Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 19. mája 2016
Y. Cao aj. uvedli, že Palomarská přehlídka PTF (Palomar Transient Factory), započatá v r. 2008 vybavením Oschinovy širokoúhlé komory o průměru korekční desky 1,2 m velkou maticí CCD, získala za prvních pět let provozu údaje o 2 tis. supernovách včetně jejich spektrální klasifikace. V únoru 2013 byl přístroj zmodernizován, takže poskytuje první údaje už několik hodin po prvním zachycení nové supernovy. Autoři to doložili rozborem pozorování supernovy iPTF13bvn třídy Ib v galaxii NGC 5806 (vzdálenost 22 Mpc), kterou systém zachytil 16. 6. 2013, což umožnilo pořídit už 20. 6. snímek objektu pomocí aparatury OSIRIS 10m Keckova teleskopu vybaveného adaptivní optikou. To pak vedlo k prohlídce archivu HST, kde v poloze supernovy byl nalezen předchůdce na snímku z 10. 3. 2005, který tehdy měl absolutní hvězdnou velikost -5,5 mag. Jde o vůbec první případ, kdy byl objeven předchůdce supernovy třídy Ib. Zřejmě šlo o Wolfovu-Rayetovu hvězdu o hmotnosti 10 M☉, která vinou extrémně silného hvězdného větru ztratila předvýbuchem vnější vodíkovou slupku ještě před explozí supernovy. Objev poukazuje na obrovské pole působnosti pro synoptické (opakované) přehlídky oblohy, které se pozvolna stávají nejdůležitějším trendem pozorovací astronomie příštích let. Ideálem by tedy byl plynulý záznam jevů na celé obloze, tedy kinematografie pozorovatelného vesmíru...
E. Ofek aj. se pokoušejí už delší dobu zjistit, jak se supernovy třídy IIn vznikající výbuchem velmi hmotných hvězd, jevily na snímcích a ve spektrech původní přehlídky PTF v době před konečným gravitačním zhroucením supernovy. Z modelování závěru jejich života totiž vyplývá, že by v nich měly probíhat silné předvýbuchy před definitivním gravitačním zhroucením vinou vln pulsací zářivého výkonu. V r. 2013 poprvé uspěli, když nalezli v archivu PTF na místě budoucí supernovy 2010mc třídy IIn galaxii v poloze 1721+4807 (vzdálenost 150 Mpc) a v ní řadu snímků a spekter předchůdce supernovy počínaje 40. dnem před hlavním výbuchem, který nastal 20. 8. 2010. Autoři tak zjistili, že 37. den došlo k předvýbuchu, při němž se během dvou týdnů se uvolnila zářivá energie 6.1040 J a hvězda ztratila 1 % M☉, přičemž plynné cáry se rozpínaly rychlostí 2 tis. km/s. Konečný výbuch pak uvolnil energii 3.1042 J a hmotnost hroutící se hvězdy činila asi 50 M☉. Předvýbuchy desítky dnů před závěrečným ohňostrojem byly pozorovány také u supernovy SN 2006jc v galaxii UGC 4904 (Lyn; vzdálenost 24 Mpc), kde ovšem k předvýbuchu došlo celé dva roky před supernovou.
Přehlídka PTF našla 24. 7. 2012 další zajímavou supernovu PTF 12gzk, kde cáry po výbuchu nabraly zprvu rychlosti až 0,3 c, jež se však za 10 dnů po explozi snížila na 0,2 c. Supernovu klasifikovali nejprve jako třídu Ic, ale brzy ji zařadili mezi GRB, který předchází optickému zjasnění o několik dnů. Ze spekter určený červený posuv 0,014 odpovídá vzdálenosti 58 Mpc. Počátkem srpna ji pozorovala soustava antén VLA na frekvenci 6 GHz, a to právě umožnilo spočítat tempo rozpínání prachoplynových zplodin výbuchu.
Supernovy stále dokáží astronomy překvapovat. Vždyť ještě v r. 1933 si odborníci mysleli, že to jsou standardní novy. Teprve tehdy přišel geniální F. Zwicky ve spolupráci s W. Baadem s téměř neuvěřitelným postřehem, že supernovy představují energeticky až o sedm řádů gigantičtější přírodní jev, jenž na rozdíl od nov hvězdu zcela zničí buď gravitačním zhroucením, anebo překotným termonukleárním výbuchem. Nyní podali N. Soker a A. Kashi důkazy, že údajná supernova 2009ip ve spirální galaxii NGC 7259 (PsA; vzdálenost 20 Mpc) představovala jen začátek procesu postupného splývání těsné dvojhvězdy tvořené složkami o rozdílné hmotnosti. Kolem obézní hvězdy o hmotnosti ≈80 M☉ totiž zřejmě obíhal po výstředné dráze sekundár na hlavní posloupnosti s hmotností 2 – 5krát nižší než primární veleobr. Autoři zjistili, že týž objekt se zjasnil o 3 - 4 mag nejenom v r. 2009, ale znovu v září 2011 a v srpnu 2012; pokaždé v době, kdy spirálovitě se blížící sekundár procházel periastrem své dráhy kolem primární složky. Poslední velký výbuch se odehrál v září 2012, ale všechna tato vzplanutí prý supernovu pouze předstírala. Při posledním výbuchu hvězdy splynuly a maximální zářivý výkon dosáhl 8.1035 W, přičemž vnější vrstvy hvězdy se rozmetaly rychlostí 13 tis. km/s. Tím epizoda megavýbuchů zřejmě skončila; v budoucnosti lze očekávat už jen drobnější zjasnění. Autoři dále poznamenávají, že proslulé záhadné výbuchy proměnných hvězd η Car v letech 1837 - 1856, V838 Mon v r. 2002 a V1309 Sco v r. 2008 měly podobnou příčinu.
Na stejné téma publikovali rozbor chování pseudosupernovy 2009ip J. Mauerhan aj., kteří nezávisle došli k témuž závěru, že šlo o obdobu výbuchů svítivé modré proměnné η Car. Nicméně se liší v názoru na povahu posledního výbuchu v září 2012, kdy jejich data o jasnosti a spektru poukazují na to, že zářivý výkon dosáhl po dvou týdnech stupňovitého zjasňování absolutní hvězdné velikosti -18 mag, tj. 1 GL☉ (4.1035 W), čili přece jen šlo o závěrečný výbuch supernovy. Týž objekt sledovali po dobu tří let A. Pastorello aj. a během té doby zaznamenali mnoho dočasných zjasnění, při nichž rok před výbuchem dosahovaly cáry výbuchu rychlostí rozpínání oněch 13 tis. km/s. Poslední zářijový výbuch trval minimálně 50 dnů, takže i jim vyšel maximální zářivý výkon 8.1035 W, což odpovídá zhroucení hmotné hvězdy jako kolapsaru. Přesto autoři nakonec koketují s myšlenkou, že hvězda i tak dramatický proces dokázala přežít, což dává nové podněty pro studium mocných výbuchů hvězd na konci jejich termonukleární kariéry.
Robotický přehlídkový teleskop PanSTARRS 1 poskytl M. Fraserovi aj. údaje o předvýbuších další supernovy 2011ht (třída II), jež se odehrály 287 a 170 dnů před hlavní explozí. Proto je docela dobře možné, že tyto předvýbuchy jsou téměř pravidlem. Donedávna totiž neexistovaly soustavné synoptické údaje o světelných křivkách těchto objektů, protože pro předešlé generace přístrojů byly supernovy před výbuchem příliš slabé, než aby je starší přístroje mohly zaznamenat.
R. Chornock aj. zjistili, že supernova PS1-10afx (Aqr) odhalená robotickým teleskopem PanSTARRS 1 brzy po zahájení provozu 31. 8. 2010 se stala zatím vůbec nejsvítivější supernovou v historii astronomie. Její červený posuv 1,39 totiž znamená, že vzplanula ve vzdálenosti 2,8 Gpc, takže její maximální infračervená jasnost 21,7 mag odpovídá bolometrické absolutní hvězdné velikost -22,8 mag (!), což odpovídá zářivému výkonu 100 GL☉ (!!), neboli 4.1037 W. Autoři usoudili, že jde o nový typ supernov, ale nakonec se díky vytrvalému úsilí R. Quimbyho aj. podařilo pomocí Keckova teleskopu objevit ve směru ke vzdálené supernově důkazy o zesílení jasnosti supernovy gravitací černé veledíry přibližně 30krát. To znamená, že skutečná maximální absolutní hvězdná velikost supernovy dosáhla jen -19,1 mag, což je pro supernovy třídy Ia hodnota zcela typická. Pokud se tvrzení o intervenci veledíry potvrdí, bude to mít významný dopad pro kosmologii.
O. Benvenuto aj. zjistili, že blízká supernova 2011dh v proslulé galaxii M51 (CVn; vzdálenost 7 Mpc) byla původně těsnou dvojhvězdou s vysokými hmotnostmi složek (16 M☉ + 10 M☉). Na snímku pořízeném HST před výbuchem je pozorovatelný žlutý veleobr o hmotnosti 4 M☉ a poloměru 270 R☉ a jeho průvodce o teplotě 22 – 40 kK. Z modelování obou složek pak vyplývá, že primární složka byla obklopena zbytkem vodíkové obálky o hmotnosti 0,1 M☉. Přenos plynného vodíku mezi oběma složkami probíhal tempem až 2.10-3 M☉. Při překotné termonukleární reakci se uvolnila energie 8.1044 J a vzniklo 0,06 M☉ radionuklidu 56Ni. Na základě těchto pozorování autoři zařadili supernovu ke třídě IIb, přestože zprvu měl předchůdce supernovy ve svém obalu ještě vodík, ale i o ten přišel, takže zdánlivě se podobala supernovám Ib. Členství ve dvojhvězdě však vedlo k rychlému prohození vrstev s vodíkem a bez něho. Vše se nakonec vyřešilo rychlými výměnami hmoty mezi složkami dvojhvězdy, čímž se slupky hvězdy odstraní a primární složka vybuchne jako supernova třídy IIb.
D. Sahu aj. sledovali slábnutí supernovy 2011dh v optickém a blízkém infračerveném oboru po dobu celého roku. V první fázi po maximu s absolutní hvězdnou velikostí -17,1 mag (580 ML☉) se průběh její světelné křivky podobal supernovám 1993J (M81) a 2008ax (NGC 4490), ale pak se její slábnutí proti zmíněným starším supernovám zrychlilo, což autoři přičítají tvorbě horkého prachu. Supernova vyvrhla do prostoru 0,09 M☉ radioaktivního 56Ni a 0,2 M☉ kyslíku. Krabicovité profily spektrálních čar O I v cirkumstelárním materiálu vznikly v ionizovaném prostředí rázovými vlnami exploze. S. Van Dyk aj. potvrdili na snímku kamerou WFC3 HST, že žlutý veleobr zmizel, takže byl evidentně předchůdcem supernovy. Nenalezli však žádnou světelnou ozvěnu.
