:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

471. vydání (17. 2. 2003)

Nedá se nic dělat, ale jsi workoholik. Prohlásila to o mně nedávno moje dívka při jedné z příležitostí, kdy jsem lítal jako smyslů zbavený po pokoji a naříkal, že zase nic nestíhám. Zatímco jsem se zoufale prohraboval stohy papírků plnými poznámek, co jsem komu kde nasliboval a dokdy že to má být hotové, spražila mně chladnou poznámkou, že "to vlastně potřebuju k životu ... nežít v takovém shonu, tak bych se asi nudil."

Nejdříve jsem se chtěl skoro urazit, protože označení končící na -holik obvykle nevěstí vůbec nic dobrého, ale pak jsem si uvědomil, že má částečně pravdu. Abych pravdu řekl, nedovedu si představit, že bych se třeba každý večer posadil do křesla, rozvalil svou stále se zvětšující břišní pneumatiku a tupě zíral na modrou záři televizní obrazovky, smál se nemastným a neslaným průpovídkám televizních bavičů vždy, když k tomu dostanu pokyn ve formě smíchu z publika, mastnou rukou se přehraboval v pytlíku brambůrků a pil k tomu kolu (to já jo. pozn. redakce). Tomuto stylu života jsem nikdy neholdoval a život na koleji to ještě posílil. I proto se domnívám, že když přijedu jednou za několik týdnů za rodiči domů, jsem v jejich očích zřejmě nespolečenský a samotářský typ (protože si dovedu představit jinak strávený sobotní večer, než u televize). Beru si tedy s sebou na víkend domů vždy nějakou práci, abych se prostě nenudil...

Však si nemyslete. I tento úvodník píšu proto, abych si nekousal nehty nudou. Měl bych se sice učit na zkoušku (ale komu by se chtělo, že?), můžu se dívat na nějaký film nebo jen tak ledabyle surfovat po celosvětové pavučině; moje dívka je doma, tudíž výčet možných činností zde končí :-). Jenže to mně nebaví. A vůbec -- venku svítí sluníčko, tak půjdu prostě ven. Takže mě laskavě omluvte, jdu se nadýchat čerstvého vzduchu a dopřát všem receptorům mrazivé slunečné odpoledne.

Michal Švanda

 

 

 

Žeň objevů 2001 -- díl čtvrtý

Hvězdný vesmír, extrasolární planety a hnědí trpaslíci, prahvězdy, hvězdná astrofyzika, osamělé hvězdy, těsné dvojhvězdy, proměnné hvězdy, novy a kataklyzmické proměnné, fyzické proměnné, symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy, planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, supernovy a jejich pozůstatky, radiové pulsary, rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje, zábleskové zdroje záření gama (GRB), mezihvězdná látka.

 2.6. Proměnné hvězdy
2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné
V poslední den r. 2000 byla objevena netypická nova V445 Pup v poloze 0738-2557 jako objekt 9 mag, jež dosáhla počátkem ledna 2001 maxima 8,7 mag. Ve spektru byly nalezeny typické emise a profily typu P Cyg, avšak rychlost rozpínání plynného obalu nepřesáhla 900 km/s. V průběhu ledna pak její jasnost kolísala v rozmezí 9 -- 10 mag. Infračervená spektra prokázala, že se v obálce kondenzovala zrnka prachu o teplotách 250 -- 1000 K a vše nasvědčuje tomu, že jde fakticky buď o rekurentní novu nebo pekuliární eruptivní proměnnou hvězdu, jež do konce dubna 2001 zeslábla na 11 mag a od září téhož roku se zahalila do opticky tlusté obálky uhlíkových sazí. Počátkem října 2001 zaznamenala anténní soustava VLA silnou radiovou erupci hvězdy na frekvenci 1,4 GHz.

Koncem února 2001 našel W. Liller na jižní polokouli další jasnou novu V4643 Sgr v poloze 1754-2614, jež dosáhla 24. února maxima 7,7 mag a za pouhé 4 dny zeslábla na 10 mag. Z optických spekter se podařilo odvodit rychlost rozpínání plynné obálky na plných 4700 km/s, avšak infračervená spektra dala rychlost dvojnásobnou! Nova patří k typu He/N a do poloviny března zeslábla na 11,4 mag. Od července 2001 přešla nova spektrálně do koronální fáze.

