (vzdálenost 2,3 Gpc) a zlom ve světelné křivce v 11. dnu po vzplanutí. To dává pro energii výtrysků hodnotu >1045 J. Mateřská galaxie nejjasnějšího GRB v dosavadní historii jejich pozorování je kupodivu zcela podprůměrná; na snímcích dosahuje jen 27 mag, takže její absolutní bolometrická hvězdná velikost činí jen -17 mag; není proto divu, že vyniká jedině nízkou metalicitou.
Identifikaci vůbec nejvzdálenější mateřské galaxie jevu GRB ohlásili P. D'Avanzo aj., kteří k objevu využili dalekohledy VLT ESO. Samotný GRB 090205 trval v pásmu gama jen 1,6 s v klidové souřadnicové soustavě s ním spojené a na sestupné rentgenové světelné křivce překvapil zjasněním v intervalu 500 – 1 000 s po vlastním vzplanutí gama. Mateřská galaxie se prozradila vodíkovou čarou Ly-α, posunutou z ultrafialové až do infračervené oblasti spektra vzhledem k z = 4,65 (vzdálenost 3,8 Gpc; 1,3 mld. let po velkém třesku). Podle vzhledu spektra měla galaxie jen čtvrtinu metalicity Slunce, ale zato obsahovala populaci hvězd mladších než 150 mil. roků.
B. Cobb aj. pozorovali průběh světelné křivky optického dosvitu GRB 091127, jenž vzplanul relativně blízko (z = 0,5; vzdálenost 1,5 Gpc), takže jeho světelná křivka byla pozorovatelná od necelé hodiny až do 102 d po vzplanutí GRB. V 9. dnu po vzplanutí se jasnost dosvitu začala zvyšovat po plné dva týdny a teprve pak se obnovilo původní tempo poklesu. To znamená, že v přepočtu na místní soustavu souřadnic objektu GRB zhruba v 6. dnu po vzplanutí zdroj vybuchl jako supernova třídy Ic, která dosáhla v téže souřadnicové soustavě 15. d po vzplanutí maxima jasnosti, tj. absolutní hvězdné velikosti -19,0 mag; byla tedy v té době svítivější než 3 GL☉!
J. Halpern a E. Gotthelf nalezli magnetar v pozůstatku supernovy CTB 37B, v němž družice Chandra objevila rentgenový pulsar s impulsní periodou 3,8 s. Pulsar byl následně ztotožněn se zdrojem energetického záření gama HESS J1713-381. Pulsar je starý jen asi 1 tisíciletí a zářivý výkon uvolňovaný brzděním rotace neutronové hvězdy dosahuje hodnoty 4.1027 W, tedy o řád vyšší, než pozorujeme u celého Slunce. Jelikož se tempo rotace poměrně rychle brzdí, lze odtud spočítat, že magnetické pole na povrchu pulsaru dosahuje indukce 50 GT, čili fakticky jde o magnetar.
Y. Tanaka aj. oznámili, že zachytili nízkofrekvenční rádiové signály od magnetaru SGR J1550-5418 (Nor; vzdálenost 5 – 10 kpc; perioda rotace neutronové hvězdy 2,1 s; indukce magnetického pole ≈100 GT) pomocí rádiového teleskopu ATI v Sao Paulu, jenž zachycoval signály komerčních rádiových stanic v pásmu 3 – 30 kHz ze Severní Ameriky. Magnetar začal být nápadně aktivní koncem ledna 2009 a jeho záblesky byly tak silné, že ovlivňovaly kolísání vlastností spodní ionosféry Země, což se projevilo kolísáním příjmu nízkofrekvenčních signálů ze vzdálených stanic, jež se od ionosféry odrážejí zpět k zemskému povrchu. Časové rozlišení přijímače 1 s pak ukázalo korelaci kolísání rádiových signálů synchronně s individuálními záblesky gama. Astronomové tak získali novou lacinou a velmi účinnou metodu, jak zkoumat chování magnetarů, i když se zrovna nacházejí pod obzorem rádioteleskopu.