Stejný tým však objevil světelnou ozvěnu kolem supernovy 2008bk (NGC 7793) v archivu kamery ACS HST. Jde spíše o oblouk než prsten, protože je jasný na sever a východ od pozůstatku po supernově, kdežto nezřetelný ve zbývajících směrech. Ozvěna se odehrává na oblacích prachu vzdálených asi 15 pc od supernovy, takže nejde o cirkumstelární, ale interstelární rozptyl a odraz. Ozvěna se poprvé projevila na snímcích v lednu 2011, tj. 2,8 let po explozi. Ozvěnu zaznamenal také teleskop NTT ESO na La Silla. Předchůdce supernovy rovněž zmizel. Teprve osm extragalaktických supernov vykázalo světelnou ozvěnu. Prvním případem byla supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu.
D. Rubinovi aj. se podařilo potvrdit, že supernova SCP-0401 nalezená pomocí kamery ACS HST v poli GOODS-N v r. 2004 patří do třídy Ia, neboť se nachází ve vzdálenosti 3,0 Gpc (červený posuv z = 1,7), takže dosáhla v maximu jasnosti ve filtru B absolutní hvězdné velikosti -19,1 mag. Autoři totiž dokázali v r. 2010 zobrazit její spektrum pomocí spektrografu NICMOS a nově instalované kamery WFC3. Navzdory rekordní vzdálenosti pro jakoukoliv supernovu byla její světelná křivka velmi kvalitní a v souladu se spektroskopií, takže se tím ustavila nová opěrná příčka kosmologického žebříku vzdáleností.
G. Tammann a B. Reindl však zpochybnili kalibraci jedné z prvních příček kosmologického žebříku vzdálenosti, jímž jsou jednak cefeidy a jedna špička větve červených obrů. Pro absolutní hvězdnou velikost 6 blízkých supernov Ia v maximu absolutní vizuální hvězdné velikost pak dostali hodnotu -19,41 mag, a tu aplikovali na dalších 62 supernov třídy Ia ve vzdálenostech 43 – 900 Mpc. Obdrželi tak lokální hodnotu Hubbleovy konstanty H☉ = (64,0 ±3,0) km/s/Mpc; z 10 cefeid dostali v týchž jednotkách H☉ = 62,3, a vážený průměr z dalších metod H☉ = (63,1 ±2,3). Vesměs jde o hodnoty výrazně nižší, než které běžně získáváme z měření velmi vzdálených objektů na kosmologickém žebříku.
Vzápětí D. Jones aj. oznámili, že se jim podařilo znovu překonat rekord ve vzdálenosti supernovy v rámci jejich systematického hledání v projektech CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) a CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble) pomocí širokoúhlé kamery WFC3 na HST. V projektech se úmyslně využívá efektu gravitační čočky jako pomocníka pro objevy v nejzazších hlubinách vesmíru. Šlo o supernovu UDS10Wil (0219-0515) objevenou 30. 12. 2010 v blízké infračervené části spektra, s červeným posuvem 1,914 (vzdálenost 3,1 Gpc). Jde téměř určitě o supernovu třídy Ia a není vyloučeno, že vznikla splynutím dvou bílých trpaslíků, z nichž každý měl hmotnost pod Chandrasekharovou mezí.
Ani tím, však závod o rekordy pro vzdálenost supernovy v r. 2013 neskončily. Dosavadními vítězi v tomto velmi užitečném astronomickém sportu se stali J. Cooke aj., kteří pro lov nejvzdálenějších supernov používají relativně malý 3,6m reflektor CFHT na Mauna Kea, jenž je však vybaven kamerou MegaCam s 340 megapixelovou maticí CCD. Supernovy se hledají v archivních záznamech pořízených v letech 2003-2008 a pátrání přineslo nyní dva skvělé úlovky v podobě supernov 2213-1745 a 1000+0216 s neuvěřitelně velkými červenými posuvy 2,05 a 3,90 (vzdálenosti 3,2 a 3,7 Gpc). Obě supernovy tak dosáhly maximálního zářivého výkonu řádu 1037 W, takže jde nepochybně opět o supernovy třídy Ia. Celkově vyzářená energie se pak pohybuje na úrovni 1044 J.
Autoři se proto domnívají, že jde o supernovy, které vznikají mechanismem párové nestability, kdy v nitru silně obézní hvězdy dochází procesem materializace paprsků gama ke vzniku párů elektron-pozitron, což v jádře hvězdy sníží prudce tlak, což způsobí náhlé zhroucení hvězdy a následný výbuch mimořádně svítivé supernovy. Takové hvězdy se dnes vyskytují jen málokdy, a proto je v blízkém okolí naší Galaxie pozorujeme zcela výjimečně. Jestliže však přijmeme domněnku, že ve velmi raném vesmíru byly obézní hvězdy spíše pravidlem než výjimkou, pak se dá čekat, že právě v těchto velkých vzdálenostech jich bude o řád více než v okolí naší Galaxie, což zmíněné objevy naznačují. Otvírá se tak cesta k pozorování zániku nejstarších obézních hvězd populace III.
Neméně pozoruhodným objektem, který patrně jednou skončí jako supernova Ia, je podle S. Geiera aj. těsná (rozteč mezi složkami 420 tis. km) zákrytová dvojhvězda CD-30°11223 (12 mag; oběžná perioda 70 min), vykazující jen mělké zákryty a zatmění. Její jednou složkou je bílý trpaslík C-O (0,75 M☉; 0,01 R☉) a druhou horký (29 kK) héliový podtrpaslík sp. třídy sdB o hmotnosti 0,5 M☉ a poloměru 0,18 R☉. Soustava je od nás nyní vzdálena jen 364 pc a podle modelových výpočtů dojde k zapálení héliové slupky o hmotnosti 0,1 M☉ na bílém trpaslíku za 42 mil.let, tedy daleko dříve, než by bílý trpaslík dosáhl Chandrasekharovy meze. V té době bude sice soustava od nás vzdálena už 1,9 kpc, ale výbuch pozorovaný ze Země přesto dosáhne -7,6 mag. Výbuch také způsobí, že subtrpaslík bude vymrštěn na hyperbolickou dráhu ven z Galaxie rychlostí 840 km/s. O realitě tohoto scénáře svědčí hvězda US 708, která patří mezi prchající hvězdy z Galaxie a je klasifikována jako héliový podtrpaslík.
D. Howell aj. objevili v databázi projektu SNLS (SuperNova Legacy Survey) dvě mimořádně svítivé supernovy 06D4eu a 07D2by, které v maximu dosáhly absolutní hvězdné velikosti -22,7 mag, tj. 90 GL☉ (3,6.1037 W). U první z nich se podařilo změřit červený posuv z = 1,59 (vzdálenost 2,9 Gpc); u druhé mají jen odhad z ≈ 1,5, což je přibližně stejná vzdálenost. Během 20denní světelné křivky se ukázalo, že v obou případech se při výbuchu rozpíná černé těleso o počáteční Planckově teplotě 15 kK, jež vinou rozpínání postupně klesá. Ve spektrech nalezli čáry ionizovaného uhlíku, železa a hořčíku. V obou případech se tedy jedná o supernovy třídy Ic. Kinetická energie uvolněná explozí dosáhla řádu 1045 J. To znamená, že nejde o pouhé zhroucení jádra obézní hvězdy, a nestačí ani překotná termonukleární reakce která prošlehne celou hvězdou. K energetické bilanci silně přispívá radioaktivní rozpad nuklidu 56Ni a interakce rozpínajícího se plynu s cirkumstelárním materiálem. Autoři proto soudí, že díky oběma výbuchům vznikly magnetary s rotační periodou ≈2 ms a gigantickou indukcí magnetického pole 20 GT. Podrobné údaje o obou extrémně svítivých supernovách poskytly obří dalekohledy VLT ESO na Paranalu a dále CFHT na Mauna Kea.
S. Adams aj. se zabývali otázkou, jak se mají astronomové připravit na již dlouho očekávanou supernovu v naší Galaxii, protože poslední taková supernova vzplanula kolem r. 1680 a statistika praví, že v Galaxii vzplane v průměru 4,6 supernov/století, z toho 1,4/století představují nejsvítivější supernovy Ia. Z těchto údajů pak nepřímo vyplývá, že v Galaxii vznikají hvězdy o souhrnné hmotnosti 3,6 M☉/rok. Autoři soudí, že nejdůležitější pro rychlé zachycení počátku výbuchu je nepřetržitá pohotovost detektorů neutrin, protože tento signál přijde s několikahodinovým předstihem před optickým a rádiovým výbuchem. Největší naději na rychlé spatření začátku výbuchu mají pak detektory v blízké infračervené oblasti spektra. Jakmile se výbuch rozvine, budou potřebné zcela malé dalekohledy, protože velká zrcadla by silným signálem zahltila a patrně i poškodila citlivé matice CCD.
C. Dubner aj. zkombinovali data z rentgenových družic Newton a Chandra k úplnému zobrazení SNR Puppis A v tomto oboru elektromagnetického spektra (0,3 – 8) keV. Výbuch supernovy se odehrál pro hypotetického pozemského pozorovatele zhruba před 3,7 tis. let a SNR je od nás vzdálen něco přes 2 kpc. Úhlový rozměr SNR dosahuje 1°. Rozložení materiálu SNR v rentgenovém pásmu se shoduje s pozorováním Spitzerova kosmického teleskopu (SST) pracujícím ve středním i dlouhovlnném pásmu infračerveného spektra. Zářivý výkon SNR v rentgenovém spektru dosahuje řádu 1030 W, tj. o téměř 4 řády více než bolometrický zářivý výkon Slunce. Bolometrická zásoba zářivé energie SNR napříč elektromagnetickým spektrem se odhaduje na 1042 J.
S. Nikolicová aj. využili spektrografů VIMOS VLT ESO a HST v kombinaci s údaji z radioteleskopů VLA a GBT i z rentgenové družice Chandra k odhalení trojrozměrné struktury severozápadního okraje SNR po vůbec nejjasnější historické supernově z r. 1006 n. l. v souhvězdí Vlka. Cáry supernovy sledovali v zorném poli o průměru 0,5° a objevili tak četné rázové vlny v mlhovině. Podle jejich názoru odtud pochází také galaktické kosmické záření o energiích až 10 PeV.
Od r. 2007 do r. 2013 pozorovaly družice AGILE a Fermi pracující v pásmu záření gama (100 keV - 300 GeV) několik vícedenních zjasnění Krabí mlhoviny, a to až na třicetinásobek klidové hodnoty v tomto energetickém pásmu. Družice Fermi lokalizovala příslušný zdroj do vzdálenosti 0,1 pc od pulsaru v centru Krabí mlhoviny. Plošný zdroj je menší než 0,01 pc a jeho zářivý výkon překonával v maximu zářivý výkon Slunce o tři řády. Z měření dále vyplývá, že během výbuchů dosahovaly elektrony urychlené ve zdroji energií řádu 1 PeV. Silné kolísání zářivého výkonu během ≈5 h nasvědčuje tomu, že sám proces urychlování elektronů je velmi rychlý. Jak ukázali M. Tavani aj., R. Buehler aj. a M. Mayer aj., kloudné vysvětlení těchto naprosto nečekaných výbuchů spočívá nejspíš v rekonexích (magnetických zkratech) silných magnetických polí v blízkosti centrálního pulsaru, jež se následně projeví synchrotronovým zářením relativisticky urychlených elektronů.