Další novu V1548 Aql objevil M. Collins 12. května 2001 v poloze 1907+1145 jako objekt 11 mag. Archivní snímky prokázaly, že ještě koncem října 2000 byla nova slabší než 15 mag, ale již koncem února 2001 se zjasnila na 13 mag a počátkem května dokonce na 10,8 mag. Do 16. května však stačila zeslábnout na 13 mag. V polovině srpna objevili A. Tago a K. Hatajama novu V2275 Cyg v poloze 2103+4846, jež dosáhla maxima V = 6,7 mag 19. srpna. Ze spekter vyšla rychlost rozpínání plynné obálky na 1700 km/s. Koncem srpna pak A. Pereira našel novu V4739 Sgr, jež 27. srpna dosáhla maxima 6,4 mag, avšak během dalšího dne zeslábla na 8 mag, 1. září na 11,4 mag a 12. září na 13,6 mag. Šlo opět o novu typu He/N s rychlostí rozpínání 2750 km/s a od nás velmi vzdálenou, jak o tom svědčí výrazné interstelární absorpční čáry. Týž astronom a nezávisle W. Liller nalezli 5. září třetí předloňskou novu ve Střelci v poloze 1812-3031, která pak dostala označení V4740 Sgr. Poslední archivní snímek ze 4. září ji ukázal jako hvězdy 10 mag, při objevu byla však už 7 mag. a 9. září dosáhla maxima 6,7 mag, ale do poloviny září zeslábla nad 7 mag a počátkem října nad 9 mag. Rychlost rozpínání plynné obálky vyšla na 1500 km/s. W. Liller našel počátkem října novu V1039 Cen v poloze 1356-6416, která byla v té době 8,6 mag a do 10. října zeslábla na 11,2 mag. Její obal se rozpínal rychlostí 2000 km/s

Zajímavou studii dávné novy RW UMi, která vzplanula 24. září 1956, uveřejnili A. Retter a Y. Lipkin. Přestože nova v maximu dosáhla 6 mag, byla odhalena na archivním záběrech až r. 1962, kdy už bylo dávno po všem. Nicméně studiem archivních snímků se podařilo jednak nalézt prenovu 21 mag a jednak ukázat, že během prvního roku po výbuchu klesla na 11,5 mag a do r. 1995 na 18,8 mag. Přesná fotometrie z let 1995-97 prokázala periodické kolísání jasnosti s amplitudou 0,05 mag během 0,059 d (1,4 h), což je vůbec nejkratší oběžná perioda dosud u novy zjištěná.

Postnova DK Lac, jež vzplanula v r. 1950, byla v posledních desetiletích stabilně 16,8 mag, však v září 2000 začala dále slábnout a v prosinci 2001 dosáhla 19,4 mag. To se dá vysvětlit tím, že akrece látky z průvodce novy ustala a máme tak ideální možnost nerušeně zkoumat povrch bílého trpaslíka.

K. Vanlandinghamová aj. ukázali, že novy typu ONeMg mají konstantní bolometrickou svítivost tak dlouho, dokud se veškerý vodík v povrchové slupce na bílém trpaslíku zcela nezmění v helium. Překotná termonukleární reakce ve vodíkové slupce na povrchu bílého trpaslíka začíná tehdy, když teplota na dně slupky přesáhne pouhý 1 MK. Ukončení překotné termonukleární reakce se projeví vypnutím emise měkkého rentgenového záření, jehož světelná křivka prokazuje, že teplota na dně vodíkové slupky vrcholí těsně před vypnutím. Podle původních modelů měla tato fáze jaderného hoření trvat řádově sto roků, ale ve skutečnosti je téměř o čtyři řády kratší (desítky hodin), patrně vinou ztráty hmoty intenzívním hvězdným větrem. M. Oriová aj. zjistili, že družice ROSAT zachytila během své existence rentgenové záření od 108 klasických a rekurentních nov. V pásmu tvrdého záření nad 2 keV září novy po dobu několika měsíců výkonem až 1026 W.

J. José aj. propočítali vývojové posloupnosti pro novy typu ONeMg s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,35 Mo a ukázali na mimořádnou úlohu nuklidu 30P při vzniku prvků v rozmezí Ne-Na -- Mg-Al během sledu překotných termonukleárních reakcí ve vodíkové slupce na povrchu bílého trpaslíka. Zmíněné prvky se pak snadno dostanou do mezihvězdného prostoru a jelikož četnost nov v Galaxii je velmi vysoká, přispívají významně k obohacení Galaxie těžšími prvky ("kovy").