W. Fong aj. využili HST ke zkoumání vlastností 10 galaxií, v nichž byly pozorovány krátké SGRB, o nichž se soudí, že vznikají splynutím dvou neutronových hvězd v těsné dvojhvězdě. Ukázalo, se, že jde vesměs galaxie pozdních typů, v průměru dvakrát větší než mateřské galaxie, v nichž se vyskytly dlouhé GRB (LGRB). Medián vzdáleností SGRB od centra příslušné galaxie 5 kpc je dokonce pětkrát vyšší, než odpovídající parametr pro LGRB, které se pravidelně vyskytují v nejjasnějších částech centrálních oblastí mateřských galaxií. Domněnka o příčině vzplanutí SGRB je touto byť poměrně malou statistikou posílena.
A. Rowlinson aj. objevili optický dosvit u SGRB 080905A, což jim umožnilo změřit červený posuv z = 0,12, odpovídající vzdálenosti zdroje 475 Mpc, jde tedy o vůbec nejbližší dosud pozorovaný SGRB. Nachází se 18,5 kpc od centra mateřské galaxie, čili v oblasti, kde už prakticky tvorba hvězd neprobíhá, takže i tento objev posiluje domněnku o tom, že SGRB vznikají splynutím (starých) párů neutronových hvězd. Týž tým autorů nalezl také neobvykle silný rentgenový dosvit u SGRB 090515, jenž v pásmu gama zářil jen 0,04 s, ale za 200 s po vzplanutí se vynořil extrémně silný rentgenový dosvit, vůbec nejvyšší, který kdy družice Swift pro SGRB zaznamenala. Dosvit zůstával konstantní po dalších 300 s a pak náhle zmizel. Po 100 min od SGRB se vynořil i optický dosvit 26,5 mag, jehož červený posuv se však nestihlo změřit. Z těchto údajů autoři vyvodili, že díky splynutí dvou neutronových hvězd vznikl v tomto případě magnetar s extrémně silným magnetickým polem 3 TT a rychlou rotací v periodě několika desítek milisekund.
E. Troja aj. prohlédli záznamy z družice Swift, které časově předcházely vzplanutí SGRB a tak zjistili, že v 10 % případů předcházely hlavnímu vzplanutí zvýšené emise fotonů s předstihem až 13 s. Jak uvedli K. Belczynski aj., existuje výběrový efekt zvýhodňující zachycení úkazu LGRB oproti SGRB v poměru celého řádu. Všechny GRB s červeným posuvem z v intervalu 6 – 10 (stáří od velkého třesku 950 – 480 mil. let) pocházejí ze starých hvězd populace II, které v případě rychlého míchání těžších prvků ("kovů") vznikají nejčastěji v době zhruba 800 mil. let po velkém třesku (z ≈ 7). V místech, kde se kovy příliš nepromíchaly, nastává však vrchol tvorby hvězd populace II mnohem později, až v čase 2,2 mld. let po velkém třesku (z ≈ 3).
R. Perna a A. MacFadyen tvrdí, že promíchávání kovů je velmi důležité i pro LGRB, jejichž bezprostřední příčinou je zhroucení stárnoucí velmi hmotné hvězdy na černou díru (kolapsar). Kdyby však v hmotné hvězdě nebyla látka předem dobře promíchána, trvaly by LGRB nikoliv desítky sekund, ale spíše celé minuty i hodiny, což pozorování vůbec nepotvrzuje. K promíchávání může přispět pozorovaná velmi rychlá rotace hmotných hvězd.
Úloha GRB při výzkumu nejvzdálenějších oblastí vesmíru historicky stále roste, protože v letech 1963-1995 patřily rekordy v průzkumu hlubokého vesmíru kvasarům a od té doby je stále drží malé (=nejranější) galaxie, jenže nejvyšším tempem se zvedají rekordy vzdáleností právě pro GRB. V dubnu 2009 byl pozorován GRB 090423 s červeným posuvem z = 8,3 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří 620 mil. let po velkém třesku), jehož rádiový dosvit objevili P. Chandra aj. pomocí obří anténní soustavy VLA zhruba týden po samotném vzplanutí. Rádiový dosvit pak pozorovali ještě dva měsíce, což jim umožnilo vypočítat celkovou kinetickou energii uvolněnou během celého úkazu - jde o ohromující číslo 4.1046 J. Z toho autoři usoudili, že v tomto případě šlo o jiného předchůdce, než u GRB, které vzplanuly ve vesmíru později. Zřejmě šlo o nadhvězdu populace III, tj. I. generace, kde se na černou díru zhroutila krátkožijící hvězda o původní hmotnosti řádu 100 M☉. To by bylo v souladu s domněnkou P. Mészárose a M. Reese, že právě takové GRB by mohl být zachyceny moderními družicemi pro obor záření gama.
