Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 04. januára 2015
D. Huber aj. upozornili na vynikající pokrok v určování základních fyzikálních parametrů hvězd díky asteroseismologii, tj. přesným měřením krátkodobých oscilací hvězdných povrchů. Přispěla k tomu zejména astrometrická družice HIPPARCOS, jež odhalila takové oscilace v rámci programu měření paralax PAVO pro 5 hvězd hlavní posloupnosti, dále pro 4 červené obry a jednoho podobra. Pro hvězdy hlavní posloupnosti tak mohli odvodit jejich poloměry s chybou 4 % a efektivní teploty v rozsahu 4,6 – 6,2 kK s chybami ±32 K ze spektroskopie a ±31 K z fotometrie! Odchylky od teoretických modelů pro tyto hvězdy dosahují -22 – -58 K, což dává vynikající možnosti pro hromadné porovnávání soudobých modelů hvězd s pozorováním.
J. Kubát zveřejnil síť modelů hvězdných atmosfér v termodynamické nerovnováze pro horké hvězdy populace III s nulovou metalicitou. Odtud pak odvodil velikost podílu energetické složky jejich vyzařování, která přispívá k reionizaci raného vesmíru. Tento podíl se výrazně zvyšuje s rostoucí hmotností uvažovaných hvězd, které ovšem žijí velmi krátce. Hvězdy populace III s počáteční hmotnosti 100 M☉ žijí jen 3 mil. let, ale během té doby dosahují zářivého výkonu téměř o 3 řády vyššího než hvězdy s hmotností 10 M☉, které ovšem mohou svítit téměř 20 mil. let.
K. Belczynski aj. se věnovali revizi funkce hmotnosti hvězd, tj. skutečné četnosti hvězd různých hmotností. Po vyloučení výběrových efektů je tato funkce pro hvězdy hlavní posloupnosti hladká v širokém rozsahu hmotností 0,1 – 100 M☉. Kupodivu to však, jak autoři zjistili, neplatí pro funkci hmotnosti pozůstatků po hvězdách hlavní posloupnosti, tj. pro bílé trpaslíky, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry. Vyskytuje se tam totiž silný deficit četnosti v intervalu mezi četnostmi nejhmotnějších neutronových hvězd a nejméně hmotných černých děr, tj. pro hmotnosti 2 – 5 M☉. Hvězdné pozůstatky těchto hmotností by měly vznikat ze supernov, kterým říkáme kolapsary, čili gravitačním zhroucením příslušně hmotných hvězd. Podle modelových výpočtů by měla taková supernova vybuchovat již 100 – 200 ms (!!) po začátku katastrofálního gravitačního hroucení. Pokud to v této kratičké době nestihne, tak k jevu supernovy vůbec nedojde a tím může vzniknout zmíněný deficit. Přirozeně stále ještě není vyloučené, že jde o nedostatečně rozpoznaný výběrový efekt.
R. Nemmen aj. zjistili, že kolimované relativistické výtrysky z tak různorodých objektů jako jsou mikrokvasary, aktivní jádra galaxií (AGN) a zábleskové zdroje záření gama (GRB) mají pozoruhodně týž poměr mezi kinetickou energií urychlovaných částic a zářivým výkonem výtrysku. To znamená, že účinnost přeměny kinetické energie na záření je ve všech případech shodná, navzdory tomu, že příslušné parametry procesu se mění v rozsahu 10 řádů.
S. Clover a P. Clark odpověděli záporně na otázku, zda ke vzniku hvězd je zapotřebí molekulový plyn. Stačí totiž i atomární plyn, protože oba typy "surovin" pro stavbu hvězd lze chránit souběžně před destrukcí vinou mezihvězdných zářivých polí. K podobnému závěru dospěl též M. Krumholz, když ukázal, že ideální živnou půdou pro vznik hvězd je sice molekulový vodík zastíněný prachovými zrnky před ultrafialovým zářením v galaxiích, takže se efektivně chladí a to usnadní vznik hvězd gravitačním smršťováním zárodečného oblaku H2. Jelikož však intenzita chlazení závisí nepřímo úměrně na metalicitě mezihvězdného materiálu, při velmi nízké metalicitě (v raném vesmíru), stačí se dostatečně ochlazovat i atomární vodík a hvězdy mohou vznikat poměrně snadno i tehdy.
M. Wright aj. využili mikrovlnných interferometrů BIMA (vlnová délka 3 mm) a novějšího CARMA (1,4 mm) v Owensově údolí v nadmořské výšce 1,2 tis. m v severní Kalifornii, dále pak anténní soustavy VLA (13 – 60 mm; Socorro, N.M.) i Spitzerova teleskopu (SST IRAC; 4,5 – 8 μm) ke studiu nejsvítivějšího infračerveného objektu v mlhovině NGC 7538. Mlhovina ve skutečnosti představuje obří mračno H II ve vzdálenosti 2,6 kpc, jež se nachází v blízkosti infračerveného objektu IRS 1, což je velmi mladá hvězda o hmotnosti 25 M☉. Zmíněný objekt o úhlových rozměrech 8″ x 3″ se podařilo rozlišit jako tlustý akreční disk o fantastické hmotnosti 60 M☉! Stali jsme se tak svědky velmi rané fáze vzniku mimořádně hmotné nadhvězdy.
J. Tobin aj. ukázali pomocí měření v pásmu mikrovln (0,87 – 3,4 mm) aparaturami SMA a CARMA, že infračervený objekt L1527 IRS (Tau; vzdálenost 140 pc) představuje hvězdné embryo o hmotnosti 0,19 M☉ a stáří <300 tis. let obklopené akrečním diskem o průměru 180 AU a hmotnosti 0,007 M☉. Tempo akrece 7.10-7 M☉/r se projevuje zvýšeným zářením v submilimetrové oblasti spektra. V plynové obálce do vzdálenosti 0,05 pc (13,3 tis. AU) se nachází už jen 1,0 M☉, takže jde o nejranější fázi dosud pozorovaných prahvězd, navíc v poměrné blízkosti ke Slunci.
L. Close aj. měřili v blízké infračervené oblasti pomocí zlepšené adaptivní optiky u binokulárního 8,4m teleskopu LBT (Mt. Graham, Arizona) v okolí známého Trapezu (θ1 Ori A – E; vzdálenost 450 pc; stáří 300 tis. let) změny poloh 47 hvězd o stáří kolem 1 mil. roků v zorném poli o úhlových rozměrech 41″ x 53″. Polohy těsných dvojhvězd určovali s relativní přesností ±0,000 5″, takže se jim podařilo během 15 let pozorování získat lineární rychlosti oběhu složek těsných dvojhvězd s přesností ±0,6 km/s. Tak se ukázalo, že složka B4 v soustavě Trapezu má nejnižší hmotnost jen 0,2 M☉ a velmi pravděpodobně z minisoustavy 5 hvězd skupiny B unikne, protože její rychlost je vyšší než úniková. Autorům se podařilo prokázat, že složky B2 a B4 jeví oběžný pohyb, podobně jako složky A1 a A2. Vesměs jde o velmi rané hvězdy sp. třídy O. L. Šubr aj. usoudili, že Trapez by mohl skrývat černou díru o hmotnosti řádu 100 M☉, protože rozptyl prostorových rychlostí pozorovaných mladých hvězd je příliš vysoký. Pokud má černá díra průvodce na excentrické dráze, měli bychom časem pozorovat jeho zrychlený průchod pericentrem, anebo též akreci hvězdného větru do disku kolem černé díry.
J. Alves a H. Bouy zjistili na základě pozorování kamerou MegaCam (340 Mpix) 3,6m teleskopu CFHT, že celý komplex mlhoviny v Orionu (M42) je třeba znovu popsat proto, že před vlastním mračnem se ve směru k nám nalézá překrývající se populace mladých hvězd spektrálních tříd B až M. Trapez jako nejmladší populace hvězd se skutečně nachází v prostorovém centru Mlhoviny v Orionu. Před ním ve směru k nám však vidíme další mladou populaci hvězd, jíž dominuje hvězdokupa NGC 1980 (vzdálenost 420 pc). Třetí složkou komplexu jsou polní hvězdy Galaxie, které nejsou vázány k obřímu komplexu mlhovin a nacházejí se jak v popředí, tak i v pozadí M42.
W. P. Chen aj. popsali světelnou křivku proměnné hvězdy GM Cep v otevřené hvězdokupě Trumpler 37 (vzdálenost 870 pc; stáří 4 mil. let), získanou v průběhu let 2009-2011 celosvětovou sítí fotometrických dalekohledů WET. Hvězda kažodoročně zeslábne zhruba o 1 mag po dobu měsíce a přitom zmodrá. Pak se naopak nepravidelně zjasňuje přibližně o 0,5 mag, což autoři vysvětlují jako růst akrece prachu a plynu z cirkumstelárního prachového disku na hvězdu. V minimech je naopak hvězda zakrývána shlukem prachu v disku. Podobně se chová také prototyp této třídy proměnnosti UX Ori. Autoři se domnívají, že v mladých cirkumstelárních discích obou hvězd probíhá koagulace prachových zrnek a následná tvorba planetesimál.
A. Mandell aj. objevili pomocí infračerveného spektrografu CRIRES VLT ESO a kamery NIRSPEC Keckova teleskopu cirkumstelární disky u chladných hvězd AS 205 A (trojitá; sp. K5; vnitřní disk <1 AU), DR Tau (K7) a RU Lup (G5). Našli v nich organické sloučeniny HCN, CH2OH v infračerveném pásmu 3 μm. Ve spektrech vnitřního akrečního disku a poloměrech 0,1 – 1,0 AU jsou též patrné pásy molekul amoniaku, vodní páry, hydroxylu a acetylenu.
M. McDonald aj. uskutečnili podrobnou studii obří kupy galaxií SPT-CL 2344-4243 (z = 0,596; vzdálenost 2,4 Gpc; stáří 8,0 Gr po velkém třesku). Použili k tomu měření z řady pozemních (8,1m Gemini-S, 6,5m Magellan, 4m Blanco) i kosmických (ACIS Chandra, Herschel, GALEX, 2MASS, WISE) teleskopů. Rozměr kupy dosahuje 1,3 Mpc a její úhrnná hmotnost je extrémně vysoká (1,6.1015 M☉). Není divu , že její rentgenový tok činí 8.1038 W a tomu odpovídá překotná tvorba hvězd tempem 740 M☉/r. Autoři dále zjistili, že v intergalaktickém prostoru se vyskytuje horké intergalaktické plazma, které ochlazuje plynové toky směřující k hvězdným zárodkům, takže rané obří hvězdy vznikají snadněji, než jsme dosud předpokládali.
H. Sana aj. ukázali, že hvězdy s hmotností >8 M☉ vznikají velmi vzácně a - jak známo - žijí velmi krátce (pouhé milióny let). Navzdory tomu mají ve vývoji vesmíru důležitou úlohu kvůli vzniku jader těžších chemických prvků a ionizaci svého dalekého okolí. Autoři zkoumali 70 hmotných hvězd třídy O v šesti mladých otevřených hvězdokupách, z nichž přinejmenším polovina se nalézá v těsných dvojhvězdách. Většina z nich si během svého života vyměňuje hmotu se svým průvodcem a nejméně jedna třetina z nich nakonec se svou průvodní složkou splyne. Interakce mezi oběma složkami hlavní posloupnosti začíná být dominantní pro oběžné periody <7 d, ale ještě i při periodě kolem 8 let jsou interakce po opuštění hlavní posloupnosti zřetelné. Projevují se přetokem hmoty z jedné složky na druhou (i nazpět), zvyšováním rotační rychlosti složky, která nabírá plyn od svého protějšku, očesáním již existující cirkumstelární oblasti a nakonec vytvořením společné obálky těsně před splynutím.
Naproti tomu E. Bressert aj. nalezli pomocí spektrografu FLAMES VLT ESO ve Velkém Magellanově mračnu v mlhovině Tarantule (=NGC 7320 = 30 Dor; průměr 200 pc; vzdálenost 49 kpc; stáří 20 mil. let) 15 mladých hvězd sp. tříd ranějších než O7 s hmotnostmi >30 M☉, které jsou zřetelně osamělé a patří do hvězdokupy 30 Dor.