V r. 2000 byl pozorován druhý výbuch rekurentní novy a zákrytové dvojhvězdy CI Aql, která poprvé vzplanula r. 1917. Jak uvedli L. Kiss aj., v r. 1917 dosáhla nova maxima 8,6 mag, zatímco v r. 2000 8,9 mag, ale jinak se průběh obou světelných křivek naprosto shodoval, zejména pokles o 2 mag od maxima trval v obou případech přesně měsíc. Hvězda má v klidu 16 mag, ale občas se krátkodobě zjasní až o 1,5 mag. V té době lze sledovat dobře zákryty bílého trpaslíka s amplitudou 0,6 mag. B. Schaefer našel ve fotografickém archivu Harvardovy observatoře výbuch CI Aql též v letech 1941-42, takže odhadl periodu rekurence na 20 roků, avšak data z let 1960 a 1980 nejsou k dispozici. Spektrum CI Aql připomíná spektrum prototypu U Sco.

Podle I. Hachisa a M. Kata jsou rekurentní novy přímými předchůdci gigantických výbuchů supernov třídy Ia. Vyznačují se totiž velmi hmotnými bílými trpaslíky téměř na Chandrasekharově mezi (cca 1,36 Mo) a sekundárním složkou v podobě červeného obra, takže kompaktní složky jsou obklopeny akrečním diskem. Přenos hmoty mezi složkami se odehrává vysokým tempem 10-7 Mo/rok a hmotnost slupky na povrchu bílého trpaslíka dosahuje před explozemi nov hodnoty 10-6 Mo. Po explozi se většina hmoty slupky rozmetá, takže čistý roční přírůstek hmotnosti bílého trpaslíka představuje pouze 10-8 Mo. Pokud však je bílý trpaslík složen převážně z kyslíku a uhlíku, tak je brzký výbuch supernovy Ia za řádově milion roků nevyhnutelný.

Mezi kandidáty na brzké supernovy se dle autorů ocitly rekurentní novy T CrB, RS Oph, V745 Sco a V3890 Sgr. Z nich je ke Slunci nejblíže RS Oph ve zcela bezpečné vzdálenosti 600 pc. Ostatní hvězdy z tohoto krátkého seznamu jsou vesměs dál než 1 kpc a nepředstavují tudíž pro Zemi žádnou hrozbu. Prototyp U Sco je od nás vzdálen 6 kpc a vybuchne jako supernova asi za 700 tisíc let, takže na pozemské obloze bude zářit jasněji než Venuše. Podle B. Schaefera se podařilo dohledat téměř všechny výbuchy U Sco ve XX. stol. ve fotografických archivech a odtud vyplývá stálá perioda rekurence 11 roků. Chybějí tak pouze data z let 1956 a 1967, kdy byla nova v době pravděpodobného výbuchu v konjunkci se Sluncem. T. Thoroughgood aj. uvedli, že U Sco je zákrytovou a dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou, což dává dobré parametry soustavy. Hmotnost bílého trpaslíka činí (1,55 +/- 0,24) Mo, zatímco červený obr má jen 0,9 Mo, ale zato poloměr 2,1 Ro. Vzdálenost mezi složkami činí 6,5 Ro a oběžná doba 1,2 d. Jelikož čistý roční přírůstek hmoty bílého trpaslíka dosahuje 10-7 Mo, potvrzuje se tak výbuch supernovy za necelých 700 tisíc roků.

Na rozdíl od klasických a rekurentních nov mají výbuchy tzv. trpasličích nov odlišný průběh i příčinu. Podle V. Buata-Ménarda aj. je jejich amplituda výbuchů pouze 4 -- 6 mag a rekurence v intervalu od dnů do 30 let. Kolem bílého trpaslíka se díky přenosu hmoty z průvodce vytváří tlustý akreční disk, v němž díky nestabilitám dochází k častým výbuchům, zatímco povrch bílého trpaslíka zůstává klidný. E. Sion aj. však zkoumali trpasličí novu VW Hyi těsně po superexplozi pomocí HST STIS a objevili tam stopy po minulých překotných termonukleárních reakcích na povrchu bílého trpaslíka, který se nyní chová jako trpasličí nova. To znamená, že rozdíl mezi oběma kategoriemi nov zřejmě není tak zásadní, jak se dosud soudilo. Také dosud zanedbávaní průvodci bílých trpaslíků se mohou překvapivě měnit, jak ukázali S. Howell a D. Ciardi pomocí infračervených pozorování trpasličích nov LL And a EF Eri. Neustálá ztráta hmoty ve prospěch bílého trpaslíka oškube průvodce -- trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti -- natolik, že se z ní nakonec stane hnědý trpaslík o povrchové teplotě pod 1,65 kK a hmotnosti pod 55 MJ. Zmíněné soustavy vynikají velmi krátkou oběžnou dobou kolem 80 min.

