Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 04. augusta 2005
Výzkum exoplanet se stal během jediné dekády od prvních důkazů, že tato tělesa opravdu existují, patrně nejdynamičtější součástí hvězdné astronomie, a to především díky neustále se zlepšujícím metodám vyhledávání. Počátkem r. 2003 překročil počet objevených exoplanet magickou hranici 100 v 87 různých soustavách. Podle D. Fischerové aj. dosáhl počet soustav s více než jednou exoplanetou rovněž magického čísla 10. Minimální hmotnosti exoplanet, obíhajících hvězdy hlavní posloupnosti, se pohybují v rozmezí 0,1 -- 15 Mj a jejich oběžné doby v rozmezí 3,0 -- 5360 d (15 let).
Vůbec první exoplanety objevili ovšem A. Wolszczan a D. Frail již v r. 1992, ale zcela nečekaně je jejich mateřskou hvězdou milisekundový pulsar PSR 1257+12 (Vir), tj. kompaktní neutronová hvězda. To znamená, že původní hmotná dvojhvězda prodělala nejprve výbuch supernovy, a exoplanety se utvořily z cirkumstelárního disku až po tomto gigantickém výbuchu. M. Konacki a A. Wolszczan v měřeních kolísání impulsní periody pulsaru stále pokračují, takže v současné době mají dobré údaje o třech exoplanetách: nejblíže k neutronové hvězdě obíhá exoplaneta A ve vzdálenosti 0,19 AU, oběžné době 25 d a hmotnosti jen 0,02 Mz; další exoplaneta B je vzdálena 0,36 AU, obíhá za 66,5 d a její hmotnost činí 4,3 Mz, kdežto nejvzdálenější exoplaneta C má vzdálenost 0,46 AU, oběžnou dobu 98,2 d a hmotnost 3,9 Mz. Exoplanety B a C vykazují dráhovou rezonanci 3:2, což naznačuje dlouhodobou stabilitu soustavy. Kromě toho se v soustavě pravděpodobně vyskytuje ještě jedna mimořádně hmotná (100 Mz ?) a vzdálená (40 AU ?) exoplaneta s oběžnou dobou kolem 170 let.
Nyní však S. Sigurdsson aj. objevili exoplanetu u binárního pulsaru B1620-26 (Sco) v kulové hvězdokupě M4 (NGC 6121), vzdálené od nás 2,2 kpc. Kolísání 11 ms impulsní periody pulsaru - neutronové hvězdy o hmotnosti 1,35 M☉ - nejprve prozradilo výskyt průvodce, bílého trpaslíka o hmotnosti 0,34 M☉ s oběžnou dobou 191 d. Ten byl posléze zobrazen pomocí HST; odtud vyplynulo jeho stáří 480 mil. roků. Kulová hvězdokupa je však stará 13 mld. roků. Prodloužená série měření variací impulsní periody prokázala výskyt třetího tělesa v soustavě, které je od zmíněného dvojhvězdy vzdáleno 23 AU a jehož hmotnost minimálně 2,5 Mj je řadí mezi obří exoplanety. To nikdo nečekal, protože před 13 mld. let bylo zastoupení těžkých prvků ve vesmíru zhruba dvacetkrát nižší než dnes, a tak je záhada, odkud se tehdy vzalo kamenné jádro budoucí exoplanety, jež by dle dosavadních představ mělo být tvořeno těžkými prvky. Podobně nejasné je, jak se mohla dát dohromady neutronová hvězda s podstatně mladším bílým trpaslíkem.
R. Butler aj. využili mimořádně přesného spektrografu u obřího Keckova teleskopu k objevu exoplanet s dlouhými oběžnými dobami od 1,1 do 6,0 roků a s čím dál tím nižšími minimálními hmotnostmi. Speciálně průvodce hvězdy HD 49674 má alespoň 0,12 Mj a trpaslík HD 128311 (sp. dKO) má průvodce na mírně výstředné dráze s poloosou 1 AU. B. Sato aj. nalezli první exoplanetu u obří hvězdy HD 104985 (G9 III; 102 pc; 11 R☉; 59 L☉; 4,8 kK; 1,6 M☉). Exoplaneta o minimální hmotnosti 6 Mj obíhá v periodě 198 d ve vzdálenosti 0,8 AU od hvězdy.
Dosud nejúspěšnější metoda vyhledávání exoplanet pomocí periodických výkyvů radiální rychlosti mateřské hvězdy dostává pozvolna významnou konkurenci v podobě fotometrie přechodů exoplanet přes disk mateřské hvězdy (analogie přechodů Merkuru a Venuše přes sluneční disk). Vysoká přesnost fotometrie pomocí kamer CCD totiž umožňuje, aby se do pozorování přechodů exoplanet zapojili i astronomové-amatéři s dalekohledy o průměru objektivu kolem 75 mm (viz adresa: transitsearch.org). Světelné křivky takto získané poskytují více informací o exoplanetě, než kolik jich získáme metodou radiálních rychlostí zejména proto, že odtud lze určit sklon oběžné roviny exoplanety vůči zornému paprsku, což pak umožňuje určit hmotnost, rozměr i hustotu exoplanety.
Ideální je ovšem spojení spektroskopické a fotometrické metody, jak ukázal výzkum prototypu - hvězdy HD 209458 (V376 Peg; 7,7 mag; sp. G0 V; 1,05 M☉; 50 pc) pomocí STIS HST. A. Vidal-Madjar aj. objevili při 3 h přechodu exoplanety neoficiálně pojmenované Osiris (0,7 Mj; 1,35 Rj; hustota 0,35 vody; i = 87°; 7 mil. km od hvězdy; téměř kruhová dráha s oběžnou dobou 3,5 d) přes disk mateřské hvězdy známky husté a rozsáhlé atmosféry v čáře Na I a dále čáry atomárního vodíku za hranici Rocheova laloku (3,6 Rj), což svědčí o trvalém úniku vodíkové atmosféry tempem 10 kt/s.
M. Konacki aj. využili bohatého pozorovacího materiálu měření jasností milionů hvězd v programu OGLE (hledání gravitačních mikročoček) k vyhledávání poklesů jasností hvězd vyvolaných takových přechody (transity) exoplanet. Z původních 59 kandidátů zbylo po kritické revizi 39 nadějných případů. Mezi nimi vyniká úkaz OGLE-TR-56, kdy hvězda 16,6 mag ve vzdálenosti 1,5 kpc od nás o hmotnosti 1 M☉ má exoplanetu o hmotnosti 0,9 Mj, poloměru 1,3 Mj a střední hustotě 0,5 hustoty vody, která obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti 3,5 mil. km v oběžné době 1,2 d. Exoplaneta je díky tomu na povrchu zahřáta na teplotu 1900 K, což také způsobuje zřetelné rozepnutí její horké atmosféry, která navíc silně podléhá slapovým silám. Jak uvádějí A. Udalski aj., lze pomocí aparatur typu OGLE odhalovat touto metodou exoplanety až do vzdálenosti 2,5 kpc od Slunce - v kouli o tomto poloměru lze postupně proměřit kolísání jasnosti pro 100 mil. hvězd.