M. Barlow aj. využili infračerveného kosmického teleskopu Herschel k pozorování Krabí mlhoviny na vlnových délkách 70 μmm (zde září mezihvězdný prach) a dále v rozsazích 0,19 – 0,67 mm pomocí spektrografu SPIRE. Na vlnových délkách 0,243 mm a 0,486 mm tak našli emisní pásy iontu ArH+, což je první molekuly tohoto vzácného plynu mimo Sluneční soustavu. V Krabí mlhovině byly již dříve nalezeny ionty Ar+ a molekuly H2, jenže odděleně v různých oblastech mlhoviny. Ionty se vyskytují v horkých vláknech mlhoviny, kdežto H2 v částech hustších a chladnějších. Argon v mlhovině je produktem nukleogeneze, jež probíhala překotně během výbuchu supernovy pozorovaného na Zemi v r. 1054 n.l.
W. Kerzendorf aj. hledali dodavatele vodíku pro výbuch bílého trpaslíka, kterým vznikla Tychonova supernova třídy Ia z r. 1572. Pořídili proto spektra šesti hvězd, která připadají v úvahu, ale ani jedna z nich to nemohla být. Proto dospěli k závěru, že tato supernova vznikla splynutím páru bílých trpaslíků, které právě tímto způsobem překročily Chandrasekharovu mez.
S. Park aj. získali díky japonské rentgenové družici Suzaku údaje o zastoupení čar vysoce ionizovaných atomů Mn, Cr, Ni a Fe v SNR po Keplerově supernově z r. 1604. Poměr zastoupení Mn/Cr je o třetinu vyšší a podíl Ni/Fe o 6 % vyšší než u Tychonovy supernovy z r. 1572. To znamená, že u této supernovy proběhla silná epizoda překotného termonukleárního hoření ve slupce křemíku. Zastoupení tzv. kovů (metalicita) je u této supernovy dokonce 3x vyšší než u Slunce. Autoři proto soudí, že předchůdcem této supernovy byl velmi mladý bílý trpaslík, který rychle dospěl k překotné termonukleární reakci, jež ho zničila. S tím souhlasí výsledky rentgenové družice Chandra a infračerveného kosmického teleskopu SST, jak uvádějí M. Burkeyová aj., které poukazují na nesouměrnost zmíněného SNR po supernově. To svědčí jednoznačně o tom, že k výbuchu supernovy došlo ve dvojhvězdě, kde dodavatelem materiálu na bílého trpaslíka byla hvězda na asymptotické větvi obrů, jež se nacházela ve vzdálenosti 4 kpc od centra Galaxie a 470 pc nad její hlavní rovinou. Předchůdcem Keplerovy supernovy třídy Ia byla tedy symbiotická dvojhvězda.
K. Elshamouty aj. využili všech aparatur rentgenové družice Chandra ke změření úbytku efektivní teploty SNR Cas A (výbuch příslušné supernovy kolem r. 1680 patrně nebyl pozorován, ale její SNR je nejjasnějším mimoslunečním rádiovým zdrojem na obloze). Za léta 2000-2012 naměřili průměrný pokles 2,9 %/10 let, což dokazuje velmi rychlé vychládání SNR. Autoři soudí, že za to může supratekutost nukleonů v jádře neutronové hvězdy, která je vlastním pozůstatkem po vybuchlé hvězdě. Y. Yuan aj. sledovali soustavně energetické spektrum SNR Cas A v rozsahu 0,1 – 100 GeV po dobu více než 3,5 roku pomocí družice Fermi aparaturou LAT. Zjistili tak, že plynulá energetická křivka se láme při energii 3,7 GeV. Odtud odvodili, že předchůdcem této supernovy byl bílý trpaslík O-Ne.
V posledních letech se ukazuje, že SNR Cas A není známou nejmladším pozůstatkem po supernově v Galaxii, o němž máme neprůstřelné důkazy, ačkoliv samotná supernova patrně nebyla v reálném čase pozorována. Od r. 1984 astronomové získávají důkazy, že podstatně později vzplanula supernova, která má v Greenově katalogu galaktických SNR označení G1.9+03. Tehdy objekt objevili D. Green a S. Gull pomocí anténní soustavy VLA na frekvenci 5 GHz jako úhlově nevelkou rádiovou oválnou skvrnku o úhlových rozměrech 4″ x 2″ ve směru k centru Galaxie. V r. 2008 objekt snímkovala rentgenová družice Chandra a téhož roku se z rádiových pozorování zjistilo, že se tento difuzní objekt rozpíná, což je pro SNR typické. V r. 2013 uveřejnili K. Borkowski aj. výsledky pozorování objektu, které v r. 2011 uskutečnila znovu družice Chandra během tři měsíce skládané expozice o celkové délce přes 11 h. To umožnilo identifikovat v jeho rentgenovém spektru chemické prvky (Si, S a Fe) a určit tempo rozpínání cárů supernovy >18 tis. km/s, přičemž se potvrdilo, že výbuch probíhal výrazně nesouměrně, což naznačuje, že předchůdce byl fakticky dvojhvězdou. Je vysoce pravděpodobné, že supernova nebyla přímo pozorovatelná pro zastínění hustými mezihvězdnými mračny v centru Galaxie a z úhlového rozměru a tempa rozpínání pak vychází její stáří pouhých 100 let. Autoři proto mohli supernovu klasifikovat třídou Ia a tím se význam tohoto SNR dále zvýšil, protože máme naději, že se v tomto případě podaří nakonec odhalit, jakým způsobem tato nejsvítivější třída identických zářivých výkonů doopravdy vzniká.
B. Sinott aj. studovali rozložení světelných ozvěn v čáře H-α a jejich závislostí na čase v mezihvězdném materiálu kolem supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Použili k tomu spektrografu u obřího 8,2 m teleskopu Gemini-S na Cerro Pachón v Chile. Zjistili, že výbuch supernovy proběhl nesouměrně, což se dodnes odráží v nesouměrnosti ozvěn a závislosti intenzity i polohy ozvěn na pozičních úhlu. Největší odchylky od souměrnosti nalezli v pozičních úhlech 16° a 186° počítáno od severu a to souhlasí s polohou hlavní osy, podél níž se vyvržený materiál ze supernovy pohyboval. Je pozoruhodné, že tento směr lze doložit na spektrech pořízených čtvrt století po výbuchu supernovy.
C. Dermer a G. Powale využili údajů z pozemních teleskopů pro vysokoenergetické záření gama a také z družice Fermi k určení zářivých výkonů několika SNR a porovnali je s modelovými simulacemi pro supernovy. Zjistili, že tyto výkony svědčí o tom, že SNR jsou po dobu asi 10 tis. od let od výbuchu významnými zdroji galaktické složky kosmického záření, přičemž účinnost urychlování částic kosmického záření dosahuje ≈10 %. Navíc je pozoruhodné, že s rostoucím stářím SNR jejich energetické spektrum kosmického záření tvrdne z pásma GeV do TeV.
M. Ackermann aj. se zabývali dosavadními výsledky sledování SNR pomocí družice Fermi. Jak ukázal E. Fermi v klíčové práci z r. 1949, k vzniku energetických částic kosmického záření v SNR může docházet proto, že výbuch supernovy vyvolá rázové vlny v jejím interstelárním okolí. Částic na obálce vlny získávají nepatrně (typicky o 1 %) vyšší rychlost, ale turbulentní magnetické pole způsobí, že přes rozhraní obálky procházejí mnohokrát, čímž jejich energie stoupá i o několik řádů, a právě tehdy uniknou do volného prostoru. Jsou-li těmito částicemi protony, vznikají při jejich srážkách neutrální piony, jež nakonec produkují vysoce energetické fotony gama. Jestliže v SNR vidíme tyto fotony, nepřímo se tak dozvídáme o urychlených protonech kosmického záření s energiemi v pásmu TeV až PeV. Družice Fermi skutečně pozoruje silné záření gama o energiích 67,5 MeV, protože energie neutrálního pionu 135 MeV stačí při jeho rozpadu na vznik dvou fotonů s poloviční energií. Družice našla takové fotony v galaktických SRN IC 443 (Medúza, Gem, vzdálenost 1,5 kpc; stáří 10 tis. let) a W44 (Aql, 2,9 kpc; 20 tis. let), jež se rozpínají do okolních chladných mračen interstelárního plynu, ale také při sledování blízkých (≈ 3,5 Mpc) galaxií NGC 253 a M82 honosících se překotnou tvorbou hvězd.
R. Foley aj. snesli pozorovací důkazy pro alternativní scénář výbuchů supernov třídy Ia, kdy bílý trpaslík má za svého průvodce héliovou hvězdu, která přenosem hmoty na trpaslíka vytváří na jeho povrchu slupku hélia. Prototypem této alternativy se stala supernova 2002cx v galaxii CGCG 044-035 (vzdálenost 96 Mpc), kde rychlost expanze plynných cárů dosáhla hodnot jen 2 – 8 tis.km a absolutní hvězdná velikost v maximu jen -18,8 mag. Supernovy tohoto subtypu mají sice horké fotosféry a stejnou korelaci tvaru světelné křivky po maximu jako supernovy, kde vybuchl bílý trpaslík po překročení Chandrasekharovy meze nabíráním vodíku ve své slupce, ale jejich předchůdci jsou bílí trpaslíci třídy C-O, kteří překotný termonukleární výbuch ve slupce z hélia přežili. Termonukleární spalování tam totiž proběhlo podzvukovou rychlostí (deflagrací), takže úhrnná hmotnost plynných cárů dosáhla v tomto případě jen ≈0,5 M☉. Nápadná je také absence rentgenového záření v průběhu výbuchu. Zmíněný subtyp supernov se nevyskytuje v eliptických galaxiích. V pozdních fázích po výbuchu se liší nápadným zesílením čar Fe. Jak patrno, liší se od "normálních" supernov třídy Ia nižší svítivostí a také větším rozptylem od střední hodnoty maximální svítivosti, což má fatální následky pro jejich využití v kosmologii při určování tempa rozpínání vesmíru. Přitom autoři ze statistiky 25 pozorovaných případů odvodili, že téměř třetina supernov třídy Ia patří do této odlišné skupiny (Iax), což se dosud nijak nerozlišovalo. Dále odhadli, že budoucí synoptická přehlídka LSST odhalí tisíce supernov subtypu Iax.
C. Raskin a D. Kasen zkoumali doprovodné jevy výbuchu supernov třídy Ia, kdy k výbuchu dojde slitím dvou bílých trpaslíků, kteří teprve tím slitím překročí Chandrasekharovu mez. Ukázali na úlohu slapových sil těsně před spojením obou bílých trpaslíků, jež vedou k vytváření slapových chvostů. Interakce mezi zplodinami výbuchů a zmíněnými chvosty se musí projevit snadno měřitelným přídavným rádiovým, optickým i rentgenovým zářením. Pokud k explozi supernovy dojde po krátké (≈100 s) nebo dlouhé (>100 let) časové prodlevě od vzniku slapových chvostů, měly by se po maximu výbuchu pozorovat široké absorpční pásy Na I (D) a Ca II (H a K). Zatím však žádné takové široké pásy nalezeny nebyly; občas se však objevují úzké pásy, takže další výzkum v této záležitosti možná přinese odpověď na otázku, jak často se takto simulovaný případ vůbec vyskytuje. J. Dexter a D. Kasen také zkoumali, co se děje s vyvrženým materiálem při výbuchu supernovy, který nedosáhl únikové rychlosti, a posléze se vrací na místo činu. Autoři zjistili, že tím lze vysvětlit pekuliární a zejména výrazně nadsvítivé případy supernov, které nezapadají do standardní klasifikace. Týká se to zejména supernov třídy II, které občas dosahují maximálního zářivého výkonu >1037 W, ale i supernov třídy I, pokud se prokázala velká ztráta hmoty. Jako příklad uvedli supernovy 2010X, 2008es a 1998bw.