Po delší přestávce došlo předloni k dalšímu obřímu výbuchu trpasličí novy WZ Sge, která v červenci 2001 dosáhla 8,6 mag. Předešlý obří výbuch tohoto typu se odehrál koncem r. 1978 a vůbec největší výbuch na 7 mag byl zaznamenán už koncem r. 1913. Hvězda v minimu mívá kolem 15,5 mag a je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou pouhých 81 min. Podle D. Steeghse aj. činí hmotnost bílého trpaslíka alespoň 0,7 Mo, kdežto jeho průvodce dosahuje stěží 0,1 Mo. Proto je přenos hmoty na bílého trpaslíka chabý a trvá kolem 30 roků, než dojde k obřímu výbuchu. Při nejnovějším výbuchu se díky tomogramům, získaným pomocí 2,5 m teleskopu INT, podařilo odhalit v okolí bílého trpaslíka dvě spirální vlny v akrečním disku, což nikdo nečekal. H. Schild aj. odhadují vzdálenost soustavy na nějakých 2,3 kpc. Průvodce sp. třídy M7 vykazuje oscilace jako mirida s periodou 527 d a je obklopen tlustou prachovou obálkou o teplotě 380 K.

K. Hinkle aj. zkoumali světelnou křivku kataklyzmické proměnné V605 Aql, jež vzplanula v letech 1919-1923. R. 1971 ukázaly snímky z Haleova pětimetru na Mt. Palomaru, že hvězda je obklopena planetární mlhovinou a v r. 1983 zjistila družice IRAS, že hvězda je silným infračerveným zdrojem v pásmu 60 mikrometrů, což potvrdila i pozorování z družice ISO. Pozorování potvrzují, že vzplanutí způsobil závěrečný termonukleární záblesk v héliové slupce uvnitř hvězdy, podobně jako je tomu u známého objektu Sakurai (V4334 Sgr). Autoři uvádějí, že v průběhu minulého století bylo objeveno už na 50 takových případů, ale V605 Aql je historicky první. S. Howell aj. připomněli, že oběžné periody kataklyzmických proměnných se pohybují v rozmezí od 80 min do 8 h, ale vynechávají interval 2 -- 3 h, což má zjevně fyzikální příčinu; nejde o výběrový efekt.

2.6.2. Fyzické proměnné
J. Armstrong aj. měřili interferometrem americké Námořní observatoře o proměnné základně 19 -- 38 m úhlové průměry kotoučků blízkých cefeid: delta Cep (1,520+/-0,014) milivteřin; éta Aql (1,69+/-0,04) milivteřin; beta Lac 1,909 milivteřin a 12 Aql 2,42 milivteřin. Vzdálenosti zmíněných cefeid, určené pomocí družice HIPPARCOS, se pohybují v rozmezí 46 -- 357 pc. Podobně P. Kervella aj. stanovili pomocí interferometru IOTA na Mt. Hopkinsu se základnou o délce 5 -- 38 m úhlový průměr cefeidy zéta Gem s periodou pulsací 10,15 d. Vyšlo jim 1,64 milivteřiny, zatímco ze zákrytu hvězdy Měsícem obdrželi 1,81 milivteřin. Podle družice HIPPARCOS vychází vzdálenost 360 pc od Slunce, kdežto interferometrická měření odpovídají vzdálenosti 500 pc.

J. Bochanski a E. Sion využili archivu družice IUE pro určení parametrů průvodce proměnné hvězdy Mira Ceti, vzdálené od nás 128 pc. Průvodce má hmotnost 0,6 Mo a efektivní teplotu 9 kK, takže jde fakticky o mladého bílého trpaslíka o stáří pouze 850 milionů let. G. Melnick aj. studovali pomocí družice SWAS infračervený objekt IRC+10216 = CW Leo, vzdálený od nás 170 pc. Červený obr má svítivost 5 kLo a obsahuje velké množství uhlíku a kyslíku ve své rozsáhlé atmosféře. Kolem hvězdy se pak vyskytuje rozsáhlý oblak vodní páry o teplotě 2 kK a poloměru 5 AU, který vznikl nejspíš díky ohřátí řádově 100 miliard kometárních jader v oblaku o poloměrech 75 -- 300 AU, který je obdobou Edgeworthova-Kuiperova pásu kolem našeho Slunce. Autoři odhadují, že analogicky bude vypadat i naše Slunce, až dospěje za 7,5 miliard let do stádia červeného obra.