R. Dvorak aj. se zabývali stabilitou drah exoplanet v soustavách těsných dvojhvězd. Do konce r. 2002 bylo objeveno celkem pět exoplanet ve dvojhvězdách, přičemž jejich oběžné doby se pohybují v širokém rozmezí od 3,3 d po 7,6 r a výstřednosti od 0 do 0,7. Navzdory těmto výkyvům se dráhy exoplanet ve dvojhvězdách těší nečekané stabilitě po dobu přinejmenším 100 mil. roků. Autoři zvlášť podrobně zkoumali stabilitu dvojhvězdy gama Cep (HD 222404), skládající se z hvězd o hmotnostech 1,6 a 0,4 M☉, které kolem sebe obíhají v periodě 70 let po výstředné dráze (e = 0,4) s poloosou 21 AU pro lehčí složku. Kolem hmotnější složky dvojhvězdy o povrchové teplotě 4900 K obíhá exoplaneta na dráze s poloosou 2,15 AU a výstředností 0,2 v periodě 2,5 r, jejíž minimální hmotnost činí 1,7 Mj. Zóna obydlitelnosti (tzv. ekosféra) kolem této hvězdy má rozsah od 0,5 do 1,85 AU a autoři ukázali, že pokud se v tomto rozmezí vyskytuje hypotetická terestrická exoplaneta v dráhové rezonanci 3:1 s již zmíněným "exojupiterem", pak je její dráha dlouhodobě stabilní a víceméně vhodná pro rozvoj života. Údaje o samotné dvojhvězdě zpřesnili koncem r. 2003 A. Hatzes aj., když pro oběžnou dobu obdrželi 57 let a pro hlavní poloosu 18,5 AU, ale ostatní údaje se s Dvorakovými hodnotami shodují.
Podobně M. Cuntz aj. ukázali, že exoplaneta o hmotnosti 3 Mj ve vzdálenosti 2 AU od mateřské hvězdy slunečního typu 47 UMa může stabilizovat dráhu hypotetické exoplanety zemského typu v tamější ekosféře. K. Menou a S. Tabachnik posuzovali dlouhodobé možnosti obydlitelnosti 85 známých exoplanet kolem osamělých hvězd a došli k závěru, že většina z nich se pro rozvoj života založeného na výskytu kapalné vody naprosto nehodí. K podobně pesimistickému závěru dospěli z odlišného úhlu pohledu C. Laws aj., když zjistili, že většina hvězd hlavní posloupnosti v naší Galaxii má hmotnost menší než Slunce a chybějí jim obří exoplanety typu Jupiteru, které jsou nutné pro ochranu života na terestrických exoplanetách před bombardováním kosmickými projektily (planetkami a kometárními jádry). A. Mandell a S. Sigurdsson uvažovali o vlivu migrace obřích exoplanet na přežití terestrických exoplanet v ekosférách příslušných mateřských hvězd. Ukázali, že většina terestrických exoplanet příčné putování obřích planet přežije, ale jen některé se přitom udrží v ekosférách.
Na druhé straně se zdá, že exoplanet všeobecně bude daleko více, než si dosud myslíme. Jak zjistili C. Lineweaver a D. Grether, počet objevených exoplanet vzrůstá, když se daná mateřská hvězda sleduje delší dobu, zejména pokud se ukáže, že jde o hvězdu klidnou, bez výkyvů v jasnosti. Podobně roste počet objevů s postupným zvyšováním kvality a přesnosti pozorování. Autoři proto nevylučují, že jednou zjistíme, že téměř každá hvězda slunečního typu je doprovázena planetami.
Tempo pokroku ve výzkumu hnědých trpaslíků se zrychluje souběžně jako u exoplanet; ostatně první hnědý trpaslík Gl 229B byl objeven r. 1995 prakticky zároveň s objevem první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti. Není proto divu, v r. 2003 byla zveřejněna záplava pozoruhodných prací o hnědých trpaslících, z nichž pro výroční přehled mohu vybrat jen pár hrozinek.
R. Scholz aj. zjistili, že průvodcem hvězdy epsilon Ind (sp. K5 V), vzdálené od nás 3,6 pc, je dosud nejbližší známý hnědý trpaslík (K = 11 mag) s povrchovou teplotou 1400 K a sp. T2,5, který je od hvězdy vzdálen 1500 AU (úhlově 0,1° !) a sdílí s ní společný vlastní pohyb úhlovou rychlostí 4,7arcsec/r. Posléze G. Walker aj. objevili pomocí obřího dalekohledu Gemini-S dalšího hnědého trpaslíka ve vzdálenosti pouze 2,2 AU od toho prvního. Hmotnost každého trpaslíka se pohybuje kolem 30 Mj.
S. Salim aj. objevili v r. 2003 nejjasnějšího hnědého trpaslíka LSR 0602+3910 (Aur) rovněž na základě velkého vlastního pohybu a výskytu lithia ve spektru třídy L1. Objekt je od nás vzdálen 11 pc a patří k nejjasnějším svého druhu na obloze (R = 18 mag; K = 10,9 mag), přestože se nachází poblíž galaktické roviny (b= 8°). Naopak A. Burgasser objevil dosud nejchladnějšího hnědého trpaslíka 2MASS 0415-0935 (Eri) sp. třídy T o povrchové teplotě 750 K a svítivosti 2.10-6 L☉. Týž autor aj. nalezli také dva binární hnědé trpaslíky třídy T (2MASS 1225-2739 a 1534-2952) pomocí HST, jejichž složky kolem sebe obíhají ve vzdálenostech řádu 1 AU. Dále pak našli prvního hnědého trpaslíka s nízkým obsahem kovů 2MASS J0532+8246 (Cam), starého asi 12 mld. roků. M. Smith aj. objevili pomocí programu OGLE gravitační mikročočku v poloze 1747-3459 (Sco), jejíž hmotnost 0,05 M☉ nasvědčuje tomu, že jde o hnědého trpaslíka v rekordní vzdálenosti 6,5 kpc od Slunce. Konečně R. Klein aj. našli pomocí mikrovlnných radioteleskopů JCMT a IRAM dva mladé hnědé trpaslíky, obklopené prachovými disky o hmotnosti několikanásobku Mz. Z dosavadních pozorování vyplývá, že hnědí trpaslíci vznikají stejným způsobem jako hvězdy - představují prostě dolní okraj v zásadě téhož vývojového procesu.
G. Sandell nalezl v difúzní mlhovině NGC 7538S (Cep) pomocí mikrovlnného interferometru BIMA, pracujícího na vlnové délce 3,4 mm mimořádně hmotnou prahvězdu o hmotnosti 40 M☉, obklopenou rotujícím diskem o hmotnosti 400 M☉ a plynnou obálkou s hmotností 1000 M☉. Rotující disk má průměr asi 30 tis. AU a svítivost 10 kL☉. Jeho stáří činí nanejvýš 10 tis. let. M. Colavita aj. využili Keckova interferometru k zobrazení proměnné hvězdy DG Tau, vzdálené od nás 140 pc, jež patří mezi prahvězdy typu T Tau. Poloměr prahvězdy dosahuje 0,2 AU a její stáří sotva 10 mil. roků. Interferometr BIMA odhalil také počátkem r. 2003 zjasnění hvězdného objektu 0535-05 ve hvězdokupě v Orionu v mikrovlnném pásmu až na tok 0,1 Jy. Další pozorování japonským radioteleskopem NMA v pásmu 2 mm ukázalo zjasnění na 0,04 Jy, což potvrdilo, že jde o projev výronu hmoty z velmi hmotné mladé hvězdy. Družice Chandra odhalila silnou proměnnost rentgenového záření z téhož zdroje, který se tak podařilo klasifikovat jako magneticky aktivní prahvězdu typu T Tau.
T. Clarke přinesl díky hlubokým snímkům kupy galaxií v Panně, pořízeným VLT a dalekohledu Subaru první důkazy, že hvězdy vznikají také v galaktickém halu, kde je relativně málo zárodečného plynu. V. Bromm a A. Loeb ukázali, že hvězdy I. generace (populace III) musely být extrémně hmotné, jelikož mračno čistého molekulárního vodíku se rozpadá na velké chuchvalce o hmotnostech řádu stovek M☉. Chuchvalce se už dále neštěpí a přímo z nich vznikají hvězdy populace III, pochopitelně s krátkou životností řádu milionů let, neboť rychle dospějí do stádia supernov, popř. se zhroutí na černé díry. Supernovy však obohatí mezihvězdný prostor o příměs uhlíku a kyslíku a modelové výpočty ukázaly, že již 0,01% C II a O II dokáže molekulová mračna ochladit natolik, že se mohou rozštěpit na mnohem menší chuchvalce, což jsou zárodky hvězd II. generace (populace II). Nedávno objevené hvězdy s nápadným deficitem železa (o 5 řádů nižší zastoupení Fe v porovnání se Sluncem), ale zato s relativním přebytkem uhlíku (o 1 řád v porovnání se Sluncem), dokazují podle názoru autorů, že některé velmi hmotné hvězdy populace III končí rovnou jako černé díry, takže se procesu chemického obohacování vesmíru nezúčastní. K objevu skutečně prvotních hvězd proto musíme hledat objekty s mimořádně nízkým zastoupením C a O.