E. Visbal aj. simulovali procesy vzniku hvězd ve velmi raném vesmíru 180 mil. let po velkém třesku (červený posuv z ≈ 20) v obří krychli o hraně 400 Mpc. Zjistili, že by to vedlo k dobře pozorovatelným baryonovým oscilacím se zvýšením teploty oblastí neutrálního vodíku o 10 mK na lineární stupnici 100 Mpc. Čára 211 mm H I by však byla vlivem červeného posuvu viditelná v pásmu frekvencí kolem 50 MHz. Hvězdy populace III mohou proto přednostně vznikat v halech budoucích galaxií o hmotnostech řádu milionů M☉. Experimentální ověření simulací by však vyžadovalo tisíc hodin pozorovacího času aparaturami pro takto nízké frekvence rádiového záření. D. Bahena a P. Hadrava zjistili, že nejstarší hvězdy populace III o hmotnostech 100 – 250 M☉ s nepatrnou metalicitou až o 9 řádů nižší než u Slunce jsou proti svým mladším protějškům o téže hmotnosti posunuty k modrému hornímu konci Hertzsprungova-Russellova diagramu. Významná ztráta hmoty těchto modrých nadhvězd přispívá k dobrému promíchání prvků vzniklých jaderným slučováním v nitrech prahvězd, takže tyto objekty skončí svůj aktivní život buď jako velmi energetické supernovy, anebo dokonce jako hypernovy.
J. Grunhut aj. objevili nejrychleji rotující nedegenerovanou magnetickou hvězdu spektrální třídy rané B pomocí mezinárodní spolupráce MiMeS (Magnetismus hmotných hvězd). Hvězda HR 5907 = HD 142184 (V1040 Sco; 5,4 mag; B2.5 Vne; 17 kK; 3,1 R☉; 5,5 M☉; 120 pc) má rotační periodu 0,5 d a obvodovou rychlost na rovníku 310 km/s. Má pravděpodobně dipólové magnetické pole s indukcí 1,0 – 1,6 T a zmagnetizovaný cirkumstelární disk.
P. Beck aj. ukázali, že po skončení hoření vodíku v jádrech červených obrů se rotace smrštěného jádra zrychlí, zatímco vnější rozepnuté vrstvy rotují daleko pomaleji, přičemž konvekce plynu probíhá podél celého poloměru hvězdy. Díky asteroseismologickým pozorováním tří červených obrů družicí Kepler se nyní tento teoretický model podařilo spolehlivě ověřit, neboť při poloměrech hvězd 4,5 – 5,3 kK a efektivních teplotách 4,8 – 5,0 kK rotují jejich jádra o řád rychleji než povrch. Spád rychlosti v okolí centra hvězdy je příkrý, směrem k povrchu však gradient rychlosti klesá pomaleji.
Podle S. Mathura aj. ukázala asteroseismologie 22 hvězd slunečního typu pomocí družice Kepler, že tak lze určovat poloměry a hmotnosti hvězd s přesností ±1 % a jejich stáří s přesnosti ±2,5 %. Po zpracování delších pozorovacích řad se podaří tyto přesnosti ještě výrazně zvýšit. T. D. Li aj. odvodili z asteroseismologie zatím nejpřesnější parametry osamělé hvězdy 18 Sco (HD 146233; 5,5 mag; G2 V; efektivní teplota 5,4 kK; perioda hvězdné činnosti 7 let; 14 pc), která je v současnosti Slunci nejpodobnější: hmotnost 1,03 M☉; rotační perioda 23 d; stáří 3,7 mld. let.
J. Monnier aj. využili tříramenného optického interferometru CHARA na Mt. Wilsonu v Kalifornii ke zpřesnění údajů o jasné hvězdě α Lyr (Vega; 0,0 mag; bolometrická svítivost 47,2 L☉; vzdálenost 7,7 pc; stáří 700 mil. let), o níž se už z předešlých měření ví, že je k nám natočena svým rotačním pólem, takže jsme donedávna netušili, že je kvůli dosti rychlé rotaci výrazně na pólech zploštělá. Přesnější měření ukázala, že Vega má rotační periodu 0,71 d a její rotační pól svírá se zorným paprskem úhel 6°. Následkem toho má polární poloměr 2,42 R☉, kdežto rovníkový dosahuje 2,73 R☉, přičemž rotační rychlost na rovníku dosahuje 58 % rychlosti kritické (38 km/s). Podobně je Vega na pólech teplejší (10,1 kK) a podél rovníku chladnější (8,9 kK). Její hmotnost činí 2,15 M☉ a její metalicita je jen nepatrně vyšší než sluneční.
T. Boyajian aj. změřili pomocí CHARA úhlové průměry 44 hvězd sp. tříd A, F, G s přesností 1,5 %. Zkoumané hvězdy mají poloměry v rozsahu 0,8 – 3,0 R☉; efektivní teploty 4,8 – 9,4 kK; zářivé výkony 0,2 – 63 L☉ a tyto parametry výborně souhlasí s údaji, které lze nezávisle určit pomocí světelných křivek a spektroskopických měření zákrytových dvojhvězd. Naproti tomu souhlas s modelovými výpočty fyzikálních parametrů hvězd pro diagram HR není dobrý pro hvězdy s hmotnostmi >1,3 M☉. Modely dávají soustavně příliš vysokou efektivní teplotu a podceňují poloměry hvězd i jejich stáří. J. Chanamé a I. Ramírez se pokusili určovat stáří trpasličích hvězd slunečního typu z tempa jejich rotace a odtud pak obecně stáří hvězd sp. tříd F, G, K. Pro 74 hvězdných párů tak odvodili jejich stáří v rozmezí 1,25 – 9,75 mld. let s chybou menší než 20 %. Bohužel i malá změna pozorovaných hodnot má výrazné důsledky pro určení hvězdného stáří.
A. Domiciano de Souza aj. určili pomocí infračerveného interferometru AMBER VLTI poloměr a rovníkovou rychlost rotace jasné hvězdy Achernar (α Eri; 0,5 mag; B3 V; efektivní teplota 17 kK; 4,5 kL☉; 6 M☉; 44 pc; stáří ≈300 mil. let) z měření na podzim 2009. Dostali tak rovníkový poloměr 11,6 R☉; polární poloměr 8,0 R☉; rovníkovou teplotu 10 kK, polární teplotu 18 kK; obvodovou rychlost na rovníku 300 km/s a sklon rotační osy 102°.
A. Roman-Lopes objevil hvězdu WR42e (poloha 1115-6115; 14,5 mag; sp. O2 Irr/WN6), se zářivým výkonem těsně pod Eddingtonovou mezí, vzdálenou asi 6 pc od jádra otevřené hvězdokupy NGC 3603 (Car; 7,6 kpc; stáří 1,5 mil. let), jež patří k nejhmotnějším a nejplodnějším kolébkám hvězd v naší Galaxii. Řada mladých hvězd ve hvězdokupě má patrně hmotnosti >100 M☉. Absolutní hvězdná velikost hvězdy WR42e -6,3 mag vede k bolometrické hodnotě -10,5 mag, takže její úhrnný zářivý výkon dosahuje 3 ML☉! Z toho plyne, že její původní hmotnost přesáhla rovněž 100 M☉. Autor proto soudí, že hvězda vznikla jako jedna z prvních ve zmíněné hvězdokupě a po nějaké dynamické události ji opustila, neboť se od ní vzdaluje rychlostí řádu 10 km/s.
B. de Vries aj. využili infračerveného kosmického teleskopu Herschel k objevu krystalů minerálu olivínu ve spektru hvězdy β Pictoris, která je obklopena prachovým diskem ve vzdálenosti 15 – 45 AU od hvězdy. Z měření vyplývá, že krystaly olivínu představují asi 4 % hmotnosti disku. Olivín kondenzuje ve vzdálenosti 10 AU od hvězdy, takže jeho výskyt v prachovém disku o teplotě 85 K je důkazem odstředivého pohybu krystalů směrem od hvězdy. Jelikož β Pic je 1,5krát hmotnější než Slunce a má proto 8krát vyšší svítivost, panují v jejím okolí vyšší teploty v dané vzdálenosti od hvězdy, než je tomu u Slunce, kde např. u komet 17P/Holmes a 73P/Schwassmann-Wachmann 3 dosahuje zastoupení olivínu v kometárním prachu 2 – 10 %, což je důkazem podobného radiálního přesunu olivínu směrem od Slunce. Patrně to též znamená, že zmíněný prachový disk u hvězdy β Pic je obdobou Edgeworthova-Kuiperova disku ve Sluneční soustavě v rozsahu 30 – 50 AU od Slunce.
R. Stencel shrnul výsledky studia jedné z nejpodivuhodnějších zákrytových dvojhvězd Ε Aurigae, která je sledována už téměř dvě století (její proměnnost objevil J. Fritsch v r. 1821), ale stále před námi leccos důmyslně skrývá. Během posledního primárního zákrytu v letech 2009-2011 se díky novým aparaturám i metodám pozorování zejména v infračerveném a mikrovlnném spektrálním pásmu podařilo shromáždit mnoho nových údajů. Interpretaci pozorování dodnes vadí velká nejistota v hodnotě vzdálenosti dvojhvězdy od nás, která podle E. Guinana aj. činí 0,4 – 4,0 kpc! Autoři tuto nejistotu poněkud zmenšili zahrnutím efektů mezihvězdné extinkce a dostali pak vzdálenost (1,5 ±0,5) kpc. Jenže v tom případě dostáváme pro primárního veleobra třídy F absolutní hvězdnou velikost -9,1 mag, takže by šlo o hvězdu velmi hmotnou, mladou i svítivou. Dosud se mělo za to, že jde o veleobra, který už opustil hlavní posloupnost a nachází se v asymptotické větvi obrů, jenže v tom případě by byla jeho absolutní hvězdná velikost výrazně nižší (-6,2 mag). Pro tuto výjimečnou dvojhvězdu s rekordně dlouhou oběžnou dobou přes 27 roků, délkou velké poloosy 18 AU a výstředností dráhy 0,23, je charakteristickou zvláštností rozsáhlý chladný tmavý disk o hmotnosti 1 Mz a teplotě pouze 550 K, jenž prodlužuje trvání zatmění na více než dva roky (27,094 roku).
Sledováním průběhu posledního (2009-2011) zákrytu interferometrem CHARA se D. Mourardovi aj. konečně podařilo určit tvar disku a jeho hmotnost (≈1 Mz) i rozložení teploty v něm, neboť ve směru k primární složce (sp. F0 Iab; ≈300 R☉; 7,5 kK; 30 kL☉;) je podle D. Hoarda aj. ohříván na 1,15 kK. Interferometr zaznamenal též rázové vlny v atmosféře primární složky. Sekundární složka(sp.B5 V; 3,9 R☉; 15 kK;) se projevuje v ultrafialovém spektrálním oboru a M. Hacková odtud odhadla její hmotnost na 6 M☉, nebo 14 M☉. Stejně nejistá je i hmotnost primární složky, tj. buď 4 M☉, nebo 15 M☉... V obou případech by měl být poměr hmotností složek q = 0,58.
C. Muthumariappan a M. Parthasar využili japonské infračervené družice AKARI k určení poměru plynu ku prachu (100:1) v tmavém disku, jenž je ve svém centru ohřát sekundární složkou B5 na 15 kK! Poloměr disku činí 3,8 AU a obsahuje prachová uhlíkatá zrnka o typických rozměrech až 100 μm, tedy podstatně větších než je tomu u zrníček v mezihvězdných mračnech. Podle názoru autorů vznikl prachový disk nabíráním materiálu z veleobra F0, takže rozhodně nejde o protoplanetární disk. Ostatně disk se podobá spíše anuloidu s centrálním otvorem o poloměru 2 AU, takže tam je téměř úplně průhledný. Zcela výstižně uzavřel situaci po nejnovějším zákrytu P. Harmanec, když konstatoval, že dvojhvězda ε Aur zůstává stále záhadná.
Od poloviny XX. stol. je známa dvojhvězda EE Cep, která se do jisté míry ε Aur podobá. Má oběžnou periodu 5,6 r a jednotlivé zákryty se liší hloubkou (amplituda poklesu kolísá mezi 0,5 – 2,0 mag) i trváním minim. Celkem se tak podařilo různým autorům zaznamenat průběhy světelných křivek při 10 zákrytech a široký mezinárodní tým C. Galana aj. nyní publikoval měření vykonaná během pozorovacích kampaní při posledních dvou zákrytech v r. 2003 a na přelomu let 2008-09. Délku a hloubku minim totiž podobně jako v předešlém případě ovlivňuje tmavý hustý prachový disk; zákryty běžně trvají kolem 3 měsíců a variace světelné křivky naznačují, že nejde o souvislý disk, ale spíše o soustavu soustředných prstenců prachu. Rotační osa disku téměř jistě opisuje precesní kužel v periodě kolem 65 let. Primární složka (11 mag) sp. třídy Be III velmi rychle rotuje (rovníková rychlost dosahuje 350 km/s) a je teplejší na pólech a temnější podél rovníku. V době, kdy píši tuto kapitolu, právě skončil další zákryt a díky novým pozorovacím možnostem nepochybně pomůže zlepšit naše vědomosti o tomto vzácném případu.