F. Wyrowski aj. nalezli pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu APEX v poušti Atacama (nadmořská výška 5 100 m) ion hydroxylu OH+ v absorpci na frekvenci 909 GHz (vlnová délka 0,33 mm) ve známém rýžovišti mezihvězdných molekul Sgr B2 poblíž centra Galaxie. Jak ukázala měření, výskyt iontu je docela vysoký, takže lze v blízké budoucnosti očekávat v tomto frekvenčním pásmu jeho objevy v dalších mezihvězných molekulových mračnech.
M. Agúndez aj. objevili nejmenší molekulový anion - dvouatomový záporný ion kyanidu CN- pomocí 30m radioteleskopu IRAM pro pásmo milimetrových vln (frekvence 80 – 300 GHz) na Pico Veleta ve Španělsku. Ion nalezli ve vnější prachové obálce známé uhlíkové hvězdy IRC+10216 (=CW Leo; 700 R☉; 11 kL☉ var.; 2,2 kK; 0,8 M☉; vzdálenost ≈140 pc). Jeho množství představuje asi 1/4 % množství neutrálního CN v prachové obálce bohaté na uhlík.
L. Pagani aj. studovali pomocí Spitzerova teleskopu (SST) 110 centrálních oblastí prachových mračen v spektrálním pásmu 3,6 – 8 μm. Zjistili, že mračna jsou slabě osvětlována hvězdami, protože prachová zrnka v nich mají rozměry srovnatelné s vlnovou délkou blízkého infračerveného záření, takže jsou o řád větší, než běžný mezihvězdný prach.
J. Cami aj. objevili pomocí SST v mladé planetární mlhovině Tc 1 (vzdálenost 1,8 kpc) fullereny C60 i C70 jako neutrální molekuly o teplotách 330 K a 180 K. Plyn v mlhovině je zřejmě ochlazován prachovými zrníčky. Přitom efektivní teplota mateřského bílého trpaslíka v centru mlhoviny činí 30 kK. Množství obou fullerenů v mlhovině je na pozemské poměry úctyhodné, neboť dosahuje 6.10-8 M☉, resp. 5.10-8 M☉, tj. je řádově srovnatelné s hmotností pásma planetek ve Sluneční soustavě. Autoři též odhadli, že asi 1 % mezihvězdného uhlíku je zabudováno právě do fullerenů, které byly laboratorně objeveny teprve v r. 1985.
K. Sellgren aj. identifikovali pomocí SST pásy nejstabilnějšího fullerenu C60 v pásmu vlnových délek 7 – 19 μm v rozsáhlé (>1 pc) reflexní mlhovině NGC 2023 (Ori; vzdálenost 450 pc) a potvrdili též jeho předchozí nález v prototypu reflexních mlhovin NGC 7023 (Cep; rozměr 1,8 pc; vzdálenost 400 pc). I v těchto případech jsou molekuly fullerenu excitovány ultrafialovým zářením hvězdy, která ozařuje prachovou mlhovinu.
