Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 27. júla 2006
Narůstající časový interval od r. 1995, kdy se podařilo poprvé prokázat užitečnost metody hledání exoplanet pomocí periodických změn radiálních rychlostí mateřské hvězdy, postupně zlepšuje možnost objevů exoplanet s oběžnou dobou několika roků. To znamená, že se zvyšuje naděje na objev extrasolárních planetárních soustav podobných té naší. D. Naef nalezl pomocí spektrografu ELODIE na OHP ve Francii tři nové exoplanety u hvězd ze severní oblohy HD 74156 a 14 Her. První z nich má dvě exoplanety s minimálními hmotnostmi 1,9 a 6 Mj a oběžnými periodami 52 d a 5,5 r. Druhá exoplaneta obíhá po velmi výstředné dráze (e = 0,6) s velkou poloosou dráhy 0,64 AU. Hvězdu 14 Her doprovází exoplaneta o minimální hmotnosti 4,7 Mj a oběžné době 4,9 r s dráhovou výstředností 0,3.
Také na jižní polokouli objevů utěšeně přibývá zejména díky přesnému (±1 m/s!) spektrografu CORALIE, instalovanému u Eulerova 1 m teleskopu na La Silla. Podle M. Mayora aj. se tímto přístrojem podařilo za posledních pět let objevit či spoluobjevit celkem 38 exoplanet, mezi nimiž je např. 10 jupiterů s oběžnými periodami v rozmezí 0,3 -- 3,7 roků. I v tomto případě jde o tělesa s protáhlými drahami v rozmezí výstředností 0,2 -- 0,5. N. Santos aj. ohlásili objev exoplanety u hvězdy mí Ara (V = 5,1 mag; sp. G5 V) s oběžnou dobou 9,5 d a kruhovou dráhou o poloměru 0,09 AU. Její hmotnost 14 Mz je srovnatelná s Uranem. Prakticky současně objevila konkurenční skupina G. Marcyho a R. Butlera exoplanety u hvězd 55 Cnc a GJ 436 (Leo) s oběžnými dobami 2,8 a 2,6 d, jejichž hmotnosti činí po řadě 15 a 21 Mz.
N. Santos aj. zkoumali chemické složení 41 mateřských hvězd, kolem nichž obíhá celkem 98 exoplanet a zjistili, že u hvězd se slunečním zastoupením těžších prvků (tzv. kovů) se vyskytují exoplanety pouze ve 3% případů, kdežto u hvězd s dvojnásobným podílem kovů stoupá tento podíl na 25%. A. Eggenberger aj. ukázali, že nejhmotnější exoplanety s krátkými oběžnými dobami (< 40 d) a kruhovými drahami se vyskytují vždy ve vícenásobných hvězdných soustavách. To na jedné straně znamená, že v těchto případech migrovaly exoplanety z místa svého vzniku směrem k mateřské hvězdě, a na druhé straně je zřejmé, že existuje více mechanismů tvorby exoplanet (přímou kondenzací protoplanetárního plynu, akrecí planetesimál, ???).
P. Kalas aj. objevili hvězdným koronografem ve filtru 0,65 µm u dalekohledu UHT o průměru 2,2 m rozsáhlý (50 -- 210 AU) prachový disk kolem proměnné hvězdy AU Mic (HD 197481; V = cca. 8,8 mag; sp M1 Ve; 0,5 M☉; Tef = 3,5 kK; 0,1 L☉), která je od nás vzdálena 10 pc. Prach v disku o hmotnosti 7.1022 kg má průměrnou teplotu 40 K a zcela chybí ve vzdálenosti do 17 AU od hvězdy, což může nasvědčovat tvorbě planet. Hvězda je součástí komplexu mladých hvězd o stáří 8 -- 20 mil. roků, které většinou patří k trpaslíkům třídy M. Tentýž disk zkoumali M. Liu aj. v pásmu mikrovln pomocí radiometru SCUBA radioteleskopu JCMT a potvrdili tak zmíněnou vnitřní mezeru i rozsah disku do vzdálenosti 200 AU. Mateřská hvězda je stará 12 mil. let.
A. Léger aj. ukázali, že kromě již známých typů planet (kamenných terestrických a obřích plynných) mohou existovat také tzv. oceánské planety, vyznačující se hmotnostmi 1 -- 8 Mz a zvýšeným zastoupením vody, resp. ledu. V porovnání s terestrickými planetami mají větší poloměry a jsou na povrchu pokryty oceánem kapalné vody o tloušťce řádově 100 km. Zatímco např. kamenná planeta o hmotnosti 6 Mz se skládá z 2 Mz kovů a 4 Mz křemíku o průměrné hustotě 7,7násobku hustoty vody, stejně hmotná oceánská planeta je tvořena 1 Mz kovů, 2 Mz křemíku a 3 Mz ledu a vody. Její průměrná hustota činí 4,3násobek hustoty vody. Oceánské planety vznikají ve vnějších oblastech protoplanetárního disku a pozvolna migrují směrem k mateřské hvězdě. Mohly by být rozpoznány budoucími kosmickými aparáty pro hledání exoplanet, jako je plánovaná družice Kepler nebo COROT.
Alternativní metoda objevování pomocí přechodů exoplanet přes disk mateřské hvězdy má ovšem velký potenciál, protože pokles jasnosti mateřské hvězdy zhruba o 0,02 mag je v dosahu i mnoha amatérských pozorovatelů proměnných hvězd. To se mj. zdařilo potvrdit i u nás na Hvězdárně M. Koperníka v Brně, kde O. Pejcha pomocí 0,4 m reflektoru s digitální kamerou ST-7 pozoroval v noci 4./5. září 2004 přechod exoplanety přes disk hvězdy TrES-1 (12 mag; sp K0 V; 0,9 M☉; 0,8 R☉; vzdálenost 150 pc) v souhvězdí Lyry. Existence exoplanety byla odhalena R. Alonsem aj. na observatoři Tenerife v srpnu 2004 pomocí 0,1 m přehlídkového dalekohledu, jenž opakovaně měří jasnosti 12 tis. nejjasnějších hvězd na obloze. Během Pejchova pozorování klesla jasnost mateřské hvězdy o 2,5% a odtud se podařilo odvodit její parametry: hmotnost 0,75 Mj; velkou poloosu dráhy 0,04 AU (pouze 6 mil. km!) a oběžnou dobu 3 d.
A. Sozzetti aj. využili ke sledování mateřské hvězdy spektrografů u obřích dalekohledů Keck a HET a odvodili tak její metalicitu shodnou se sluneční a její přibližné stáří 2,5 mld. roků. Vzorem pro tato pozorování se stalo koneckonců pozorování přechodu Venuše přes sluneční kotouč z družic, jak se to poprvé podařilo v červnu 2004. Metoda v principu umožňuje objevovat exoplanety, popř. "exodružice exoplanet", i ve velkých vzdálenostech od Země a poskytuje v zásadě více fyzikálních parametrů exoplanet než metoda radiálních rychlostí. Znamená to ovšem rozvinout ultrapřesnou fotometrii hvězd s přesností řádu ±1 promile.
Prototypem této skupiny se stala exoplaneta HD 209458b ve vzdálenosti 50 pc od Slunce, objevená nejprve metodou radiálních rychlostí a posléze potvrzená díky přechodům exoplanety před hvězdou. Snad proto jde o první exoplanetu, jež dostala vlastní jméno Osiris. L. Ksanfomaliti se domnívá, že Osiris je převážně složen z vodíku a má silné magnetické pole. A. Vidal-Madjar aj. využili spektrografu STIS na HST k důkazu, že z atmosféry této horké exoplanety se odpařuje nejenom atomární vodík, ale též kyslík a uhlík. Podle A. Lecaveliera des Etangs aj. unikají plyny přetokem přes Rocheův lalok exoplanety díky hvězdným slapům. Navzdory této ztrátě je životnost těchto exoplanet, vzdálených jen 0,04 -- 0,10 AU od své mateřské hvězdy, srovnatelná se stářím Galaxie, protože samotný Osiris ztratí tímto způsobem za 5 mld. roků pouze 7% své původní hmotnosti.
A. Udalski aj. prohlédli 6 vybraných polí v souhvězdích Lodního kýlu, Kentaura a Mouchy, zahrnujících opakovanou přesnou (± 0,0015 mag) fotometrii 230 tis. hvězd pozorovaných v přehlídce OGLE 1,3 m reflektorem na Las Campanas v r. 2003, k hledání kandidátů na přechody exoplanet. Našli tak 40 dobrých kandidátů, jejichž existence se nyní prověřuje doplňkovými měřeními. G. Chabrier aj. vyvinuli program, umožňující předpovědět budoucí hodnoty poloměru, jasnosti a teploty exoplanety jako funkci její hmotnosti a vzdálenosti od mateřské hvězdy, protože dokázali zahrnout zmíněné odpařování atmosfér do vývojových modelů exoplanet. I. Baraffe aj. zjistili, že vypařování ovlivňuje především intenzita rentgenového a ultrafialového záření mateřské hvězdy. Jakmile se vnější vrstvy atmosféry exoplanety začnou vlivem silného ohřevu rozpínat, probíhá další odpařování překotně. Podle jejích výpočtů se překotně odpaří exoplaneta s hmotností 1,5 Mj, pokud je její vzdálenost od mateřské hvězdy menší než 0,046 AU a podobně dopadne exoplaneta s hmotností 2,7 Mj ve vzdálenosti 0,023 AU od mateřské hvězdy.
Exoplanety se ovšem dají hledat také pomocí gravitačních mikročoček, kdy v mikrovteřinové úhlové blízkosti přechází přes vzdálenější hvězdu bližší hvězda, opatřená exoplanetou. Podle teorie relativity se v tom případě vzdálenější hvězda zjasní a za příhodné situace se na její světelné křivce může objevit krátký několikahodinový vrcholek ("zub"), vyvolaný obdobným přechodem exoplanety. Podle F. Bouchyho aj. pak stačí metodou radiálních rychlostí určit parametry exoplanety.