Nadsvítivými supernovami třídy Ic se podrobně zabývali C. Inserra aj. Vybrali pět supernov s relativně malými vzdálenostmi od naší Galaxie, které vzplanuly v letech 2010-2012. Pozorovali jejich světelné křivky a spektra v intervalu 50 – 230 dnů po začátku výbuchu, a zjistili, že čtyři z nich vykazovaly na klesajících světelných křivkách nápadný zjasněný chvost. To znamená, že aspoň některé nadsvítivé supernovy nespotřebovaly veškeré hélium, které dohořívalo během pozdní fáze celého jevu. Autoři z těchto pozorování dále usoudili, že vesměs jde o hvězdy, které získaly přídavnou energii po výbuch díky extrémně silným magnetickým polím, takže se zhroutily na magnetické neutronové hvězdy (magnetary). Zásobu zářivé energie těchto magnetarů odhadli na řádově 1044 J a hmotnost vyvrženého plynu a prachu na 2,3 – 8,6 M☉. Nakonec dospěli k názoru, že mechanismus výbuchu magnetaru může vysvětlit všechny případy nadsvítivých supernov třídy Ic.
M. Nicholl aj. se věnovali rovněž nadsvítivým supernovám (hypernovám), které by díky své hmotnosti měly rychle vybuchovat podle scénáře, který naznačuje, že nadhvězdy populace III typické pro počáteční fáze vývoje vesmíru mohou mít hmotnosti 140 – 260 M☉, a jejich centra tvořená převážně jádry uhlíku a kyslíku dosahují hmotností 65 – 130 M☉. Takto obézní nadhvězdy se vyvíjejí kosmologicky bleskurychle. Působením vysokých teplot a tlaků v jejich nitrech tam na konci jejich kvazistabilní existence vznikají četné páry pozitron-elektron, které spolu vzápětí anihilují na fotony záření gama. Tím se prudce sníží tlak v jádře nadhvězdy, která se gravitačně hroutí a přitom dokáže zapalovat nespotřebované termonukleární palivo. Celý proces probíhá bleskurychle během několika sekund a vede k vyvržení mraku radioaktivního kobaltu 56Co s poločasem rozpadu 77 dnů, jenž nádherně svítí a jeho svítivost pak klesá ve shodě se zmíněným poločasem. Zatímco klasické supernovy třídy Ia dosahují v maximu svítivosti 1 GL☉, hypotetické výbuchy nadhvězd populace III by mohly klidně dosáhnout zářivého výkonu až 100 GL☉. Obecně platí, že za hypernovy se považují supernovy, které v maximu dosáhly výkonu >1037 W.
Autoři však uvádějí, že hypernova 2007bi, považovaná za důkaz zmíněného mechanismu, která vybuchla 12 mld. let po velkém třesku s třetinovým zastoupením "kovů" proti Slunci, mohla ve skutečnosti vybuchnout na základě úplně jiného scénáře. Pozorovali totiž dvě jiné supernovy (PTF12dam - objev 23. května 2012 a PS1-11ap - objev 2. ledna 2011), které se dlouhodobě sledovanými tvary světelných křivek i průběhem změn spekter nápadně podobají zmíněné hypernově, ale zcela určitě nevybuchly kvůli párové nestabilitě pozitronů a elektronů. Háček se supernovou 2007bi spočívá totiž v tom, že byla objevena až 11 týdnů po začátku výbuchu, takže jediné, co lze srovnávat, je právě pozdní fáze sestupné světelné křivky, a tam panuje naprostá shoda mezi všemi třemi hypernovami. Ani v jednom případě nevznikl teorií předvídaný mrak radioaktivního kobaltu jako přídavný zdroj svícení v pozdních fázích světelné křivky. Z toho autoři usoudili, že všechny tři hypernovy vybuchly kvůli uvolnění obrovské magnetické energie při zhroucení zbytku hvězdy na rychle rotující silně magnetickou neutronovou hvězdu (magnetar). Ve všech případech dosáhly rozpínající se cáry po výbuchu hmotností 10 – 16 M☉ a o jejich svícení se postarala uvolněná magnetická energie, když indukce magnetického pole na povrchu neutronových hvězd dosáhla řádu 10 GT a jejich rotační perioda se pohybovala kolem 3 ms! Autoři proto soudí, že všechny hypernovy třídy Ic lze vysvětlit tímto podivuhodným mechanismem, zatímco supernovy vzniklé díky párovým nestabilitám obézních nadhvězd jsou patrně zcela vzácné a nemohou příliš ovlivnit další vývoj mladého vesmíru.
J. Groh aj. shrnuli současné představy o velmi hmotných předchůdcích supernov. Obecně pravděpodobně platí, že hvězdy, které na konci svého termonukleárního vývoje mají hmotnost >8 M☉, se následkem gravitačního zhroucení stanou supernovami třídy II (kolapsary). Bezprostřední předchůdci těchto supernov patří proto buď mezi červené nebo modré veleobry, anebo mezi svítivé žhavé Wolfovy-Rayetovy hvězdy s bolometrickými zářivými výkony o tři až šest řádů vyššími než L☉. Modelové výpočty pro hvězdy s počátečními hmotnostmi 20 – 120 M☉ však ukázaly, že rychle rotující hvězdy s konečnými hmotnosti 20 – 25 M☉, které vypadají jako svítivé modré proměnné (LBV) mohou rovněž vybuchnout, a to jako supernovy podtřídy IIb. Posledním příkladem naplnění tohoto scénáře byla supernova 2008ax, jež vybuchla počátkem března toho roku v blízké (vzdálenost ≈9,6 Mpc) spirální galaxii s příčkou NGC 4490, přičemž výbuch se odehrál bleskurychle, protože snímek galaxie pořízený 6 h před objevem neukazuje na místě výbuchu vůbec nic. Pozorování zplodin výbuchu potvrdila, že těsně před výbuchem probíhalo v nitru hvězdy termonukleární hoření hélia.
K. Nakazato aj. propočítali průběh uvolňování energie výbuchu supernov třídy II pomocí neutrin. Propočítali tvar "světelných křivek" a "spektrální energie" neutrin pro předchůdce s koncovou hmotností 13 – 50 M☉ i s různými metalicitami, a to pro prvních 20 sekund od začátku gravitačního hroucení. To se může hodit, jakmile některé neutrinové teleskopy zaznamenají příchod neutrin od supernovy v naší Galaxii, kde by současné detektory měly snadno zachytit až tisíc neutrin z výbuchu.
S. Balberg aj. propočítali pravděpodobnost scénáře, kdy k výbuchu podobnému supernově dojde v okolí černé veledíry, jež se pravidelně vyskytuje v centru téměř každé galaxie včetně naší. Jak přesvědčivě ukazují pozorování okolí jádra Galaxie (zdroje Sgr A*), v těsné blízkosti veledíry obíhají po silně protáhlých eliptických drahách svítivé hvězdy (a také těsné dvojhvězdy) označované písmenem S a pořadovým číslem objevu. V současné době jich známe už přes stovku. V pericentru svých drah dostávají velmi blízko k veledíře a podléhají silným slapům, které nakonec roztrhnou těsné dvojhvězdy od sebe, takže jedna složka uprchne z rizikové situace únikovou rychlostí a nakonec opustí Galaxii, zatímco druhá složka se dostane na ještě těsnější oběžnou dráhu v blízkém okolí veledíry. Autoři ukázali, že tak postupně vzniká na těchto nízkých drahách tlačenice, která může vést k vzájemným srážkám extrémně vysokými rychlostmi řádu 1 tis. km/s a tudíž k výbuchům, při nichž se uvolní zářivá energie srovnatelná s výbuchem klasických supernov. Autoři soudí, že systematické přehlídky by mohly objevit i několik takových případů ročně.
Y. W. Yu aj. zjistili, že k výbuchům téměř srovnatelným se supernovami může docházet také při splynutí dvou neutronových hvězd, z nichž aspoň jedna je magnetarem s rotační periodou řádu milisekund. V takovém případě dosahuje následný výbuch zářivého výkonu až o čtyři řády vyššího, než jaké pozorujeme u tzv. kilonov, jež vznikají při splynutí dvou slabě magnetických neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdy s černou dírou. Zatímco kilonovy se projeví v pásmu gama jako krátké (<2 s) zábleskové zdroje záření gama (SGRB), nepotřebujeme pro tento typ slitých hvězd čekat na pozorování v pásmu gama, protože optického svícení je v každém případě dostatek; navíc lze očekávat i dosti silný signál v pásmu gravitačních vln.
S. Kozlowski aj. využili archivních údajů z projektu OGLE IV (hledání gravitačních mikročoček v mostu, který propojuje Velké a Malé Magellanovo Mračno), jenž probíhal od léta 2010 po dobu dvou let na vzorku o ploše 65 čtv. stupňů oblohy na jižní polokouli. V tomto pozorovacím materiálu nalezli 130 přechodných optických bodových zdrojů, z toho 126 supernov! (Zbylé objekty klasifikovali ve dvou případech jako trpasličí novy a v dalších dvou případech jako vzplanutí v jádrech galaxií s aktivními jádry - AGN.) Autoři ve zmíněné přehlídce nalezli supernovy jasnější než 18,8 mag s účinností 100 %, která však klesla na polovinu pro supernovy s maximem jasnosti 19,7 mag. Na základě této statistiky odhadli, že v infračerveném pásmu I se tak dá ročně v celé ploše projektu (600 čtv. stupňů) objevit kolem 24 supernov do 18 mag; 100 do 19 mag a 340 do 20 mag.
A. Gal-Yam aj. shromáždili údaje o 538 supernovách objevených v r. 2010 a 926 supernovách z r. 2011. Největší podíl na objevech měly v tomto období dvě přehlídky: CRTS (Catalina Real-time Transient Survey - 572 objevů) a PTF (Palomar Transient Factory - 393 objevů), což představuje 74 % z celkového součtu. Za nimi se 184 objevy umístili astronomové amatéři rozesetí po celé zeměkouli. Ve spektroskopii vede PTF (393 supernov) následovaná CRTS (170) a amatéry (144). Na dalších místech se uplatňují přehlídky LOSS (Lick Observatory Supernova Search - 86 objevů i spektroskopie) a CHASE - (CHilean Automatic Supernova sEarch - 61 objevů i spektroskopie na CTIO). Většina objevených supernov se nachází v galaxiích s kosmologickými červenými posuvy 0,05 – 0,2 (vzdálenosti 200 – 750 Mpc).