A. Mirošničenkovi aj. se podařilo objasnit překvapivý výbuch proměnné hvězdy delta Sco, jež od r. 2000 se svou jasností přiblížila Antarovi a změnila tak vizuální vzhled souhvězdí Štíra. Ze skvrnkové interferometrie se totiž zjistilo, že jde o těsnou dvojhvězdu s oběžnou dobou 10,6 r a extrémně vysokou excentricitou e = 0,94. Právě v létě 2000 procházela proměnná složka s neradiálními pulsacemi periastrem, a to zřejmě vyvolalo pozorované zjasnění, které přetrvávalo i po celý rok 2001, kdy soustava dosáhla 1,8 mag. D. Banerjee aj. klasifikovali hlavní složku soustavy jako hvězdu B0.3e IV. Rychle rotující raná hvězda odhazuje odstředivou silou hmotu podél rovníku.

K. Žebruň aj. hledali proměnné hvězdy v katalogu programu OGLE II (hledání gravitačních mikročoček), jenž byl pořízen v letech 1997-2000 ve 21 vybraných polích, zahrnujících obě Magellanova mračna. Přehlídka pokryla 7 čtverečních stupňů oblohy s fotometrickou přesností až +/-0,005 mag pro hvězdy do 19 mag. Autoři našli na těchto snímcích celkem 68 tisíc (!) proměnných hvězd, jež jsou k dispozici v elektronickém katalogu na internetu. Je zřejmé, že obdobné přehlídky ještě většího rozsahu mohou v dohledné době naprosto změnit charakter výzkumu proměnných hvězd, neboť klasické metody hledání proměnných hvězd dokázaly během posledních dvou století odhalit jen něco přes 36 tisíc proměnných hvězd po celé obloze.

2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy
H. Schild aj odvodili parametry symbiotické dvojhvězdy AR Pav, která je od nás vzdálena 4,9 kpc a skládá se z červeného obra o poloměru 130 Ro a průvodce o hmotnosti 0,75 Mo ve střední vzdálenosti 2,0 AU. A. Skopal aj. odvodili analýzou světelné křivky AX Per za období 1887-1999 oběžnou periodu zákrytové symbiotické dvojhvězdy 680 d (1,9 r) a poměr hmotností složek 2,4. Efektivní teploty složek činí po řadě 12 a 3,4 kK. Horká složka je obklopena mlhovinou ionizovaného vodíku o poloměru 192 Ro. Soustava je od nás vzdálena minimálně 1,7 kpc.

S. Eyres aj. zkombinovali pozorování symbiotické novy HM Sge, pořízená jednak HST a jednak anténou VLA a rozlišili tak poprvé obě složky dvojhvězdy, jež jsou od sebe vzdáleny 50 AU při vzdálenosti soustavy 1,25 kpc od Slunce. D. Chochol a R. Wilson studovali symbiotickou dvojhvězdu V1329 Cyg, vyznačující se kruhovou oběžnou drahou s periodou 955 d, a ukázali že, během jediného oběhu se tato perioda krátí o plné 2 dny. M. Bogdanov a O. Taranovová sledovali symbiotickou dvojhvězdu V1016 Cyg ve středním infračerveném pásmu pomocí družic IRAS a ISO a zjistili, že soustava je obklopena prachem. E. Vitričenko a S. Plačinda stanovili poměr hmot složek sp. třídy A a M na 0,19. Raná hvězda má přitom 21 Mo a pozdní 3,9 Mo. Poloměry složek jsou téměř shodné, tj. 3,7 resp. 3,6 Ro.

Několik prací bylo věnováno pozoruhodnému symbiotickému objektu V4334 Sgr (Sakurai), jenž byl objeven japonským amatérem v únoru 1996 během vzplanutí, které se dnes považuje za závěrečný héliový záblesk v době, kdy hvězda končí fázi červeného obra. Podle J. Pavlenka a H. Dürbecka se ve spektru objektu projevuje přebytek uhlíku a nedostatek kyslíku při efektivní teplotě 5250 K. V letech 1997-1998 prodělalo spektrum objektu skluz od rané třídy F po pozdní K. F. Herwig určil hmotnost obra na 0,9 Mo a jeho vzdálenost od Slunce na 4 kpc. V. Šenavrin a B. Judin spočítali, že průměrná velikost zrnek grafitu v prachové obálce dosahují rozměrů 0,05 mikrometru, a že hvězda ročně ztrácí ve prospěch budoucí planetární mlhoviny hmotu 2.10-6 Mo. Infračervená jasnost hvězdy roste díky prachovému obalu velmi výrazně -- za poslední 2 roky se zvýšila o více než 2 mag.