A. Domiciano de Souza aj. využili infračerveného (2,2 µm) interferometru VLTI se základnami 66 a 140 m k rozlišení disku nejjasnější hvězdy Be Achernar (alpha Eri; sp. B3 Vpe; teplota 20 kK; vzdálenost 44 pc; 6 M☉) a zjistili, že hvězda je rekordně zploštělá (1,56:1)) o úhlových rozměrech 2,5 x 1,6 mas. Tomu odpovídá i velká rychlost rotace 285 -- 304 km/s, která se blíží mezi stability hvězdy o poloosách 12,0 x 7,7 R☉. Hvězda je na pólech teplejší (20 kK) než na rovníku (12 kK).
D. Ségransanovi aj. se podařilo poprvé změřit úhlové průměry trpasličích hvězd sp. tříd M0 -- M5.5 V a ověřit tak i v této zatím nezkoumatelné oblasti teoretický vztah mezi poloměrem a hmotností hvězd. Využili k tomu interferometru VLTI na základně o délce 104 m a dokázali tak změřit úhlové průměry hvězd v rozmezí 0,7 -- 1,5 mas s přesností 0,04 -- 0,11 mas. Otvírá se tak možnost měřit v nedaleké budoucnosti poloměry trpasličích hvězd s přesností na 1%. První výsledky naznačují velmi dobrý souhlas teorie s pozorováním. Týmž interferometrem se podařilo změřit úhlový průměr Proximy Centauri (1,03 ± 0,08) mas, což odpovídá lineárnímu průměru 0,14 Ro (1,4 Rj!). Odtud vychází efektivní teplota hvězdy 3 kK (sp.M5.5) a její hmotnost 0,12 M☉. Podobně P. Kervella aj. změřili úhlový průměr Síria A (sp. A1 V; vzdálenost 2,64 pc) na 6,04 mas, z čehož vychází poloměr hvězdy 1,71 R☉ a její hmotnost 2,1 M☉. Jak známo, je Sírius A členem široké dvojhvězdy s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,03 M☉, který kolem něho obíhá v periodě 50 r. Odtud lze odvodit, že soustava Síria A,B je stará něco přes 200 mil. roků, a že původně hmotnější složka B začínala s hmotností 7 M☉ (sp. B5 V), kterou z větší části ztratila v průběhu 40 mil. roků, kdy se zhroutila na bílého trpaslíka.
B. Teergarden aj. zjistili, že hvězda SO 0253+1652 (sp. M6.5 V; Ari), vykazující podle měření kamerou NEAT na Palomaru vysoký vlastní pohyb 5,05arcsec/r, je 3. až 17. nejbližší hvězdný objekt ve vzdálenosti 2,4 -- 3,6 pc od Slunce. S. Lépine aj. objevili mimořádně chladného červeného podtrpaslíka LSR 1425+7102 (I = 16 mag; UMi) sp. třídy sdM8.0, v jehož spektru se vyskytují pásy CaH a TiO a jenž se navzdory značné vzdálenosti 65 pc od Slunce vyznačuje překvapivě velkým vlastním pohybem 0,635arcsec/r.
M. Wyatt a W. Holland využili mikrovlnných měření aparaturou SCUBA JCMT (Mauna Kea) ke studiu rozložení chladného (90 K) prachu v okolí Vegy (3 M☉; stáří 350 mil. let). Prachový disk obsahuje řadu zhuštění, což lze dle autorů nejlépe vysvětlit existencí exoplanety o hmotnosti Neptunu, která od svého vzniku před 56 miliony lety migrovala směrem ven z disku do dnešní vzdálenosti asi 70 AU od Vegy. Ekosféra kolem Vegy se dnes nachází ve vzdálenosti asi 7 AU od hvězdy, kde mohou být ukryty exoplanety terestrického typu.
A. Raassen aj. rozlišili díky družici Chandra v rentgenovém pásmu poprvé obě složky (sp. G2 V a K1 V) dvojhvězdy alpha Cen (vzdálenost od Slunce 1,34 pc). Složky jsou úhlově vzdáleny 16arcsec (lineárně 23,5 AU) a obíhají kolem sebe v periodě 80 r. Mají po řadě hmotnosti 1,1 a 0,9 M☉; poloměry 1,24 a 0,84 R☉; efektivní teploty 5,8 a 5,3 kK a rotační periody 29 a 42 d. Podobně jako u Slunce nejsou jejich koróny příliš aktivní, ale zato jejich teploty dosahují 1 -- 10 MK. A. Thoul aj. odvodili z hvězdných oscilací stáří soustavy na 6 mld. let. P. Kervella aj. změřili úhlové rozměry disků složek alpha Cen interferometrem VLTI ESO s přesností na zlomky procenta a odtud obdrželi zpřesněné hodnoty poloměrů 1,22 a 0,86 R☉. M. Audard aj. využili družice Chandra k rentgenovému rozlišení obou složek eruptivní trpasličí dvojhvězdy UV Cet A,B (obě sp. dM5.5 e; vzdálenost od Slunce 2,7 pc; hmotnosti 0,1 M☉; poloměry 0,15 R☉). Jejich koróny dosahují teplot 3 -- 6 MK, přičemž složka B vykazuje větší proměnnost rentgenového toku.
S. Yerli aj. zkoumali na základě fotometrie a spektroskopie vývoj algolidy U CrB (V = 7,8 mag; sp. B6 V + G0 III; hmotnosti 4,7 a 1,5 M☉; orb. per. 3,45 d). Ukázali, že původní dvojhvězda měla hmotnosti 4,5 a 2,7 M☉ a těsnější dráhu s oběžnou dobou jen 1,4 d, což usnadňovalo přenos plynu mezi složkami, ale i jeho ztrátu ze soustavy. Celkem se tak ztratila 1 M☉ (14% původní hmotnosti soustavy) a moment hybnosti klesl dokonce o 18%. Velmi přesné (±1%) údaje o oddělené zákrytové dvojhvězdě BP Vul (HD 352179; V = 9,8 mag; sp. A7m + F2m; orb. per 1,9 d; e = 0,03) získali C. Lacy aj. robotickým fotometrem; též díky okolnosti, že jde současně o dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdu. Obě složky o hmotnostech 1,74 a 14,41 M☉ se nacházejí na hlavní posloupnosti ve věku 1 mld. let. Jejich efektivní teploty dosahují 7,7 a 6,8 kK a poloměry 1,85 a 1,49 R☉. Zatímco primární složka rotuje subsynchronně, sekundární složka má synchronní rotaci. Přímka apsid se stáčí protisměrně s periodou 75 r.
V. Nazarenko a L. Glazunovová propočítali hydrodynamický model proslulé těsné dvojhvězdy beta Lyr (sp. B7 I + B2 V), podle nějž v první fázi plyn mezi složkami přetéká tempem až 4.10-5 M☉/r, ale souběžně s tím odtéká ze soustavy přes bod L2. Primární složka je obklopena akrečním diskem, v němž teploty dosahují hodnot 30 -- 120 kK, ale jenž může být postupně nahlodán silným hvězdným větrem sekundární složky. Primární složku navíc obklopuje kulově souměrná obálka s teplotou plynu 4 -- 18 kK.