Přehlídka mikročoček OGLE obsahuje podle autorů již 137 podezřelých případů a ve dvou případech se podařilo podezření potvrdit pomocí spektrografu FLAMES VLT. Jde o mikročočku OGLE-TR-113b, kde exoplaneta má hmotnost 1,35 Mj, poloměr 1,1 Rj a oběžnou dobu 1,4 d (!). Druhým případem byla též dle C. Moutoua aj. mikročočka OGLE-TR-132b se zjasněním v trvání pouhé 1,2 h s parametry exoplanety: 1,2 Mj; 1,1 Rj; 1,7 d; o střední hustotě rovné hustotě vody. Mateřská hvězda ve vzdálenosti 2,5 kpc o hmotnosti 1,35 M☉ a poloměru 1,4 R☉ má povrchovou teplotu 6,4 kK a její stáří nepřesahuje asi 1 mld. roků. Vzápětí M. Konacki aj. zjistili, že mikročočka OGLE-TR-56b je exoplanetou s dosud vůbec nejkratší oběžnou dobou 1,2 d. Spektrum mateřské hvězdy pořídili G. Torres aj. u dalekohledu Keck, a tak obdrželi parametry exoplanety: 1,45 Mj; 1,2 Rj; a = 3,4 mil. km; e = 0; hustota (1,0 ±0,3)násobek hustoty vody. Velmi krátké oběžné doby jsou naprostým překvapením a přirozeně znamenají, že jde o exoplanety silně rozpálené. D. Lin a P. Gu se domnívají, že tito horcí jupiteři se dostali do blízkosti mateřských hvězd migrací z větších vzdáleností, v nichž původně vznikli. Sílící slapy přitom původně protáhlé dráhy změní velmi rychle na kruhové a způsobí též slapový ohřev exoplanet, které se proto výrazně nafouknou.
Zatím je zejména díky přehlídkám gravitačních mikročoček známo už 6 exoplanet, jejichž přechody přes kotoučky mateřských hvězd se zdařilo pozorovat. Jasnosti mateřských hvězd se pohybují v rozmezí 7,6 -- 16,6 mag a spektrální třídy jsou v rozsahu F - K; poloosy drah exoplanet v rozmezí 0,023 -- 0,047 AU, jejich hmotnosti 0,5 -- 1,45 M☉, poloměry 1,0 -- 1,4 Mj a hustoty 0,35 -- 1,2 násobek hustoty vody. V dubnu 2004 se však podařilo objevit mikročočku, která je červeným trpaslíkem o hmotnosti 0,3 M☉, doprovázenou exoplanetou o hmotnosti 1,5 Mj. v "rozumné" vzdálenosti 2,5 AU.
C. Snodgrass aj. využili 321 mikročoček z přehlídky OGLE III k odhadu výskytu exoplanet u hvězd ve výduti Galaxie. Ukázali, že pouze 7% těchto hvězd je obdařeno alespoň jednou exoplanetou a že přibližně pětinu těchto exoplanet představují chladní jupiteři. I. Dobbsová-Dixonová aj. zjistili, že všechny exoplanety s oběžnou dobou kratší než 6 dnů mají kruhové dráhy, což je výsledek působení slapových sil. Exoplanety s oběžnými dobami 7 -- 21 dnů představují přechodné typy, kde se vyskytují jak kruhové, tak výstředné dráhy; tj. slapové síly případně dosud nestihly ukončit svou práci.
S. Mohanty aj. sledovali 13 osamělých slabě žhnoucích červených objektů o teplotách kolem 2500 K v oblastech aktivní tvorby hvězd v souhvězdích Býka a Štíra. Jejich hmotnosti odhadli na 9 -- 100 Mj, tj. na rozhraní obřích exoplanet a hnědých trpaslíků. Objekty jsou často obklopeny akrečními disky, což dokazuje, že vznikají týmž mechanismem jako hvězdy. Autoři pro ně navrhují nový termín planemy. Výskyt osamělých exoplanet, popř. hnědých trpaslíků je tedy zejména v těchto oblastech zcela běžný. Jak uvedli J. Ge aj., lze v nejbližších 15 letech očekávat podstatné zvýšení počtu známých exoplanet díky ambicióznímu programu 2,5 m dalekohledu SDSS v Novém Mexiku. Autoři plánují monitorovat po dobu jedné dekády změny radiálních rychlostí pro 1 mil. hvězd spektrálních tříd F - M o nízké hmotnosti a očekávají, že tak odhalí existenci řádově 100 tis. exoplanet!
M. Zapatero Osorio aj. pomocí adaptivní optiky u Keckova teleskopu pořídili spektroskopii binárního hnědého trpaslíka GJ 569 Bab v letech 1999 -2001. Obdrželi odtud především spektrální klasifikaci a spolehlivé hmotnosti složek Ba (M8.5; 0,066 M☉) a Bb (M9; 0,052 M☉); dále pak oběžnou periodu 2,3 r; velkou poloosu dráhy 0,9 AU; výstřednost 0,3; sklon 34° a vzdálenost od nás 10 pc. Pár hnědých trpaslíků je průvodcem 5arcsec vzdálené trpasličí hvězdy sp. M2.5 V. M. McCaughrean aj využili kamery NAOS/CONICA VLT ve spojení s adaptivní optikou k zobrazení nejbližšího známého páru hnědých trpaslíků Epsilon Ind Ba+Bb. Dvojice je od nás vzdálena jen 3,6 pc a úhlová vzdálenost složek činí 0,7arcsec. Je to též první případ, kdy se podařilo zobrazit spektra obou složek, ačkoliv infračervená jasnost soustavy je pouze I = 17 mag a K = 11 mag. Spektrální třídy složek jsou po řadě T1 a T6 a minimální hmotnosti 47 a 28 Mj. Složky kolem sebe obíhají v periodě asi 15 let a vznikly před 1,3 mld. let. H. Bouy aj. používali po dobu 4 roků dalekohledů HST, VLT, Keck a Gemini k určení dynamické hmotnosti složek binárního hnědého trpaslíka 2MASSW J0746+2000 (Gem; sp. L0 + L1,5; oběžná doba 10,5 r) a dostali po řadě hodnoty 85 a 66 Mj. Stáří soustavy odhadli na 300 mil. roků. W: Brandner aj. pozorovali pomocí HST po dobu 5,5 roků dvojici hnědých trpaslíků DENIS-P J1228-15 (Crv), které vykazují společný vlastní pohyb a čáry Li ve spektru. Odtud odvodili přibližnou oběžnou dobu soustavy na 45 let při velké poloose oběžné dráhy 6,4 AU.
K. Briggs a J. Pye odhalili pomocí družice Newton konstantní rentgenové záření hnědého trpaslíka Roque 14 v Plejádách o zářivém výkonu 300 EW, což ovšem představuje jen tisícinu jeho bolometrické svítivosti. Autoři se domnívají, že zdrojem energetického záření je magnetická aktivita na povrchu hnědého trpaslíka, obdobná té, jež byla už dříve nalezena u trpasličích hvězd třídy M. Soudí tak též z toho, že u dalších čtyř zkoumaných hnědých trpaslíků měřitelnou rentgenovou emisi nenalezli, což přičítají slabšímu magnetickému poli.
Jak uvedla K. Loddersová, první hnědý trpaslík Gl 229B byl objeven teprve v říjnu r. 1995 - shodou okolností prakticky současně s první exoplanetou u hvězdy 51 Peg. Kvůli němu a následujícím objevům se jednak protáhla spektrální klasifikace třídy M až po M10 a posléze bylo potřebí zavést nové třídy L (rozmezí efektivních teplot 2000 -- 1200 K) a T (1200 -- 800 K). Z toho důvodu se pro sledování hnědých trpaslíků ideálně hodí infračervené pásmo spektra. V atmosférách hnědých trpaslíků lze pozorovat čáry Li a pásy sloučenin CO, CH4, KCl, LiF, Li2S, Na2S atd. Hmotnosti hnědých trpaslíků se pohybují v úzkém rozmezí 13 -- 80 Mj; jde v podstatě o přechodný typ mezi klasickými hvězdami a obřími planetami typu Jupiteru.
J. Tan a C. McKea se zabývali vznikem hvězd v raném vesmíru a zjistili, že tyto "nekovové" prahvězdy musely mít minimální hmotnost alespoň 30 M☉, takže toto omezení obecně zdržovalo vznik hvězd. Jenže Y. Ščekinov a E. Vasilev vzápětí ukázali, že výskyt extrémně energetického kosmického záření v raném vesmíru zvyšuje rychlost, s níž se ochlazují zárodečná mračna molekulárního vodíku, a to umožňuje, aby už v raném vesmíru vznikaly také hvězdy s nízkou hmotností. I. Picardiová aj. nalezli dosud kovově nejchudší (zastoupení kovů činí jen milióntinu hmotnosti hvězdy) nízkohmotný objekt (< 1 M☉) He 0107-5240 (Phe), který by se podle původních představ nedokázal vůbec ochladit a nemohl tedy vzniknout, takže se zdá, že Ščekinov a Vasilev mají nejspíš pravdu. J. Tumlinson aj. se dokonce domnívají, že i nekovové hvězdy mohou posléze vybuchnout jako hypernovy, takže první kovy ve vesmíru se dostávají do kosmického koloběhu již na konci kosmologického šerověku při z = cca. 20, tj. ve stáří pouhých 100 mil. let po vzniku I. generace hvězd. Toto obohacení obstarají snadno i hvězdy o počáteční hmotnosti pouze 10 M☉, takže původní předpoklad, že jsou k tomu potřebí extrémně masivní hvězdy o hmotnostech přes 140 M☉, je nejspíš nadbytečný.
Pozoruhodnou práci o pomalejším tempu klíčové termonukleární reakce cyklu CNO v nitru hmotných hvězd uveřejnili S. DeglarcminInnocenti aj. na základě experimentálního měření v podzemním urychlovači pod horou Gran Sasso v Itálii. Nejpomalejší reakce celého cyklu, při níž jádro 14N zachytí proton a změní se na jádro 15O, se totiž nedá změřit v běžných urychlovačích kvůli vysokému pozadí kosmického záření. Pod horou Gran Sasso je však kosmické záření dostatečně zeslabeno a tak měření v mezinárodním projektu LUNA ukázala, že reakce je ještě pomalejší, než se dosud odhadovalo, což posouvá stáří nejstarších hvězdokup s hmotnými hvězdami ještě o 700 mil. let do minulosti. To je v dobrém souladu s výsledky měření družice WMAP a tak se otevírají nové experimentální možnosti ověřit i zbývající úseky cyklu CNO, což by mj. pomohlo zmenšit nejistoty modelových výpočtů toku slunečních neutrin. A. Claret uveřejnil síťové modely hvězdného vývoje pro hvězdy s počátečními hmotnosti 0,8 --125 M☉ a sluneční metalicitou, poprvé se započítáním ztrát hmoty hvězdným větrem a vlivu slapů v těsných dvojhvězdách až do okamžiku, kdy v nitru hvězdy započne termonukleární spalování uhlíku.