T. Madura a J. Groh využili okolnosti, že spektakulární dvojhvězda éta Car je díky velkým erupcím z XIX. stol. obklopena prachoplynovou mlhovinou Homunculus, což umožňuje sledovat odrazy světla těsné dvojhvězdy v jejím nitru z rozličných směrů a tím získat lepší údaje o parametrech extrémně hmotné dvojhvězdy, která hrozí astronomicky zakrátko vybuchnout jako supernova. Využili k tomu zejména ultrafialových pozorování pomocí spektrografu STIS HST a odtud odvodili oběžnou dobu 5,53 roků, sklon normály oběžné roviny k zornému paprsku 138°, velkou poloosu 15 AU, výstřednost 0,9 (!) a hmotnosti složek 90 M☉ a 30 M☉. Obě složky ztrácejí silně hmotu tempem 10-3 M☉/r, resp. 10-5 M☉/r a rychlost hvězdných vichřic dosahuje 420 km/s, resp. 3 tis. km/s.
J. Vos aj. odvodili přesné parametry pro dvoučarovou spektroskopickou a zákrytovou dvojhvězdu EF Aqr (HD 217512; sp. G0 V; oběžná per. 2,85 d; poloměr kruhové dráhy 8 mil. km; 172 pc) s chybou jen 0,6%. Význam dvojhvězdy spočívá v její podobnosti se Sluncem, které je ovšem hvězdou osamělou. Dvojhvězda stará (1,5 ±0,6) mld. let se zejména vyznačuje stejnou metalicitou jako Slunce a její složky mají po řadě poloměry 1,34 R☉ a 0,96 R☉; teploty 6,2 kK a 5,2 kK, absolutní hvězdné velikosti 3,8 mag a 5,3 mag a hmotnosti 1,24 M☉ a 0,96 M☉. Porovnání s modelovými výpočty však nedopadly příliš dobře zejména pro sekundární složku, která je o 9% větší a o 400 K chladnější než by měla v souladu s modely být. Obě složky však jsou podobně jako Slunce aktivní, zejména pak složka sekundární. Autoři proto soudí, že za zmíněný nesoulad může magnetické pole a jeho vliv na konvekci uvnitř zmíněných hvězd.
O velkém významu magnetických polí pro vývoj těsných dvojhvězd typu Algol svědčí výsledky trojrozměrné tomografie známých polodotykových dvojhvězd β Per (sp. B8 V + K2 IV; per. 2,9 d; 2,9 R☉ + 3,9 R☉; 3,7 M☉ + 0,8 M☉; vzdálenost 29 pc) a RS Vul (B5 V + G1 III; per. 4,5 d; 4,7 R☉ + 5,8 R☉; 6,6 M☉ + 1,8 M☉; vzdálenost ≈300 pc) uskutečněné M. Richardsovou aj. Autoři zkombinovali profily spektrální čáry H-α pořizované v rychlém sledu pro různé fáze na oběžných drahách s údaji radiointerferometrů VLBI na frekvenci 15 GHz (20 mm). Podařilo se jim tak prostorově zobrazit plynný proud mezi složkami dvojhvězd, kde sekundární složky již vyplňují svůj Rocheův lalok, takže přenos hmoty na primární složky probíhá přes příslušný Lagrangeův bod L1. Sekundární složky se navíc vyznačují smyčkovými protuberancemi a koronálním výrony hmoty podobně jak to vidíme u našeho Slunce. Příčina úkazů je táž jako u Slunce - magnetické pole, které se vynořuje z konvektivní zóny sekundáru. Maximální rychlost proudění plazmatu v protuberancích činí u Algola 120 km/s a u RS Vul dokonce 150 km/s. Koronální výrony dosahují rychlosti až 100 km/s, resp. 150 km/s.
Zatím asi rekordně přesné parametry pro těsnou dvojhvězdu získali R. Barry aj. pro dvoučarovou soustavu červených trpaslíků Gliese 268 (poloha 0710+3831; sp. dM4.5 V), když dokázali zkombinovat měření z interferometru IOTA s délkou základen až 38 m na Mt. Hopkinsu v Arizoně s údaji pořízeným přesným spektrografem ELODIE u 1,9 reflektoru na observatoři OHP ve Francii a dalšími přesnými měřeními radiálních rychlostí obou složek. Autorům se tak podařilo určit hmotnosti obou složek s chybou ±8.10-4 M☉, tj. 0,2260 M☉ a 0,1923 M☉. Nezávisle na trigonometrickém určení paralaxy dvojhvězdy družicí HIPPARCOS tak získali paralaxu 0,156″, tj. vzdálenost 6,41 pc, jež se liší od trigonometrie (0,157″) jen o 2 %. Složky dvojhvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 10,4 d ve vzdálenosti >0,3 AU po eliptické dráze s výstředností 0,32.
E. Mamajek se zabýval Luytenovou domněnkou, že jasná hvězda Fomalhaut (α PsA; sp. A3 V; 17 L☉; 1,9 M☉; vzdálenost 7,7 pc; stáří 200 mil. let) má ve skutečnosti velmi vzdáleného průvodce - proměnnou hvězdu TW PsA (sp K4 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉). Hvězdy jsou již téměř 2° od sebe, tj. minimálně 57 tis. AU (≈0,3 pc), ale autor přesvědčivě prokázal, že mají vskutku společný vlastní pohyb i stejnou prostorovou rychlost. Odtud také vyplynulo větší stáří soustavy - (440 ±40) mil. let.
L. Y. Zhu aj. studovali dlouhodobé změny v periodě světelné křivky těsné dvojhvězdy BS Vul (10,9 –11,6 mag; sp. F2; 460 pc) pomocí historických fotografických archivů od r. 1898 do r. 2010. Zjistili, že oběžná perioda dvojhvězdy (0,48 d) se plynule zkracovala tempem 2,1 ms/r, což lze dle autorů vysvětlit jako stálý přetok hmoty primární složky na její družku, zaručený tím, že primární složka již vyplňuje svůj Rocheův lalok a sekundární složka ho téměř vyplňuje. Na povrchu sekundární složky lze pozorovat trvalou horkou skvrnu v místě, kam přetékající materiál padá. Odtud také plyne, že v dohledné astronomické budoucnosti se polodotyková soustava změní na kontaktní.
P. Zasche a A. Paschke upozornili, že oddělená zákrytová dvojhvězda (sp. F4 + F5; hmotnosti 1,3 M☉ + 1,2 M☉) s oběžnou dobou 1,6 d v trojhvězdné soustavě HS Hya, objevená v r. 1965, se brzy přestane zakrývat vinou gravitační interakce s třetí (vzdálenou) složkou sp. třídy M0, která obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodě 190 d. Následkem toho vykazuje oběžná rovina dvojhvězdy precesi vůči zornému paprsku s periodou 631 let. Od doby objevu do r. 2008 se sklon její normály snížil z 89° na 75°, pročež hloubka primárního i sekundárního minima soustavně klesá.
M. De Becker aj. studovali pomocí optického interferometru ESO VLTI PIONIER a AMBER hvězdu HD 167971, která je ve skutečnosti hierarchickou trojhvězdou. Skládá se ze vzdáleného veleobra sp. třídy O8 a těsné zákrytové dvojhvězdy s ranými složkami na hlavní posloupnosti sp. tříd O6 a O7. Vnější dráha s oběžnou periodou >25 let a výstředností e > 0,5 není koplanární s vnitřní drahou o periodě 3,3 d. Během tří let pozorování se veleobr úhlově vzdálil od těsné dvojhvězdy z 0,008″ na 0,015″. V periastru vnější dráhy byla pozorována silná rádiová emise, což svědčí o velmi efektivním urychlování částic v tomto obřím kosmickém urychlovači.
A. Burgasser aj. objevili velmi pozoruhodný hierarchický triplet SDSS J0006-0852AB + LP704-48 s hmotnostmi složek na rozhraní mezi červenými trpaslíky třídy M a hnědými trpaslíky. Soustava AB (SDSS) se totiž skládá z červeného trpaslíka o hmotnosti 0,082 M☉ (těsně nad hranicí hoření vodíku v nitru hvězdy) sp. třídy M8.5, kolem něhož obíhá hnědý trpaslík sp. třídy T5 s hmotností 0,06 M☉ po nepatrně výstředné (e = 0,1) dráze o délce velké poloosy 0,28 AU. v periodě 148 d rychlostí 8 km/s. Třetím v kosmickém mariáši je vzdálený červený trpaslík LP sp. třídy M7 V o hmotnosti 0,092 M☉ ve vzdálenosti >820 AU od dvojice AB. Všechny tři objekty se prozradily společným směrem i velikostí vlastního pohybu a jsou už docela staré (3,5 mld. let). Zmíněná trojice má úhrnnou hmotnost 0,23 M☉. Zdá se, že v málo hmotných soustavách se často vyskytuje podhvězdná složka, což skýtá návod k řešení otázky, jak asi takové soustavy vznikají.
Pro úplnost dodávám, že i nejbližší hvězda ke Slunci Proxima Centauri je součástí hierarchického tripletu s těsnou dvojhvězdou α Cen. Vzdálenost komplexu od nás 1,34 pc poukazuje na čím dál tím překvapivější skutečnost, že naše Slunce nejspíš nemá žádného bližšího partnera (hvězdu či hnědého trpaslíka). Složky α Cen A (sp. G2 V; 5,8 kK; 1,2 R☉; 1,1 M☉; 1,5 L☉) a B (K1 V; 5,3 kK; 0,86 R☉; 0,9 M☉; 0,5 L☉) jsou od sebe vzdáleny minimálně 11 AU a obíhají kolem společného těžiště v periodě 80 let, zatímco C (Proxima; M5.5 V; 2,7 kK; 0,2 R☉; 0,12 M☉; 6.10-5 L☉) je od nich vzdálena 13 tis. AU. Pokud kolem těsné dvojhvězdy opravdu obíhá, bude její oběžná perioda delší než 0,5 milionu let.
B. Reipurth a S. Nikolla upozornili, že původní chuchvalec mezihvězdného mračna, z něhož zmíněný triplet vznikl, měl menší rozměry, než je současná vzdálenost Proximy od těsné dvojhvězdy. Když autoři simulovali celý vznik a vývoj drah oněch tří složek, zjistili, že velká vzdálenost Proximy od dvojhvězdy ve skutečnosti posílila dlouhodobou dynamickou stabilitu tripletu. Potřebnou energii ke svému vzdálení do nynější konfigurace získala Proxima ze smršťování dráhy těsné dvojhvězdy. Autoři dále ukázali, že takový hierarchický triplet je spíše výjimkou než pravidlem, protože 90 % vzniklých tripletů se rozpadne a zbudou z nich dvojhvězdy s mimořádně velkou roztečí mezi složkami.
H. Lehmann aj. rozpletli světelnou křivku hvězdy sledované družicí Kepler KIC 4247791 a tak zjistili, že jde o kvadruplet skládající se ze dvou těsných zákrytových dvojhvězd. Obě dvojhvězdy mají týž sklon normál oběžných drah k zornému paprsku 80° a po řadě tyto parametry: oběžné periody 4,10 d a 4,05 d; velké poloosy 0,074 AU a 0,068 AU; výstřednosti 0,006 a 0,002; spektrální třídy složek (F0 IV + F2 IV) a (F7 V + F8 V); poloměry (2,5 + 2,4) R☉ a (1,5 + 1,4) R☉; hmotnosti (1,7 + 1,5) M☉ a (1,3 + 1,3) M☉. Je téměř jisté, že obě těsné dvojhvězdy mají společný původ, jelikož jejich parametry jsou až nápadně podobné.