R. Zimmerman aj. uvedli, že mezi astronomy-amatéry byl průkopníkem soustavného hledání supernov australský duchovní Robert Evans, který byl schopen zapamatovat si vizuální vzhled 1,5 tis. galaxií a svými reflektory o průměru 0,25 m (Newton); 0,31 m (Dobson) a příležitostně též profesionálním 1,0m teleskopem na observatoři Siding Spring objevil celkem 40 supernov v letech 1981 - 2005. Pokud sledoval galaxie napříč oblohou, dokázal za hodinu prohlédnout 50 galaxií, ale v kupě v Panně stoupal jeho výkon až na 120 galaxií za hodinu! Mimo jiné tak objevil supernovu 1983N, jež se stala prototypem nové třídy supernov označené Ib. Ještě v r. 1999 objevovali astronomové amatéři většinu (78 %) supernov za rok. V současné době jejich podíl na objevech klesl kvůli konkurenci robotických teleskopů na 15 %, ale stále ještě činí úctyhodných 170 supernov za rok. V r. 2012 objevily automatické přehlídky poprvé více než 1 tisíc supernov za rok. Zájem o supernovy neustále roste, protože je již zřetelně patrné, že k těmto gigantickým výbuchům viditelným na vzdálenost gigaparseku vede více rozličných scénářů a také slepých uliček, kdy má předchůdce sice na výbuch našlápnuto, ale po epizodě záchvatů výbušné škytavky to vzdá. Dalším důvodem pro získání co nejbohatší statistiky výbuchů supernov je jejich využití pro kalibraci rekordních vzdálenosti ve vesmíru a tím spolehlivé určení jeho vývoje za posledních 13,5 mld. let.
Nejmladší známá neutronová hvězda se nachází v Krabí mlhovině (Tau; M1), neboť díky orientálním záznamům známe přesné datum jejího zrodu (4. července 1054). A. Lyne aj. nyní uveřejnili údaje o sledování pulsaru B0531+21 = J0534+2200 v jejím centru za posledních 22 let pomocí 13m radioteleskopu na observatoři Jodrell Bank v pásmu 610 MHz (0,5 m) a příležitostně též 76m Lovellovým radioteleskopem v pásmu 1,4 GHz (214 mm). Zjistili, že odstup fáze hlavního pulsu od interpulsu narůstá o 0,6°/století, přičemž interpuls nastává ve fázi 145°. Souběžně se mění i intenzity jednotlivých špiček profilů obou pulsů. Odtud plyne, že šikmá osa magnetického dipólu se pomalu sklání k rovníku neutronové hvězdy
M. Durant aj. zkoumali pulsar Vela (PSR J0835-4510; rotační perioda 89 ms; zářivá energie brzdění 7.1029 W; vzdálenost 300 pc; příčná rychlost 1,2 tis. km/s; stáří 11 tis. let). Využili přitom 11 rentgenových snímků družice Chandra o úhrnné expozici 4,6 dne. Dostali tak podrobnou morfologii výtrysku směřujícího od pulsaru o úhlové délce 2′ (lineárně 0,17 pc). Výtrysk, jenž je mimořádně jasný v pásmu záření gama, souvisí s vysoce nadzvukovou rychlostí pohybu pulsaru vůči mezihvězdnému prostředí, a také se silným hvězdným větrem samotného pulsaru. Výtrysku tvaru šroubovice se v čase nemění a jeho počátek se nachází těsně u neutronové hvězdy. Je to přímý důkaz o urychlování částic výtrysku ve šroubovicovém silném magnetickém poli.
A. De Luca aj. zjistili, že rádiově tichý pulsar PSR J0357+3205 starý asi 500 tis. let objevený družicí Fermi v r. 2009 jako velmi jasný zdroj v pásmu záření gama (impulsní perioda 0,44 s; relativní sekulární prodlužování periody řádu 10-14) má vlastní pohyb v Galaxii 0,165″/rok, což při jeho vzdálenosti 500 pc od nás dává příčnou rychlost 390 km/s. Družice Chandra navíc ukázala, že v okolí pulsaru se nachází rozplizlý oblak netepelného rentgenového záření o úhlovém rozměru 9′ (lineární rozměr 1,3 pc), jehož osa souhlasí se směrem vlastního pohybu pulsaru. Mlhovina nevykazuje emisní čáru H-α, což znamená že oblak je pulsarem zcela ionizován. Nabízí se vysvětlení, že difuzní oblak je způsoben rázovou vlnou, neboť pulsar se pohybuje vůči mezihvězdnému prostředí nadzvukovou rychlostí, ale autoři upozorňují, že morfologie oblaku tomu vůbec neodpovídá a zářivý výkon pulsaru 6.1026 W je na takto energetický pulsar neobyčejně nízká.
F. Crawford aj. zjistil, že milisekundový rádiový pulsar PSR J1723-2837 (rotační per. 1,86 ms; vzdálenost 750 pc) je současně zákrytovou dvojhvězdou, přičemž jeho průvodcem je podobr spektrální třídy G, který vyplňuje svůj Rocheův lalok a předává tak postupně svou hmotu na neutronovou hvězdu. Průvodce o hmotnosti 0,4 – 0,7 M☉ obíhá kolem pulsaru o hmotnosti 1,4 – 2,0 M☉ v periodě 15 h. Zákryty nastávají navzdory velkému sklonu dráhy k zornému paprsku 30 – 41° díky velkým rozměrům průvodce. Na rozdíl od jiných pulsarů ve dvojhvězdě se nepodařilo najít žádné záření pulsaru v pásmu fotonů záření gama. To je poměrně podivné, protože většina recyklovaných milisekundových pulsarů takové záření vydává, jak postupně zjistila zejména družice Fermi, která je dle R. Romaniho ideálním prostředkem pro objevy mocných urychlovačů ve vesmíru. První milisekundový pulsar (Vul; PSR 1937+214; rotační perioda 1,56 ms, tj. 642 obrátek/s ! - pro srovnání motor závodních automobilů Formule 1 dosáhne nanejvýš 250 obrátek/s, ačkoliv je velmi malý v porovnání s 25km neutronovou hvězdou) byl objeven v r. 1982 D. Backerem aj., a první milisekundový pulsar ve dvojhvězdě (Sge; PSR B1957+20; rotační perioda 1,61 ms; oběžná perioda průvodce o hmotnosti 0,025 M☉ činí 9,2 h) našli A. Fruchter aj. v r. 1988.
Postupně se tak vynořil scénář pro vývoj pulsarů ve dvojhvězdách. První milión let po výbuchu supernovy třídy II vysílá zhroucená magnetická neutronová hvězda výtrysky i v oboru záření gama, pak asi 100 milionů let výtrysky už jen v rádiovém oboru spektra, které postupně zeslábnou. Nejmladší (36 – 56 tis. let) osamělé pulsary vysílající intenzivní záření gama nachází nyní nejsnáze družice Fermi. Astronomové přitom úspěšně spolupracují s dobrovolníky v programu Einstein@Home, takže se hledá takříkajíc naslepo. A. Abdo aj. zveřejnili v srpnu 2013 katalog pulsarů vysílajících záření gama, který obsahuje již 117 pulsarů, jež září v oboru energie fotonů >0,1 GeV. Pokud však má neutronová hvězda průvodce, který se vydá z hlavní posloupnosti na dráhu obra, jenž postupně vyplní svůj Rocheův lalok, započne vysávání jeho hmoty neutronovou hvězdou. Protože se přelévající plynný proud stáčí k povrchu neutronové hvězdy jednosměrně, začíná ji roztáčet až na stovky obrátek za sekundu. Tak se znovu recykluje činnost pulsaru i v oboru záření gama. Donedávna odpovídaly tomuto scénáři zvanému černá vdova podle pavouků, který svým jedovatým kousnutím paralyzují svou oběť a pak ji doslova vysají, jen tři binární milisekundové pulsary. Díky družici Fermi však jejich počet nyní rychle stoupá a blíží se již 25 případům, kdy průvodce obíhá kolem neutronové hvězdy v intervalu jen několika málo hodin.
Jen tak mimochodem, v anglicky psané literatuře se tyto milisekundové pulsary vyskytující se v páru s nedegenerovanou hvězdou nazývají redback pulsars. Jméno dostali podle pavouka Lactrodectus hasselti, jenž se naštěstí pro nás vyskytuje hlavně v Austrálii a jihovýchodní Asii. Donedávna se řadil k mnohem rozšířenějším černým vdovám, s nimiž má společné nebezpečné jedové kousnutí. Samička redbacka má na zádech červenou skvrnku tvaru přesýpacích hodin a při páření obvykle svého partnera sežere. Podobně dopadají průvodci milisekundových pulsarů v těsných dvojhvězdách, kteří vyplnili svůj Rocheův lalok a přes společný Lagrangeův bod L1 postupně přelévají svůj obsah do akrečního disku kolem degenerované neutronové hvězdy, takže z nich rovněž nic nezbude.
A. Papitto aj. ukázali, že akrece materiálu na milisekundový pulsar nemusí probíhat plynule, ale její tempo silně kolísá, jak dokázali sledováním recyklovaného pulsaru IGR J1824-2452 (impulsní perioda 3,9 ms; oběžná perioda 11 h, hmotnost průvodce >0,17 M☉) v kulové hvězdokupě M28. Pulsar totiž náhle vybuchl 28. března 2013 a změnil se na celý měsíc v rentgenový zdroj s nízkou hmotností průvodce (LMXB), takže rádiové impulsy na tu dobu zanikly a opět se obnovily, když výbuch skončil. Během výbuchu naopak zářil v rentgenovém pásmu energií 0,5 – 10 keV s maximem zářivého výkonu 3,5 1029 W. Evidentně tak existují pulsary, které mohou rychle přebíhat mezi dvěma na první pohled zcela rozdílnými typy pozorovaných objektů.
S. Bogdanov studoval nejbližší (156 pc) recyklovaný milisekundový pulsar PSR J0437-4715 (rotační perioda 5,8 ms; relativní zpomalování periody řádu 10-20; zářivý výkon 4.1026 W; indukce magnetického pole 30 kT; stáří 4,9 mld. let; průvodcem pulsaru je hvězda o hmotnosti 0,2 M☉ s oběžnou periodou 5,7 dne). Využil k tomu dlouhé složené 1,5denní expozice nejcitlivější rentgenovou družicí Newton. Objevil tak široký interpuls ve fázi 0,55, což ukazuje, že magnetický dipól neutronové hvězdy je vyosený. Pokud se tato geometrie potvrdí, bude to mít závažné důsledky pro statistické odhady četnosti pulsarů v Galaxii. Autor mohl rovněž zpřesnit hodnoty hmotnosti (1,76 M☉) a poloměru (>11,1 km) neutronové hvězdy. To znamená, že stavová rovnice pro neutronové hvězdy je docela tuhá, když umožňuje existenci tak hmotné neutronové hvězdy.