S. Özdemir aj. zlepšili údaje o třetí složce rané zákrytové dvojhvězdy IU Aur = HD 35652 (V = 8,2 mag; sp. O9.5 V + BO.5 IV-V; orb. per. 1,8 d vzdálenost od Slunce 2 kpc), která dává 23% světla celé soustavy a obíhá kolem těsné dvojhvězdy v periodě 293 d. Jelikož pro tuto složku vychází neuvěřitelně vysoká hmotnost 14,2 M☉, jedná se však nejspíš o velmi těsnou dvojhvězdu. Kromě toho díky družici HIPPARCOS víme o vizuální složce IU Aur, která je od ní vzdálena 0,13arcsec a obíhá kolem společného těžiště soustavy v periodě 430 r. To znamená, že komplex obsahuje přinejmenším 5 hvězd, které vesměs patří do hvězdné asociace Aur OB2. Zákrytovou dvojhvězdu IU Aur objevil v r. 1965 český astronom P. Mayer a od té doby přináší její sledování neustále nová překvapení, včetně sekulárních změn hloubek zatmění, precese oběžné roviny třetího tělesa a stáčení uzlové přímky.
Další pozoruhodnou vícenásobnou soustavu 40 a 41 Dra (HD 166865+6) zkoumali A. Tokovinin aj. Obě hvězdy jsou totiž těsnými dvojhvězdami, vzdálenými od nás 45 pc a celá čtyřhvězdná soustava je stará asi 2,5 mld. let, přičemž dvojhvězda 41 Dra s oběžnou dobou 3,4 r vyniká rekordní výstředností oběžné dráhy e = 0,975! Její složky o hmotnostech 1,28 a 1,20 M☉ právě nyní opouštějí hlavní posloupnost, čímž se bude měnit jako oběžná doba, tak i výstřednost. Podobně vysokou výstřednost e = 0,88 vykazuje dle S. Marchenka aj. také hmotná dvojhvězda WR 140, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a hvězdy třídy O, které kolem sebe obíhají v periodě 7,9 r. Ve fázích ±0,01 kolem periastra se srážejí hvězdné větry obou složek a to vede k výskytu přídavných emisí ve spektru soustavy. Další anomálie nastávají pro fáze 0,02 -- 0,06 po periastru, kdy je v cestě k pozorovateli nějaká stínící překážka. Poslední průchod periastrem byl pozorován v r. 2001.
Slušnou záhadou se stalo zjištění J. Winna aj., že zákrytová dvojhvězda KH 15D, jejíž primární složka je mladou hvězdou před hlavní posloupností, se začala zakrývat teprve někdy ve druhé polovině XX. stol. V současné době trvají zákryty o maximální hloubce 3 mag plných 40% času z oběžné doby 2,02 h, ale archivní snímky z let 1913 - 1951 žádné poklesy jasnosti neukázaly! P. Barge a M. Viton se domnívají, že poklesy jasnosti vyvolávají rozměrné (10 -- 100 mm!) tuhé částice v rotujícím víru tvaru obřího banánu ve vzdálenosti asi 0,2 AU od hvězdy.
Pozorovatelským oříškem bylo dle R. Dukese aj. odvození parametrů jasné (V = 5,2 mag) zákrytové 3 Vul (HD 182255) z toho důvodu, že její oběžná perioda činí 367,3 d, takže se málokdy trefíme do časů minim. Nakonec však autoři uspěli a zjistili, že složky dvojhvězdy mají sp. B6 III a B7 V a hmotnosti 4,2 a 0,8 M☉. Soustava, vzdálená od nás 120 pc, je stará jen 25 mil. roků. V létě 2003 se odehrál další zákryt dlouhoperiodické těsné dvojhvězdy EE Cep (BD+55°2693) s oběžnou periodou 5,6 r. Podle D. Graczyka aj. jej lze nejlépe vysvětlit modelem, v němž zakrývajícím tělesem je protáhlý opticky tlustý disk, obklopený polopropustnou obálkou. Celý zákryt trvá 40 d a pokles jasnosti soustavy dosahuje 1,5 mag. Disk je skloněný k oběžné rovině a vykazuje precesní pohyb s periodou kolem 50 r.
G. Gatewood aj. určili parametry astrometrické dvojhvězdy LMB Ross 614 = V577 Mon, vzdálené od nás 4,1 pc. Soustavu tvoří dvě trpasličí hvězdy o hmotnostech 0,22 a 0,11 M☉, které kolem sebe oběhnou jednou za 16,6 r po kruhové dráze o poloměru 4,5 AU. Primární složka 11 mag má spektrum M4.5 Ve. A. Brandeker aj. využili Keckova dalekohledu s adaptivní optikou k rozlišení vícenásobnosti bližších hvězd. Metoda je neobyčejně účinná, neboť dokáže zobrazit průvodce ve vzdálenosti 3 AU u hvězd do 55 pc a 17 AU pro hvězdy v 275 pc od Slunce.
R. Sahai aj. využili spektrálních snímků STIS HST k odhalení struktury "umírající" proměnné hvězdy V Hya, která byla až dosud klasifikována jako mirida (červený obr) s periodou proměnnosti 529 d. Jak se nyní ukázalo, je obklopena bipolární planetární mlhovinou s hvězdným větrem usměrněným do protilehlých výtrysků. Ve vnitřní slupce mlhoviny probíhá přeměna helia na uhlík a kyslík, zatímco ve vnější se mění vodík na helium. Svítivost rychle rotující hvězdy o poloměru 1,5 AU dosahuje 10 kL☉. Jak se však ukázalo, jde ve skutečnosti o symbiotickou dvojhvězdu, když ve vzdálenosti 15 AU od hvězdy se nachází kompaktní průvodce, obklopený akrečním diskem, který ovlivňuje chování zmíněných výtrysků. V právě probíhající fázi červeného obra odvrhne hvězda během necelých 100 tis. roků díky silnému větru asi polovinu své původní hmotnosti, kterou autoři odhadli na 8 M☉.
A. Skopal studoval v letech 2000-03 aktivní fázi známé symbiotické hvězdy Z And, jejíž proměnnost byla rozpoznána již v r. 1887 a jež je klasifikována jako červený obr třídy M4.5 s hmotností 2 M☉, poloměrem v rozmezí 85 -- 140 R☉ a svítivostí 880 L☉. Jejím symbiotickým průvodcem je magnetický bílý trpaslík o hmotnosti 0,5 -- 1,0 M☉ o vysoké povrchové teplotě 100 kK. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 757,5 d a autorovi se podařilo ukázat, že během minima jasnosti dochází k zákrytu bílého trpaslíka červeným obrem, naposledy v létě r. 2002, kdy hvězda nápadně zčervenala.