P. Zasche aj. zkoumali jedinečnou hierarchickou soustavu šesti hvězd (sextuplet), jejímž základem je těsná zákrytová dvojhvězda 65 UMa (vzdálenost 234 pc) v kruhové dráze s identickými spektry obou složek (A7) a oběžnou dobou 1,7 d. Díky sklonu normály oběžné dráhy 86,5° a krátké oběžné době se podařilo době určit geometrické i fyzikální parametry obou složek, tj. po řadě efektivní teplotu 8,0 kK a 7,9 kK; poloměry 1,9 R☉ a 1,8 R☉ a hmotnosti 1,74 M☉ a 1,71 M☉. teplotu 8,0. Kolem těsné dvojhvězdy obíhá po výstředné dráze 3. složka v úhlové vzdálenosti 0,011″ v periodě 641 d. Má patrně spektrální typ A1 a hmotnost 2,4 M☉. Další (4.) složka v úhlové vzdálenosti 0,18″ v periodě 118 let má přibližně hmotnost 2 M☉. Zbylé dvě složky sextupletu jsou snadno vizuálně rozlišeny jako samostatné hvězdy díky úhlové vzdálenosti 4″ a 63″; jsou však nepochybně k již zmíněným čtyřem složkám gravitačně vázány, neboť mají týž směr a velikost vlastních pohybů. 5. složka má oběžnou dobu ≈14 tis. let a 6. složka ≈590 tis. let (!). Autoři nakonec uvádějí, že sextuplety jsou zatím spíše raritou, neboť jich známe pouze tucet. Jejich rozpoznání je ovšem, jak patrno, velmi pracné; současně však nesmírně cenné pro lepší pochopení způsobu, jak z interstelárních prachoplynových oblaků hvězdy vznikají.
V r. 1953 si A. Sandage všiml, že ve staré kulové hvězdokupě M3 (NGC 5272; CVn; stáří 11,4 mld. let) se vyskytují hvězdy, které jsou velmi hmotné a horké, takže by měly vzniknout teprve nedávno, protože jejich životnost je podstatně kratší než stáří hvězdokupy. Nazval je modrými loudaly (angl. blue stragglers). Záhada jejich existence není dodnes úplně vyřešena. Proto si A. Geller a R. Mathieu vybrali na mušku statistiku dvojhvězd v otevřené hvězdokupě NGC 188 (Cep; stáří 7 mld. let; vzdálenost 1,7 kpc od Slunce), která obsahuje relativně velké množství těsných dvojhvězd. Celkem tam našli do 16,5 mag (tomu v dané vzdálenosti od Slunce odpovídají hmotnosti hvězd 1,1 – 0,9 M☉) 29 % dvojhvězd hlavní posloupnosti slunečního typu s oběžnými dobami <27 let. Dvojhvězdy, obsahující modré loudaly, jsou však třikrát častější, mají oběžné periody delší než 2,7 let a jejich průvodci typickou hmotnost 0,5 M☉, což je příznačné pro bílé trpaslíky. Odtud autoři uzavírají, že většina modrých loudalů v této hvězdokupě vznikla díky přenosu hmoty v těsné dvojhvězdě, což vedlo k "omlazení" původně méně hmotné složky. Naopak dříve uvažované splývání hvězd, které by také dokázalo výsledný objekt omladit, je nejspíš vzácné.
Jak ukázali J. K. Zhao aj., je s podivem, že mohou existovat dvojhvězdy se vzájemnou vzdáleností složek >10 tis. AU, které se prozradí shodnou metalicitou, shodným vektorem vlastního pohybu a stejnou pekuliární radiální rychlostí složek. Autoři tak objevili 80 takových případů "křehkých párů" s úhlovou roztečí složek (3 – 250)″, jež jsou členy otevřených hvězdokup a mají stáří kolem 5 mld. roků. Většinou jde o objekty v disku Galaxie, které kupodivu dokázaly udržet svou gravitační vazbu i přes 8 mld. let. Podobně A. Tokovinin a S. Lepine vybrali z katalogu HIPPARCOS hvězdy vzdálené méně než 67 pc od Slunce a hledali páry objektů s diferenciálním vlastním pohybem <0,025″/r. Našli tak téměř 1,4. tis. párů s úhlovou roztečí mezi složkami 30″ - 30′ a k tomu 21 párů, kde průvodcem se společným vlastním pohybem je bílý trpaslík. Z toho odhadli, že asi třetina takových párů (≈425 případů) jsou reálné fyzické dvojhvězdy a dále, že trpasličí hvězdy podobné Slunci doprovázejí minimálně ve 4 % případů hvězdní průvodci s roztečemi >2 tis. AU! Průvodci s hmotnostními poměry v rozmezí 0,1 – 1,0 M☉ jsou přitom zastoupeni stejnou měrou.
H. Shibahashi a D. Kurtz přišli s pozoruhodným nápadem, jak využít pulsací hvězd ve dvojhvězdách ke změření radiálních rychlostí bez nutnosti pořizovat jejich spektra. Pravidelné pulsace totiž budou modulovány Dopplerovým efektem vyplývajícím právě z pohybu složek v radiálním směru, jak ukázal příklad hvězdy KIC 4150611 = HD 181469. Metoda je přitom tak citlivá, že u pulsujících hvězd typu δ Sct dokáže najít průvodce o hmotnosti Jupiteru. Podobně S. Thompsonová aj. odhalili v ultrapřesných světelných křivkách dvojhvězd sledovaných družicí Kepler změny jasnosti, vyvolané v případě velmi protáhlých eliptických drah v okolí periastra, kdy jsou tvary složek deformovány slapy, což následně mění měřitelně jejich jasnost. Postupně našli 17 takových dvojhvězd s trpasličími složkami spektrálních tříd G a K s oběžnými dobami v intervalu 4 – 20 d.
B. Nefs aj. upozornili na pozoruhodný fakt, že v obsáhlé přehlídce WFCAM tranzitů exoplanet pomocí 3,8m infračerveného teleskopu UKIRT na Mauna Kea se nalézá 260 tisíc světelných křivek, z toho přes 10 tisíc pro červené trpaslíky tříd M. Mezi nimi našli 25 případů zákrytových dvojhvězd s oběžnými periodami <0,23 dne (<5,5 h). Přitom pro ranější složky dvojhvězd pozorujeme ostrou hranu nejkratších oběžných period 0,22 d, která se vysvětluje tak, že zkracování oběžné doby pod tuto mez trvá příliš dlouho, než aby se takto těsné soustavy daly objevit. Autoři dokonce našli dvojhvězdu složenou ze dvou červených trpaslíků, jejíž oběžná doba činí jen 0,112 d (2,7 h). Existence takové soustavy se dá proto vysvětlit buď brzděním oběžného pohybu extrémně silným magnetickým polem, anebo zcela neznámým způsobem vzniku tak těsných binárních soustav.
K. Stepien a K. Gazeas propočítali vývoj těsných dvojhvězd s nízkou úhrnnou hmotností složek 1,4 M☉ a oběžnou dobou <0,3 d. Zjistili, že taková soustava prožije velmi dlouhý život (až 9 mld. let) jako oddělená a teprve pak přijde podstatně kratší fáze dotyková trvající jen 800 mil. let s relativně mírnou výměnou hmoty mezi složkami, takže obě hvězdy stále zůstávají na hlavní posloupnosti. Postupně však hvězdy poztrácejí hmotu i moment hybnosti a tento mechanismus sílí díky magnetizaci hvězdného větru. Nakonec obě složky splynou na hvězdu podobnou svou hmotností Slunci. Autoři odhadli, že do vzdálenosti 100 pc od Slunce se nachází minimálně 40 hvězd v tomto přechodném stádiu (z toho pro 13 soustav dostali přesné elementy) a dále asi 100 hvězd, které už splynuly na hvězdy podobné Slunci.
I. Shin aj. využili k určení parametrů složek těsných zákrytových dvojhvězd gravitačních mikročoček MOA-2011-BLG-090 a OGLE-2011-BLG-0417. Průběh obou úkazů byl sledován prakticky nepřetržitě a s vysokou kadencí měření celkem 20 různými dalekohledy rozestřenými podél na sebe navazujících intervalů zeměpisných délek. Hmotnosti složek se pak dají určit z průběhu "zoubků" na světelných křivkách, velikosti Einsteinova poloměru a paralaxy mikročoček.
Pro soustavu MOA vychází Einsteinův poloměr 0,0011″ a pro OGLE 0,0024″ i vzdálenosti mikročoček od nás 3,3 kpc, resp. 0,9 kpc. Odtud autoři dostali hmotnosti složek MOA: 0,49 M☉ a 0,39 M☉ a OGLE: 0,57 M☉ a 0,17 M☉, takže tři ze složek patří do kategorie červených trpaslíků, kteří jsou evidentně vůbec nejpočetnější skupinou hvězd v Galaxii. Podobně se podařilo určit dráhové parametry dvojhvězd: velké poloosy 1,8 AU a 1,2 AU; výstřednosti 0,3 a 0,7; oběžné doby 2,6 r a 1,4 r i sklony drah 129° a 117°. Díky tomu, že těsné dvojhvězdy jsou tak početné, skýtají jedinečnou možnost spolehlivě určovat hmotnosti složek a odtud odhadovat i další fyzikální parametry, tj. rozměry a střední hustoty. Tím, že známe i geometrické rozměry drah, můžeme spočítat i příslušné momenty hybnosti, které se při vývoji dvojhvězd zajisté zachovávají, což dohromady dává klíčové údaje pro pochopení způsobů, jak dvojhvězdy vznikají a jak se dále vyvíjejí.
Podobně se začíná rozbíhat program pro určování parametrů těles na rozhraní mezi hvězdami a substelárními objekty, které jsou velmi pravděpodobně mnohem početnější než samotné hvězdy. T. Dupuy a M. C. Liu využili 3,6m telesopu CFHT na Havaji ke změření paralax 83 ultrachladných trpaslíků sp. tříd M6-L-T9 ve 49 binárních soustavách. Chyby paralax dosahovaly mediánu ±2,3 % a ty nejlepší měly chybu jen ±0,8 %, tj úhlově ±0,001 1″, resp.±0,000 7″. To jsou údaje až pětkrát přesnější, než kolik umožňovala dřívější technika. Na přechodu mezi spektrálními třídami L a T hraje ovšem klíčovou roli neznámé procento oblačnosti v atmosférách hnědých trpaslíků a její průměrné albedo.
M. Darnley aj. uvedli, že v astronomických archivech jsou shromážděny údaje o pouhých 400 novách, z čehož jen 10 vybuchlo vícekrát (rekurentní novy). Autoři soudí, že rekurentní novy by se měly definovat spíše podle toho, že jejich sekundární složky (dodávající vodík na povrch bílých trpaslíků) již opustily hlavní posloupnost. Pouze 38 nov se daří pozorovat dlouho po výbuchu v době, kdy jsou v relativním klidu.
J. Ness aj. shrnuli výsledky komplexního pozorování již 10. výbuchu rekurentní novy U Sco. První zaznamenaný výbuch přitom pochází již z r. 1863 a poslední z konce ledna 2010, kdy hvězda dosáhla v maximu 7,5 mag. Během posledního vzplanutí novu sledovaly jako pozemní dalekohledy opticky, tak kosmické aparatury v pásmu ultrafialového a rentgenového záření. Akreční disk kolem bílého trpaslíka, který je napájen sekundární složkou, se obnovil již 35. den po maximu vzplanutí a přenos hmoty ze sekundární složky začal podle E. Masonové aj. již 8. den po maximu, když se obnovilo superměkké rentgenové záření novy Sekundární složka je určitě podobr spektrální třídy pozdnější než F3 a ranější než G0.
M. Shara aj. poukázali na souvislost mezi trpasličími novami a klasickými novami na příkladu trpasličí novy Z Cam, která má kolem sebe tak velkou plynnou obálku, že překonává svými úhlovými rozměry (poloměr 15′) všechny obálky klasických nov. Autoři proto spekulují o tom, že aspoň některé trpasličí novy po delší pauze vybuchují jako novy klasické. Jelikož poloměr obálky Z Cam se rozpíná pomalu (<0,17″/r), lze z toho vyvodit, že velký výbuch klasické novy se odehrál před >1,3 tis. lety. Existují záznamy v čínských kronikách o hvězdě-hostu v r. 77 př. n. l., pravděpodobně na tom místě, kde dnes vidíme Z Cam. Pokud je tato identifikace správná, pak průměrné tempo rozpínání obálky je stálé a činí 0,11″/r. Autorům se tak podařilo určit i vzdálenost novy 163 pc.