R. Lynch aj. dokončili přehlídku pulsarů v pásmu rádiových frekvencí 350 MHz (vlnová délka 0,86 m) na ploše 10 tis. čtv. stupňů oblohy pomocí obřího radioteleskopu GBT (rozměry paraboly 100 x 110 m) v Green Bank (západní Virginie). Našli tak 31 nových pulsarů, z nichž 7 je recyklovaných (neutronové hvězdy roztočené na vysoké obrátky vlivem jednosměrného přílivu materiálu od druhé složky dvojhvězdy). Objevili tak mj. recyklovaný PSR J0348+0432 (rotační perioda 39 ms; relativní brzdění 10-19; zářivý výkon 2.1025 W; vzdálenost 2,1 kpc; indukce magnetického pole 300 kT; stáří 2,7 mld. let), jehož průvodcem je bílý trpaslík. Ten obíhá kolem pulsaru v periodě 2,5 h, čímž se tato dvojice stává pravým požehnáním pro ověřování efektů obecné teorie relativity. J. Antoniadis aj. určili hmotnost bílého trpaslíka 0,17 M☉ a neutronové hvězdy (2,01 ±0,04) M☉, což ukazuje na extrémně tuhou stavovou rovnici ještě důrazněji než předešlý případ pulsaru Vela.
J. Zdunik a P. Haensel počítali stavové rovnice pro hyperonové a kvarkové hvězdy a ukázali, že tyto hypotetické objekty musí mít hmotnosti nižší než 2,4 M☉. Doložili to příkladem neutronové hvězdy PSR J1614-2230 (Sco; poloměr 13 km; rotační per. 3,2 s; stáří 5 mld. let; vzdálenost 1,2 kpc), která je členem těsné dvojhvězdy s bílým trpaslíkem. Obě tělesa obíhají kolem společného těžiště v periodě 8,7 d což umožnilo změřit přesně hmotnost bílého trpaslíka 0,5 M☉ pomocí relativistického Shapirova efektu. Odtud a z elementů oběžné dráhy pak mohli určit i přesnou hmotnost neutronové hvězdy (1,97 ±0,04) M☉. Autoři uzavírají, že jde o standardní neutronovou hvězdu, takže je pravděpodobné, že všechny neutronové hvězdy mají hmotnosti nanejvýš ≈2 M☉, čili hypotetické kvarkové či hyperonové hvězdy nejspíš vůbec neexistují.
Shapirův efekt umožnil A. Dellerovi aj. změřit s rekordní přesností vzdálenost binárního pulsaru PSR J2222-0137 (Aqr; oběžná doba páru 2,45 d; hmotnost neutronové hvězdy 1,2 M☉; hmotnost bílého trpaslíka 1,05 M☉ a jeho efektivní teplota <3 kK !) díky radiointerferometru VLBA. Nízká teplota trpaslíka znamená, že musí být extrémně starý, patrně kolem 9 mld. let. Jelikož téměř kruhovou oběžnou dráhu zmíněného páru pozorujeme z profilu, lze ze Shapirových zpoždění rotační periody neutronové hvězdy (3,7 ms) určit vzdálenost na 267 pc s chybou pouze ±0,4 %, a odtud také lineární rychlost příčného vlastního pohybu 57 km/s. Jde o jeden z nejbližších pulsarů vůbec.
Zatím nejvyšší příčný vlastní pohyb milisekundového pulsaru naměřili Z. Yan aj. pro PSR B1257+12 (Vir; rotační per. 6,2 s; stáří 3 mld. let hmotnost 1,5 M☉; díky radiointerferometrům VLBI (USA) a ELBI (Evropa) pracujících na frekvencích 1,465 GHz (205 mm) resp. 1,540 GHz (195 mm). Během devíti pozorovacích kampaní za dva roky obdrželi vzdálenost pulsaru 710 pc a lineární vlastní pohyb 326 km/s. Pulsar získal vysokou prostorovou rychlost nejspíš vypařením svého průvodce. Je proslulý tím, že v letech 1992 a 1994 objevili A. Wolszczan a D. Frail tři exoplanety, které obíhají zmíněnou neutronovou hvězdu ve vzdálenostech 0,2 – 0,5 au v periodách 25 – 98 d po téměř kruhových drahách. Jejich hmotnosti jsou po řadě 0,02 + 4,3 + 3,9 Mz.
R. Ferdman aj. zkoumali jedinečnou soustavu binárního pulsaru J0737-3039 A/B (Pup; rotační per. A = 0,023 s; B = 2,8 s; vzdálenost 1,2 kpc), jejíž obě složky jsou neutronovými hvězdami obíhajícími kolem společného těžiště po téměř kruhové dráze v periodě 2,4 h, takže představují ideální kombinaci objektů pro ověřování mnoha efektů předvídaných obecnou relativitou. Hmotnosti obou neutronových hvězd jsou překvapivě nízké: 1,34 a 1,25 M☉. Soustava ztrácí energii vyzařováním gravitačních vln, takže poloměry jejich drah se denně snižují o 7 mm, a obě složky splynou za ≈85 mil. let. Rychle rotující složka A vznikla recyklací (soustavným dopadem plynného proudu ze složky B) a jde o ortogonální rotátor, tj. její rotační osa a osa magnetického dipólu svírá pravý úhel, přičemž usměrněné rádiové výtrysky vycházejí z okolí obou magnetických pólů.
E. Keane aj. využili rentgenových družic Chandra a Newton k určení základních parametrů tří pulsarů J1840-1419; J1814-1744 a J1847-0130. Nejzajímavější je první z nich, protože je velmi starý (16 mil. let), a neutronová hvězda je na povrchu vůbec nejchladnější ze všech dosud objevených (300 kK). Přitom její pulsy dosahují intenzity 1,7 Jy, ačkoliv její rotační perioda patří k nejdelším mezi pulsary (6,6 s). Tento pulsar je totiž z uvedené trojice daleko nejblíž - 900 pc, ale jeho zářivý výkon díky brzdění rotace neutronové hvězdy dosahuje pouze 1023 W, neboť její magnetické pole je podle očekávání slabé. Zbylé dva pulsary se však od prvního liší právě vysokou indukcí magnetických polí po řadě 5,5 GT a 9,4 GT, zářivými výkony přes 1025 W, vyššími teplotami neutronových hvězd přes 1,3 MK a relativním mládím 80 tis. let. Rotační periody jsou rovněž dlouhé (po řadě 4,0 a 6,7 s) a vzdálenosti velké (po řadě 9,8 a 7,7 kpc). Je tedy zřejmé, že svět neutronových hvězd je stejně pestrý jako svět obyčejných hvězd na hlavní posloupnosti.
Svědčí o tom také studie T. Gregoirea a J. Knödlsedera, týkající se milisekundových pulsarů, které vysílají ve směrovaných výtryscích také energetické fotony záření gama, jež pak lze pozorovat díky aparatuře LAT (Large Area Telescope) družice Fermi. Do r. 2013 družice objevila již 36 pulsarů v oboru gama, takže odtud lze odhadnout, že minimálně 10 tis. a možná až 22 tis. pulsarů v Galaxii září v oboru gama (některé z nich dokonce září právě jen v tomto oboru elektromagnetického spektra). Pulsary gama se vyskytují převážně ve vzdálenosti do 4 kpc od centra Galaxie a do 1 kpc od její hlavní roviny. Přispívají tak k úhrnnému toku záření gama naší Galaxie zhruba 1 % v její centrální části a asi 0,2 % ve vyšších galaktických šířkách (>40°). V porovnání s výskytem rádiových pulsarů tak není vyloučeno, že záření gama produkují všechny milisekundové pulsary.
Podobně F. Acero aj. ukázali, že mlhoviny PWN (Pulsar Wind Nebulae) kolem pulsarů vytvořené interakcí hvězdného větru neutronové hvězdy s interstelárním materiálem, vůči němuž se pulsary pohybují hypersonicky, jsou silným zdrojem paprsků gama dokonce v energetickém pásmu TeV. Družice Fermi tak již našla 58 mladých pulsarů - kandidátů na PWN zářících v energetickém pásmu až do 100 GeV. Z toho u 30 se již tato souvislost potvrdila pro pásmo >10 GeV. Mezi kuriozity pak podle S. Zharikova a R. Mignaniho patří PSR B1133+16 (rotační perioda 1,2 s; stáří 5 mil. let; vzdálenost 270 pc), jehož optický protějšek magnitudy B=28 mag byl objeven pomocí 8,2m reflektoru VLT ESO v r. 2003, avšak v r. 2012 zmizel a nepodařilo se ho najít ani pomocí 10,4m reflektoru GTC na Kanárských ostrovech. Oba zmíněné teleskopy však našly podobně jasný objekt, avšak celé 3″ od původní polohy pulsaru. Nakonec se ukázalo, že jde o týž pulsar, který má vysoký vlastní pohyb 0,36″/rok, takže se vůči interstelárnímu prostředí pohybuje lineární rychlostí 475 km/s.
T. Shabanová aj. zveřejnili výsledky unikátního souboru údajů o 27 pulsarech starých 0,23 – 120 mil. let, jejichž impulsní periody byly v letech 1978-2012 soustavně sledovány na ruské hlavni radioastronomické observatoři v Puščinu jižně od Moskvy pomocí tranzitního radioteleskopu BSA/LPI ve frekvenčních pásmech 102,7 MHz (vlnová délka 2,9 m; do r. 1998), a od té doby na 111,3 MHz (2,7 m). Měření period pro daný pulsar probíhala v okolí meridiánu po 3 – 11 min ( v závislosti na deklinaci pulsaru). Časový interval 33,5 roků se podařilo ještě protáhnout až na 43,5 roků pro 10 pulsarů sledovaných v letech 1968-1973 laboratoří JPL v Kalifornii. V tomto intervalu se u pulsarů B0823+26 a B1929+10 projevily rychlé změny periody rotace, když znaménko 2. derivace změn periody se obrátilo. Jde o nový typ nepravidelností přidaný k historicky prvním známým rychlým skokům (zkrácením rotační periody), pomalým skokům a kvaziperiodickým oscilacím rotačních period. Autoři ukázali, že všechny typy nepravidelností rotačních period se vyvíjejí v čase. Pozorované změny usnadní teoretikům osvětlit příčiny rychlé rotace pulsarů i jejich proměnnosti.
B. Allen inicioval objevování pulsarů v bohatých archivech 305m radioteleskopu v Arecibu ve spolupráci s dobrovolníky ze 193 států světa pomocí programu sdíleného počítání Einstein@Home. Hlavním cílem tohoto jedinečného projektu je nalézání pulsarů ve dvojhvězdných soustavách s oběžnou periodou >11 min. Dobrovolníci tak nalezli již 50 většinou milisekundových pulsarů, které jsou pak podrobně zkoumány radiointerferometry na dlouhých základnách. Kromě toho se jim podařilo najít tímto koordinovaným úsilím v červnu 2010 v datech z února 2007 osamělý milisekundový pulsar J2007+2722 s rotační periodou 25 ms a stářím asi 400 mil. let! Široký impulsní profil je rozprostřen přes téměř všechny fáze rotační periody. Objekt vzdálený 5,4 kpc je nyní zkoumán radiointerferometry v širokém rozsahu frekvencí 0,33 – 8,9 GHz. Autoři objevu uvádějí, že obrovská výpočetní kapacita tohoto projektu a zkušenost dobrovolníků se bude hodit i budoucímu gigantickém rádiovému systému SKA (Square Kilometer Array), jenž přinese nesmírné množství údajů nejenom o pulsarech, ale i o dalších zdrojích rádiového záření v blízkém i vzdáleném vesmíru.