C. Karl aj. ukázali na příkladu velmi hmotné krátkoperiodické (0,28 d) těsné dvojhvězdy HE 2209-1444 (Aqr), že při dalším vývoji soustav složených z degenerovaných hvězd může nakonec dojít k výbuchu supernovy. Uvedená soustava se totiž skládá ze dvou bílých trpaslíků o hmotnostech 0,6 M☉ a efektivních teplotách 8,5 a 7,1 kK, které při vzájemném obíhání ztrácejí kinetickou energii vyzařováním gravitačních vln, takže přibližně za 5 mld. let hvězdy splynou. Jelikož však úhrnná hmotnost této soustavy nedosahuje Chandrasekharovy meze (1,35 M☉), v tomto případě se nic extrémního dít nebude. Pokud však součet hmotností obou bílých trpaslíků přesahuje Chandrasekharovu mez, téměř jistě to dle M. Livia a A. Riesse k explozi supernovy Ia povede, protože takových případů je určitě hodně. S. Yoon a N. Lange propočítali případ širokého páru hvězd s počátečními hmotnosti 8 a 1 M☉, které se vyvinou na primární heliovou hvězdu o hmotnosti 1,6 M☉, doprovázenou bílým trpaslíkem CO o hmotnosti 1,0 M☉ s počáteční oběžnou periodou 0,12 d. Hoření He v jádře heliové hvězdy vede posléze k přenosu plynu na bílého trpaslíka tempem 10-6 M☉/r. Za 4,3 mil. roků vyplní heliová hvězda Rocheův lalok a intenzívní přetok plynu na bílého trpaslíka ho ohřeje na povrchu na 1,2 MK při svítivosti 50 kL☉. Také nitro bílého trpaslíka se ohřívá až na teplotu 29 MK, což vede ke konvektivní nestabilitě jádra, až nakonec konvektivní zóna zabírá polovinu hmotnosti bílého trpaslíka. Když pak dosáhne teplota jádra bílého trpaslíka 800 MK, převýší uvolňování jaderné energie úbytek energie konvekcí a bílý trpaslík exploduje jako supernova Ia. Přesně takový scénář se podle S. Benettiho aj. hodí na supernovu 1991D, která jevila současné charakteristiky tříd Ia i Ib/c. Šlo tedy zřejmě o bílého trpaslíka, jehož hmota narostla nad Chandrasekharovu mez díky přísunu plynu od heliové hvězdy v těsně dvojhvězdě. Naneštěstí se tím komplikuje jednoznačné určení maximální svítivosti supernov třídy Ia, které dosud slouží jako bezkonkurenční standardní svíčky pro měření vzdáleností galaxií. Podle D. Branche dochází k explozi bílého trpaslíka přesně ve chvíli, kdy jeho hmotnost překročí Chandrasekharovu mez a začne překotné termonukleární hoření uhlíku v jejím nitru. To je právě důvod, proč by měly mít supernovy Ia tutéž maximální svítivost 1GL☉ a proč je výbuch zcela rozmetá, takže po nich nezůstane vůbec nic. L. Wang aj. však připomněli, že supernovy Ia vybuchují usměrněně v jakémsi oválu, takže jejich pozorovaná jasnost závisí také na orientaci oválu vůči pozorovateli. Proto dávají přednost standardní svíčce, založené na jasnosti supernovy asi měsíc po maximu, kdy už se původní expanzní ovoid vyrovná do tvaru koule.
Podle P. Hakaly aj. mohou mít akreující dvojhvězdy se sekundární složkou na hlavní posloupnosti minimální oběžnou dobu kolem 80 min. Pokud je primární složka degenerovanou hvězdou, lze najít ještě kratší periody, ale v současné době známe jen tři těsné dvojhvězdy s oběžnou dobou pod 10 min. Nejkratší periodu 5,4 min vykazuje dvojice bílých trpaslíků RX J1806+15 (Oph), objevená v r. 2002. Navíc se tato oběžná doba dlouhodobě zkracuje vinou ztráty energie gravitačním zářením - objekt proto může jednou posloužit jako standard pro detektory gravitačních vln.
A. Tutukov a A. Čerepaščuk studovali vývoj velmi hmotných (>50 M☉) těsných dvojhvězd, které začínají svou existenci jako žhavé hvězdy tříd OB na hlavní posloupnosti, které ročně ztrácejí kolem 5.10-7 M☉ intenzívním hvězdným větrem. Tak se z nich stávají Wolfovy-Rayetovy hvězdy s hmotností vyšší než 25 M☉, což je nutná podmínka k tomu, aby skončily gravitačním zhroucením na černou díru - během hroucení se navenek projevují jako zábleskové zdroje záření gama (GRB). V průměru tak v Galaxii vznikají 3 hvězdné černé díry během milionu let. Podle P. Podsiadlowského aj. byly až dosud spolehlivě určeny hmotnosti 17 černých děr, které jsou členy soustav těsných dvojhvězd. V mnoha případech stále probíhá významná akrece látky na černou díru z cirkumstelárního akrečního disku - za delší dobu tak může hmotnost černé díry vzrůst až o polovinu původní hodnoty.
Celý obor výzkumu těsných dvojhvězd se zajisté nemusí obávat o přísun nových pozorovacích údajů, jako tom svědčí například nejnovější práce L. Wyrzykowského aj., kteří využili databáze projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE v centrální oblasti Velkého Magellanova mračna v letech 1997 - 2000 a na ploše 4,6 čtv. stupně nalezli 2 580 nových zákrytových dvojhvězd; z toho 36 oddělených soustav se výborně hodí pro přesné určení vzdálenosti této galaxie od nás.
Počátkem dubna 2003 vybuchla nova V4745 Sgr (1840-3327), která dosáhla v polovině dubna maxima 7,3 mag a po poklesu k 9,5 mag koncem dubna se znovu zjasnila na 8 mag v první dekádě května 2003; poté klesla na 11 mag v polovině června a opět se zjasnila na 10 mag v poslední červnové dekádě. Jevila rozpínání plynné obálky tempem 1600 km/s. Další nova V2573 Oph (1719-2723) dosáhla v polovině června 2003 10 mag, ale objevena byla až 10. července jako objekt 11,4 mag. Po týdnu se zjasnila o 1 mag a pak začala rychle slábnout. Tempo rozpínání plynné obálky dosáhlo 1900 km/s. Další nova V475 Sct (1849-0933) vzplanula koncem srpna 2003, kdy dosáhla 8,5 mag a na této hodnotě se udržela v první dekádě září. Obálka se rozpínala rychlostí 1150 km/s. V polovině září vybuchla nova V5113 Sgr (1810-2745), jež dosáhla v maximu 9,0 mag a jejíž obálka se rozpínala rychlostí 800 km/s. Počátkem října vzplanula nova DE Cir (1518-6158), která dosáhla 7,7 mag a rozpínala se rychlostí 2600 km/s. Do poloviny října její jasnost klesla na 12,4 mag.
Známý americký optik G. Ritchey popsal v r. 1901 podivuhodnou "světelnou ozvěnu" kolem pozůstatku po nově Persei, která se šířila koncentricky od bodu výbuchu jako kruhy na vodě. Správný výklad úkazu podal až v r. 1939 francouzský astronom P. Couder - jde o rozptyl a odraz šířícího se jasného světla výbuchu na již dříve existujícím mezihvězdném materiálu v okolí novy. Od té doby byl podobný úkaz pozorován v okolí některých nov, obklopených dostatečně hustými plynnými obaly, ale také kolem supernov, veleobrů, cefeid a mirid, které vesměs plýtvají hmotou dávno před hlavním výbuchem. V poslední době se k nim přidala proslulá proměnná V838 Mon. Ve všech případech umožňují ozvěny jednak studovat strukturu mezihvězdného materiálu a jednak nezávisle určovat vzdálenost objektů, protože okamžik výbuchu známe přesně a rychlost světla je konstantní.
S. Kafka aj. pořídili spektra staré novy Q Cyg, která vybuchla r. 1876. Ukázalo se, že jde o dvojhvězdu s delší oběžnou periodou 10,1 h. Spektrum prozrazuje trvající silný hvězdný vítr. L. Schmidtobreickovi aj. se zdařilo rozlousknout problém staré novy V840 Oph, která vzplanula v r. 1917, ale jejíž poloha nebyla známa dost přesně, aby to stačilo k jednoznačné identifikaci. Díky vícebarevné fotometrii příslušného pole se však podařilo v poloze 1654-2937 nalézt pozůstatek novy V = 19,3 mag, který se prozradil nápadným ultrafialovým přebytkem a emisními čarami vodíku a helia. Navíc jsou tam přítomny čáry C IV, které svědčí o tom, že dodavatelkou plynu na bílého trpaslíka je v tomto případě uhlíková hvězda.
E. Moyerová využila STIS HST k prozkoumání současného stavu novy DI Lac, která vzplanula r. 1910 ve vzdálenosti něco přes 2 kpc od Slunce. O 90 let později jsou v jejím spektru stále vidět čáry ionizovaného C, N, O s profily typu P Cyg, svědčící o tempu akrece nanejvýš 10-9 M☉/r. Efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka o hmotnosti 0,7 M☉ dosahuje 27 kK. S. Shore aj. odvodili z pozorování týmž přístrojem a dále družicí FUSE, že jasná (max 2,6 mag) nova V382 Vel z r. 1999, vzdálená od nás 2,5 kpc, má v porovnání se Sluncem přebytek prvků N, Ne a Al; dále v menší míře He, C, O, Mg a Si. Připomíná tak podobně jasnou novu V1974 Cyg z r. 1992. Podle V. Šimona se obě zmíněné novy vyznačovaly také velmi měkkým rentgenovým zářením.