Běžný výbuch trpasličí novy zvýší jasnost hvězdy o 5 mag na několik týdnů, kdežto výbuch klasické novy zvedne jasnost hvězdy o 5 řádů (amplituda 13 mag) a celý úkaz trvá o řád déle než výbuch trpasličích nov. Jestliže je průměrné tempo akrece na bílého trpaslíka 10-10 M☉/r, vychází odtud odhad pro opakování výbuchů klasické novy na (10 – 100) tis. let. J. Fuller a D. Lai ukázali, jak se mohou stát novami i páry dvou bílých trpaslíků, kteří se k sobě postupně blíží po spirálové oběžné dráze. Vlivem rostoucích slapů se vnější vrstvy obou složek synchronizují, což u bílých trpaslíků třídy C-O zasáhne i vrstvu degenerovaného vodíku. Povrchové vrstvy bílých trpaslíků s oběžnou dobou kratší než 20 min se natolik zahřívají, že se v nich spustí překotná termonukleární reakce, a to už 1 mil. – 100 tis. let před splynutím bílých trpaslíků.
J. Franck aj. využili 2,3m Bokova teleskopu na Stewardově observatoři v Arizoně a 2,5m teleskopu I. Newtona na ostrově La Palma k monitorování galaxie NGC 2403 (Cam; 9 mag; vzdálenost 2,5 Mpc), která je nejodlehlejším členem skupiny galaxií kolem M81 (UMa; 7 mag; 3,6 Mpc), po dobu 11 let (2001-2012). Za 48 nocí monitorování tak objevili 9 nov, takže v galaxii vzplanulo v průměru 2,0 nov/r. To se shoduje s tempem vzplanutí nov v morfologicky podobné galaxii M33 (Tri; 5,7 mag; 0,8 Mpc).
T. Liimets aj. proměřovali vlastní pohyby téměř 300 uzlíků v rozpínající se mlhovině po nově GK Per, která vzplanula 21. 2. 1901, když ještě den předtím byla slabší než 12 mag. Byla to první nova, u nichž se podařilo prokázat světelnou ozvěnu pohybující se zdánlivě nadsvětelnou rychlostí. Dostali tak prostorový obraz o rozpínající se mlhovině, který je neobyčejně souměrný. Uzlíky se pohybují rychlostmi 600 – 1 000 km/s a tyto rychlosti se za celé století od výbuchu nijak nezmenšily; pouze se o 2,6 %/rok snižuje jejich jasnost. Mlhovina se úhlově zvětšuje o 1″/rok. Odtud se zdařilo odvodit kinematickou vzdálenost novy (400 ± 30) pc.
Obsáhlý pozorovací materiál proměnnosti hvězd získávaný rychlým tempem díky družici Kepler umožnil H. Meaharovi aj. zlepšit naše údaje o supererupcích hvězd slunečního typu, neboť v příslušné databázi Keplera se jim podařilo za období od dubna do prosince 2009 prohlédnout záznamy o jasnostech téměř 10 tis. hvězd sp. tříd F8-G8. a najít tak 365 supererupcí trvajících 1 – 12 h u 148 různých hvězd. Supererupce definujeme tak, že jsou aspoň o řád energetičtější než rekordní (Carringtonova) erupce na Slunci z 1. 9. 1859, která dosáhla energie 1025 J. Některé z hvězd pozorované Keplerem dokázaly plodit supererupce každých 9 dnů! Většina supererupcí se pozoruje u pomalu rotujících hvězd středního stáří s velkými tmavými skvrnami, kolem nichž obíhá aspoň jedna exoplaneta typu Jupiteru. Supererupce přitom dosahují energií až 1029 J. Naproti tomu z různých historických údajů lze odvodit, že Slunce neprodělalo žádnou supererupci během minulých dvou tisíciletí a nezažilo žádný supervýbuch s energií 1029 J během poslední miliardy let. Pozemní pozorování oblohy objevila u hvězd slunečního typu za 120 roků jen 48 podobných supererupcí.
T. Harrison aj. vyjmuli z obsáhlé databáze družice Kepler světelné křivky 849 hvězd, jejichž efektivní teplota nedosahuje 5,2 kK. Z tohoto souboru vybrali 670 hvězd, u nichž zjišťovali případné změny jasnosti. Ani při vysoké přesnosti fotometrie z družice nenašli žádné změny jasnosti pro 251 hvězd (37 %), ale 265 hvězd (40 %) vykazovalo periodické změny jasnosti vyvolané jejich rotací, která se pohybuje v rozmezí 0,3 – 126 dnů, zatímco pro 154 hvězd (23 %) se rotační periody nepodařilo určit. Pomalejší rotátoři (s periodami podobnými sluneční) vykazují až o dva řády větší aktivitu proměnnosti jasnosti než Slunce, přičemž se překvapivě nejvyšší aktivita se vyskytuje v okolí jejich rotačních pólů, popř. ve skupinách skvrn mírného pásu rovnoběžného s rovníkem, ale odchýlených opačně od rovníku na protilehlých polokoulích! Aktivita hvězd s rotační periodou >25 d se nikterak nesnižuje, zatímco hvězdy rotující nejrychleji jsou ještě aktivnější. Autorům se také podařilo objevit v souboru 6 nových zákrytových dvojhvězd; mezi nimi je i dvojhvězda s oběžnou dobou téměř 30 dnů.
L. Mathews aj. zkoumali rozsáhlou prachovou mlhovinu objevenou infračerveným Spitzerovým teleskopem (SST), jež obklopuje prototyp cefeid δ Cep (3,5 – 4,4 mag; sp. F5 Ib – G1 Ib; střední ef. teplota 5,9 kK; střední poloměr 44 R☉; střední svítivost 2 kL☉; perioda pulsací 5,4 d; vzdálenost 273,0 pc) i jejího horkého průvodce HD 213307 (6,3 mag; B7 IV; 8,8 kK; 500 L☉), jenž kolem cefeidy obíhá v úhlové vzdálenosti 40″, čili lineární vzdálenosti 12 tis. AU (0,045 pc) v periodě 500 let. Využili k tomu anténní soustavy VLA (Socorro, N. M.) a pozorovali mlhovinu v čáře H I na 211 mm (1,42 GHz). Mlhovina dosahuje lineárního rozměru 1 pc (úhlový průměr 13′), takže doslova zalévá obě složky dvojhvězdy. Její tvar lze popsat jako standardní čelo s obloukovou rázovou vlnou a následným chvostem, což odpovídá představě, že si hvězdný vítr cefeidy razí cestu interstelárním prostředím při vysoce nadzvukové rychlosti 36 km/s. Odtud lze též spočítat roční ztrátu hmoty cefeidy hvězdným větrem na 1,0.10-6 M☉ a minimální úhrnnou hmotnost H I v mlhovině na 0,07 M☉. Problémem však zůstává spolehlivé určení hmotnosti cefeidy, protože zde panuje velká nejistota: 4,5 – 5,7 M☉.
D. Majaess aj. podpořili dřívější studie, prokazující, že δ Cep je spolu s dalším veleobrem ζ Cep (3,4 mag; sp. K1.5 Ib; 3,9 kK; 110 R☉; 5,7 kL☉; 8 M☉; stáří 50 Mr; vzdálenost 256 pc) nejvýznamnějším členem mladé hvězdokupy Cep OB6, obsahující minimálně 20 hvězd. Svědčí o tom jak údaje o poloze, prostorovém pohybu a vzdálenosti cefeidy, tak i táž mezihvězdná extinkce a podobné stáří. Hvězdokupa má bod obratu pro hvězdy sp. třídy B6 V, tj. pro stáří hvězdokupy asi 80 mil. let.
O. Pejcha a C. Kochanek zpracovali údaje o 5 tis. křivkách radiálních rychlostí a 177 tis. měření jasností ve 29 filtrech ve spektrálním pásmu 0,3 – 8,0 μm pro 287 cefeid z naší Galaxie a z obou Magellanových mračen. Odtud sestrojili vzorové světelné křivky cefeid pro pulsní periody 10 – 100 d v závislosti na poloměrech a teplotách cefeid. Našli tak jednak četné odchylky od dosavadních standardů pro cefeidy a systematické efekty závisející na vzdálenostech, zčervenání a teplotě vlivem rozdílné metalicity hvězd. Studie tak podstatně přispěla k přesnější kalibraci prvních příček kosmologického žebříku vzdáleností, v němž hrají cefeidy nejvýznamnější úlohu.
P. Pradovi Moronimu aj. se podařilo odvodit parametry cefeidy 0227LMC s pulsní periodou 3,8 d, která je složkou dvoučarové spektroskopické a zákrytové dvojhvězdy ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) s oběžnou periodou 310 d. Obdrželi tak hmotnosti složek 4,14 M☉ a 4,15 M☉, jež souhlasí s dynamicky určenou hmotností na 1 %, podobně dobrý (5 %) dostali pro nezávisle určení stáří soustavy na 151 mil. roků. Obě složky mají velké poloměry 32 R☉ a 45 R☉ a nízkou metalicitu, o třetinu menší než Slunce. Odtud pak vyplývá vzdálenost cefeidy 50,9 kpc, což poskytuje dobrý nulový bod pro vztah Leavittové mezi délkou periody pulsací a zářivém výkonu pro cefeidy ve VMM. Pro těžiště VMM pak vychází vzdálenost od Slunce 50,1 kpc.
Obsáhlou zprávu o cefeidách ve VMM uveřejnili V. Ripepi aj., a to na základě infračervené (1,6 μm) přehlídky VMC pomocí 4,1m teleskopu VISTA ESO na hoře Paranal. Po 12 epochách měření s chybou ±0,01 mag pro hvězdy až 17,5 mag získali podklady ke konstrukci vztahu Leavittové u cefeid s pulsními periodami 1,6 – 100 d. Empirický vztah vykazuje rozptyl jen ±0,07 mag, což stačí na určení prostorového rozložení cefeid uvnitř VMM. Díky tomuto upřesnění pak dostali nečekaně nízký modul vzdálenosti těžiště VMM: (18,46 ±0,03) mag, čemuž odpovídá vzdálenost VMM (49,2 ±0,7) kpc. To je však výborné shodě s nezávislým výpočtem modulu vzdálenosti VMM J. Stormem aj.: (18,45 ±0,04 mag), čili 48,9 kpc. Jak však upozornili H. Neilson, obě nejjasnější klasické cefeidy (Polárka a δ Cep) se vyznačují velkou ztrátou hmoty, což se projevuje měřitelnými změnami délky pulsní periody, a to již u 200 klasických cefeid, což bohužel nepříznivě ovlivňuje využití cefeid jako primárních etalonů velkých vzdáleností v kosmologii. Přesně to dokládá poslední určení vzdálenosti VMM pomocí cefeid A. Walkerem aj.: modul (18,48) mag odpovídá vzdálenosti 49,7 kpc. Musíme se tedy smířit s tím, že vzdálenost těžiště nejbližší sousední galaxie činí něco kolem 49,5 kpc s chybou ±0,6 kpc (1,2 %).
M. Maercker aj. využili rádiového interferometru ALMA v Chile k podrobnému (úhlové rozlišení 1,3″) mapování rozložení molekuly CO v čáře 0,87 mm (345 GHz) v okolí červeného obra R Scl, jenž se v diagramu HR nachází na asymptotické větvi obrů. Ze spirálového vzhledu minimálně pěti soustředných prachových slupek kolem hvězdy, oddělených od sebe mezerami s úhlovou šířkou 2,6″ až do úhlové vzdálenosti 18,5″. Pomocí hydrodynamických simulací došli autoři k závěru, že před 1,8 tis. let prodělal obr, kolem něhož obíhá zatím neidentifikovaný hvězdný průvodce v periodě 350 let, epizodu zvýšené ztráty hmoty, způsobenou impulsem vyšší teploty. Impuls trval celých 200 let a dopravil do interstelárního prostoru 0,003 M☉ plynu rychlostí 14 km/s. Během epizody se zvýšilo množství vyvrhovaného plynu za jednotku času 30krát proti současnému klidovému stavu.
A. Restovi aj. uspěli při rekonstrukci průběhu mimořádného výbuchu proslulé svítivé modré proměnné (LBV) dvojhvězdy η Car (HD 93308; ≈5 mag; sp. ≈B Ia; oběžná doba 5,5 r; svítivosti složek 5 ML☉ a 1 ML☉; hmotnosti 170 M☉ a 80 M☉; stáří <3 Mr; vzdálenost 2,3 kpc), jenž se odehrál v letech 1838-1858. Využili k tomu téhož postupu, jaký se předtím zdařil při rekonstrukci světelných křivek a spekter supernov Tychonovy (1572), Keplerovy (1604) a Cas A (1680?). Autoři využili odlesku výbuchu na prachových mračnech vzdálených od nás oproti hvězdě o 166 – 174 sv. let více, ale nacházejících se v úhlové blízkosti k dané supernově. Tím získali během 8 let pomocí 2,5m I. du Pontova dalekohledu a 6,5m Magellanu na observatoři Las Campanas v Chile nejen výtečné údaje o průběhu světelné křivky, ale též o změnách ve spektru během dlouhé epizody výbuchu. Navíc se dá celý proces sledování odlesku výbuchu kdykoliv zopakovat na vzdálenějších částech téhož mračna.