R. Chini aj. nejprve připomněli, že podle stávajících představ o vzniku hvězd slunečního typu gravitačním zhroucením chuchvalce molekulového mračna a následnou akrecí materiálu z akrečního disku kolem zárodku hvězdy by tento mechanismus neměl fungovat pro vznik hvězd asi 10krát hmotnějších než Slunce, protože akreci zabrání příliš vysoký tlak záření, vycházející z tak hmotného zárodku. Uvedli však pozorování velmi mladé mlhoviny M17 (Omega). vzdálené od nás 2,2 kpc, vykonaná v mikrovlnném a infračerveném oboru spektra dalekohledy IRAM, NTT a zejména VLT ve spojení s adaptivní optikou, která prokázala, že v mlhovině se nalézá prahvězda o hmotnosti 20 M☉, obklopená akrečním diskem, z něhož stále ještě nabírá další hmotu, takže i hvězdy s hmotností do cca 40 M☉ mohou vznikat popsaným způsobem, přestože to současná teorie nedokáže vysvětlit.
Titíž autoři též zkoumali plošný Kleinmannův-Wrightův infračervený objekt, objevený v r. 1973, jenž dosahuje v blízké infračervené oblasti pouze 21 -- 23 mag. Na snímcích VLT se dají rozlišit dvě hvězdy rané třídy B, vzdálené od sebe něco přes 2600 AU. Jasnější složka je obklopena teplým prachem, kdežto slabší složka je ponořena do rentgenově zářícího molekulového mračna, obklopeného reflekční mlhovinou, která svítí v infračerveném pásmu. Odtud se dá vypočítat zářivý výkon hvězdy B0 na 5 kL☉, která je obklopena asi 10 M☉ mezihvězdného plynu a prachu. Špičkové úhlové rozlišení umožnilo odhalit v tomto směru malou hvězdokupu se 150 červenými hvězdami. Jde o dosud nejmladší pozorovanou fázi tzv. Herbigových hvězd typu Be. Podobně S. Hubrigová aj. studovali pomocí VLT kruhovou polarizaci Herbigových hvězd typu Ae před hlavní posloupnosti s hmotností 1,5 -- 3 M☉ a zjistili zde magnetické pole 40 mT, které souhlasí s předpokladem, že hvězdy tohoto typu přebírají prvotní magnetické pole akrecí okolního molekulového mračna.
J. Kastner aj. zkoumali v letech 2002-04 pomocí družice Chandra proměnnou hvězdu V1647 Ori v mlhovině M78, jež patrně osvětluje nedávno objevenou McNeilovu mlhovinu, a zjistili, že ve zmíněném intervalu se rentgenová jasnost hvězdy zvýšila 50krát a že toto vzplanutí časově odpovídá optickému zjasnění mlhoviny. Autoři odtud usuzují na nástup fáze rychlé akrece mezihvězdné látky na hvězdu, která je vnořena do tmavého mračna L1630.
Tak jako helioseismologie přináší už řadu desetiletí jedinečné informace o slunečním nitru, její mladší sestra asteroseismologie využívá oscilací na povrchu hvězd k ověřování modelů stavby hvězd. Podle J. Christensena-Dalsgaarda a H. Kjeldsena je však překvapující, že kanadská družice MOST neobjevila najisto očekávané oscilace u osmé nejjasnější hvězdy oblohy, jíž je Prokyon. Tyto oscilace však nalezli P. Eggenberger aj. pozemním spektrografem CORALIE u Eulerova 1,2 m teleskopu na ESO na frekvencích 0,6 -- 1,6 mHz a s amplitudou alespoň pětkrát větší než šum. P. Kervella aj. využili interferometru VINCI/VLTI a asterometrie ke změření úhlového průměru Prokyona A (F5 IV-V) a odvození jeho základních parametrů. Úhlový průměr 0,0054arcsec odpovídá lineárnímu poloměru 2,05 Ro a odtud při chemickém složení (Y = 0,30; Z = 0,03) vychází efektivní teplota 6530 K; hmotnost 1,4 M☉ a stáří 2,3 mld. roků. Odtud vyplývá, že Prokyon už brzy opustí hlavní posloupnost diagramu HR.
Týmž interferometrem změřili M. Wittkowski aj. úhlový průměr 0,008arcsec hvězdy psí Phe (gM4) a odtud odvodili její parametry: 1,3 M☉; 86 R☉; 3550 K a 1 kL☉. E. Di Folco aj. použili téhož interferometru s proměnlivou délkou základen 66 -- 140 m k určení úhlových průměrů pěti jasných hvězd, podobných Veze a vzdálených od nás 3 -- 19 pc. Výsledné úhlové průměry se pohybovaly v rozmezí 0,0008 -- 0,0022arcsec a odtud vyplývající poloměry hvězd činily 0,7 -- 1,8 R☉ s přesností na neuvěřitelná 2%. R. Bohlin a R. Gilliland využili spektrografu STIS HST k novému určení pozorované jasnosti Vegy ve filtru V = 0,03 mag, což je základní kalibrační bod celé soustavy optických hvězdných velikostí. A. Reiners a F. Royer změřili pomocí spektrografu ELODIE na OHP z profilů 650 spektrálních čar velikost rotačního zploštění Altaira (sp. A7 IV-V; 5 pc) v Orlu. Vyšla jim tak minimální rotační rychlost hvězdy 227 km/s, čemuž odpovídá zploštění 14%. Kritická rotační rychlost Altaira, při němž by se hvězda rozpadla, činí 430 km/s.
Podle J. Navarra aj. je nejjasnější hvězda severní oblohy Arktur (sp. K1.5 IIIp; vzdálenost 11 kpc) přivandrovalcem z cizí trpasličí galaxie. Patří totiž ke starým (10 mld. let) hvězdám II. populace (s nízkou metalicitou), vyznačuje se velkým vlastním pohybem 2,3arcsec/r a vysokou prostorovou rychlostí 120 km/s. To znamená, že ještě před půl milionem let nebyla očima viditelná a stejně tak se ztratí pouhému zraku během příštího půl milionu roků. O. Eggen zjistil už před časem, že na obloze vidíme do vzdálenosti 300 pc od Slunce ještě téměř půl stovky hvězd s podobným vektorem prostorové rychlosti, takže jde dokonce o cizokrajný hvězdný houf, který však vinou příliš velkého rozptylu rychlostí netvoří vázanou hvězdokupu.
S. Eikenberry aj. ohlásili objev rekordně hmotné hvězdy LBV 1806-20 (Sgr; vzdálenost 14 kpc) s parametry: 150 M☉; 200 R☉ a 40 ML☉. V jejím okolí je řada dalších velmi hmotných hvězd a hvězd Wolfových-Rayetových, které se již zbavily svých vodíkových obálek. G. Jiang aj. navrhli určovat hmotnosti osamělých hvězd metodou gravitačních mikročoček. Využili k tomu měření mikročočky OGLE-2003-BLG-238, která se zjasnila 170krát na rekordních 10,3 mag v oboru I a celý úkaz trval 38 dnů. Odtud vyšla hmotnost čočkující hvězdy v rozmezí 0,4 -- 1,5 M☉, ale při soustředěném úsilí by se příště asi podařilo tak velkou nejistotu výrazně snížit.
Dosud nejlepším analogem Slunce je podle C. Soubirana a A. Triauda hvězda 18 Sco (HD 146233 = HR 6060), vzdálená od nás 14 pc. Její vizuální absolutní hvězdná velikost 4,77 mag a efektivní teplota 5,8 kK jsou velmi blízké slunečním parametrům; je však o něco starší (6 mld. let). T. Henry a N. Reid aj. vyhledali pomocí velkých přehlídek oblohy 2MASS a SuperCOSMOS téměř všechny hvězdy v blízkém okolí Slunce. Zjistili tak, že do vzdálenosti 10 pc od Slunce jsou nejčastěji zastoupeni chladní červení trpaslíci (tj. např. Proxima Centauri), kterých je v tomto objemu 238; za nimi následují hnědí trpaslíci, kterých je 10. Autoři odtud usuzují, že 40% hmotnosti hvězd v Galaxii tvoří právě červení trpaslíci s průměrnou hmotností 0,2 M☉. Z každých 6 hvězd v Galaxii je tedy obvykle 5 červených trpaslíků! Jak uvádí K. Bracherová, po komplexu alfa Centauri je nejbližší hvězdou ke Slunci Barnardova šipka (1,8 pc) s rekordním vlastním pohybem 10arcsec/r o hmotnosti 0,2 M☉, poloměru 0,17 R☉ a svítivosti 0,4 mL☉. Dalším v pořadí je červený trpaslík Wolf 359 (Leo; 2,4 pc) s hmotností asi 0,1 M☉, poloměrem 0,04 R☉ a svítivostí 0,02 mL☉.
C. Cowley aj. našli ve spektrech chemicky pekuliárních hvězd HD 965 a HD 101065 (hvězda Przybylského; 8 mag; sp. B5p; Cen) spektrální čáry neutrálního i ionizovaného promethia, což je pro hvězdné atmosféry na pováženou, když připomenu, že všechny izotopy promethia jsou radioaktivní a nejdéle žijící z nich mají poločas rozpadu pouhých 18 roků. To prakticky znamená, že Pm se v atmosférách těchto hvězd tvoří nějakým záhadným procesem téměř plynule a neustále. Autoři podezírají z jeho vznikání mocné erupce, které jsou pro hvězdy této třídy typické. Chemicky pekuliární hvězdy mají dle J. Braithwaitea a H. Spruita často velmi silné (až 3 T) magnetické pole, které podle počítačových modelů je fosilního původu a podobně jako u bílých trpaslíků či magnetarů slábne velmi pomalu; jeví též snahu o změnu z chaotického pole na uspořádané, tj. ponejvíce dipólové.