Jak připomněli T. Stanke aj., jednou z nejstarších dosud nerozřešených záhad na obloze je tmavá "klíčová dírka", kterou objevil v r. 1774 W. Herschel uvnitř jasné reflexní mlhoviny NGC 1999 (Ori; vzdálenost 460 pc). Jeho sestra Karolina zapsala do pozorovacího deníku doslova: "Hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel" (zde je v obloze opravdu díra). K vyřešení záhady byl povolán kosmický teleskop s příznačným jménem Herschel, který oblast zobrazil ve vlnových délkách 70 a 160 μm, dále pak pozemní přístroje, tj. 6,5m dalekohled Magellan a submilimetrové bolometry LABOCA a SABOCA radioteleskopu APEX. Ze všech těchto měření jednoznačně vyplývá, že W. Herschel měl pravdu: v mlhovině je opravdu prázdná díra, nikoliv chladná globule, z níž by jednou mohla vzniknout hvězda. Původ díry není zcela jasný, ale nejspíš byla doslova vydlabána krátkodobými výtrysky záření z vícenásobné hvězdné soustavy V380 Orionis, jejíž primární složka sp. třídy B9 má svítivost 100 L☉. Autoři soudí, že během nejbližších desítek tisíc let se díra opět vyplní mezihvězdným materiálem, pokud ovšem nedojde k dalšímu vydlabávání...
A. Riccaová aj. dokázali konečně vysvětlit původ donedávna neidentifikovaných mezihvězdných emisních pásů v blízké a střední infračervené oblasti spektra (3,3 – 11,2 μm), jež vesměs patří k polycyklickým aromatickým uhlovodíkům (PAH - Polycyclic Aromatic Hydrocarbons), např. koronen (C24H12), nebo ovalen (C32H14). Mezitím propočítali emisní spektra pro PAH s vyšším počtem (82 až 130) uhlíkových atomů v rozmezí od C82H24 až po C130H26. Dokázali tak pokrýt celé infračervené i submilimetrové pásmo 15 – 1 000 μm. Tyto výpočty přicházejí v pravou chvíli, protože v nejbližší době se otevře dokořán submilimetrové pásmo elektromagnetického spektra díky obří soustavě ALMA v chilské poušti Atacama.
P. Goldsmith aj. zjistili z pozorování SST, že chladný (200 K) molekulový vodík H2, který se dosud nedařilo odhalit spektroskopicky, je viditelný ve středním infračerveném pásmu na vlnových délkách 9,7 – 28,2 μm na vnějším povrchu obřího molekulového mračna v Býku jako "stříbrný" lem, zcela v duchu úsloví, že i nejčernější mrak má stříbrný okraj. Podle autorů je tím prokázáno intenzivní turbulentní promíchávání molekulového vodíku z chladného vnitřku mračna směrem k teplejším okrajům, což významně ovlivňuje procesy tvorby nových hvězd v mračnech.
Přesně to potvrdili O. Berné aj., když pořídili mikrovlnný snímek proslulé mlhoviny v Orionu (M42; vzdálenost 414 pc) pomocí mikrovlnné družice Planck. Na snímku je vidět, že na povrchu mračna jsou patrné vlnovité struktury, které vznikly díky tzv. Kelvinově-Helmholtzově nestabilitě vznikající na rozhraní tekutin různých hustot a rychlostí. V tomto případě šlo o ohřáté plazma, které se sráželo při rozpínání mlhoviny se starším chladným molekulovým plynem. Rychlost rozpínání mlhoviny 3 km/s změřil již dříve SST. Obří molekulové mračno v mlhovině dalo za posledních 12 mil. roků život desítkám tisíc hvězd, z čehož zhruba jedno promile tvoří hvězdy s hmotností >8 M☉, jejichž životnost dosahuje nanejvýš 40 mil. roků.
S. Guieu aj. zkoumali pomocí SST mlhovinu IC 2118 o úhlové délce 5°, nazývanou též "Hlava čarodějnice", jež se nachází v podobné vzdálenosti jako M42, ale zato v úhlové vzdálenosti 7° od Trapezu ve směru k jasnému Rigelu (β Ori; 0,3 mag; sp. B8 I; vzdálenost 260 pc), od něhož je úhlově vzdálena 2,5°. V mlhovině našli šest nových mladých hvězdných objektů (YSO - Young Stellar Objects), jejichž vznik byl doslova vynucen ultrafialovým ozařováním chladného molekulového plynu hvězdami Trapezu a Rigelem.