P. Selvelli a M. Friedjung zkoumali spektra novy HR Del (1967), pořízená družicí IUE v letech 1981-92. Nova, vzdálená od nás 970 pc, se na počátku tohoto období vrátila do klidu (V = 12 mag; tj. Mv = 2,3 mag, což je rekord pro novy v klidu), ale její ultrafialová svítivost stále dosahovala 56 L☉. S tím též souvisí vysoká teplota povrchu bílého trpaslíka 34 kK, rychlost hvězdného větru 5000 km/s i nezvykle velké tempo akrece 1,4.10-7 M☉/r.
M. Kato a I. Hachisu ukázali, že nova V445 Pup z konce r. 2000 byla první novou v historii, které ve spektru zcela chyběly čáry vodíku; šlo tak vlastně o první heliovou novu. To znamená, že průvodcem bílého trpaslíka o hmotnosti 1,35 M☉ byla v tomto případě heliová hvězda, která právě opouští hlavní posloupnost a přitom předává heliový plyn na bílého trpaslíka tempem o něco větším než 10-7 M☉/r. To znamená, že heliová vrstva na povrchu bílého trpaslíka dosáhne kritické hmotnosti řádu 10-5 M☉ již během necelé stovky roků, takže k rekurenci by mohlo dojít ještě před koncem XXI. stol.! Epizody vzplanutí se však nemohou opakovat donekonečna. Nakonec dvojhvězda vybuchne jako supernova Ia, anebo se rovnou zhroutí na neutronovou hvězdu.
K. Matsumoto aj. zkoumali rekurentní novu CI Aql, která poprvé vybuchla v r. 1917 a znovu až v dubnu 2000, přičemž světelná křivka jevila dlouhé plató v trvání přes 1,5 r. Soustava s bílým trpaslíkem je zákrytová dvojhvězda s krátkou oběžnou periodou 0,62 d a představuje fakticky spojovací článek mezi klasickými a rekurentním novami. Dosud máme dobré údaje pro cca 300 galaktických nov a jen 10 rekurentních nov. Jak se nyní zdá, rozdíl mezi klasickými a rekurentními novami spočívá v rozdílu v hmotnosti bílého trpaslíka, na kterého padá plyn z průvodce. Rekurence jsou zkrátka tím častější, čím je hmotnost bílého trpaslíka vyšší.
Jelikož se nyní pomocí pointeru FGS HST podařilo J. Johnsonovi aj. změřit trigonometrické paralaxy pro 6 trpasličích nov, ukazuje se, že jejich svítivost ve výbuchu je tím větší, čím delší je interval mezi výbuchy. Trpasličí novy jsou tudíž jednak svítivější a jednak více vzdálené, než se dosud uvádělo. Při periodě rekurence 0,3 d to odpovídá absolutní hvězdné velikosti ve výbuchu +2 mag. A. King. aj. zjistili, že dlouhoperiodické trpasličí novy mohou dokonce skončit jako supernovy Ia, jelikož při přenosu plynu řádu 10-3 M☉ při každém výbuchu může bílý trpaslík nakonec přibrat až 0,4 M☉ a tak se dostat na Chandrasekharovu mez.
K. Hornoch pokračoval ve svém úspěšném tažení objevitele nov v galaxii M31. Z celkového počtu 18 nov, které r. 2003 v této galaxii vzplanuly, byl objevitelem resp. spoluobjevitelem 7 nov; stal se tak předloni po M. Fiaschim z Itálie druhým nejúspěšnějším lovcem nov v M31 na světě.
Dne 9. února 2003 se dokonce podařilo objevit novu v galaxii M81 (vzdálenost 3,6 Mpc), která dosáhla v maximu 18 mag, tj. -10 absolutní hv. velikosti. L. Ferrareseová aj. využili HST k hledání nov v galaxii M49 (NGC 4472) v kupě galaxií v Panně (vzdálenost 18 Mpc). Během 55 dnů sledování našli 9 nov, z čehož plyne, že v galaxii ročně vzplane na stovku nov. Světelné křivky objevených nov se podobají křivkám pro novy ve Velkém Magellanově mračnu. F. Matteucci aj. zjišťovali, jak se liší četnosti nov v rozličných bližších galaxiích. Rekord drží obří galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny, kde se ročně vyskytne na 200 nov, zatímco v naší Galaxii jich bývá maximálně 25 (zdaleka ne všechny však pozorujeme). Na Velké Magellanovo mračno připadá jen 1,7 novy ročně.
Proměnnou roku zůstala dnes už proslulá V838 Mon, která překvapila astronomy dvoustupňovým zjasněním nejprve o 6 mag a pak o další 3 mag během dvou měsíců na počátku r. 2002, kdy její svítivost dosáhla asi 1 ML☉. Jasnost předchůdce byla V = 15,6 mag. Povaha výbuchu a samotné hvězdy totiž zůstává stále záhadná, zejména proto, že se dosud nepodařilo spolehlivě určit její vzdálenost, takže různí autoři udávají hodnoty od 0,7 do 11 kpc! N. Soker a R. Tylenda si myslí, že jde o dvojhvězdu přibližně slunečních hmotností na hlavní posloupnosti, ale ostatní autoři dávají přednost spíše horké hvězdě třídy B3, která obíhá kolem velmi chladného červeného obra či veleobra (sp. M10). A. Evans odvodil ze vzhledu infračerveného spektra v říjnu 2002 dokonce spektrální třídu L, dosud vyhrazenou pouze chladným hnědým trpaslíkům. A. Retter a A. Marom přišli s lehce bizarním nápadem, že počáteční výbuchy souvisely s prudkým rozepnutím hvězdy o hmotnosti 1 -- 3 M☉ až do poloměru 15 AU, přičemž byly postupně pohlceny tři obří exoplanety...Všechno však může být úplně jinak, protože koncem r. 2003 se ukázalo, že hvězda B3 se pouze promítá do daného směru, ale ve skutečnosti je asi o 1 kpc dál než veleobr L, takže celý příběh pouze kazí.
První fáze výbuchu byly dle J. Wisniewského aj. provázeny silnou polarizací světla, jejíž rovina se po druhém zjasnění stočila do října téhož roku o plných 90° a zeslábla. Počátkem r. 2003 byly v infračerveném spektru hvězdy objeveny pásy vodní páry, AlO, VO a TiO, silikátů a dalších neidentifikovaných molekul. Teplota hvězdné obálky v té době klesla na pouhých 600 K. V únoru 2003 byla hvězda sledována družicí Chandra. Rentgenové spektrum V838 Mon se v té době podobalo spektrům symbiotických proměnných hvězd, takže tam zřejmě neproběhla překotná termonukleární reakce jako při výbuchu novy. Teplota zdroje dosáhla jen 300 kK. Kamera ACS HST zobrazila mezi dubnem a prosincem 2002 vývoj učebnicové světelné ozvěny na mračnech prachu ve vzdálenostech 1 -- 2 pc kolem hvězdy, z čehož H. Bond aj. odvodili pravděpodobnou vzdálenost objektu 6 -- 8 kpc, odkud vyplynula absolutní hvězdná velikost hvězdy v maximu výbuchu -9,6 mag. Hvězda sama patrně neodvrhla vnější vrstvy, ale pouze se nesmírně nafoukla a tím ochladila povrch. K dalšímu překvapivému vývoji V838 Mon došlo i v průběhu r. 2003. V únoru se hvězda zjasnila v infračerveném oboru N a od září přibyly v optickém spektru absorpce ZrO, YO, CrO, LaO a ScO. Hvězda se v mezidobí zjasnila i v optickém oboru asi o 0,5 mag. Poloměr světelné ozvěny se rozšířil na plných 52arcsec.