G. Anglada aj. popsali na základě pozorování obří aparaturou VLA na vlnové délce 7 mm strukturu těsné dvojhvězdy SVS 13 v blízkém (220 pc) komplexu prahvězd NGC 1333 v Perseovi. Na milimetrových vlnách je patrný akreční disk kolem jedné složky dvojhvězdy při rozteči složek minimálně 65 AU. Naproti tomu dvojhvězda L1551 v komplexu IRS 5 v Býku má samostatné akreční disky kolem každé složky, jež jsou navzájem vzdáleny minimálně 45 AU, ale jsou navíc obklopeny společnou zploštělou plynoprachovou obálkou. Autoři odtud usuzují, že i v těsných dvojhvězdách mohou vznikat exoplanety, které buď obíhají v blízkosti jedné složky, anebo naopak jsou tak daleko, že obíhají kolem obou složek. S. Pravdo aj. zjistili pomocí NICMOS HST, že hvězda GJ 164 (sp. dM; vzdálenost 12 pc) má trpasličího průvodce (sp. dM7), jenž kolem ní obíhá v periodě 2 let ve vzdálenosti 1 AU. Primární složka má hmotnost 0,17 M☉, zatímco sekundár jen 0,095 M☉ - takové soustavy se daří objevovat jen zcela vzácně.
G. Rauw aj. určili z pozorování spektrografem EMMI NTT (ESO) Wolfovy-Rayetovy těsné ( a sin i = 26 R☉) dvojhvězdy WR 20a (sp WN6 + O3If; oběžná doba 3,7 d) přesné hmotnosti složek 71 a 69 M☉. Autoři uvedli, že to jsou zatím vůbec nejvyšší spolehlivé hmotnosti hvězd. Nicméně A. Bonanos aj. zjistili vzápětí z přehlídky OGLE, že WR 20a je rovněž zákrytovou dvojhvězdou s poklesem jasnosti v minimech o 0,4 mag, což umožnilo určit sklon dráhy 74° a odtud vyšly vyšší hmotnosti 83 a 82 M☉ - o nich pak lze snad opravdu tvrdit, že jde o nejvyšší spolehlivě určené hmotnosti hvězd. Jak poznamenali L. Wyrzykowski aj., program OGLE II pro Malé Magellanovo mračno, uskutečněný v letech 1997-2000, přinesl údaje o více než 1300 zákrytových dvojhvězdách na ploše 2,4 čtv. stupně; z toho bylo 455 nově objevených soustav.
P. Eggenberger aj. využili asteroseismologie soustavy alpha Cen AB ke zpřesnění hlavních fyzikálních parametrů obou složek, vzdálených od nás 1,33 pc. Soustava je stará 6,5 mld. roků a její metalicita je přesto vyšší než u Slunce: Y = 0,275 a Z = 0,043. Další parametry jsou známy s vysokou přesností: 1,10 a 0,93 M☉; 1,22 a 0,86 R☉; 1,5 a 0,5 L☉; 5,8 a 5,3 kK; jasnosti V = 0,0 a +1,3 mag. P. Harmancovi aj. se zdařilo rozlišit spektra složek spektroskopické dvojhvězdy kappa Sco (sp. B1.5 III; V = 2,4 mag; orb. per. 196 d; e = 0,5; vzdálenost 140 pc) a určit tak jejich efektivní teploty 24,5 a 23,4 kK jakož i hmotnosti 11,3 a 9,2 M☉. R. Williamon aj. určili přesné fyzikální parametry zákrytové dvojhvězdy typu Algol AY Cam a C. Lacy aj. rovněž z fotometrie odvodili parametry soustavy V885 Cyg (typu beta Lyr) a MU Cas. Autoři se shodli, že u nekomplikovaných soustav lze dnes určovat tyto parametry s chybou menší než 2%, což má velký význam pro kalibraci modelů hvězdného vývoje.
P. Eggleton aj. odhalili pozoruhodnou detektivní historii dvou hvězd, které vznikly ve Velké mlhovině v Orionu před několika málo mil. roků ve dvou dvojhvězdách a před 2,5 mil. let si při těsném sblížení vyměnily své partnery a unikly z mlhoviny opačným směrem v podobě hvězd AE Aur a mí Col. Autoři ukázali, že po nich v mlhovině zbyla dvojice velmi hmotných hvězd různých hmotností a stáří, obíhajících kolem sebe po výstředné dráze a známých jako iota Ori. Naproti tomu AE Aur, která byla původně složkou dvojhvězdy s iota Ori A, a mí Col, původně svázaná s iota Ori B, prchají z místa těsného sblížení opačným směrem rychlostmi 100 km/s. Podle C. Tana též infračervený Becklinův-Neugebauerův objekt, který se nyní od mlhoviny v Orionu vzdaluje rychlostí 40 km/s, se nacházel před pouhými 4 tis. roky v blízkosti nejjasnější složky Trapezu (théta Ori C), což je rovněž těsná dvojhvězda, tvořená velmi hmotnými složkami na výstředné dráze.
K. Belczynski a R. Taam zjistili na základě pozorování rentgenových družic RXTE a Chandra, že se v Galaxii nalézá nová populace ultrakompaktních dvojhvězd s oběžnými dobami 20 -- 80 min, které se vyznačují vydatnou akrecí hmoty na neutronovou hvězdu či hvězdnou černou díru. O. Fors aj. zavedli rutinní pozorování zákrytů hvězd Měsícem v optickém a infračerveném pásmu u 1,5 m reflektoru na observatoři Calar Alto ve Španělsku. Zatím se jim zdařilo změřit úhlové průměry pozdních obrů 30 Psc a V349 Gem 0,007arcsec a 0,005arcsec a objevit tři nové interferometrické dvojhvězdy s úhlovou roztečí složek až 0,0006arcsec. Z pozorování 40 zákrytů vychází pravděpodobnost dvojhvězdnosti polních hvězd na 0,1. R. Olling dospěl na základě statistického zjištění, že četnost podvojnosti hvězd klesá jak se vzdáleností zkoumaného objektu od nás, tak s jeho klesající jasností, k závěru, že jde o výběrové efekty, způsobené omezenými možnostmi současné pozorovací techniky. Prakticky všechny jasné a blízké hvězdy jsou vícenásobné a když k tomu připočteme průvodce v podobě hnědých trpaslíků a planet, dospěl autor k radikálnímu tvrzení, že všechny hvězdy jsou členy vícenásobných soustav, což má i dobrou teoretickou příčinu, totiž potřebu odnést při vzniku hvězdy gravitačním hroucením přebytek momentu hybnosti.
První jasnou novu r. 2004 objevili H. Nišimura, W. Liller a Y. Nakamura v polovině března 2004 v poloze 1819-2835. V maximu dosáhla 8 mag a dostala označení V5114 Sgr. V červenci 2004 přešlo její spektrum do koronální fáze. O měsíc později objevil A. Takao pomalou novu V2574 Oph v poloze 1739-2328, která dosáhla v maximu 10 mag. Počátkem července pak vzplanula další pomalá nova V1186 Sco v poloze 1713-3057, která dosáhla v maximu 10,5 mag a A. Takao objevil počátkem srpna v témže souhvězdí v poloze 1729-3146 velmi rychlou novu V1187 Sco, která dosáhla v maximu dokonce 7,5 mag, ale koncem září už klesla na 15,5 mag a počátkem října vstoupila do koronální fáze. W. Liller objevil koncem října ve Velkém Magellanově mračnu nové vzplanutí rekurentní novy YY Dor, která poprvé vybuchla v r. 1937 v poloze 0556-6855 a nyní dosáhla v maximu až 11 mag. Poslední jasnou novu r. 2004 objevili A. Tago a Y. Sakurai koncem listopadu 2004 v souhvězdí Lodní zádě v poloze 0742-2706. Dostala označení V574 Pup a dosáhla maxima 7,5 mag. Kromě toho objevil Y. Nakamura v polovině června 2004 kataklyzmickou proměnnou IN Her v poloze 1839+2604, která tehdy dosáhla 12 mag, avšak za 2 týdny zeslábla na 16 mag. V archivu Harvardovy observatoře byly pak objeveny předešlé výbuchy v letech 1932, 1934, 1939 a 1941 s maximy 10,5 -- 14 mag. Jde tedy zřejmě o trpasličí novu s akrečním diskem kolem bílého trpaslíka a průvodcem, obíhajícím kolem něho v periodě 1,4 h.
Zejména zásluhou K. Hornocha vzrostl zájem o sledování nov v galaxii M31, v níž se paradoxně ročně objeví více nov než v naší vlastní Galaxii, o Magellanových mračnech ani nemluvě. Statistiky totiž říkají, že ročně se v M31 nalezen kolem 30 nov, z nichž nejjasnější dosahují 17 mag (modul vzdálenosti M31 je 24,5 mag, takže tomu odpovídá absolutní hvězdná velikost těchto nov až -7,5 mag). Podle L. Nelsona aj. by v disku naší Galaxie mělo ročně vzplanout rovněž asi 30 nov, ale z nich se podaří objevit sotva třetinu vinou absorpce světla v hlavní rovině Galaxie. Hmotnost vybuchujících bílých trpaslíků vychází v průměru na 0,9 M☉. Podle S. Williamse a A. Shaftera se podařilo za 8 pozorovacích sezón v letech 1995-2002 nalézt v galaxii M33 v Trojúhelníku celkem 6 nov, z čehož vychází četnost pouze 2,5 novy/r. M. Shara aj. objevili na sérii 30 snímků HST z jara 2001 klasickou novu 23 -- 24 mag v kulové hvězdokupě v obří eliptické galaxii M87 v Panně ve vzdálenosti 16 Mpc od Slunce. Je to historicky teprve druhá nova, objevená v kulové hvězdokupě (první byla nova T Sco, objevená r. 1860 v kulové hvězdokupě M80 v naší Galaxii). Autoři odhadují, že v této obří galaxii vzplane ročně asi 300 nov.
M. Bode aj. připomněli, že u novy Persei 1901 (= GK Per) byl v r. 1916 poprvé pozorován nečekaný fenomén - tzv. světelná ozvěna, která vzniká ozářením okolního mezihvězdného materiálu světlem mohutného výbuchu. Správné vysvětlení jevu nalezl až v r. 1939 francouzský astronom P. Couderc. Ukázal, že odtud lze odvodit vzdálenost novy geometrickou cestou, ale výpočet komplikuje asymetrie v rozložení mezihvězdného materiálu vůči zornému paprsku - poprvé tak astronomové dostali nadsvětelné rychlosti rozpínání, které až mnohem později byly zjištěny u řady kvasarů. Světelnou ozvěnu kolem GK Per se nyní podařilo zobrazit na snímku 2,5 m dalekohledu INT; v současné době dosáhla úhlového průměru 1arcmin.