J. Converse a S. Stahler simulovali dynamiku vývoje otevřené hvězdokupy Plejády (=M45; vzdálenost ≈125 pc) pomocí simulace, která začala stavem Plejád v době jejich vzniku před 125 mil. let a vedla co nejblíže k jejich současné konfiguraci. Odtud pak simulace pokračovala do budoucnosti. Úplný vývojový scénář pro hvězdokupu začal tím, že vzniklé hvězdy odstraňovaly ze svého okolí molekulový plyn, v němž vznikly, tak dlouho, až zcela vymizel. Tím se celá soustava rozvolnila a její centrální hustota se snížila na polovinu původní hodnoty. V rané fázi života hvězdokupy se téměř všechny hvězdy vyskytovaly v těsných párech, jež ztrácely oběžnou energii, čímž se jejich oběžné periody zkracovaly a hvězdokupa jako celek se ohřívala. Tento trend bude pokračovat i v nejbližších stovkách milionů let, takže centrální hustota se bude i nadále snižovat a hvězdokupa bude zvětšovat své rozměry, k čemuž navíc přispěje i ztráta hmoty z hvězd v průběhu jejich termonukleárního vývoje. Později gravitační vazby uvnitř hvězdokupy dále zeslábnou buď proto, že hvězdokupa projde v blízkosti obřího molekulového mračna, anebo i tím, že na ni začnou destruktivně působit slapové síly centra Galaxie. Ty způsobí rozpad hvězdokupy nejpozději za 1 mld. let od současnosti.
J. Davenport a E. Sandquist studovali rozložení hvězd ve staré otevřené hvězdokupě M67 (Cnc; vzdálenost ≈850 pc; stáří ≈4 mld. let;) pomocí dat z přehlídky SDSS. Jádro hvězdokupy má úhlový poloměr 8′, ale halo sahá až do úhlové vzdálenosti 60′ od centra. Z rozložení poloh téměř 1,4 tis. hvězd se ukázalo, že halo je protaženo ve směru vlastního pohybu hvězdokupy, což znamená, že hvězdokupa se již začíná rozpadat. Na vině jsou její průlety hlavní rovinou Galaxie, kterých za svou existenci absolvovala již 17.
I. Thompson aj. určili elementy zákrytové dvojhvězdy V69 v kulové hvězdokupě 47 Tuc (=NGC 104). Oddělená soustava se skládá ze starých hvězd populace II (metalicita -0,7), které kolem sebe obíhají v periodě 29,5 d po dráze s mírnou výstředností (e = 0,06). Poloměry složek jsou po řadě 1,3 a 1,2 R☉, svítivosti 1,9 a 1,5 L☉ a hmotnosti 0,88 a 0,86 M☉. Odtud vychází stáří soustavy 11,25 mld. roků a jejich vzdálenost od nás 4,7 kpc.
J. Anderson a R. van der Marel využili kamery ACS HST k sestavení fotometrického katalogu 1,2 mil. hvězd v centrálním poli (10′x 10′) pro kulovou hvězdokupu ω Cen (vzdálenost 4,7 kpc). Snímky opakovali po dobu 4 let a tím získali vlastní pohyby v menším výseku téhož pole pro více než 100 tis. hvězd. Mohli tak s větší přesností otestovat tvrzení E. Noyolové aj. z r. 2008, že v centru této hvězdokupy, která je někdy považována dokonce za trpasličí galaxii, se nachází intermediální černá díra s hmotností 30 – 40 kM☉. Nová a početnější měření však ukázala, že v bezprostředním okolí centra hvězdokupy vlastní pohyby nijak výrazně nerostou, což dává horní mez pro hmotnost případné černé díry jen 12 kM☉, ale nejlepší model popisující současné rozložení vlastních pohybů se bez centrální černé díry zcela obejde.