B. Knispel aj. za pomoci 50 tisíc dobrovolníků a 200 tis. osobních počítačů v projektu Einstein@Home odvedli obří práci při odstraňování vlivu Dopplerovy modulace signálů pulsarů, které se nacházejí ve dvojhvězdách a byly pozorovány 64m parabolou v Parkesu v Austrálii v letech 1997-2001. Bylo k tomu potřebí neuvěřitelné spousty výpočetního času (17 tis. let CPU), takže trvalý výkon sdíleného počítání dosahoval 1 Pflops. Autoři tak objevili 6 pulsarů v binárních soustavách a dále 18 osamělých pulsarů. Jsou mezi nimi mj. binární pulsar J1840-0643 (rotační perioda 36 ms; dispersní míra 500 pc/cm3) se čtvrtou nejdelší oběžnou dobou 937 dnů (průvodce o hmotnosti 0,2 M☉ je patrně héliový bílý trpaslík) a další binární pulsar J1748-3009 (rotační perioda 9,7 ms; hmotnost 1,4 M☉; oběžná doba průvodce o hmotnosti 0,1 M☉ činí 2,9 d) s rekordní mírou disperse 420 pc/cm3 pro milisekundové pulsary. Třetí zajímavý binární pulsar J1750-2536 má rotační periodu 35 ms a jeho průvodce o hmotnosti 0,6 M☉ kolem něho obíhá po kruhové dráze v periodě 17 d. Tři ze zmíněných osamělých pulsarů mají dlouhé přestávky, kdy k nám žádné pulsy nepřicházejí. Objevy pokryly interval rotačních period 0,004 – 2,6 s. Autoři rovněž uvádějí, že budoucnost této spolupráce odborníků s dobrovolníky je velmi nadějná, protože takové objemy výpočtů nelze za přijatelnou cenu zvládnout ani drahými superpočítači.
Mikrokvasar Cyg X-3 (vzdálenost 9 kpc) lze podle M. McCollougha aj. pozorovat také odrazem od plošného zdroje, který se nachází v úhlové vzdálenosti 16″ od mikrokvasaru, jak zjistila rentgenová družice Chandra během šesti vzplanutí mikrokvasaru v letech 1999-2006. Mikrokvasar má totiž jako průvodce Wolfovu-Rayetovu hmotnou a svítivou hvězdu, která s ním obíhá kolem společného těžiště v periodě 4,8 h a zřejmě mu v občasných epizodách předává hmotu, což vede ke vzplanutím. Podobně kolísá i intenzita rádiového záření mikrokvasaru. Zmíněným zrcátkem je Bokova globule (poslední stádiu chuchvalce mezihvězdného mračna studeného prachu a plynu, v němž brzy začnou vznikat hvězdy), která se nachází o něco blíže než mikrokvasar téměř na jeho zorném paprsku vůči Zemi, takže odlesky na zrcátku jsou mírně zpožděny proti profilu vzplanutí mikrokvasaru asi o 3 hodiny.
Jak uvedli K. Belczynski aj., pravděpodobná hmotnost mikrokvasaru X-3 (hvězdné černé díry) činí 2 – 4,5 M☉, zatímco jeho průvodce WR je podstatně hmotnější (7,5 – 14,2 M☉) a vysílá mocný hvězdný vítr, který se zčásti zachycuje kolem černé díry v podobě silně svítícího disku. Autoři odhadli, že hvězda WR skončí jako supernova třídy II během 1 mil. let. Výbuch druhé supernovy v soustavě způsobí s pravděpodobností 70%, že se dvojice rozpadne. Zbývá 15 % pravděpodobnosti, že se z ní stane široká dvojice černých děr, a stejných 15 % zbývá, že vznikne dvojice těsná. Zatím neznáme ani jediný případ dvojice degenerovaných hvězd typu neutronová hvězda - černá díra, anebo páru černých děr. Možná jsou takové dvojice ve vesmíru velmi vzácné, což by mohla ukázat budoucí statistika četnosti výskytu vzniku takových soustav pomocí pozorování záblesků gravitačního záření systémy jako jsou LIGO a VIRGO.
P. Esposito aj. objevili díky družici Chandra rentgenový zdroj CXOU J1230+4139 v pekuliární spirální galaxii NGC 4490 (CVn; nízká metalicita;slabá tvorba hvězd; vzdálenost 8 Mpc), který jevil modulaci jasnosti v periodě 6,4 h. Následně pořídili také jeho rentgenová spektra pomocí družice Newton. Tak prokázali, že degenerovanou složkou dvojhvězdy je hvězdná černá díra a jejím průvodcem Wolfova-Rayetova hmotná hvězda. Zářivý výkon soustavy v rentgenovém pásmu kolísá v poměru 1:5 a v maximu dosahuje 1032 W. Jak patrno, soustava se svými parametry nápadně podobá mikrokvasaru Cyg X-3 a podle autorů se zdá, že již čtyři obdobné případy v sousedních galaxiích naznačují, že jde o častou konfiguraci s podobným astrofyzikálním vývojem. Jasný mikrokvasar našli M. Middleton aj. pomocí družice Newton v galaxii M31. Objekt je rovněž silným zdrojem rádiového záření a jeho zářivý výkon se pohybuje pod hranicí 1033 W. Degenerovanou složkou mikrokvasaru je hvězdná černá díra s hmotností 5 – 20 M☉.
Teoreticky tyto případy propočítal A. Tutukov aj., když ukázali, že hvězda WR má silný vlastní hvězdný vítr a k tomu je třeba připočítat další složku indukovanou zářením z akrečního disku kolem černé díry. Jakmile hvězda WR vyplní dočasně či trvale svůj Rocheův lalok, objeví se také přímý přenos hmoty přes bod L1, což vede nejenom ke ztrátě její hmoty, ale i jejího momentu hybnosti. Pokud je počáteční hmotnost hvězd WR >10 M☉, dochází k vyplnění Rocheova laloku už během rané fáze vývoje celého páru, změní se polodotyková dvojhvězda rychle v oddělenou a pozorovatel zaznamená objevení jasného zdroje rentgenového záření. Černá díra slupne téměř veškerý hvězdný vítr svého průvodce, takže akrece probíhá na Eddingtonově mezi velmi rychle. Pro hvězdy s hmotností <5 M☉ však oddělená fáze trvá jen krátce a hvězda opět vyplní Rocheův lalok a přenos hmoty rychle pokračuje až do rozplynutí hvězdy WR. Autoři pak s velkým úspěchem porovnali své modelové výpočty s různě starými reálnými páry Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 a SS 433.
J. Corral-Santana aj. ukázali, že slabý přechodný rentgenový zdroj Sw J1357-0933, který vzplanul 25. února 2011 a zanikl 13. dubna téhož roku, byl ve skutečnosti těsnou dvojhvězdou, kde jednu složku tvoří hvězdná černá díra o hmotnosti >3 M☉ a druhou složkou je červený trpaslík o hmotnosti 0,24 M☉ a poloměru 0,29 R☉, jenž kolem černé díry obíhá v periodě 2,8 h. K optickému sledování průvodce a jasného anuloidu kolem černé díry použili 2,5m teleskop INT a 4m WHT na Kanárských ostrovech. Zjistili také, že v rentgenovém oboru spektra dochází k zákrytu jasného vnitřního disku kolem černé díry trpasličím průvodcem.
Velmi užitečným nástrojem pro objevování vybuchujících těsných dvojhvězd, jejichž degenerovanou složkou je černá díra, se stal japonský modul JEM (Japanese Experiment Module) na aparatuře MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) pracující na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) od srpna 2009. MAXI stačí během jediného oběhu kolem Země (96 min) prohlédnout v rentgenovém pásmu celou oblohu. E. Kuulkers aj. tak v září 2010 objevili přechodný rentgenový zdroj J1659-152 (vzdálenost 9 kpc; 2,4 kpc nad hlavní rovinou Galaxie), který byl posléze sledován také družicemi RXTE a Swift i optickými dalekohledy. Pravidelné poklesy rentgenové jasnosti zdroje v periodě 2,4 h ukázaly, že jde o těsnou dvojhvězdu, kde degenerovanou složkou je hvězdná černá díra obklopená akrečním diskem skloněným k zornému paprsku pod úhlem 65 – 80°. Pozorovaným průvodcem černé díry je červený trpaslík sp. třídy dM o poloměru 0,2 R☉ a hmotnosti 0,2 M☉ starý asi 5,5 mld. let a obíhající kolem černé díry ve vzdálenosti ≈1 mil. km, což je nejmenší dosud pozorovaná vzdálenost sekundární složky od černé díry. Původní hmotnost průvodce však autoři odhadli na 1,5 M☉, takže již valná část plynu přetekla do akrečního disku kolem černé díry. Zvýšená akrece z disku na černou díru způsobila rentgenové vzplanutí zdroje. Postupně tak autoři nalezli ještě další dva zdroje téhož typu: XTE J1118+480 a Swift J1735.5-0127. Ani jeden z nich nepochází z kulových hvězdokup, ale z hlavní roviny Galaxie, odkud byly vymrštěny směrem k halu.
H. Klus aj. sledovali v letech 2011-2012 pomocí družic Swift, RXTE a Newton rentgenový pulsar Sw J0451-6948 ve Velkém Magellanově mračnu. Zjistili, že jeho rotační perioda 187,1 s, změřená v době jeho objevu koncem r. 2008 se výrazně zkracuje tempem -5,8 s/rok. To svědčí o vysokém tempu akrece na degenerovanou složku, která má navíc silné magnetické pole 12 GT. Jejím průvodcem je hvězda sp. třídy B0-1 III-V, která obíhá kolem společného těžiště soustavy v periodě 22 dnů. Podobně P. Maggi aj. objevili rentgenový pulsar LXP 169 s rotační periodou 169 s, který zakrývá svého průvodce - hmotnou hvězdu sp. třídy Be, kolem níž obíhá v periodě 24 d. Tranzit přes obří hvězdu trvá 1,1 – 1,4 d.
Jednou z nejzáhadnějších rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností pozorované složky (HMXB) stále zůstává blízký (180 pc) objekt LS I +61° 303, objevený již r. 1981 opticky a jako rentgenový zdroj v r. 2005. Skládá se z hmotné hvězdy sp. třídy B0 Ve a degenerované složky neznámé povahy. Pozornost vzbuzuje opakovanými výbuchy v rádiovém, rentgenovém i gama oboru elektromagnetického spektra až do energií fotonů řádu TeV. E. Aliu aj. pozorovali na přelomu let 2011-2012 dlouhý výbuch aparaturou VERITAS na úbočí Hopkinsovy hory v Arizoně v pásmu >200GeV a dále i družicemi Fermi (0,3 – 300 GeV) a Swift (2 – 10 keV). Snadno měřitelnou proměnnost záření v jednotlivých pásmech zaznamenávali již během noci, ale bez jakékoli korelace v různých pásmech. To znamená, že v každém z pásem se urychlují různé částice nezávislými mechanismy.