B. Schaefferovi dohledal v archivu snímků Harvardovy observatoře výbuch rekurentní novy U Sco v březnu 1917. Odtud tedy plyne, že perioda rekurence se pohybuje v rozmezí 8 -- 12 roků, přičemž některé výbuchy nelze ze Země pozorovat pro úhlovou blízkost novy ke Slunci. Autor proto předvídá další výbuch novy na období let 2007-2011. Týž autor prokázal nepřímo, že také rekurentní nova RS Oph měla počátkem r. 1907 vzplanutí právě v době, kdy byla shodou okolností skryta za Sluncem.
K. Long aj. sledovali pomocí HST proces chlazení trpasličí novy WZ Sge (orb. per. 82 min; vzdálenost 43 pc) po posledním obřím vzplanutí v červenci 2001 (předtím nova výrazně vzplanula v r. 1978). Šlo už o čtvrtý pozorovaný obří výbuch, který trval 24 dnů a podobal se svým průběhem třem předcházejícím. Příčinou výbuchu je hoření vodíku vlivem zvýšení tempa akrece z akrečního disku na povrch bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M☉. Toto tempo dosahuje v maximu bezmála 10-9 M☉/r a vedlo k vyzáření bezmála 1033 J zářivé energie při teplotě až 28 kK. Do počátku r. 2003 se však povrch bílého trpaslíka ochladil na 16 kK.
K. Beuermannovi aj. se podařilo husarský kousek, když pomocí pointeru FGS HST změřili trigonometrickou vzdálenost (520 ±50) pc kataklyzmické proměnné V1223 Sgr, která je intermediálním polarem 4U1849-31 s oběžnou dobou 3,4 h a rotační periodou bílého trpaslíka 12,4 min. Zatímco bílý trpaslík má hmotnost 0,9 M☉, jeho průvodce vyplňující Rocheovu mez jen 0,4 M☉. V. Archipovová a N. Ikonnikovová revidovaly parametry symbiotické novy V1329 Cyg, která se nápadně zjasnila o 2 mag v r. 1964. Zjistily, že příčinou tehdejšího zjasnění byl výbuch nestacionárního horkého podtrpaslíka o hmotnosti 0,75 M☉ s absolutní hvězdnou velikostí -0,1 mag, který od té doby až dosud opět zeslábl o 0,4 mag. Trpaslík obíhá kolem červeného obra sp. M5.5 III o hmotnosti 2,2 M☉. Předchozí parametry byly odvozeny z chybného předpokladu, že emisní čáry v symbiotické soustavě odrážejí oběžný pohyb, z čehož vycházela příliš velká hmotnost hlavní složky symbiotické dvojhvězdy.
K témuž typu proměnných náleží také proslulá dvojhvězda AG Peg, která je ve stavu výbuchu už plných 150 let, takže je suverénně nejpomalejší novou v historii. M. Eriksson aj. popsali na základě archivních spekter AG Peg z družice IUE z let 1978 - 1995 změny vzhledu dvojitých emisních čar C IV a N V a ukázali, že se tam překládají hvězdné větry červeného obra o rychlosti 60 km/s a bílého trpaslíka o rychlosti 700 km/s přes únik látky z dvojhvězdy rychlostí 150 km/s.
D. Galloway a J. Sokoloski objevili pomocí archivu družice Chandra u symbiotické dvojhvězdy CH Cyg bipolární rentgenový výtrysk z bílého trpaslíka, jenž je napájen materiálem hvězdného větru z červeného obra. Poloha výtrysků souhlasí s již dříve objevenými radiovými výtrysky, objevenými pomocí antény VLA a optickými výtrysky, zobrazenými HST. Příčinou horkých výtrysků jsou rázové vlny vznikající při nadzvukových srážkách hvězdného větru s materiálem bílého trpaslíka v okolí jeho magnetických pólů.
Další velmi proslulou symbiotickou dvojhvězdu EG And (červený obr M3 III a bílý trpaslík; oběžná doba 483 d; vzdálenost 0,7 kpc) zkoumali K. Kolb aj. pomocí ultrafialových spekter z družic IUE a FUSE. Dostali tak hmotnost červeného obra 1,5 M☉, poloměr 75 R☉, svítivost 950 L☉ a efektivní teplotu 3,7 kK, kdežto bílý trpaslík má parametry: 0,4 M☉; 0,04 R☉; 46 L☉ a 75 kK. Obr ročně ztrácí hvězdným větrem až 10-7 M☉ a bílý trpaslík není obklopen žádným akrečním diskem - sám je zdrojem horké složky spektra dvojhvězdy.
Ačkoliv od náhlého výbuchu podivné proměnné hvězdy V838 Mon počátkem r. 2002 uplynul už delší čas, hvězda je neustále ve středu zájmu astrofyziků pro své obtížně vysvětlitelné chování. R. Tylenda soudí, že je od nás možná až 8 kpc daleko, ale právě velká nejistota v určení její vzdálenosti ztěžuje fyzikální interpretaci pozorování. Autor se domnívá, že hvězda ozařuje mezihvězdné mračno, vůči němuž se náhodně pohybuje, čili že ozařovaný materiál nebyl z hvězdy vyvržen při předešlé aktivitě. S. Desidera aj. však zjistili v daném směru slabou 2,5% polarizaci interstelárního prostředí, zatímco materiál světelné ozvěny jeví komplexní polarizaci až do 45%. Během jediného roku po výbuchu se spektrum hvězdy změnilo z třídy F na G, K a M III, přičemž koncem roku už bylo pozdnější než M10, což je těžko fyzikálně vysvětlitelné.
Na snímku HST z počátku února 2004 se hvězda podle J. van Loona aj. jeví jako veleobr třídy L. Tito autoři nalezli v prachových a plynných slupkách kolem hvězdy doklady o minimálně dvou dřívějších explozích v intervalu posledních 5 mil. roků. Autoři považují za pravděpodobné, že jde o vícenásobnou hvězdu, která kromě vybuchnuvší hvězdy o hmotnosti 1 M☉ obsahuje ještě hmotného trpaslíka třídy B3 V, jenž je patrný na snímku z družice IRAS. Protože podle jejich názoru je hvězda od nás vzdálena minimálně 5,5 kpc, dosáhla v maximu výbuchu svítivosti nad 100 kL☉ a úhrnné vyzářené energie alespoň 1038 J. Šlo tedy patrně o závěrečný tepelný impuls hvězdy na asymptotické větvi obrů v diagramu HR; jinými slovy stali jsme se svědky zrodu planetární mlhoviny.
Také T. Kipper aj. poukázali na nejistou vzdálenost hvězdy se spodní mezí jen 3 kpc, takže absolutní hvězdná velikost ve výbuchu mohla dosáhnout až -9,6 mag (o řád více než u klasických nov), a zároveň na podivné spektrum, v němž je patrný přebytek Li, Ba a La. Výbuch sám nebyl důsledkem překotné termonukleární reakce, protože nebyl doprovázen výronem rentgenového záření a rovněž tak nešlo o pozdní héliový záblesk ve slupce hvězdy, jak se dosud většina autorů domnívá. Když se počátkem října 2004 hvězda znovu vynořila na noční obloze, její infračervená jasnost byla stále velmi vysoká (J = 7,5; K = 5,5 mag) a ve spektru byly vidět absorpční pásy CO a AlO.
Další podobnou záhadu představuje objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž náhle vzplanul již r. 1996 a od té doby slábne a chladne. Podle A. Evanse aj. se objekt od r. 2001 nápadně zjasňuje v submilimetrovém spektrálním oboru a současně pokračuje chladnutí prachové slupky kolem hvězdy, která ročně ztrácí 3.10-5 M☉. Prach však tvoří jen 1/75 hmotnosti plynných slupek, jež rovněž nejspíš vytvářejí planetární mlhovinu. Podle M. Lechnera a S. Kimeswengera je chování objektu Sakurai velmi podobné už staršímu příběhu proměnné V605 Aql, která vzplanula r. 1919 a byla zpočátku považována za novu, ale dnes už víme, že šlo o závěrečný héliový záblesk červeného obra na asymptotické větvi, jenž je od nás vzdálen 3,1 kpc. Pomocí dalekohledu NTT ESO se podařilo v r. 2002 objevit kolem objektu rozpínající se planetární mlhovinu A58 o průměru 0,3 pc, která vznikla asi před 8 tis. lety. "Mateřský" bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 M☉ má svítivost 325 L☉ a povrchovou teplotu 120 kK.
N. Smith a J. Morse zjišťovali chemické složení další pozoruhodné proměnné, opravdové superstar éta Car, která - jak známo - prodělala obrovský výbuch v polovině 19. stol. a od té doby je obklopena produkty výbuchu v podobě mlhoviny Homunculus. Zmínění autoři studovali chemické složení kondenzací vně mlhoviny, které zřejmě pocházejí ze starších výbuchů během posledních tisíců let a zjistili, že nejblíže ke hvězdě je v kondenzacích hodně dusíku a téměř žádný kyslík, zatímco směrem od hvězdy klesá zastoupení N a naopak stoupá výskyt O. Autoři odtud usuzují, že ve hvězdě probíhá termonukleární cyklus CNO a "popel" (N) z této reakce se teprve nedávno dostal na povrchu a je vyvrhován do prostoru rychlostí přes 3200 km/s. P. Whitelocková aj. získali z infračervené fotometrie hvězdy v letech 2000-2004 další dobré důkazy o tom, že také éta Car je dvojhvězda s oběžnou dobou 5,5 roku, ve shodě s názorem řady jiných autorů. R. Naye připomněl, že při výbuchu kolem r. 1850 dosáhla hvězda 1 mag a vyvrhla celkem 5 M☉ hmoty, kdežto nyní činí tato ztráta hmoty pouze 0,001 M☉/r. Sekundární složka soustavy má protáhlou dráhu, takže v periastru silně interaguje s primární velmi hmotnou hvězdou, což bylo dobře patrné zvláště v rentgenovém oboru spektra. Hvězda patří k nejsvítivějším známým hvězdným objektům s maximální jasností řádu 10 ML☉.
