Группа исследователей, занимающихся поисками экзопланет методом наблюдения транзитов (проект XO) обнаружила транзитный горячий юпитер XO-2 b.
Звезда XO-2 удалена от Солнца на расстояние 149 ± 6 пк. Это звезда главной последовательности спектрального класса K0 V, чья масса оценивается в 0.98 солнечных масс, а светимость составляет 62,3% светимости Солнца. Звезда отличается очень высокой металличностью: содержание тяжелых элементов в ее составе почти в 3 раза превышает солнечное значение.
Планета XO-2 b имеет типичные параметры горячего юпитера: ее масса равна 0.57 ± 0.06 масс Юпитера, радиус 0.97 ± 0.03 радиуса Юпитера, орбитальный период 2.616 дней. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0369 а.е. (5.5 млн. км). Средняя плотность XO-2 b оказывается равной 0.824 ± 0.116 г/куб.см, вторая космическая скорость 46.1 ± 2.5 км/сек.
    Второй горячий юпитер (HAT-P-2 b) был обнаружен транзитным методом у сравнительно яркой звезды HD 147506. Ее спектральный класс - F8, она удалена от Солнца на 135 ± 16 пк. Масса звезды оценивается в 1.35 ± 0.1 масс Солнца, светимость превышает солнечную в 4.25 ± 0.66 раза.
Горячий юпитер HAT-P-2 b отличается высокой массой (8.2 ± 0.7 масс Юпитера) и высоким эксцентриситетом своей орбиты (0.51 ± 0.01!). Ее орбитальный период составляет 5.633 дней, большая полуось орбиты - 0.0685 ± 0.0017 а.е. (около 10 млн.км). Из-за высокого эксцентриситета расстояние от планеты до звезды меняется в 3 раза, а освещенность - в 9 раз!
Средняя плотность планеты HAT-P-2 b оказалась равной 6.6 г/куб.см - больше средней плотности Земли! Однако это не означает, что планета сложена в основном из тяжелых элементов. Мощное тяготение массивной планеты приводит к сильному сжатию металлического водорода, которым сложены ее недра, и ее размер оказывается близок к размеру Юпитера. Замечу, что коричневые карлики и самые маломассивные звезды также имеют размер, близкий к размеру Юпитера.

  В центрах активных галактических ядер сидят сверхмассивные черные дыры, непрерывно поглощающие газ. Массы таких черных дыр составляют от миллионов до миллиардов масс Солнца. Газ, захваченный гравитационным полем массивного объекта, формирует диск вокруг дыры и потихоньку падает в нее. Вещество в диске разогрето до миллионов градусов, поэтому диски являются источниками рентгеновского излучения.
    Рентгеновские источники, связанные с активными ядрами галактик, светят не ровно. Иногда они выглядят яркими, иногда - более тусклыми. Уменьшение наблюдаемого нами потока может быть связано или с тем, что сам источник светит слабее. Или же с тем, что на пути излучения оказалось поглощающее вещество, например, облако межзвездного газа, вращающееся вокруг черной дыры. Астрофизики умеют различать эти два случая. По спектру рентгеновского излучения и данным об изменении потока можно определить параметры облака (его расстояние от черной дыры, размеры и плотность). Зная параметры облака, можно определить и размеры излучающей области.
    Иногда облака оказываются столь плотными, что мы наблюдаем настоящее затмение черной дыры (правильнее говорить о затмении аккреционного диска, но суть от этого не меняется). Недавно группе итальянских и американских ученых удалось увидеть такое затмение при наблюдениях ядра галактики NGC 1365, о чем они рассказали в своей статье.
     Наблюдения проводились на космической рентгеновской обсерватории Чандра в апреле 2006 года. Было проведено три сеанса наблюдений примерно по 4 часа каждый. Ученым удалось поймать момент очень глубокого затмения, когда между нами и источником прошло достаточно плотное облако. Важным результатом является то, что удалось определить размер источника. Он оказался менее 10¹⁴ сантиметров. Это около 10 гравитационных радиусов для черной дыры с массой около 300 млн. солнечных. Само облако вращается со скоростью около 12 000 км/с на расстоянии около 3 10¹⁵ сантиметров от черной дыры (это расстояние соответствует 300 гравитационным радиусам).