G. Ponti aj. objevili světelnou ozvěnu výbuchu zdroje Sgr A*, když pomocí rentgenové družice Newton sledovali od září 2001 do dubna 2009 spektrum molekulového mračna vzdáleného úhlově 15′ od zmíněného mračna celkem ve 13 epochách. Za tu dobu nashromáždili 14 dnů úhrnné expozice, jež ukázala, jak po povrchu mračna superluminálně klouže silně krátkodobě proměnný odlesk výbuchu ze zdroje Sgr A* , který se musel odehrát více než 100 let před tímto pozorováním. Autoři odhadli, že výbuch trval minimálně desítky let, ale v extrémním případě až 400 roků. Z intenzity rentgenových čar Fe K-α a K-β v odlesku se dal určit zářivý výkon během výbuchu 1,5.1032 W (≈400 kL☉), zatímco od té doby až dosud svítí střed Galaxie s výkonem o tři řády nižším, tj. o osm řádů pod Eddingtonovým limitem. (Limit je definován jako hydrostatická rovnováha mezi tlakem záření snažícím se zdroj rozepnout a gravitací téhož zdroje, která se snaží zdroj smrštit.) To znamená, že černá veledíra v centru Galaxie o hmotnosti přes 4 MM☉ je v současné době (tj. před 26 tis. lety v jejím lokálním čase) mimořádně klidná, čili nepohlcuje téměř žádnou hmotu ze svého okolí. V době výbuchu však zářivý výkon centra Galaxie odpovídal přibližně Eddingtonovu limitu pro standardní hvězdnou černou díru, takže je možné, že tehdy probíhalo její pohlcování černou veledírou.
Y. Kato aj. využili nedávno objevených kvaziperiodických rádiových oscilací (s periodami v rozmezí 17 – 56 min) v bezprostředním okolí černé veledíry v jádře Galaxie k určení spinu a této k nám nejbližší (8 kpc) veledíry. Hodnota a = 0,44 je překvapivě nízká (extragalaktické černé veledíry mívají spiny a ≈ 0,95, tj. blízké teoretickému maximu 1,0). Spiny veleděr zvyšuje akrece materiálu z disku a naopak je zmenšuje zpomalování rotace veleděr Blandfordovým-Znajekovým mechanismem, ve shodě s nímž má akreční disk kolem veledíry silné dipólové magnetické pole, jež dokáže extrahovat rotační energii veledíry a tím její spin snižuje. To znamená, že akrece na naši veledíru je v současnosti s extrakcí energie magnetickým polem v rovnováze.
J. Eyre se věnoval slapovému proudu hvězd GD-1. Vlastní pohyby hvězd tohoto proudu známe v současnosti s přesností 0,004″/rok. Odtud lze určit, že proud je od centra Galaxie vzdálen 8 kpc se sklonem 37° a retrográdním oběhem hvězd vůči směru pohybu našeho Slunce. Problémem pro pochopení jeho vzniku a dalšího vývoje je však nedostatečně přesná hodnota vzdálenosti Slunce od centra Galaxie, takže je potřebí využít nových přehlídek vlastních pohybů, které už probíhají, nebo se v nejbližší době spustí. Konkrétně přehlídka PanSTARRS zlepší přesnost vlastních pohybů 4x, čímž se chyby vzdáleností hvězd sníží z 50 % na 10 %. Pro vzdálenější hvězdy do 30 kpc pak přehlídky LSST a Gaia zlepší přesnost v určování vzdáleností na 14 %. Potřebujeme však také mít velmi přesné vzdálenosti hvězd do 30 pc od Slunce, abychom zvýšili přesnost v určení kruhové oběžné rychlosti hvězd ve slunečním okolí. To vše jsou nezbytné podmínky pro zlepšení našich vědomosti jak o struktuře Galaxie, tak o jejím vývoji.
O tom, že současná situace v určování vzdálenosti galaktického centra není uspokojivá, svědčí i nejnovější výsledek D. Majaesse, jenž vybral početné proměnné hvězdy typu RR Lyrae, pozorované během přehlídky gravitačních mikročoček v projektu OGLE. Výsledná hodnota vzdálenosti Slunce od centra Galaxie (8,1 ±0,6) kpc má relativní chybu skoro 7,5 % a ta se pak šíří mezi všechna další odtud odvozované vzdálenosti kosmických objektů po celé Galaxii.