Další záhadný hvězdný objekt byl objeven počátkem května 2000 v galaxii NGC 3432 (LMi; vzdálenost 10,5 Mpc). Nejprve byl označen jako supernova 2000ch (V = 17,4 mag), ale brzo se na archivních snímcích z let 1997-2000 ukázalo, že po celou tu dobu se jeho červená jasnost pohybovala kolem 19,5 mag. Spektroskopie prokázala rozpínání plynných obálek rychlostí jen 1550 km/s a absolutní hvězdná velikost ve výbuchu -12,7 mag byla blízká témuž parametru již zmíněné eta Car při výbuchu v 19. stol. (-14 mag). R. Wagner aj proto usoudili, že pozorujeme analogii velmi hmotné a extrémně svítivé hvězdy/dvojhvězdy typu LBV (svítivé modré proměnné hvězdy). Aby snad těch záhad ve hvězdné astronomii nebylo málo, tak se - jak známo - jasná hvězda delta Sco zjasnila v polovině června 2000 z obvyklých 2,3 mag na 1,7 mag a na této úrovni se stále držela i po celý rok 2004, čímž zřetelně pozměnila vzhled souhvězdí Štíra. Příčina tak výrazného a dlouhotrvajícího zjasnění není známa.
P. Kervella aj. dokázali pomocí interferometru VINCI/VLTI změřit úhlové průměry 7 cefeid v naší Galaxii v rozmezí 0,001 -- 0,003arcsec s relativní přesností neuvěřitelných 5% a odtud odvodit nepřímo jejich vzdálenosti v rozmezí 250 -- 603 pc; chyba těchto měření je však větší než 30%. Titíž autoři odtud odvodili přesnější kalibraci vztahů perioda-poloměr a perioda-svítivost, potřebných pro určování vzdáleností galaxií a uvádějí, že metoda má dobrý potenciál do budoucnosti, protože v dosahu VLTI je asi 30 cefeid. S. Engle aj. shrnuli historické údaje o nejbližší cefeidě, kterou je známá Polárka s periodou téměř přesně 4 d. Ještě před sto lety kolísala v této periodě její jasnost o plných 15%, kdežto do r. 1995 se amplituda světelných změn snížila na 2%. Od té doby však opět pomalu roste. Současně se zmíněná perioda světelné křivky prodlužuje tempem 8 s/r. V porovnání s dobou kolem počátku křesťanského letopočtu se však průměrná jasnost Polárky zvýšila o plnou 1 mag; během minulého století se zvýšila o 0,17 mag. V r. 2004 bylo obnoveno monitorování jasnosti Polárky družicí WIRE, jejíž fotometr pracuje s přesností ±0,1 milimag. Podle měření z družice HIPPARCOS je Polárka od nás vzdálena 130 pc a na rozdíl od většiny ostatních cefeid pulsuje v 1. harmonické složce základní pulzní periody, protože se nalézá teprve ve vývojové fázi přechodu od horké modré hvězdy hlavní posloupnosti do stádia červeného veleobra, zatímco většina ostatních cefeid se už z tohoto stádia vrací zpět.
N. Vogt aj. se zabývali otázkou, zda některé hvězdy považované za fotometrické standardy nejsou ve skutečnosti proměnné s velmi dlouhou periodou. Zkusili náhodně vybrat 216 polních hvězd v archivu snímků hvězdárny v Sonnebergu za léta 1961-95 v oblasti souhvězdí Vozky, Býka a Orionu v rozmezí jasností B 7,8 -- 12,2 mag, přičemž přesnost fotometrie dosahovala ±0,1 mag. Zjistili, že z tohoto souboru má 17 hvězd světelné změny nad 0,1 mag během 2,75 -- 22 roků; asi polovina z nich může mít ještě delší periody proměnnosti. Odhadli též, že v archivu ze Sonnebergu je dosud na 45 tis. neobjevených proměnných, což může po odhalení jejich fotometrických parametrů významně ovlivnit naše představy o stavbě nitra a vývoji hvězd. E. Waagen aj. referovali o převedení obsáhlé databáze proměnných hvězd AAVSO do digitální podoby díky grantu NASA. V letech 1911 - 2001 shromáždilo na 6 tis. astronomů-amatérů celkem 9,5 mil. pozorování jasnosti proměnných hvězd a tyto údaje jsou nyní volně přístupné na řadě webových stránek, což je doslova astronomický poklad.
C. OarcminDell (astronom, který byl prvním šéfem projektu obřího kosmického teleskopu NASA v letech 1972-82) aj. odvodili ze záběrů nejbližší (210 pc) planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix, NGC 7293, Aqr), pořízených HST a 4 m teleskopem CTIO rozměry soustředných prstencových struktur kolem centrální hvězdy. Vnitřní poloměr vnitřního prstenu činí 0,5 pc a jeho šířka 0,25 pc. Vnější prsten má střední poloměr 1,8 pc. Vznikly při epizodách překotné ztráty hmoty centrální hvězdy před 6,6 a 12,1 tis. roky. R. Corradi aj. využili snímků osmi planetárních mlhovin, pořízených HST, k rozpoznání mnoha dalších soustředných prstenců kolem centrálních hvězd, jejichž původ je dosud velkou záhadou. Nejspíš však dokazují epizodické ztráty hmoty mateřské hvězdy - červeného obra na konci asymptotické větve v diagramu HR dříve, než se zhroutí na bílého trpaslíka. Tak např. u planetární mlhoviny NGC 6543 v Draku, zvané "Kočičí oko", zjistili, že její vnitřní plynné obálky se počaly rozpínat již před 1300 lety. U planetární mlhoviny IC 4677 má vnitřek "oka" průměr 0,2 pc, zatímco soustředné vnější obálky až 3,4 pc. Odtud vychází interval mezi epizodami překotných ztrát hmoty 1500 let.
J. Birrielová ukázala, že pouze 1/10 planetárních mlhovin je kulově souměrných; všechny ostatní tedy pravděpodobně vznikají v součinnosti s druhou složkou těsné dvojhvězdy - dalších 11% mlhovin vykazuje alespoň osovou (bipolární) souměrnost, ale většina je amorfních, protože se tam vyskytují i akreční disky a výtrysky z jedné či obou složek. O. de Marcová aj. dokonce tvrdí, že osamělá hvězda nedokáže planetární mlhovinu vůbec vytvořit, tj. že existence průvodce bílého trpaslíka je nutnou podmínkou pro vznik planetární mlhoviny. Autoři totiž sledovali polohy 11 centrálních hvězd planetárních mlhovin a v 10 případech zjistili, že centrální hvězda obíhá kolem společného těžiště s (neviditelným) průvodcem, s nímž tvoří těsnou (jednočarovou) spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou dobou od několika hodin až po několik měsíců. Velkým problémem při fyzikální interpretaci planetárních mlhovin je dle J. Phillipse problematické určování jejich vzdáleností - nejistoty pro danou mlhovinu dosahují poměru až 1:2,7 !
T. Marsh aj. zkoumali binární bílé trpaslíky V407 Vul (oběžná doba 9,5 min), ES Cet (10,3 min) a RX J0806.3+1527 (5,3 min!). Z obecné teorie relativity vyplývá, že soustavy ztrácejí oběžnou energii vinou vyzařování gravitačních vln, což nakonec povede ke splynutí složek v intervalech řádu 100 mil. roků. Pro soustavu V407 Vul naměřili T. Strohmayer aj. po desetiletém sledování zrychlování oběžné periody řádu 10-17 Hz/s. Pokud je součet hmotností obou složek vyšší než Chandrasekharova mez, teorie předvídá, že při splynutí soustava vybuchne jako supernova třídy Ia a tím se zcela zničí. Pokud však součet hmotností složek nedosahuje Chandrasekharovy meze, vzniknou dle autorů polodotykové soustavy třídy AM CVn. Podle současných odhadů je v Galaxii v současnosti asi 200 mil. binárních bílých trpaslíků.
V. Makarov zjistil z vlnovky vlastního pohybu nejbližšího (4,4 pc) bílého trpaslíka van Maanen 2, že degenerovaná hvězda o hmotnosti 0,8 M☉ má průvodce v podobě hnědého trpaslíka s hmotností <0,08 M☉, obíhajícího kolem společného těžiště v periodě 1,6 roku a ve střední vzdálenosti 18 mil. km. R. Scholz aj. však objevili pomocí přehlídek 2MASS a DENIS chladného bílého trpaslíka J1549-3544 (Lup), který je navíc osamělý a patrně ještě bližší (= cca. 4 pc) než van Maanen 2. P. Dobbie aj. našli v otevřené hvězdokupě Praesepe v Raku další dva bílé trpaslíky o hmotnostech 0,9 M☉. Odhadli jejich stáří na 280, resp. 500 mil. roků a usoudili, že předchůdci obou trpaslíků byly hvězdy hlavní posloupnosti s hmotnostmi >2,5 M☉. C. Brinkworth aj. usoudili z periodických změn jasnosti magnetického (B = 1,3 T) bílého trpaslíka GD 356, že se na povrchu trpaslíka nachází skvrna, která sdílí rotaci bílého trpaslíka v periodě 115 min. V současné době je známo už 120 magnetických (indukce 1T - 100 kT) bílých trpaslíků, u nichž se dá dobře měřit rotační perioda na témže principu - nejkratší je pouze 12 min.
A. Mukadam aj. shrnuli měření krátkoperiodických oscilací jasnosti bílého trpaslíka ZZ Ceti (14 mag; 0,5 M☉) za posledních 31 roků a zjistili, že jeden z módů oscilací s periodou 213 s se za uvedenou dobu zpomalil v relativní míře jen o 2,5.10-8 při amplitudě změn 1%. Oscilující bílí trpaslíci se tak mohou stát dlouhodobými frekvenčními normály s přesností stokrát lepší než je krátkodobá stálost křemenných oscilátorů.
Soustavným měřením oscilací (asteroseismologií) lze, jak známo, zkoumat i nitro hmotnějších bílých trpaslíků, což se podařilo T. Metcalfeovi aj. pro bílého trpaslíka BT Cen (BPM 37093) o hmotnosti 1,1 M☉, jenž vykazuje oscilace s frekvencemi 1,5 -- 2,0 mHz (periody 11 -- 8 min). Trpaslík, který má dosud vodíkovou atmosféru, se skládá z tuhého (krystalického) jádra a tekutého pláště, jehož vrstvy dosud pulzují. Měření tak prokázala, že krystalické jádro, jehož mříž je tvořena atomy C a O, představuje 90% celkové hmotnosti bílého trpaslíka, ve shodě s předpovědí, kterou již v r. 1960 vyslovili A. Abrikosov, D. Kirzhnitz a E. Salpeter: jádra dostatečně hmotných bílých trpaslíků jsou patrně největší a současně pekelně žhavé diamanty ve vesmíru při teplotách až 8 kK.