Tak se podařilo například zjistit, že teplota vyvrhovaného plynu byla překvapivě nízká - jen 5 kK, takže šlo o hydrodynamický výbuch, nikoliv o hvězdnou vichřici. Sekundární složka dvojhvězdy se tak postupně obohatila o hmotnost několika jednotek M☉! Světelná křivka dosáhla dvou nejvýznamnějších maxim v letech 1838 a 1843, podružnější maxima pocházejí z let 1849 a 1854. Po dobu 10 let zářila éta Car více než tzv. Eddingtonova svítivost což je maximální zářivý výkon, při němž je hvězda dané hmotnosti ještě zůstává v hydrostatické rovnováze. tj. tlak záření na povrchu hvězdy se právě rovná gravitaci. Při vyšší svítivosti se hvězda rozpíná a silně ztrácí hmotu. Primární složka dvojhvězdy tehdy přišla o více než 10 M☉, přičemž unikající plyn dosahoval rychlosti 210 km/s, ale přesto celou dramatickou událost přežila, ačkoliv kinetická energie výbuchu dosáhla fantastické hodnoty 1043 J. Dokladem obrovské ztráty hmoty je rozpínající se bipolární reflexní mlhovina Homunculus obklopující obě složky těsné dvojhvězdy.
K. Wright aj. využili kamer na dvojici slunečních sond STEREO A a B k soustavnému pozorování proměnných hvězd v okolí ekliptiky, kde je velmi obtížné na Zemi objevit proměnné hvězdy s periodou srovnatelnou s periodou oběhu Země kolem Slunce. Našli tak 6 nových dlouhoperiodických proměnných s periodami kolem 1 roku a dalších 85 proměnných hvězd s amplitudami proměnnosti >0,3 mag a periodami >100 d. Většinou jde o miridy a polopravidelné proměnné s maximem jasnosti v intervalu 4 – 10 mag, přičemž mezní hvězdná velikost přehlídky dosahovala 12 mag. Pro 19 hvězd z tohoto souboru už autoři dokázali určit periody proměnnosti v intervalu 170 – 490 d. Jelikož sondy A a B se pohybují vůči sobě v protisměru, jejich vzájemná úhlová vzdálenost se ročně zvětší o 22,5° a tak se postupně podaří údaje o proměnnosti těchto i dalších hvězd zlepšit.
I. Soszynski aj. prohlédli snímky z projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE IV v okolí jižního pólu ekliptiky na ploše 5,3 čtv. stupně. Našli tam celkem 6,8 tis. proměnných hvězd; z toho 2,8 tis. dlouhoperiodických proměnných; 1,4 tis. zákrytových dvojhvězd; téměř 700 hvězd typu RR Lyr a 132 cefeid. (V přesčase přidali ještě 1,9 tis. galaxií s červeným posuvem z < 0,1 (<400 Mpc).
S. Tang aj. využili probíhající digitalizace skleněných fotografických desek z rozsáhlé (0,5 mil. snímků) sbírky Harvardovy observatoře (projekt DASCH), která započala již v r. 1885 a skončila v r. 1993, ke sledování výbuchu pekuliární proměnné dvojhvězdy 12,2 mag v poloze J0751+2017 (vzdálenost 1,0 kpc), který začal v r. 1942 náhlým zjasněním o 1,5 mag ve filtru B a pokračoval povlovným návratem na původní jasnost až do r. 1953. V maximu mohla hvězda dosáhnout zářivého výkonu až o 3 řády vyššího než v klidu, protože se patrně možná až 20krát zvýšila teplota jejího povrchu, která v klidu činí jen 3,8 kK. Z průběhu světelné křivky se nejprve podařilo prokázat, že šlo o zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou dobou 119 d, a dále že primární složka byla červeným obrem sp. třídy M0 III o poloměru 35 R☉, svítivosti 250 L☉ a hmotnosti 1,1 M☉, zatímco sekundární složka nejspíše bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,6 M☉. Hvězdy kolem sebe obíhají po mírně výstředné dráze (e = 0,02) o velké poloose dráhy 0,56 AU.
H. Boffin aj. studovali pomocí spektrografu FORS2 VLT ESO spektrum centrální hvězdy planetární mlhoviny Fleming 1 (G290.5+07.9; vzdálenost 2,4 kpc) s cílem zjistit, jak je možné, že kulově souměrná hvězda může vytvářet zřetelně bipolární planetární mlhovinu. Dosud se většinou mělo za to, že za bipolární vzhled mnoha planetárních mlhovin mohou dipólová magnetická pole centrální hvězdy, ale nedávná pozorování S. Jordana aj. pomocí téže aparatury to spolehlivě vyvrátila: magnetická pole centrálních hvězd planetárních mlhovin jsou velmi slabá. Pozorování radiálních rychlostí spektrálních čar C IV však ukázala, že centrální hvězda má průvodce, který obíhá kolem společného těžiště soustavy po kruhové dráze v periodě 1,2 d. Primární složka dvojhvězdy má efektivní teplotu 80 kK a vysokou tíží na povrchu (log g = 5,0), z čehož vyplývá, že hmotnost primární složky dosahuje 0,56 M☉, takže jde nepochybně o bílého trpaslíka. Také průvodce je zřejmě bílý trpaslík o hmotnosti až 0,7 M☉ a efektivní teplotě ≈120 kK. V okolí planetární mlhoviny lze pozorovat prstence s jasnými uzlíky, docela podobné konfigurace, jakou známe u pozůstatku po supernově 1987A. Autoři proto soudí, že jsme svědky obecnějšího jevu, takže většina jader planetárních mlhovin se skládá ze dvou hvězd, které tak přispívají k bipolárnímu vzhledu mlhovin, aniž bychom k tomu potřebovali dipólové magnetické pole.
S. Parsons aj. objevili pomoci infračerveného zobrazovače SOFI NTT, kamery ULTRACAM a aparatury X-Shooter na VLT ESO bílého trpaslíka SDSS J0857+0342 o efektivní teplotě 35 kK, hmotnosti 0,5 M☉ a poloměru 0,025 R☉ v oddělené těsné dvojhvězdě, která má nejkratší známou oběžnou periodu 1,6 h. Jeho průvodcem je červený trpaslík M8 V o hmotnosti 0,09 M☉ a poloměru 0,11 R☉. Dvojhvězda se vynořila ze společné obálky před 20 Mr a za 400 Mr se z ní vyklube polodotyková dvojhvězda s ještě kratší oběžnou dobou 66 min.
M. Jura aj. pořídili optická a zejména ultrafialová spektra dvou blízkých (<80 pc) bílých trpaslíků s vysokým znečištěním atmosfér kovy (GD 40 a G241-6) pomocí spektrografu COS HST. Objevili tak v jejich atmosférách 13, resp. 12 těkavých prvků a navíc stanovili horní meze pro zastoupení Cl, P, Al, Ni a Cu. Zastoupení těkavých prvků uhlíku a síry je však o řád nižší a dusíku pětkrát nižší než na Zemi, kde 94 % hmoty představují pouze čtyři prvky: O, Mg, Si a Fe, anebo v primitivních chondritech třídy CI, jež jsou typické pro planetky Sluneční soustavy. Autoři proto soudí, že i když akrece planetek na bílé trpaslíky je poměrně běžná a dokáže vysvětlit chemické znečištění převážné většiny jejich atmosfér, v citovaných měřeních HST jde o akreci původních planetesimál. Jejich chemické složení je totiž silně závislé na kondenzačních teplotách, které se mění radiálně napříč zárodečných akrečním diskem kolem vznikajících hvězd.
K. Wernerovi aj. se podařilo díky družici FUSE objevit v atmosféře bílého trpaslíka RE 0503-289 (efektivní teplota 70 kK) krypton a xenon. V porovnání se Sluncem je zastoupení Kr 450krát a Xe dokonce 3 800krát vyšší. Autoři zde dále objevili prvky I, Sn, Te, Ga, Mo, Ge, As a Se. Vesměs nevíme, jak se tam zmíněné prvky mohly dostat. Naproti tomu J. Debes aj. nalezli důkazy o průběžném zásobování bílého trpaslíka WD 1124-293 (0,66 M☉; 9,4 kK; vzdálenost 34 pc) slapově rozdrcenými planetkami. Pořizovali totiž spektra trpaslíka po dobu 11 let spektrografem MIKE pomocí 6,5m teleskopu Magellan/Clay na observatoři Las Campanas v Chile a studovali tak intenzitu absorpcí čar Ca II ve vzdálenosti slapového poloměru bílého trpaslíka, kde dochází k roztrhání planetek slapovými silami. Jelikož na povrchu bílých trpaslíků panuje extrémně silná gravitace a následkem toho je jejich atmosféra velmi tenká, projeví se zde ve spektru snadno i velmi nepatrné příměsi prvků těžších než H a He. Z ekvivalentní šířky čar Ca II tak odvodili, že do atmosféry trpaslíka ročně přitékají kovy o hmotnosti 4 Gt, který pocházejí ze slapově rozdrcených planetek. Přítok kolísá jen nepatrně zhruba o 6 %. Dnes je už zřejmé, že asi třetině bílých trpaslíků má ve svých atmosférách čáry kovů (všech prvků počínaje uhlíkem a konče uranem).
Počátkem r. 2012 oznámili S. Rodney aj., že v Hubbleově ultrahlubokém poli (HUDF) objevili v rámci projektu CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Survey) v poloze 0333-2747 nejvzdálenější supernovu třídy Ia s červeným posuvem 1,55 (vzdálenost 2,9 Gpc), která vzplanula 4,2 mld. let po velkém třesku. Supernova byla poprvé zachycena na snímku kamery WFC3 v poli GOODS-S ve filtrech J, H a W dne 10. 10. 2010. Dodatečně pak byla nalezena i na snímku ve filtru H z 15. 9. téhož roku. Autoři proto odhadli, že k její explozi došlo v intervalu mezi 27. 8. a 14. 9. 2010. Přesnou hodnotu červeného posuvu získala 16.10. aparatura X-Shooter VLT ESO: z = 1,5499 ve výborné shodě s odhadem z vícebarevné fotometrie. Navíc se ukazuje, že kamera WFC3 pracující v blízké infračervené oblasti může objevit ještě vzdálenější supernovy Ia se z ≈ 2 a tedy v čase jen 3,3 mld. let po velkém třesku v rámci projektů CANDELS, popř. CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble), kdy se využívá mezilehlých kup galaxií gravitačních čoček zesilujících světlo vzdálených supernov.
D. Szczygiel aj. pozorovali dlouhodobě mateřskou galaxii M51 (CVn; 7,1 Mpc) další jasné supernovy 2011dh, která vzplanula koncem května 2011, a to již tři roky před výbuchem. Zjistili, že její předchůdce během té doby snižoval jasnost (!) tempem 0,04 mag/r. J. Vinklo aj. využili archivních snímků kosmického teleskopu SST ke zlepšení hodnoty vzdálenosti galaxie M51 díky určení modulu vzdálenosti pro zmíněnou supernovu a také pro supernovu 2005cs. Vyšlo jim (8,4 ±0,7) Mpc. Zatímco předchůdcem SN 2005cs byl červený veleobr o hmotnosti 8 M☉, u SN 2011dh to musel být podle M. Berstenové aj. veleobr žlutý o hmotnosti 15 – 20 M☉. Podle výpočtu autorů původní dvojhvězda měla složky o hmotnosti 16 M☉ a 10 M☉, které kolem sebe obíhaly v periodě 150 d. Výměna hmoty nakonec vedla k hmotnosti předchůdce 12 – 15 M☉, ale s héliovým jádrem o hmotnosti nanejvýš 4 M☉. Poloměr veleobra před výbuchem dosáhl 200 R☉, energie exploze 8.1043 J a množství vyvrženého radionuklidu 56Ni jen 0,06 M☉. Podle S. Campana a S. Immlera, kteří sledovali supernovu 2011dh pomocí rentgenových družice Newton a Swift, ji lze klasifikovat jako typ IIb.