R. Duncan a S. White využili radiových měření mimořádně svítivé (6 ML☉) proměnné hvězdy éta Car, obklopené rozsáhlou mlhovinou NGC 3372 a vzdálené od nás 2,1 kpc, k určení její původní hmotnosti cca 100 M☉. Při erupci v r. 1843 dosáhla hvězda -1 mag a vyvrhla obrovské množství hmoty, z něhož vznikla současná obří mlhovina Homunculus s lineárním průměrem 45 kAU a hmotností alespoň 12 M☉. N. Smith aj. odhadli kinetickou energii mlhoviny na 1043 J.
Všichni zmínění autoři souhlasí s názorem, podle něhož je éta Car ve skutečnosti velmi hmotnou těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou složek 5,53 r a excentrickou drahou s posledním průchodem periastrem v r. 2003,5. Tyto průchody zvyšují interakci složek natolik, že při nich dochází k dramatickým úkazům a zvýšené ztrátě hmoty ze soustavy. To též potvrdila měření z družice RXTE, která zaznamenala již od března 2003 šest rentgenových zjasnění v intervalech po 21 d a rekordní intenzitu 6,5.1027 W tvrdého rentgenového záření hvězdy koncem května 2003. Poté se však vlastní rentgenový zdroj, patrně modrý veleobr s hmotností 30 M☉, ocitl v zákrytu a klesl na minimum v druhé polovině června 2003. Současně také zmizela spektrální čára [Ne III] a mikrovlnné radiové záření hvězdy kleslo na polovinu 23. června, zatímco infračervené minimum nastalo až 13. července 2003. Předešlý obdobný úkaz proběhl na přelomu let 1997/98. K. Ishibashi aj. využili snímků STIS HST k odhalení "malého homuncula" uvnitř mlhoviny Homunculus. Jde o bipolární strukturu, pocházející z podružné erupce v r. 1890.
A. Lobel aj. soustavně sledovali žlutého (7 kK) veleobra ró Cas, který vykazoval krátkodobá zjasnění o 0,2 mag na podzim r. 2000, aby se pak v dubnu 2001 uložil k "zimnímu spánku", když proti klidovému stavu zeslábl o 2 mag. Podle jejich měření klesá po erupci efektivní teplota hvězdy až na 4 kK, protože se její atmosféra rozepne až na 700 R☉. Přitom se odvrhuje slupka o hmotnosti cca 0,1 M☉, takže tato zjasnění se nakonec podepíší na výbuchu veleobra jako supernovy už za 50 tis. roků. Jak uvedla A. Dupreeová, hvězda, která má v klidu 4,5 mag, zeslábla v r. 1946 na hranici viditelnosti očima a tehdy se ochladila dokonce na pouhé 3 kK. Nyní se dá očekávat nový výbuch této podivuhodné proměnné hvězdy.
Také v r. 2003 se další nestandardní proměnná delta Sco držela na vysoké noze kolem 1,6 mag, takže její zjasnění z klidového stavu 2,3 mag už trvá více než tři roky. Při pohledu očima na oblohu je to stále nejjasnější hvězda mezi Antarem a Spikou. Konečně H. Käufl aj. odhadli další vývoj neméně podivuhodné proměnné V4334 Sgr (Sakurai), jež prodělala pozdní heliový záblesk v r. 1995 a od té doby prodělala rychlý vývoj tím, že se po nápadném ochlazení obklopila prachovou slupkou o teplotě pouhých 600 K. Slupka se nyní rozpíná úhlovou rychlostí 0,2arcsec/r a podle názoru autorů bude postupně roztavena silným zářením hvězdy o svítivosti alespoň 2 kL☉. Jelikož teplota centrální hvězdy roste, obálka se během několika desetiletí rozplyne a hvězda se tak opticky výrazně zjasní. T. Lawlor a J. MacDonald řadí to téže skupiny také další neobvyklé proměnné hvězdy V605 Aql a FG Sge. Tvrdí, že jde původně o hvězdy s hmotností 1 M☉, které prodělají velmi silný tepelný impuls po opuštění asymptotické větve obrů a zhroutí se nakonec na pomalu vychládající bílé trpaslíky. Tomu odpovídá infračervená fotometrie FG Sge, kterou v době vzniku prachové obálky kolem hvězdy v srpnu 1992 uskutečnili O. Taranovová a V. Šenavrin. Ukázali, že teplota prachu činila 750 K a že hvězda ztratila plyn a prach o hmotnosti 2.10-7 M☉.
Z bezpečnostních důvodů musel být HST v listopadu 2002 po dobu 14 h během očekávaného meteorického deště Leonid natočen směrem k antiradiantu roje, což shodou okolností odpovídá poloze proslulé blízké (200 pc) obří (průměr 1 pc) planetární mlhoviny NGC 7293 "Hlemýžď" (Helix). Šťastné shody okolností hbitě využili P. McCullough aj., kteří pořídili mozaiku barevných snímků celého objektu s rekordním rozlišením. Na snímku je vidět horký bílý trpaslík, obklopený složitou strukturou chladného plynu, která se jeví jako dlouhý válec, mířící svou osou souměrnosti přímo k pozorovateli. Planetární mlhoviny se ostatně díky kameře ACS HST stávají nejfotogeničtějšími vesmírnými objekty, jak o tom svědčí snímky mlhoviny CRL 2688 "Vajíčko" (2102+3642) v Labuti nebo NGC 6543 "Kočičí oko" v Draku.
Naprostým překvapením v oboru se však v r. 2003 stal objev úhlově největší planetární mlhoviny, o nějž se postarali P. Hewett aj. zásluhou probíhající gigantické přehlídky oblohy SDSS. V souhvězdí Sextantu v galaktické šířce +48° totiž nalezli planetární mlhovinu 1037-0018, ozářenou bílým trpaslíkem PG 1034+001, o neuvěřitelném úhlovém průměru 2°, vzdálenou od nás pouhých 160 pc a starou zhruba 100 tis. let. Zmíněné přehlídky SDSS využili H. Harris aj. k vyhledávání bílých trpaslíků na ploše 190 čtv. stupňů oblohy. Našli tak 269 nových bílých trpaslíků, což je plných 12% dosud známého počtu bílých trpaslíků na celé obloze. O jejich chemickém složení nás informují rozdílné barvy: namodralí bílí trpaslíci obsahují atomy C, kdežto načervenalí molekuly C2. Spektrální třídu DZ mají bílí trpaslíci s čarami Mg, Na a popř. Fe.
Současně přišla dobrá zpráva pro naše vzdálené potomky: bílý trpaslík Sírius B nikdy nevybuchne jako supernova Ia, jelikož je dostatečně daleko od Síria A (8 -- 32 AU), než aby získal přenosem plynu dostatek hmoty na překročení Chandrasekharovy meze pro stabilní bílé trpaslíky. P. Kervella aj. využili interferometru VLTI ESO k přesnému změření úhlového průměru Síria A 6,04 mas, což při vzdálenosti 2,64 pc vede k lineárnímu poloměru hvězdy A1 V 1,71 R☉ a její hmotnosti 2,1 M☉. Hmotnost bílého trpaslíka pak vychází na 1,03 M☉ a jeho oběžná doba činí 50 r. Jeho původní hmotnost v době vzniku této nerovné dvojice před 225 mil. lety činila 7 M☉, takže šlo o ranou hvězdu B5 V, která se za 40 mil. roků zhroutila na bílého trpaslíka, když předtím ztratila 85% původní hmotnosti.
Podle F. Stephensona a D. Greena bylo během uplynulého tisíciletí pozorováno v naší Galaxii právě pět supernov v r. 1006 (Lup - viditelná očima plné 3 roky!), 1054 (Tau), 1*181 (Cas), 1572 (Cas) a 1604 (Oph). Každou chvíli by se tedy měla objevit další - ve skutečnosti už téměř jistě dávno vybuchla, ale s ohledem na časové zpoždění o tom dosud ještě nevíme...