Ze stejného důvodu nejsou nijak přesné ani naše znalosti o rozsáhlém halu skryté látky naší Galaxie, jak zjistili N. Przybilla aj. Původní odhady hmotnosti hala vycházely ze sledování vlastních pohybů 2,4 tis. modrých hvězd ve vodorovné větvi diagramu HR a dávaly hodnotu kolem 2 TM☉, jenže novější měření z r. 2008 snížila tuto hodnotu na polovinu. Autoři nové práce objevili, že v halu Galaxie se vyskytuje hvězda populace II SDSS J1539+0239, jež se pohybuje vůči centru Galaxie prostorovou rychlostí 694 km/s. Má-li být tato rychlost nižší než úniková, musí být hmotnost skryté látky hala minimálně 1,7 TM☉ a celá Galaxie pak má hmotnost alespoň 1,8 TM☉, jenže střední chyba této hodnoty činí plných 60 %! O hmotnosti hala tak fakticky rozhoduje pozorování jediné rychlé hvězdy, což je pochopitelně naprosto neudržitelná situace, kterou by však zmíněné nové přehlídky hvězd v Galaxii měly postupně zlepšit.
O. Gnedin aj se pokusili o vykreslení profilu rozložení hmoty v radiálním směru od centra Galaxie do vzdálenosti celých 80 kpc. K tomu se právě hodí hvězdy s mimořádně vysokými prostorovými rychlostmi. Rozptyl radiálních složek rychlostí těchto hvězd klesá v rozmezí vzdálenosti od centra 25 – 80 kpc velmi málo. Podobný trend vykazují i odhady hodnot kruhových rychlostí, jež se zde pohybují v rozmezí 175 – 231 km/s, přičemž střední hodnota pro celé zmíněné rozpětí činí 193 km/s. Odtud lze vyvodit, že do poloměru 80 kpc se v Galaxii nachází pouze 700 GM☉ hmoty; skrytá látka tak zůstává v tomto případě ještě více skrytá...
Naproti tomu značný pokrok zaznamenalo určování trigonometrických vzdáleností mezihvězdných mračen pomocí rádiových maserů, jak ukázali V. Bobylev a A. Bajková. V současnosti jsou v Galaxii známy paralaxy 28 maserů, s nimiž je spojeno 25 oblastí překotné tvorby hvězd v galaktocentrických vzdálenostech 3 – 14 kpc. Odtud vycházejí nové hodnoty Oortových konstant pro rotaci Galaxie. A = 18 km/s; B = -13 km/s a kruhová oběžná rychlost ve vzdálenosti Slunce plných 248 km/s. Složky prostorové rychlosti Slunce vůči středu místní klidové soustavy činí po řadě 5,5; 11 a 8 km/s.
A. Abdo aj. uveřejnili první údaje o jedenáctiměsíčním sledování galaxie Velké Magellanovo mračno (VMM) pomocí aparatury LAT na družici Fermi. Galaxie je v oboru energetického záření gama velmi dobře patrná na úrovni 33násobku střední kvadratické odchylky. Nejzřetelnější je podle očekávání oblast překotné tvorby hvězd kolem hvězdy 30 Doradus. Nepřímo tak potvrdili, že odtamtud také přicházejí energetické paprsky kosmického záření. Koncem r. 2010 autoři publikovali i výsledky 17měsíčního sledování Malého Magellanova mračna (MMM), kde našli stálý zdroj o úhlovém průměru 3° zářící v pásmu >100 MeV . Z měření vyplývá, že tok kosmického záření od MMM představuje 15 % toku téhož záření z naší Galaxie.
Stejný tým se rovněž pokusil pozorovat v oboru energetického záření gama i galaxie M31 a M33. Po dvou letech sledování se jim podařilo nalézt měřitelný signál od galaxie M31 v pásmu energií fotonů 0,2 – 20 GeV, což znamená, že zářivý výkon galaxie v Andromedě je v tomto pásmu asi poloviční v porovnání s naší Galaxií, takže Andromeda produkuje asi jen třetinu energetických paprsků kosmického záření ve srovnání s Galaxií. Galaxii M33 v Trojúhelníku se zatím v oboru záření gama rozpoznat nezdařilo; citlivost aparatury LAT není zkrátka postačující.