S. Heinz aj. upozornili na skutečnost, že pozůstatky po supernovách, jimiž jsou často právě neutronové hvězdy, mají astronomicky vzato krátkou životnost nanejvýš stovky tisíc let. Proto zatím nemáme hodnověrné údaje o akreci hmoty na nejmladší neutronové hvězdy, neboť ty lze získat pouze v případě, že pozůstatek po supernově má po ruce dosud nezdegenerovaného opticky pozorovatelného průvodce. Proto se autoři skutečně zaradovali, když takovou dvojici objevili v podobě rentgenového zdroje Cir X-1, který je klasifikován rovněž jako HMXB. Pozůstatek po supernově byl totiž pozorován dlouhou expozicí rentgenové družice Chandra v r. 2009, a nová rádiová pozorování aparaturou ATCA (Australia Telescope Compact Array) poblíž Narrabri potvrdila, že se neutronová hvězda nachází uprostřed pozůstatku po supernově, která vybuchla před necelými 5 tis. lety. Autoři odhadli, že předchůdce neutronové hvězdy měl původní hmotnost 8 – 25 M☉ a explodoval jako supernova třídy IIP.
Rozhodně se potvrdilo, že jde o nejmladší známou neutronovou hvězdu s poměrně slabým magnetickým polem <100 MT. Přesto se chová jako typický mikrokvasar s protilehlými relativistickými výtrysky. Jejím hmotným průvodcem je veleobr pozdní spektrální třídy B o původní hmotnosti ≈8 M☉, jenž je hlavním dodavatelem hmoty do akrečního disku kolem degenerované složky. Proměnnost akrece je příčinou rentgenových výbuchů a zjasnění. Soustava je tak mladá, že neutronová hvězda obíhá kolem veleobra po dráze s výstředností 0,45 v periodě 16,5 dne. V periastru tak veleobr vyplňuje svůj Rocheův lalok a dochází ke krátkodobé akreci materiálu do akrečního disku neutronové hvězdy. K přesnějším údajům zatím autoři nedospěli, protože vzdálenost soustavy od nás je nejistá (4 – 11 kpc), ale to se snad podaří brzy zlepšit díky dobré funkci astrometrické družice Gaia.
A. Tiengo aj. zkoumali přechodný zdroj záření gama (Soft Gamma Repeater) SGR 0418+5729 (rotační perioda 9 s; vzdálenost 2 kpc), který byl objeven ve výbuchu družicí Fermi 5. června 2009. V jeho spektru se vyskytovala absorpční cyklotronová čára protonů, jejíž intenzita významně závisela na fázi rotace. Odtud se podařilo určit indukci magnetického pole kůry osamělé neutronové hvězdy - magnetaru v rozmezí 20 – 100 GT a také maximální zářivý výkon během výbuchu 1,6.1027 W. I když po výbuchu klesl zářivý výkon zdroje na tisícinu maxima, stále ještě byl překvapivě vysoký a svědčí o tom, že magnetary plynule vyzařují svou zásobu magnetické energie díky složité topologii extrémně silného vnitřního magnetického pole, zatímco běžné dipólové povrchové magnetické pole zůstává na běžné úrovni.
A. Aksenov a V. Čečetkin propočítali, kolik energie se uvolní ve formě gravitačních vln při splynutí dvou neutronových hvězd o stejné hmotnosti, které kolem sebe obíhají po kruhové dráze, přičemž ztrácejí energii gravitačním vyzařováním. Celková energie odnášená gravitačními vlnami dosahuje pak hodnoty až 1045 J a maximální zářivý výkon výbuchu na konci splynutí činí až 1047 W.
S. Guillot aj. se úspěšně pokusili určit poloměry neutronových hvězd ve dvojhvězdách s nízkou hmotností průvodce (LMXB) v kulových hvězdokupách. Našli celkem pět takových případů a odtud odvodili jejich střední poloměr (9,1 ± 1,4) km. To odpovídá teorii, že pro neutronové hvězdy s hmotností >0,5 M☉ by už jejich poloměr neměl záviset na hmotnosti hvězdy.
S. Chaty v přehledovém článku zdůraznil vývojové propojení všech zmíněných objektů zmíněných v tomto odstavci. Zasloužila se o to soustavná dlouholetá pozorování družic handra, Newton, Swift, RXTE a INTEGRAL, která zejména poukázala na významnou úlohu veleobrů ve dvojhvězdách typu HMXB, dále pak na mechanismy proměnlivé akrece v přechodných rentgenových zdrojích, jež jsou rovněž většinou dvojhvězdami, i na souvislosti s velmi svítivými a hmotnými modrými proměnnými (LBV), jakož i se splýváním dvojhvězd, kde jednou či oběma složkami jsou degenerované objekty, čímž mohou vznikat nakonec krátké zábleskové zdroje záření gama (SGRB).
Jak uvedli V. D'Elia aj., rentgenová a gama družice Swift vypuštěná v r. 2004 pořídila za 7 let provozu přes 4,75 let souhrnných expozic 36 tis. různých zdrojů a celkově 89 tis. pozorování, z toho asi 4 tis. pozorování bylo věnováno zdrojům GRB. V 1. katalogu družice 1SWXRT jsou uvedena pozorování z pásem F (0,3 – 10 keV), S (0,3 – 3 keV) a H (2 – 10 keV).
J. Lange a M. Pohl odhadli energetický tok z celé oblohy od zábleskových zdrojů záření gama (GRB) v pásmu 0,3 – 30 GeV, jež pokrývá družice Fermi. Dostali tak jen 4 % energetického toku, který obdržíme od vysoce energetického (>4 EeV) kosmického záření.
K dovršení významu tohoto odstavce připojuji ještě údaje z první přehlídky absorpce extragalaktického světla pozadí pomocí jeho pohlcování záření gama, jež se dá pozorovat jako pozadí ve směru k nejjasnějším blazarům. Obecně platí, že fotony s energií 1 eV (vlnové délky kolem 1 μmm) pohlcují nejvíce energetické fotony s energiemi 1 TeV atd. Míra pohlcení vysokoenergetických fotonů může tedy sloužit k určení hustoty pozadí v optickém a blízkém infračerveném pásmu. A. Abramowski aj. k tomu využili aparatury H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) v Namibii pro pásmo energií >100 GeV a dospěli k závěru, že záření kosmického pozadí v optickém a infračerveném pásmu (0,3 – 17 μm) má druhou nejvyšší hustotu záření po zářením reliktním. Nejvíce se uplatňuje v blízké infračervené oblasti kolem 1,4 μmm, kde dosahuje hustoty 15 nW/m2/sr.
Je téměř neuvěřitelné, jak se rentgenová astronomie rozvinula za půl století od prvního pozorování kosmického zdroje Sco X-1, k němuž došlo nedopatřením, když výšková raketa Aerobee místo stabilního směru v němž měla pozorovat Měsíc, se vlivem poruchy rozkomíhala precesí, takže shodou okolností se několikrát dostal do jejího zorného pole nejjasnější mimosluneční rentgenový objekt na obloze. Teprve o pět let později usoudil J. Šklovskij, že rentgenové záření Sco X-1 pochází od neutronové hvězdy, kterou živí akrecí její hvězdný průvodce (LMXB).
R. Archibald aj. pozorovali u magnetarů reverzní skoky v rychlosti rotace. Poměrně často se u neutronových hvězd (pulsarů) pozorují skoky v periodě, kdy se rotace náhle zrychlí, protože supratekutá neutronová kapalina jejich niter rotuje rychleji než vnější vrstvy, a vyšší rychlost se náhle vtiskne do vnějších vrstev. Autoři však pozorovali pomocí družice RXTE po dobu 16 let magnetar 1E 2259+586 s indukcí magnetického pole 6 GT, jehož rotační perioda 7 s se skokově zpomalila v letech 2002, 2007, 2009 a 2011 relativním tempem řádu 10-14. Skoky byly doprovázeny záblesky v tvrdém pásmu rentgenové záření. Podle R. Duncana je proto třeba revidovat celou teorii skoků v rotujících neutronových hvězdách, protože v neutronové suprakapalině nitra vznikají neutronové páry a vnitřní kůra tak může vlivem silného zakroucení magnetických siločar rotovat pomaleji než vnější kůra neutronové hvězdy. Obecně platí, že na povrchu neutronové hvězdy se vyskytují jádra atomů, jež jsou v pozemských podmínkách stabilni. V radiálním směru dovnitř pak přibývá zastoupení volných neutronů a stabilních slupek s magickými počty neutronů 50 a 82, což odpovídá původním jádrům atomů niklu a cínu.
A. Steiner aj. ukázali, že pro neutronovou hvězdu o hmotnosti 1,4 M☉ vychází její poloměr v rozmezí 10,4 – 12,9 km. Rozmezí nezávisí na tom, z čeho je složeno jádro neutronové hvězdy, tj. mohou to být třeba i kvarky. Vztah mezi hmotností neutronové hvězdy a poloměrem odvodili pro rozsah hmotností 1 – 2,5 M☉ a různé stavové rovnice v rozsahu poloměrů 8 – 17 km. B. Kiziltan aj. zjistili pomocí sledování párů neutronových hvězd, resp. neutronová hvězda - bílý trpaslík, že funkce hmotnosti neutronových hvězd má dva vrcholy pro hmotnosti 1,33 M☉ a 1,55 M☉. Svědčí to o silné akreci materiálu během zrychlování rotace neutronových hvězd. Páry neutronová hvězda-bílý trpaslík jednoznačně prokazují, že horní mez hmotnosti neutronových hvězd se nachází u hodnoty 2,1 M☉, takže ani kvarkové ani podivné degenerované hvězdy neexistují. Zmíněná horní mez souvisí s vývojem dvojhvězd; nepředstavuje tedy teoretické meze vyplývající z obecné relativity, popřípadě z kvantové teorie jaderné fyziky.
A. Levan aj. zjistili, že velmi dlouhá (0,5 – 20 h) vzplanutí zábleskových zdrojů záření gama vznikají při gravitačním hroucení veleobrů přímo na černé díry. K. Yagi a N. Yunes nalezli důležitý vztah mezi momentem setrvačnosti neutronových hvězd, jejich kvadrupólovým momentem a slapovým Loveovým číslem. Stačí tedy změřit dva parametry, a to umožňuje vypočítat i zbývající třetí, protože tento vztah nezávisí na struktuře neutronové hvězdy. To v praxi umožní rozlišit klasické neutronové hvězdy od hypotetických kvarkových hvězd.
D. Vigano aj. upozornili na velkou rozmanitost projevů neutronových hvězd v podobě rádiových pulsarů, magnetarů, pulsarů se silným magnetickým polem a osamělých neutronových hvězd se silným vyzařováním v rentgenovém pásmu. Díky Hallovu jevu vzniká složitá interakce mezi magnetickým polem a elektrony v kůře neutronových hvězd. Elektrony tak mohou protékat kůrou neutronové hvězdy a dokáží vysát její magnetické pole za pouhých 10 tis. let. Dlouhodobé sledování 40 neutronových hvězd družicemi Chandra a Newton tak odhalilo vývojovou posloupnost, která začíná mladými neutronovými hvězdami v podobě magnetarů, jež postupně vychládají na pulsary se silným magnetickým pole, dále pak na rádiové pulsary a konečně na osamělé neutronové hvězdy, jež vynikají silným rentgenovým zářením.
Dátum poslednej zmeny: 19. mája 2016