P. Winkler aj. porovnávali vzhled vláken v pozůstatku G327.6+14.6 supernovy z r. 1006, která dosáhla vůbec nejvyšší jasnosti z historických supernov -7,5 mag, takže navzdory jižní deklinaci -38,5° byla tehdy od 1. května 1006 pozorována nad jižním obzorem i v Evropě i na Blízkém, Středním a Dalekém východě. Z pozorování v letech 1987 - 1998 tak určili jejich vlastní pohyb 0,28arcsec/r, což v kombinaci s měřeními radiálních rychlostí vedlo ke spolehlivému odhadu vzdálenosti supernovy 2,2 kpc. Odtud jim vyšla absolutní hvězdná velikost -19,55 mag, takže šlo určitě o supernovu třídy Ia. K. Long aj. zkoumali pozůstatek družicí Chandra a objevili tak jaderné čáry O, Ne, Mg a Si a rázové jevy v rozpínající se mlhovině. Rentgenová měření z družice Chandra umožnila A. Bambovi aj. odhadnout indukci magnetického pole v mlhovině na 1 nT, avšak E. Berezhkovi aj. vyšlo asi 10 nT. V takovém poli lze urychlit elektrony Fermiho mechanismem až na energie 100 TeV, jakož i nukleony či atomová jádra a tím vysvětlit původ galaktického kosmického záření.
J. Morgan aj. nalezli pomocí submilimetrové kamery SCUBA JCMT studený (17 K) i teplý (102 K) prach v pozůstatku po Keplerově supernově z r. 1604. Při vzdálenosti supernovy 5,5 kpc to odpovídá asi 1 M☉ v podobě prachu, jenž se postupně rozptyluje do mezihvězdného prostoru. Supernovy jsou tak významnějším dodavatelem prachu než červení obři. Hmotnost předchůdce této supernovy odhadli na plných 30 M☉.
T. DeLanez a L. Rudnick měřili změny polohy rentgenových vláken v pozůstatku po tajemné supernově Cas A, která vybuchla někdy kolem r. 1670, ale nebyla tehdy pozorována očima, ač její radiový pozůstatek je jedním z nejjasnějších objektů na radiové obloze. Na snímcích z družice Chandra je zřetelně vidět rozpínání vláken z centra výbuchu průměrným tempem 0,21%/r, což je trojnásobek tempa rozpínání vláken radiových. R. Chevalier a J. Oishi odhadli čas výbuchu na rok (1675 ± 5) n.l. a spektrální třídu supernovy IIn nebo IIb. Podle jejich názoru byl předchůdcem supernovy, vzdálené od nás 3,4 kpc, červený veleobr, který ztrácel hmotu hvězdným větrem tempem 2.10-5 M☉/r. Naproti tomu R. Willingale aj. se domnívají, že předchůdcem byla Wolfova-Rayetova hvězda o hmotnosti 20 M☉, která se nejprve obklopila hustou plynnou obálkou a pak teprve vybuchla. Autoři využili družice Newton k odhadu její vzdálenosti 3,4 kpc od nás. Odtud jim pak vyšla hmotnost pozůstatku 10 M☉ a jeho tepelná energie 7.1043 J. Vyvržený plyn má kinetickou energii 1044 J a rozpíná se počáteční rychlostí 15 tis. km/s. Výbuch supernovy byl usměrněn do dvou protilehlých výtrysků o vrcholových úhlech 45°.
S. Van Dyk aj. využili snímků galaxií v archivu HST k vyhledávání předchůdců nedávno objevených supernov. Mezi 16 supernovami tříd II a Ib/c našli tři předchůdce supernov Ib a Ic v podobě velmi svítivých veleobrů o absolutní hvězdné velikosti -7,5 -- -9 mag; dále pak tři předchůdce supernov II v podobě červených veleobrů -6 mag. Tím se téměř zdvojnásobil počet známých předchůdců supernov. U tříd Ib/c mohou být předchůdci složkami velmi hmotných interagujících dvojhvězd, resp. hvězdami Wolfovými-Rayetovými.
A. Riess aj. a J. Blakeselee aj. porovnali snímky pole HDF-N HST se snímky kamerou ACS od května 2002 do dubna 2003, pořízený kamerou ACS a objevili tak 5 velmi vzdálených supernov do 27 mag, jakož i dvě supernovy ve středních vzdálenostech (z = 0,5 a 1,0). Tím se podařilo ověřit tvrzení o tom, že v druhé polovině své existence se vesmír rozpíná zrychleně. Také přehlídka SDSS umožňuje nalézat supernovy, které se prozradí svými spektry. Během let 2000-01 tak přibylo celkem 18 supernov třídy Ia, jejichž červené posuvy z spadají do intervalu 0,05 -- 0,14.
E. Baron si však povšiml, že některé supernovy třídy Ia mají ve svém spektru vodíkové čáry, ačkoliv podle klasické teorie by tam vodík být vůbec neměl. Nejnovějším příkladem porušení této zásady se stala podle M. Hamuyho aj. supernova 2002ic, objevená v listopadu 2002 s kosmologickým posuvem z = 0,067, tj. ve vzdálenosti 29 Mpc. Odtud vychází absolutní hvězdná velikost v maximu -20,3 mag, což jednoznačně svědčí o klasifikaci Ia. Možným vysvětlením výskytu vodíku ve spektru této supernovy je přežití jejího průvodce v podobě červeného veleobra o hmotnosti kolem 5 M☉, který ztrácí hodně plynu hvězdným větrem, ale ve své atmosféře má dosud vodík.
Mimořádnou úctu však budí výkon australského astronoma-amatéra R. Evanse (*1937), který 12. 6. 2003 objevil vizuálně pomocí 0,3 m reflektoru supernovu 2003gd v galaxii M74 (NGC 628) jako objekt 13,2 mag. Spektrum, pořízené dalekohledem WHT, ukázalo, že jde o třídu II asi 2 měsíce po výbuchu, kdy se plynné obaly rozpínaly rychlostí 8000 km/s. Archivní snímky HST a Gemini-N prokázaly, že předchůdcem byl červený veleobr 26 mag o hmotnosti 9 M☉, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost -3,5 mag. Shodou okolností byla v téže galaxii předtím objevena supernova 2002ap s maximem jasnosti počátkem února 2002, jež podle L. Wanga aj. patřila ke třídě Ic a jež je součástí dvojhvězdy, což se projevilo výraznou asymetrií výbuchu. Její absolutní hvězdná velikost dosáhla -19 mag.
Neúnavný R. Evans opět bodoval 29. 7. 2003, když v galaxii NGC 936 objevil supernovu 2003gs 14,0 mag, která byla klasifikována jako třída Ia týden po maximu a své pozorovatelské žně dovršil koncem srpna, kdy objevil supernovu 2003hn 14 mag v galaxii NGC 1448, klasifikovanou jako třídu II týden po maximu. Od r. 1980, kdy se soustavným hledáním supernov začal, jich tak našel celkem 39!
J. Ulvestad a S. Neffová objevili pomocí radiových pozorování VLBA doslova továrnu na supernovy v interagující galaxii Arp 299, vzdálené od nás 43 Mpc. Splývající galaxie jsou tak zaprášené, že k hledání supernov se hodí jedině jejich radiové záření. Při splývání galaxií vzniká totiž velké množství mimořádně hmotných hvězd v kompaktních velekupách o průměru pouze 5 pc a svítivosti řádu 1 ML☉, které jsou předurčeny k výbuchu jako supernovy, což se zde učebnicově potvrzuje. V jediné velekupě uvnitř galaxie se totiž nalézá řádově milion hvězd s hmotnostmi 10 -- 30 M☉, takže tam každý rok vybuchuje alespoň jedna supernova - za poslední dekádu se jich podařilo pozorovat pět.
Dátum poslednej zmeny: 04. augusta 2005