E. Gatesová aj. nalezli v katalogu SDSS dosud nejchladnějšího (<4 kK!) a tudíž zajisté velmi starého bílého trpaslíka. J. Madej aj. využili téhož katalogu ke studiu rozložení fyzikálních parametrů 1175 bílých trpaslíků s efektivními teplotami >12 kK. Zjistili tak, rozložení hmotností bílých trpaslíků nezávisí na chemickém složení (zastoupení O a C), a že střední hmotnost bílých trpaslíků v souboru činí 0,56 M☉. Rozložení hmotností je nesouměrné - prudce klesá směrem k nižším hmotnostem, zatímco pokles četnosti k vyšším hmotnostem až po Chandraskharovu mez je povlovný. M. Nalezyty a J. Madej uveřejnili pak katalog 112 bílých trpaslíků s hmotností > 0,8 M☉. Čtyři nejhmotnější (>1,3 M☉) bílí trpaslíci jsou vesměs magnetičtí, ale nemagnetičtí bílí trpaslíci vytvářejí na křivce rozložení hmotností podružné maximum pro hmotnost 1,04 M☉. Osamělí bílí trpaslíci mají hlavní maximum četnosti hmotností pro hodnotu 0,60 M☉, což je v mezích přesnosti měření prakticky totožné s již citovanou hodnotou pro všechny bílé trpaslíky.
P. Ruizová-Lapuenteová shrnula historické údaje o Tychonově supernově v Kasiopeji z r. 1572. Poslední doložené negativní pozorování pochází z 2. listopadu 1572;, první zprávy o jejím vzplanutí jsou však už ze 6. listopadu, ale sám Tycho Brahe ji poprvé spatřil až 11. listopadu, kdy její jasnost odhadl na -3 mag a 17. listopadu na -4 mag. Největšího jasu dosáhla kolem 21. listopadu. Počátkem ledna 1573 byla stále ještě -1 mag. Její barevný index B-V se dá odhadnout na +0,8 mag, ale počátkem ledna krátce stoupnul až na +1,5 mag, aby se však opět brzo vrátil k původní hodnotě. Všechno tedy nasvědčuje tomu, že šlo o supernovu třídy Ia, která vzplanula ve vzdálenosti 2,8 kpc od nás asi 70 pc od hlavní roviny Galaxie a dosáhla v maximu vizuální absolutní hvězdné velikosti -19,2 mag. Tatáž autorka jako vedoucí kolektivu objevila na snímcích HST a WHT hvězdu sp. třídy G1 V, která se pohybuje třikrát rychleji, než je běžné pro hvězdy v tomto směru a vzdálenosti od nás. Odtud usoudili, že by mohlo jít o průvodce bílého trpaslíka, který vzplanul jako supernova a tím uvolnil gravitační vazbu s hvězdou, jež se v té chvíli "utrhla z gravitačního řetězu" a brázdí nyní kosmický prostor relativní rychlostí 108 km/s.
V říjnu 2004 jsme si připomněli 400. výročí vzplanutí poslední očima viditelné supernovy v naší Galaxii - jde o známou Keplerovu supernovu v Hadonoši, kterou fakticky objevil Keplerův pražský kolega, císařský meteoroscopus Jan Brunovský ve večerních hodinách 10. října a následující ráno o tom zpravil Jana Keplera, jak o tom píše ve své knize o Keplerovi český historik astronomie Z. Horský. Pro nepříznivé počasí však musel Kepler čekat až do 16. října, kdy supernovu s Brunovským a svým tehdejším pomocníkem Schulerem pozorovali všichni společně.
Marně pátrám v paměti, kdy byla na našem území sledována nějaká supernova spektroskopicky, ale téměř to vypadá, že až mezi 3. srpnem a 1. zářím 2004, kdy D. Korčáková aj. sledovali na observatoři v Ondřejově spektrálně supernovu 2004dj, kterou objevil K. Itagi 31. července 2004 v galaxii NGC 2403 (Cam) ve vzdálenosti 3,3 Mpc jako objekt 11,2 mag. Jde tedy patrně o nejvzdálenější objekt ve vesmíru, jehož spektrum pořídil ondřejovský 2 m reflektor v době, kdy supernova zeslábla na 11,8 mag. Ve spektru supernovy patrně II. třídy byly nalezeny Balmerovy čáry vodíku s profily P Cyg, které dávají rychlost rozpínání plynných obalů 6700 km/s. Souběžně odhalila anténní soustava VLA radiové záření supernovy v pásmu 8,5 GHz a počátkem září objevily aparatury MERLIN a GMRT její záření také v pásmu 5 GHz a dokonce 1,4 GHz. V polovině srpna zaznamenala družice Chandra rentgenové záření supernovy s výkonem 1,5.1031 W a teplotě 70 MK a snímek HST ukázal, že supernova vybuchla v kompaktní hvězdokupě Sandage 96. Jasnost supernovy poklesla do poloviny října na 13 mag.
Když v březnu 1993 vzplanula nejjasnější supernova severní polokoule od r. 1954 ve známé blízké (3,7 Mpc) galaxii M81 (UMa) s označením 1993J, zdálo se, že jde o další potvrzení předpokladu o tom, že jako supernovy II. třídy vybuchují červení veleobři. Následný spektrální vývoj supernovy, pozorovaný zejména obřím Keckovým teleskopem jakož i HST, však přinesl řadu záhad. Ve spektru se totiž těsně po výbuchu vyskytovaly čáry vodíku, což je typické pro supernovy II. třídy, tj. pro hmotné hvězdy hroutící se vlastní gravitací (kolapsary). Vodíkové čáry však záhy zmizely a místo nich se objevily silné čáry hélia, což je naopak typické pro supernovy třídy Ib.
Tato zvláštnost se dá podle J. Maunda aj. nejlépe vysvětlit tím, že ve skutečnosti šlo o supernovu v těsné dvojhvězdě třídy IIb, která započala s téměř rovnými hmotnostmi složek 15 a 14 M☉ v oběžné periodě 6 roků a mezi nimiž došlo k intenzívnímu přenosu vodíku ve chvíli, kdy se hmotnější složka rozepnula na Rocheovu mez a vodík začal rychlým tempem až 0,02 M☉/r odtékat na méně hmotnou složku. Následkem toho nakonec primární složka ztratila kontakt s Rocheovou mezí a zmenšila se na heliovou hvězdu o hmotnosti 5,4 M☉, zatímco sekundár nabobtnal na 22 M☉ a oběžná perioda se prodloužila na 25 let. Když vlivem pokračujících termonukleárních reakcí zbylo v původní primární složce už jen 0,3 M☉ hélia, jádro hvězdy se zhroutilo gravitací a vybuchlo jako supernova II. třídy. Výbuch zasáhl také na vodík bohatou sekundární složku sp. třídy B2 Ia a tím se dají beze zbytku vysvětlit pozorované anomálie. Zatím není jasné, zda dvojhvězda jako taková výbuch přežila, anebo zda původní sekundár pozůstatek po supernově neopouští po tečně rychlostí asi 6 km/s.
Výsledky Maundovy studie podpořila také práce E. Ramirezové-Ruizové a A. Serenelliho, kteří se domnívají, že kolapsar skončil spíše jako neutronová hvězda než černá díra, ale odpovídající pulsar se nepodařilo nalézt, protože neutronová hvězda měla buď příliš slabé (< 10 MT), nebo příliš silné magnetické pole - v tom případě se její rotace rychle zbrzdila. P. Chandra aj. pozorovali pozdní nízkofrekvenční radiové záření supernovy v pásmech 243 -- 1420 MHz aparaturami GMRT a VLA až v intervalu 7,5 -- 10 let po vlastní explozi. Vysvětlují to tím, že teprve po tak dlouhé době se ve zmíněných pásmech plynné obaly dostatečně opticky ztenčily a staly se pro rádiové vlny průhledné.
G. Bisnovatyj-Kogan a A. Tutukov nalezli zajímavý mechanismus výbuchu supernov tříd Ib a Ic, spočívající v tom, že po výbuchu supernovy v těsné dvojhvězdě bude mít čerstvě vzniklá neutronová hvězda vysokou rotační rychlost, pokud původní dvojhvězda měla oběžnou dobu kratší než cca 12 h. Při dostatečně silném magnetickém poli neutronové hvězdy řádu až 1 GT lze pak rozpínající se obálce kolem zhroucené hvězdy předat během jediné hodiny až 1044 J energie, což vede k zesílenému magneticko-rotačnímu výbuchu supernovy Ib nebo Ic. Neutronová hvězda se tím přirozeně zpomalí na rotační periody delší než 10 ms. G. Gilmore se domnívá, že předchůdci supernov Ib i Ic jsou velmi hmotné hvězdy nad 30 M☉.
D. Pooley ukázal, že díky rentgenovým družicím Chandra a Newton vzrostl počet supernov třídy Ic, jejichž prototypem se stala supernova 1998bw a které patrně souvisejí s dlouhými zábleskovými zdroji záření gama, na půl tuctu. K. Krisciunas aj. využili nových měření jasností supernov třídy Ia v blízkém infračerveném oboru spektra ke zlepšení znalosti jejích absolutních hvězdných velikostí v tomto oboru a ukázali, že střední absolutní hvězdná velikost v pásmech JHK činí (-18,5 ±0,2), což potvrzuje jejich význam jako tzv. standardních kosmologických svíček. B. Barris a J. Tonry tvrdí, že i tehdy, když červený posuv neznáme, lze určit vzdálenost supernov Ia od nás, a to na základě průběhu světelné křivky po maximu, protože i zde je ukryta informace o zářivém výkonu supernovy v době maxima. Empirický vztah si vyzkoušeli na blízkých 60 supernovách, jejichž z přirozeně znali - obě metody daly statisticky tytéž výsledky pro vzdálenost supernov a tudíž i mateřských galaxií od nás. E. Baron aj. ukázali na příkladu supernovy 1999em, která patří ke vzácné třídě IIp, že supernovy této třídy se v budoucnu mohou používat pro kalibraci kosmologických vzdáleností mateřských galaxií, protože jsou v principu pozorovatelné až do z = cca. 6!