K. Glatt aj. zkoumali vlastnosti mladých hvězdokup ve stáří do 1 mld.let v obou Magellanových mračnech. Ve VMM našli celkem 1,2 tis. hvězdokup, kdež v MMM jen něco přes 300. Z barevných diagramů hvězd ve hvězdokupách dokázali určit jejich individuální stáří v rozmezí 10 – 1 000 mil. let. Obě Mračna mají velmi nízkou průměrnou metalicitu: VMM jen 0,8 % sluneční a MMM ještě dvakrát nižší. VMM prodělalo dvě epizody zvýšené tvorby hvězdokup před 800 mil. a 125 mil. let, kdežto MMM před 630 mil., 160 mil. a 8 mil. let. Nejstarší epizody souvisejí se vzájemný přiblížením obou Mračen k sobě.
D. Nidever aj. zkoumali na frekvenci 1,4 GHz (vlnová délka 211 mm) pomocí 100m radioteleskopu GBT Green Bank v Záp. Virginii celkovou konfiguraci Magellanova proudu, objeveného již r. 1972. Proud začíná u VMM a směřuje nejprve k MMM, odkud se obloukem vrací k naší Galaxii. Podle současných měření má úhlovou délku 140° a je starý 2,5 mld. let. Tehdy probíhala v obou Mračnech překotná tvorba hvězd. Autoři však zjistili, že proud prochází dále hlavní rovinou Galaxie a v podobě oddělených vláken pokračuje ještě dále až do úhlové vzdálenosti 60°, čili jeho souhrnná délka dosahuje neuvěřitelných 200°.
S. Deb a H. Singh využili údajů z projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE k určení přesných fotometrických parametrů pro cca 350 proměnných hvězd typu RR Lyr v MMM. Odtud odvodili jejich průměrnou metalicitu téměř o 2 řády nižší než u Slunce, dále teploty, poloměry, svítivosti i hmotnosti a zejména jejich střední absolutní hvězdné velikosti 0,77 mag. To jim pak umožnilo nezávisle určit vzdálenost MMM 59,2 kpc se statistickou střední chybou kolem 1 %. A. Ciechanowska aj. si vybrali pro stanovení vzdálenosti MMM 19 klasických cefeid typu II, jejichž jasnosti měřili v blízkém infračerveném pásmu, kde má vztah Leavittové nejmenší rozptyl měření (projekt ARAUCARIA). Obdrželi tak vzdálenost 58,9 kpc, která s přesností na 0,5 % souhlasí s hodnotou odvozenou pomocí proměnných typu RR Lyr.
P. North aj. pozorovali pomocí spektrografu FLAMES VLT ESO celkem 33 zákrytových dvojhvězd v MMM, z nichž 23 bylo oddělených, 9 polodotykových a jen jedna byla dotyková se společnou obálkou. Všechny hvězdy vynikaly nízkou metalicitou pro MMM typickou a z jejich elementů vyplynula podstatně větší vzdálenost MMM 66,4 kpc. Je ovšem možné, že odchylka souvisí s tloušťkou MMM ve směru zorného paprsku, která činí 7,6 kpc. Tři z pozorovaných zákrytových dvojhvězd vykazují rychlé stáčení přímky apsid - v jednom případě proběhne celá otočka za pouhých 7,6 let.
F. Vilardell aj. pozorovali dvě zákrytové dvojhvězdy v galaxii M31 (And) a odtud odvodili jejich vzdálenost (744 ±33) kpc, tj. se statistickou střední chybou <5 %. L. Watkinsová aj. využili údajů o poloze, vzdálenosti, radiálních rychlostech a vlastních pohybech hvězd v halech, kulových hvězdokupách a v satelitních galaxiích k odhadu celkové hmotnosti hlavních galaxií Místní soustavy. Pro naši Galaxii s 26 satelitními galaxiemi spočítali její hmotnost v oblasti o průměru 300 kpc na (1,2 – 2,7) TM☉. Pro galaxii M31 s 23 satelity dostali hmotnost (1,4 ±0,4) TM☉.
Dátum poslednej zmeny: 02. januára 2013