F. Taddia aj. připomněli, že když v r. 1987 vzplanula supernova ve Velkém Magellanově mračnu, byli všichni udiveni, že jejím předchůdcem byl zcela netypicky modrý veleobr. Nyní tito autoři objevili, že také dvě supernovy třídy II z r. 2006 měly za předchůdce modré veleobry: SN 2006V (počátek února) v galaxii UGC 6510 (Leo; 73 Mpc daleko) a 2006au (počátek března) v galaxii UGC 11057 (Oph; 46 Mpc). Přitom obě byly ještě modřejší, teplejší a svítivější a jejich cáry se rozpínaly vyšší rychlostí než v případě SN 1987A! Ve všech třech případech byl nárůst jasnosti k maximu poměrně povlovný, maximální svítivost nižší než u běžných supernov třídy IIP a na tvar světelné křivky po maximu mělo velký vliv zastoupení radioaktivních nuklidů ve zplodinách výbuchu. Poloměr předchůdců dosahoval až 100 R☉, vyvrženo bylo až 20 M☉ a energie explozí dosáhla 3.1044 J.
A. Pastorello aj. pozorovali pro změnu slabší variantu supernovy 1987A, která vzplanula počátkem ledna 2009 v galaxii NGC 4141 (UMa; vzdálenost 30 Mpc) a dostala označení SN 2009E. Ačkoliv hmota vyvržená výbuchem hmotné hvězdy dosáhla 19 M☉, hmotnost vyvrženého radioaktivního nuklidu 56Ni byla velmi nízká (0,04 M☉). Autoři odtud uzavírají, že supernovy IIP s modrými veleobry představují stěží 1,5 % všech kolapsarů. B. Sugerman aj. připomněli, že už více než 30 let lze pozorovat světelnou ozvěnu na mezihvězdném prachu od supernovy 1980K, která vzplanula v galaxii NGC 6946 (Ohňostroj, Cep/Cyg; vzdálenost 5,9 Mpc) a patří pro změnu k typu II-L, což znamená, že vyvrhla zcela zanedbatelné množství prachu (<0,02 M☉). Autoři též uvádějí, že během XX. stol. bylo v této spirální galaxii zpozorováno celkem 9 supernov, což je nejspíš stoletý rekord.
V r. 2012 oznámili K. Long aj., že se jim díky družici Chandra a radioteleskopům podařilo znovu pozorovat supernovu 1957D, která vzplanula ve spirální galaxii M83 (NGC 5236; Hya; vzdálenost 4,6 Mpc) a přestala být pozorovatelná koncem 80. let. Jelikož stáří předchůdce v době výbuchu nedosahovalo ani 10 mil. let, plyne odtud, že hvězda měla tehdy hmotnost >17 M☉. Kromě spojitého rentgenového a rádiového záření jsou nyní pozorovatelné široké nebulární čáry [O III] a výkon v rentgenovém oboru stále dosahuje hodnoty >1030 W. Autoři vysvětlují současné oživení skutečností, že rázová vlna výbuchu expandující rychlostí 2,7 tis. km/s předeběhla zplodiny hvězdného větru, jenž vanul dávno před výbuchem supernovy podstatně menší rychlostí. Mimochodem, v této galaxii vzplanulo během XX. stol. celkem 6 supernov!
Počátkem r. 2012 vydali D. Lennarz aj. sjednocený Katalog supernov, jenž obsahuje 5,5 tis. extragalaktických supernov, které vzplanuly do konce r. 2010. Autoři se snažili opravit nebo vyznačit chyby, které obsahují předešlé dílčí katalogy.
Největší množství prací v r. 2012 však astronomové věnovali supernově třídy Ia 2011fe, která vzplanula v galaxii M101 (vzdálenost 6,4 Mpc) koncem srpna 2011. Byla objevena na Mt. Palomaru pomocí Schmidtovy komory PTF již 11 h po začátku exploze. V té době byla 17 mag, ale dotáhla se v maximu na 10 mag. Plynné cáry supernovy se rozpínaly rychlostmi kolem 20 tis. km/s a jejím předchůdcem byl bílý trpaslík třídy C-O.
A. Horesh aj. zahájili ihned po objevu sledování supernovy v mm a cm pásmu rádiových vln, ale také v rentgenovém záření. Z rozboru těchto měření vyplývá, že dodavatelem vodíku na povrch bílého trpaslíka před výbuchem nebyl červený obr, ale spíše hvězda hlavní posloupnosti, nebo podobr. J. Liu aj. se pokusili najít předchůdce pomocí snímků HST a Chandra, ale neuspěli. P. Brown aj. uveřejnili údaje o rentgenovém a ultrafialovém záření supernovy a tvrdí, že i když šlo evidentně o supernovu Ia, není vyloučeno, že žádného hvězdného průvodce neměla. Dokonce nemohlo jít ani o slití dvou bílých trpaslíků, jak se někdy uvažuje. Paradoxně jde přitom o nejlépe proměřenou supernovu třídy Ia v celých dějinách astronomie. Podle T. Mathesona aj. lze z infračervené světelné křivky odvodit její vzdálenost na (6,3 ±0,5) Mpc.
Na ještě závažnější problém upozornili Y. Kamiya aj., neboť v řadě případů se nějak nedaří vysvětlit chování supernov Ia po výbuchu za standardního předpokladu, že tyto supernovy jsou projevem katastrofálního výbuchu bílých trpaslíků, kteří nabrali hmotnost k hodnotě Chandraskharovy meze (cca 1,4 M☉) - to je mimochodem základní důvod, proč se SN Ia používají jako tzv. standardní svíčky pro měření kosmologických vzdáleností, protože stejná hmotnost by měla znamenat stejný maximální zářivý výkon při výbuchu.
Autoři doložili tento rozpor pozorování s teorií případem supernovy 2009dc v galaxii UGC 10064 (Ser; 91 Mpc), kde pro hmotnost bílého trpaslíka před výbuchem vycházejí hodnoty 2,2 – 2,4 M☉. V tom případě by k vysvětlení tvaru světelné křivky po výbuchu bylo zapotřebí rozprášit do prostoru 1,2 – 1,4 M☉ radionuklidu 56Ni! Pokud by byla světelná křivka zeslabena silně extinkcí, muselo by být radionuklidu dokonce 1,8 M☉ a bílý trpaslík by musel mít zcela absurdní hmotnost 2,8 M☉. Je sice pravda, že by se případ dal vysvětlit velmi rychlou rotací bílého trpaslíka, kdy odstředivá síla brání jeho zhroucení na neutronovou hvězdu, ale i tato alternativa končí u hmotnosti 2,4 M☉. Ke shodnému závěru dospěli též I. Hachisu aj., kteří poukázali na stejný problém také u supernov 2003fg, 2006gz a 2007if. Seznam nadsvítivých hypernov se dále utěšeně rozrůstá díky pátrání R. Scalza aj., J. Cooka aj. i S. Smartta aj. Není proto divu, že proslulá příčka kosmologického žebříku, na níž bezpečně spočívaly supernovy Ia, se začíná povážlivě viklat.
O tom, že jde o větší problém, svědčí i souhrn názorů významných odborníků, který publikoval americký vědecký týdeník Science v čísle 6097 z 24. 8.2012. Do debaty přispěli N. Gehrels, P. Mészáros, B. Dilday aj. a A. Gal-Yam. Zhruba před 10 lety se začaly občas pozorovat extrémně svítivé supernovy, které obvykle souvisejí s krátkými záblesky záření gama (SGRB). Dokonce se tvrdí, že v pozorovatelném vesmíru vybuchuje nějaký SGRB jednou denně! Až do té doby se pozorovaly v cizích galaxiích běžně supernovy třídy Ia se shodným maximálním zářivým výkonem 1.1036 W (absolutní hvězdná velikost -19,5 mag), ale nyní už máme dobré údaje o hypernovách (SNLS), které jsou v maximu o řád svítivější.
Proto si musíme položit otázku, zda je za výbuchem hypernov se zářivým výkonem v maximu >20 GL☉ (!) vůbec bílý trpaslík s hmotností na Chandrasekharově mezi, anebo něco jiného? I když je zmíněných hypernov známo dosud jen 18, zřetelně se rozpadají na tři typy - I (chudé na vodík), II (bohaté na vodík) a R (velmi vysoké zastoupení radionuklidů s hmotnostmi 2 – 5 M☉, zejména pak 56Ni, které díky radioaktivnímu rozpadu zmírňují pokles světelné křivky po maximu). Přitom jejich absolutní hvězdné velikost většinou překonávají -21 mag a zůstávají na této úrovni i více než týden! Dosavadní rekord drží supernova CSS 100217 objevená v přehlídce Catalina v poloze 1029+4042 dne 17.2.2010 s červeným posuvem spektra z = 0,15 (vzdálenost 570 Mpc; 11,9 mld let po velkém třesku) a pozorovanou maximální jasností 18,1 mag, což dává absolutní hvězdnou velikost v maximu -23,1 mag, maximální zářivý výkon 3.1037 W (75 GL☉) a vyzářenou energii 1.3.1045 J.
Dalším extrémně pozoruhodným objektem se stala SN 2007bi typu R (z =0,129; 500 Mpc; 12,1 mld. let po VT), kde hmotnost vyvrženého materiálu dosáhla 100 M☉ (!), což je současně spodní mez pro hmotnost bezprostředního předchůdce supernovy! Takové nadhvězdy žijí velmi krátkou dobu a podstatně přispívají pro obohacení mezihvězdného prostředí o nejtěžší prvky Mendělejevovy tabulky. Tato supernova vybuchla v trpasličí galaxii podobné např. Malému Magellanovu mračnu, ale s metalicitou třikrát nižší než má Slunce. Hypernovy typu R lze fyzikálně dobře popsat; jsou však mezi ostatními hypernovami nejvzácnější. Co je příčinou výbuchu hypernov I a II, zatím nikdo neví.
Také povaha supernov třídy Ia je stále neurčitá. Na základě pozorování supernovy PTF 11kx na Palomaru (objev 16. 1. 2011; z = 0,047; vzdálenost 200 Mpc) lze totiž téměř s jistotou usoudit, že existuje několik možných scénářů jejich vzniku. V jejím spektrum totiž vidíme čáry Ca II, Na I, Fe II, Ti II a He I. Jejich profil typu P Cyg ukazuje na expansi tohoto chemicky pestrého materiálu do vnějšího prostoru. Přesto se B. Dilday aj. domnívají, že i v tomto případě šlo o klasický scénář. Ten totiž uvažuje výhradně o dvojhvězdě s červeným obrem, jejímž průvodcem je bílý trpaslík, který z hvězdy přibírá vodík tak dlouho, až dosáhne Chandrasekharovy meze a vybuchne, přičemž se zcela zničí.
Nyní je však zřejmé, že často může jít také o dvojhvězdy, které sestávají ze dvou bílých trpaslíků, jež ztrácejí oběžnou část momentu hybnosti slapy a gravitačním vyzařováním, takže po spirále smrti splynou. Tím snadno překročí Ch. mez; pouze vybuchnou daleko později, než tomu musí být u předešlého klasického scénáře. Příslušné výpočty, kdy dva bílí trpaslíci typu C-O se nejprve obklopí společnou vnější plynnou obálkou a pak rychle splynou, uveřejnili S. Toonen aj.
Třetí možností je zhroucení velmi hmotných (130 – 250) M☉ hvězd vlivem nestability párů pozitron-elektron při jejich přeměně na páry fotonů záření gama. Tím prudce poklesne tlak záření v nitru a hvězda se hroutí gravitací a vzápětí vybuchne. Jaký však je podíl jednotlivých scénářů na výbuších supernov Ia, není jasné; zejména třetí scénář s párovou nestabilitou není příliš podporován pozorováním.
W. Becker aj. sledovali vlastní pohyb centrálního kompaktního objektu SNR Pup A (RX J0822-4300; vzdálenost 2 kpc) pomocí kamery HiRes rentgenové družice Chandra od prosince 1999 do srpna 2010. Obdrželi tak směr a rychlost vlastního pohybu, který odpovídá centru optického výbuchu před 5,2 tis. lety v úhlové vzdálenosti 371″. Lineární rychlost vlastního pohybu 670 km/s je v dobrém souladu s představou, že k výbuchu supernovy došlo ve dvojhvězdě, kde se jedna složka (kolapsar) zhroutila, ale druhá složka výbuch přežila, jenže následkem ztráty gravitační vazby se doslova utrhla z gravitačního řetězu a nabrala vysokou prostorovou rychlost napříč Galaxií. Kromě zde uvažované SNR Pup se podobně našly pohybující se kompaktní objekty u SNR Cas A a G292.0+1,8. Autoři srovnali takto určené stáří s dalšími použitými postupy pro výpočet stáří, takže výsledně obdrželi střední hodnotu pro stáří SNR Pup: (4,5 ±0,8) tis. let. Podle měření družic Fermi a WMAP dostali J. Hewitt aj. odhad o energetickém obsahu urychlených protonů a elektronů v pásmu (1 – 100) GeV: 1042 J, takže jde o SNR s nejmenším zářivým výkonem, kterou známe.