S. Bagnulo aj. objevili magnetické pole u hvězdy HD 94660 (sp. Ap) měřením kruhové polarizace pomocí VLT ESO (Antu). Je to poprvé, co se podařilo změřit magnetické pole hvězdy touto citlivou metodou. Konečně S. van Eck aj. využili spektrografů ESO v La Silla ke studiu tří obřích hvězd o hmotnostech 0,8 -- 8 Mo s nízkou metalicitou a podařilo se jim v jejich spektru identifikovat čáru neutrálního olova na vlnové délce 405,8 nm, což je pochopitelně velké překvapení. Autoři však upozorňují na málo známý fakt, že u hvězd chudých na "kovy" vznikají během fáze obrů v nitru hvězdy nejtěžší prvky procesem zachycování neutronů jádry železa. Je tedy možné, že difuzí se tyto prvky -- a především právě olovo -- dostávají na povrch hvězdy, odkud je odnáší hvězdný vítr.

2.6.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci
E. Blackman aj. ukázali, že hvězdy, nacházející se na asymptotické větvi obrů (AGB) diagramu HR, mají díky efektu dynama silné magnetické pole, které tvaruje vzhled planetárních mlhovin. Tyto mlhoviny vznikají tehdy, když rychlý hvězdný vítr fáze AGB předstihuje pomalý vítr z fáze červeného obra. Proto jsou planetární mlhoviny spíše osově než kulově symetrické, neboť dynamo vytváří dipólové pole. Nejnovější generální katalog galaktických planetárních mlhovin publikoval L. Kohoutek jako pokračování původního katalogu, uveřejněného společně s L. Perkem v r. 1967. Nový katalog obsahuje základní údaje o 1510 planetárních mlhovinách, rozpoznaných do konce r. 1999 a k tomu také vyhledávací mapky. Z údajů v katalogu plyne, že na konci 18. století znali astronomové pouhých 18 planetárních mlhovin a do konce 19. století se tento počet téměř zpětinásobil. Rozkvět oboru nastal až po II. světové válce, kdy bylo za půl století objeveno 90 % dnes známých planetárních mlhovin. T. Bensby a I. Lundström uveřejnili kritickou revizi vzdáleností pro 73 planetárních mlhovin a zjistili, že čtvrtina všech katalogizovaných planetárních mlhovin patří do galaktické výduti.

Předloni byl uveřejněn zajímavý snímek dvojhvězdy Sírius AB, pořízený družicí Chandra v měkkém rentgenovém pásmu. Na tomto záběru je totiž bílý trpaslík (B) jasnější než sám Sírius A, neboť má efektivní teplotu 25 kK proti pouhým 10 kK hvězdy hlavní posloupnosti. Naproti tomu H. Harris objevil při přehlídce SDSS zatím nejchladnějšího bílého trpaslíka 1337+00, který dosahuje 19 mag v pásmu R a prozradil se vlastním pohybem 0,2arcsec/r. Další tři velmi chladné bílé trpaslíky s efektivní teplotou pod 4 kK našli B. Oppenheimer aj. v tlustém disku naší Galaxie. M. Sean O'Brien aj. zkoumali pomocí HST GHRS zákrytovou dvojhvězdu V471 Tau, která se skládá z bílého a červeného trpaslíka a patří do hvězdokupy Hyády. Bílý trpaslík má hmotnost 0,8 Mo a efektivní teplotu 34,5 kK, zatímco červený trpaslík třídy K2 má hmotnost 0,9 Mo a poloměr o pětinu větší než hvězdy srovnatelné hmotnosti v Hyádách. Stáří bílého trpaslíka se odhaduje na 10 milionů let, což je pro tak hmotnou hvězdu velmi překvapující. Autoři proto soudí, že bílý trpaslík je tzv. modrým loudalem, tj. vznikl splynutím obří hvězdy s červeným trpaslíkem. Podobně vysoké hmotnosti bílých trpaslíků v rozmezí 0,9 -- 1,0 Mo vycházejí dle C. Clayera aj. pro otevřenou hvězdokupu Prasepe v Raku.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
První zprávu o zjasnění Tychonovy supernovy podal ve skutečnosti Schulerus, který ji spatřil 6. listopadu 1572 ve Wittenberku; Tycho sám ji poprvé pozoroval na Hvenu až 11. listopadu. Supernova byla zpočátku viditelná i za denního světla, neboť byla zřetelně jasnější než Venuše. V prosinci zeslábla na jasnost Jupiteru a ještě v únoru 1573 byla stejně jasná jako Sírius. Očima byla pozorovatelná až do února 1574. Během té doby měnila barvu z bílé na žlutou a nakonec na měděně červenou. V našich zeměpisných šířkách byla cirkumpolární. Je už skutečně na čase, abychom si něco takového vychutnali znovu. Ačkoliv podle statistik vybuchne v Galaxii více než jedna supernova za století, nejmladší úkaz pochází zhruba z r. 1680. Zachoval se po něm mimořádně jasný radiový a rentgenový zdroj Cas A, ale očima tehdejší výbuch asi nikdo nespatřil.