Podle B. Barrise aj. překročil do konce r. 2003 počet pozorovaných supernov třídy Ia s kosmologickým posuvem z > 0,7 patnáctku a díky novým pozorovacím programům s meznou hvězdnou velikostí = cca. 26 mag jich dále utěšeně přibývá. T. Dahlen aj. uvedli, že kamera ACS HST dokáže zaznamenat supernovy třídy Ia až do z = cca. 1,6 a třídy II do z = cca. 0,7. V rámci programu GOODS tak objevili už 25 SN Ia a 17 SN II. V minulosti vesmíru byly výbuchy supernov četnější; pro SN Ia jich bylo 4krát více než dnes pro z = cca. 1,0, ale v ještě vzdálenější minulosti vesmíru jejich četnost opět klesá. L. Strolger aj. našli celkem 42 supernov Ia v polích HDF-N a -S. CDF a GOODS na úhrnné ploše 300 čtv. obl. minut do mezné magnitudy I = 26. Průměrný odstup mezi vznikem předchůdce o hmotnosti 3 -- 8 M☉ a výbuchem bílého trpaslíka v podobě SN Ia činí 2 -- 4 mld. roků, na rozdíl od SN II, které vybuchují nejpozději 100 mil. let po svém vzniku.
Kuriozitou je ovšem falešný objev supernovy 2003lr v galaxii UGC 2904 v poloze 0357+1630 v Býku, ohlášený 12. ledna 2004, který byl vyvrácen až 15. února 2004. K omylu došlo opravdu neuvěřitelnou shodou okolností, když do téže pozice vůči galaxii se ve dnech 28. prosince 2003, 10. ledna 2004 a 13. února 2004 postupně dostaly tři různé planetky č. 42805, 42671 a 23017! Omyl prozradilo až spektrum objektu z února, které místo čar typických pro supernovy ukázalo spektrum sluneční...
Přechodnou fázi mezi vlastním výbuchem a vznikem pozůstatku pro supernově prodělává unikátní supernova XX. století - slavná 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, která byla v té době vidět na jižní polokouli očima. Její plynulé sledování všemi prostředky soudobé astronomie přináší proto neustále nenahraditelné poznatky. P. Bouchet aj. využili pozorování ve středním infračerveném pásmu v létě r. 2003 k určení hmotnosti prachu v rozpínajícím se prstenu na 8.10-5 M☉. Tento prsten byl vyvržen asi 20 tis. roků před výbuchem supernovy a je postupně předháněn cáry z vlastní exploze. Při ekvivalentní teplotě 180 K vydává prach ve vnitřní části prstenu zářivý výkon bezmála 1029 W a všechny novější prachové cáry ještě dvakrát více.
Jak uvedli S. Park aj., od října 1999 je SN 1987A sledována spektrografem ACIS družice Chandra. Za 30 měsíců monitorování se zvedlo rentgenové záření pozůstatku supernovy v pásmu 0,5 -- 2 keV na trojnásobek a na této hladině od té doby setrvává. Teplota rázové vlny dosahuje 24 MK a rentgenový prsten se rozšiřuje stálou rychlostí 4,2 tis. km/s. Přímé snímky poukazují na přibývající jasné rentgenové skvrny zejména na severozápadě a jihozápadě od centra výbuchu. Autoři očekávají, že rentgenový tok vzroste postupně řádově tisíckrát (!), takže vskutku jsme svědky zrodu pozůstatku supernovy v přímém přenosu, byť je tento přenos zpožděn o 160 tis. roků. S kuriózním objasněním příčiny výbuchu SN 1987A přišel J. Middleditch - údajně nemuselo jít o zhroucení hmotné hvězdy, ale o splynutí dvou bílých trpaslíků ve dvojhvězdě, což by prý umožnilo objasnit i obří energie zábleskových zdrojů záření gama bez potřeby zavádět hypernovy. Podle J. Nicholse a J. Slavina je rychlost rozpínání rázové vlny v pozůstatku SNR Vela (vzdálenost 250 pc; průměr 7,3°!) podstatně nižší než u SN 1987A - pouhých 165 km/s; zřejmě se od exploze před minimálně 12 tis. lety již podstatně zbrzdila.
Družice Chandra pořídila souhrnnou expozicí 11,5 d (!) dosud nejkvalitnější rentgenový snímek pozůstatku po supernově Cas A, která vybuchla ve vzdálenosti asi 3,4 kpc někdy v rozmezí let 1660-1680 (nebyla totiž nikým zaznamenána, ačkoliv v radiovém oboru je dodnes nejjasnějším neslunečním objektem na nebi). Jak uvedli U. Hwang aj., rentgenový pozůstatek má průměr 3 pc a uprostřed něho je patrná tichá neutronová hvězda. Poprvé se podařilo určit odděleně chemické složení jednotlivých zhustků v mlhovině, rozpínající se rychlostí 10 tis. km/s. Na rentgenovém snímku jsou dále patrné bipolární výtrysky v čáře Si. Neutronová hvězda se vzdaluje rychlostí 330 km/s od centra mlhoviny kolmo na směr bipolárních výtrysků. O. Krause aj. zjistili pomocí kosmického infračerveného teleskopu SST v pásmu 160 µm, že ve směru ke Cas A se nachází obří molekulové mračno OH, které bezpečně zastínilo optický výbuch supernovy, protože na zorném paprsku se nachází asi 14 M☉ mraženého prachu o teplotě 14 K a 1700 M☉ chladného plynu.
M. Bietenholz aj. objevili kompaktní rádiový zdroj uprostřed rádiového pozůstatku po jedné z nejjasnějších rádiových supernov 1986J v galaxii NGC 891 (vzdálenost 10 Mpc), která se vzhledem i metalicitou velmi podobá naší Galaxii. Brzy po objevu se však ukázalo, že supernova musela vybuchnout už počátkem r. 1983 a patří ke třídě II, jenže z neznámého důvodu si jí tehdy nikdo nevšiml. Od r. 1986 je ovšem nepřetržitě sledována aparaturou VLA i VLBA. V letech 1996-98 se vzhled radiového spektra změnil v tom smyslu, že k soustředným plynným obálkám, rozpínajícím se rychlostmi do 1700 km/s, se na frekvenci 5 GHz přidala horká skvrna, poněkud odsunutá k východu od centra obálek. Na vyšších frekvencích je skvrna vidět čím dál lépe, zatímco na 15,4 GHz už nejsou patrné obálky. Autoři se domnívají, že rádiová skvrna o průměru <8 kAU je dokladem akrece buď na centrální černou díru, anebo na velmi mladou neutronovou hvězdu, neboť předchůdcem supernovy byl veleobr s hmotností přes 20 M☉. Rádiový tok horké skvrny 3,7 mJy v červnu 2003 představuje totiž 200krát vyšší výkon, než kolik vykazuje proslulý rádiový pulsar v Krabí mlhovině, jenž je ovšem více než 40krát starší.
C. Fryer a M. Warren uveřejnili první trojrozměrný model průběhu výbuchu rotující hmotné hvězdy jako supernovy třídy II. Zjistili tak, že výbuchem se uvolní až 1046 J energie, což zřejmě postačí pro vysvětlení energie dlouhých zábleskových zdrojů záření gama. G. Brown a C. Lee modelovali vývoj velmi hmotné dvojhvězdy s přenosem hmoty mezi složkami typu C, tj. s případem, kdy se kolem dvojhvězdy vytvoří společná plynná obálka. Je-li jedna složka dvojhvězdy tak hmotná, že vzniklé železné jádro hvězdy se může při výbuchu supernovy zhroutit na černou díru, pak k tomu určitě dojde, pokud hvězda asi 1000 roků před kolapsem bude mít poloměr asi 1000 R☉. Autoři se domnívají, že varianty jejich modelu dokáží objasnit existenci většiny těsných dvojhvězd, kde jednou kompaktní složkou je hvězdná černá díra.
A. Fedorovová aj. posuzovali případ, kdy v polodotykové těsné dvojhvězdě získává bílý trpaslík přenosem hmoty tolik vodíku, až jeho hmotnost dosáhne Chandrasekharovy meze (cca 1,4 M☉). A. Oliveira a J. Steiner uvedli příklad bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M☉ ve dvojhvězdě WX Cen s oběžnou periodou 0,4 d, vzdálené od nás bezpečných 2,8 kpc. Podle silných emisí H I, He II, C IV, N V a O V autoři usuzují na tak rychlé tempo akrece, že bílý trpaslík vybuchne jako supernova Ia už za 5 mil. let! Podobným problémem se zabývali také Z. Han a P. Podsiadlowski, kteří tvrdí, že bílému trpaslíkovi stačí minimální hmotnost 0,67 M☉, aby se přenosem hmoty od druhé složky dvojhvězdy dotáhl nakonec na Chandrasekharovu mez. D. Kasen aj. upozornili, že při vlastním výbuchu supernovy sekundární složka dvojhvězdy "zaclání" ve vrcholovém úhlu až 40° a to znamená, že v rozšiřujících se produktech výbuchu zeje "díra". Něco takového bylo vidět u supernovy 1991T a možná i v některých dalších pozorovaných případech.
Problém všech těchto vtipných scénářů spočívá v tom, že v Galaxii je o řád méně vhodných dvojhvězd, než kolik supernov Ia ve skutečnosti vybuchuje (1 SN Ia/500 let). G. Blanc aj. totiž odvodili na základě statistiky četnosti supernov pro z = cca. 0,1 za léta 1999-2000, že v galaxii o svítivosti 10 GL☉ připadá za tisíciletí v průměru 1,25 výbuchu supernov Ia. Proto přichází jako za zavolanou návrh J. Wilsona a G. Mathewse. že stačí, aby osamělý bílý trpaslík typu CO procházel v malé vzdálenosti od hvězdné černé díry o hmotnosti 10 -- 20 M☉, což se může stát v husté kulové hvězdokupě, ale hodí se i černá veledíra v centru Galaxie. V tom případě začne na bílém trpaslíku probíhat tzv. pyknonukleární reakce (přeměna prvků při relativně nízké teplotě, ale vysoké hustotě plynu), která skončí překotnou termonukleární reakcí a tudíž explozí supernovy Ia.
Dátum poslednej zmeny: 27. júla 2006