J. Gonzáles-Hernández aj. se pokoušeli nalézt v okolí SNR 1006 (Lup; vzdálenost 2,2 kpc) průvodce supernovy, který by teoreticky mohl výbuch bílého trpaslíka přežít. Pátrali na ploše o poloměru 4′ od těžiště SNR, ale bezvýsledně. Všeobecně se soudí, že šlo o supernovu třídy Ia, kde průvodcem bílého trpaslíka je hvězda hlavní posloupnosti, anebo červený obr či podobr. Autoři se proto přiklánějí k myšlence, že v tomto případě došlo ke splynutí dvou bílých trpaslíků, jejichž souhrnná hmotnost dosáhla Chandrasekharovy meze, takže po nich nezbyl v těžišti výbuchu žádný objekt. Tento scénář dvojité degenerace je prý dokonce až čtyřikrát pravděpodobnější než scénář klasický. Autoři na závěr připomínají, že v naší Galaxii vybuchly během více než dvou tisíciletí pouze 4 supernovy třídy Ia: 185, 1006, 1572 a 1604, ale asi ani jedna z nich nemá prokázaného přeživšího průvodce.
S touto revizí scénáře pro supernovy Ia ostatně souhlasí trojrozměrné výpočty R. Pakmora aj. simulující splynutí dvou bílých trpaslíků C-O o hmotnostech 0,9 M☉ a 1,1 M☉. Následný výbuch uvolní do okolí přes 0,6 M☉ radionuklidu 56Ni a průběh světelné křivky v optickém i infračerveném pásmu je k nerozeznání od klasického scénáře s jedním bílým trpaslíkem a hvězdou hlavní posloupnosti nebo s hvězdou, která již posloupnost opustila.
R. Buehler aj. pozorovali pomocí družice Fermi 9. 4. 2011 vzplanutí záření gama v Krabí mlhovině (M1; SN 1054; vzdálenost 2 kpc) v pásmu energií >100 MeV. Během 8 h se tok záření gama zdvojnásobil a nakonec vzrostl 30krát proti klidové hladině. Energetické spektrum vzplanutí dosáhlo maxima na 375 MeV. Šlo již o čtvrté vzplanutí od r. 2007, třikrát jasnější než předešlá. Podle všeho jde o relativistický výtrysk záření shodou okolností usměrněný k Zemi. T. Satterfield aj. identifikovali ve spektrech mlhoviny pořízených 1,3m a 2,7m teleskopy v Texasu čáry He I i II; H I; dále skupinu C-N-O i zakázané čáry S II a S III. Jejich zastoupení však v různých částech mlhoviny výrazně kolísá. Dokládá to klasifikaci supernovy 1054 jako kolapsaru třídy II, i když není jasné, kde se tento materiál ztratil, když Krabí mlhovina má nanejvýš 3 M☉ a kolapsar musel mít před výbuchem minimálně 8 M☉ !
F. Giordano aj. jakož i A. Atoyan a C. Dermer zaznamenali pomocí družice Fermi a Čerenkovovy aparatury VERITAS (úbočí Mt. Hopkins, Arizona) energetické fotony (0,4 – 10 TeV) přicházející z pozůstatku po Tychonově supernově (1572; vzdálenost 2,5 – 3,0 kpc) v souhvězdí Kasiopeja. To prakticky dokazuje, že pozůstatky po supernovách vysílají urychlené hadrony, popřípadě relativistické elektrony, které tvoří hlavní složku galaktického kosmického záření s energiemi částic až 10 PeV.
G. Gomez aj. ukázali, že pozůstatky po Tychonově a Keplerově (1604, Oph; vzdálenost 6 kpc) supernově vysílají dlouhovlnné infračervené záření, zachycené aparaturami PACS a SPIRE na kosmickém teleskopu Herschel v pásmech vlnových délek 70 – 500 μm. Jde o záření teplého prachu, jehož hmotnost v obálce supernovy činí pro Tycha pouze 9 mM☉ při teplotě 90 K a pro Keplera jen 3 mM☉ a 82 K. Ani jeden pozůstatek nemá měřitelné množství chladnějšího (25 – 50) K prachu, takže nejde o kolapsary, ale pozůstatky po výbuších SN Ia. Jedině kolapsary dodávají do okolního prostoru podstatné množství prachu.
D. Patnaude aj. potvrdili klasifikaci Keplerovy supernovy jako třídu Ia, ale zpochybnili určení její vzdálenosti, protože supernova vyvrhla velké množství radionuklidu 56Ni (1 M☉) a z toho důvodu byla po maximu dlouho jasnější, než se obvykle předpokládá. To znamená, že její vzdálenost od nás může přesáhnout 7 kpc!
F. Vogt aj. využili oblaků prachu ve směru SNR Cas A (1681 ±19 let; vzdálenost 3,4 kpc) ke sledování infračervených ozvěn tehdejšího výbuchu pomocí Spitzerova teleskopu (SST; pásmo 5 – 38 μm) na oblacích, vzdálených od SNR 199 světelných let. (Světelná ozvěna vzniká na prachu pohlcováním optických i UV fotonů a zpětným vyzářením fotonů IČ. UV fotony se však podílejí na intenzitě ozvěny z 83 %.) Takto získaná původní světelná křivka se tvarem podobá křivce pro supernovu 1993J třídy II (M81; vzdálenost 2,6 Mpc). Z měření se rovněž podařilo určit rozmezí, kdy supernova vzplanula na pozemské obloze a třídu supernovy IIb, čili i hmotnost předchůdce 15 – 25 M☉. V optickém oboru vyzářila Cas A celkem 8.1041 J, ale v pásmu UV přes 1.1043 J. Zářivý výkon v maximu dosáhl 6.1037 W (150 mld. L☉ !!). K. Isensee aj. využil týchž měření k odhalení na sebe naskládaných vrstev různého nukleosyntetického původu. Tloušťka vrstev v expandujících obálkách nepřesahuje 1 tis. km/s; zvlášť zřetelně jsou vidět slupky Si a O. I když původní hvězda byla rozhodně velmi hmotná, červený veleobr, který se nejprve zhroutil a pak následně vybuchl, měl hmotnost už jen 4 M☉.
O nezávislé potvrzení předešlých údajů se vzápětí postarali M. Besel a O. Krause, kteří sledovali infračervené ozvěny supernovy Cas A pomocí družice WISE na mezihvězdných oblacích prachu vzdálených od SNR více než 800 pc! Tak se podařilo ověřit tvar světelné křivky získaný SST, ale získat také spektra z odlišného směru pozorování. Máme tedy něco jako trojrozměrné zobrazení tehdejšího výbuchu a to ukazuje zřetelně, že výbuch nebyl izotropní, nýbrž asymetrický. Těžko bychom si ještě před pár lety dokázali představit, že si jako ze záznamu přehrajeme ve 3D úkaz, který se odehrál před nějakými 330 lety pro pozorovatele na Zemi, ale ve skutečnosti před 11 stoletími!
M. Lakicevic aj. pozorovali SNR 1987A (VMM, vzdálenost 50 kpc) v rádiovém pásmu 3,2 mm (94 GHz) pomocí australského interferometru ATCA (observatoř P. Wilda poblíž Narrabri se základnou 750 m) a dále pomocí submilimetrového interferometru APEX (Llano Chajnantor, Chile) v pásmech 350 a 870 μm. V nejbližším okolí centra výbuchu nalezli prachový zdroj o teplotě 33 K a rovníkový prsten o úhlovém průměru 1,6″ a teplotě 170 K. Ve 3mm pásmu se struktura prachových vrstev velmi podobá struktuře zobrazené těsně po výbuchu v rentgenovém záření, ale integrovaný tok vzrostl za posledních 6 let na dvojnásobek. Jde zřejmě o sychrotronové záření vycházející z vnitřního okraje rovníkového prstenu.
P. Maggi aj. zveřejnili údaje o měkkém rentgenovém záření SNR 1987A získané v letech 2007-2012 družicí Newton v pásmu 0,2 – 10 keV. Ve shodě s mikrovlnnými měřeními rostla v těchto letech také intenzita měkkého rentgenového záření, což znamená, že z rovníkového prstenu stále vyvěrá hmota. Dobře je to znát na širokém profilu čáry Fe K (6,4 keV), která je viditelná na všech pořízených spektrech. Odtud vychází tloušťka prstencového disku na 3 kAU (450 mld. km; 0,015 pc). S. Grebenev aj. využili údajů z družice INTEGRAL k monitorování tvrdého (0,5 – 1,2 MeV) rentgenového záření ze SNR 1987A během let 2010-2011. Toto záření by mělo vznikat rozpadem radioaktivních nuklidů, nejprve 56Ni (poločas rozpadu 6,1 d) a dále 56Co (77,2 d). Tyto radionuklidy ovlivňují nejvíce tvar světelné křivky po výbuchu po dobu prvních tří let. Produktem jejich rozpadu je pak radionuklid 44Ti (59 let). Ten by měl tedy nyní dominovat, ale měření ukázala, že v SNR 87A ho vzniklo jen 0,3 mM☉.
C. Badenes a D. Maoz přilili olej do ohně debaty, co je předchůdcem většiny supernov Ia, když uvedli, že v katalozích se dnes nacházejí údaje o 4 tis. bílých trpaslících v naší Galaxie. Mezi nimi je 15 trpaslíků členem dvojhvězdy, v níž mají oběžnou rychlost >250 k/s, což v důsledku znamená, že druhou složkou je rovněž bílý trpaslík. Odtud pak snadno vyplývá, že v Galaxii by mělo docházet k výbuchům supernov Ia především na základě dvojité degenerace!
M. Kiewe aj. simulovali na superpočítačích průběh výbuchu supernov třídy IIn. Jejich předchůdci jsou svítivé modré proměnné hvězdy (LBV) obsahující velké množství vodíku, jenže v období před výbuchem ztrácejí až 0,1 M☉/r vodíku ročně. Během výbuchu jim trvá 20 d, než dosáhnou maxima optické svítivosti na úrovni absolutní hvězdné velikosti -18,4 mag (1,7 GL☉). S. van Dyk a T. Matheson však upozornili, že supernova 1961V v galaxii NGC 1058 ve skutečnosti zůstala LBV, jak ukázala nová měření HST a SST. Zdá se, že podobnou odolnost proti zničení vykazují především Wolfovy-Rayetovy hvězdy, jejichž hmotnost bývá větší než 20 M☉, a obecně všechny hvězdy s hmotnostmi >30 M☉. Ostatně i bolometrická svítivost LBV éta Car při epizodách exploze v letech 1838 a 1843 výrazně překročila Eddingtonovu mez svítivosti, vyzářila během výbuchů energii 1043 J (jakoby supernova) - a evidentně přežila.
O. Pejcha a T. Thompson našli obecný fyzikální důkaz pro tvrzení, že k výbuchu supernovy zhroucením jádra hvězdy dojde tehdy, když se zamrzlá rázová vlna akrece na jádro změní ve vlnu výbušnou ve chvíli, kdy produkce neutrin protoneutronové hvězdy v jádře překročí kritickou hodnotu. Klíčovou podmínkou pro rozběhnutí výbuchu je podmínka, aby poměr čtverců adiabatické rychlosti zvuku k rychlosti únikové dosáhl alespoň hodnoty 0,19. Tato podmínka je usnadněna několika cestami, jež snižují zmíněnou kritickou hodnotu produkce neutrin z povrchu protoneutronové hvězdy.
O. Pejcha aj. si všimli okolnosti, že rozložení hmotností pozorovaných neutronových hvězd fakticky odráží hmotnosti předchůdců příslušných supernov (IIp). Odtud jim vyšlo, že příslušné kolapsary by neměly mít před výbuchem vyšší hmotnost než 15 M☉. To celkem dobře souhlasí s pozorováním, kdy původní hmotnost předchůdců supernov/kolapsarů nepřevyšuje 16,5 M☉.
Dátum poslednej zmeny: 04. januára 2015