V současné době patří supernovy k nejžádanějším novým objektům a tak se stále zdokonalují technické prostředky k jejich vyhledávání. Nejlépe to dokládá růst počtu objevených supernov od r. 1990, jak uvádí B. Paczynski: v r. 1990 bylo objeveno 38 supernov, v r. 1995 jich bylo 57 a v r. 2000 už 173. (Paczynski do obvyklého poděkování v závěru své studie, věnované vztahu supernov a GRB, napsal, že jeho práce nebyla podporována žádným grantem!) Pomocí mozaikové kamery QUEST složené ze 16 matic CCD se podařilo za pouhých 10 nocí pozorování v březnu 2001 objevit pomocí Schmidtovy komory ve Venezuele v polích o celkové výměře 254 čtv. stupňů 11 supernov s jasností R < 20 mag.

Navzdory moderní technice se podařil husarský kousek proslulému lovci supernov R. Evansovi, jenž v r. 2001 objevil vizuálně pomocí 0,3 m reflektoru supernovy 2001du (14 mag) a 2001ig (14,5 mag). První z objevených supernov v poloze 0333-3608 (galaxie NGC 1365, Fornax) byla před výbuchem patrně zachycena na snímku HST jako objekt 23 mag, což by odpovídalo absolutní hvězdné velikosti -8 mag, tj. pozdnímu veleobru. Druhá ze supernov (galaxie NGC 7424, Grus) zase vynikla tím, že už týden po výbuchu bylo v pásmu 8,6 GHz zaznamenáno její radiové záření.

Pozůstatek po známé supernově 1993J v galaxii M81 (UMa) byl v březnu 2001 odhalen jako radiový zdroj na frekvenci 610 MHz pomocí obřího indického radioteleskopu GMRT. M. Bietenholz aj. odhadli hmotnost předchůdce (veleobr sp. K0 Ia) na 17 Mo při vzdálenosti galaxie 3,6 Mpc. Týmž radioteleskopem bylo zjištěno radiové záření z pozůstatku po supernově 1979C z galaxie M100 (Com).

G. Lewis a R. Ibata se věnovali otázce, zda pozorovaná jasnost proslulé supernovy 1997ff v HDF-N v poloze 1236+6212 nebyla ovlivněna efektem gravitační čočky. Její červený posuv z = 1,77 je jednak rekordní a jednak slouží jako doklad pro tvrzení A. Riesse aj., že vesmír se v současné době rozpíná zrychleně, neboť při odpovídající kosmologické vzdálenosti byla supernova překvapivě jasná (27,0 mag). Lewis a Ibata však ukázali, že paprsky ze supernovy prošly po cestě k nám okrajovými částmi dvou mezilehlých galaxií se z = 0,56, takže jasnost supernovy tak byla zesílena o 0,4 -- 1,2 mag. Když tento přebytek odečteme, vychází pak odtud, že vesmír se rozpíná stále stejnou rychlostí, anebo že se dokonce rozpínání zpomaluje, ve shodě s nejjednodušším kosmologickým modelem. Na týž problém s gravitačním zesílením jasnosti vzdálené supernovy upozornili také E. Mörtsell aj., takže pro kosmologii se paradoxně tato supernova příliš nehodí, navzdory své rekordní vzdálenosti.

Také v jižním poli HDF-S se podařilo nalézt velmi vzdálenou supernovu 1998ff v poloze 2232-6034, která v září 1998 dosáhla 25 mag a byla pozorována i na opakovaném snímku z října 2001. Její červený posuv z = 1,20 patří rovněž mezi největší dosud pro supernovy zjištěné. Na přelomu září a října 2001 se díky mozaice 12 matic CCD podařilo u dalekohledu CFHT na Havaji objevit supernovu se z = 1,3, která v maximu přesáhla 25 mag.

Neméně pozoruhodnou se stala supernova 1998bw pro možnou souvislost se zábleskovým zdrojem GRB 980425. F. Pata aj. shromáždili údaje o spektrech objektu od 16. dubna 1998 až do počátku května 1999 a odtud určili typ supernovy Ic a rychlost rozpínání plynných obalů plných 30 tisíc km/s. Jak uvedl J. Katz, jde o radiově nejsvítivější supernovu v historii a z radiových měření vychází rekordní rychlost expanze až 60 tisíc km/s. Během celého výbuchu se uvolnilo 3.1045 J energie, což je rovněž rekord, takže to vše posiluje názor, že šlo o tzv. hypernovu a tudíž že souvislost se zmíněným zdrojem GRB je reálná.

G. Israelian uvedl, že od r. 1998 bylo objeveno už 7 potenciálních hypernov, které rozmetávají do kosmického prostoru mimořádně mnoho Li, Be, S a dalších těžkých prvků, takže hrály významnou úlohu v raném chemickém vývoji Galaxie. Mateřské hvězdy hypernov mají totiž hmotnost větší než 30 Mo, a právě takových hmotných hvězd bylo v rané Galaxii hodně, a vyvíjely se fakticky bleskurychle -- vybuchovaly jako supernovy už několik desítek milionů let po svém vzniku. Jádra hypernov se při výbuchu hroutí rovnou na černé díry, takže je pak už nikdy nelze přímo pozorovat. Zatímco výbuch běžné supernovy ničí život kolem sebe do vzdálenosti asi 10 pc, u hypernov je "poloměr smrti" až 1 kpc. Připomeňme ještě, že samotné slovo "supernova" vymysleli v r. 1931 W. Baade a F. Zwicky (američtí astronomové německého a švýcarského původu), když si uvědomili, že tyto jevy se zásadně odlišují od standardních nov.

V. Kaspiová a M. Roberts se zabývali multispektrálním pozorováním pozůstatku G11.2-0.3 v souhvězdí Střelce po historické supernově z r. 386 n.l., vzdálené od nás 4,6 kpc. Přesně do centra optické mlhoviny, odhalené v 70. letech XX. stol., byl družicí Chandra lokalizován rentgenový pulsar s impulsní periodou 71 ms, jehož rotace se brzdí podobně jako u jiných pozůstatků po supernovách. Z tempa brzdění se dá odvodit kanonické stáří pozůstatku, které vychází na 24 tisíc let, v příkrém rozporu s identifikací se supernovou před pouhými 1615 lety. Odtud plyne, že kanonické stáří pulsarů může být v mnoha případech docela chybné, pokud nepřipustíme, že rentgenový pulsar s mlhovinou nesouvisí a pouze náhodně se promítá do uvedeného směru...

Také slavná Řasová mlhovina v Labuti vzdálená od nás 460 pc je určitě pozůstatkem supernovy. Porovnáním jejích snímků z r. 1953 s nejnovějšími záběry z HST se podařilo určit, že mlhovina se rozpíná rychlostí 170 km/s, což dává stáří pozůstatku 5 tisíc roků. Naši dávní předci museli mít vzhledem k blízkosti supernovy nádhernou podívanou; bohužel to tehdy nikdo neuměl zapsat.

Nejproslulejším pozůstatkem po supernově je zajisté Krabí mlhovina a tak není divu, že se jí pozorovatelé i teoretici věnují stálou péči. A. Lyne aj. si všimli, že radiové impulsy z pulsaru v Krabí mlhovině se občas rozprostřou na několik milisekund díky odrazům na ionizovaných mračnech, plujících v okolí neutronové hvězdy (impulsní perioda činí 33 ms). Tím lze mapovat strukturu látky v okolí pulsaru jemněji než na snímcích HST. Podle J. Solermana aj. měl předchůdce supernovy z r. 1054 původní hmotnost jen 9 Mo. Vlákna Krabí mlhoviny obsahují úhrnem 4,6 Mo a rozpínají se rychlostí 1400 km/s. Zhroucením jádra masivní hvězdy se uvolnila energie 1044 J za předpokladu, že objekt je od nás vzdálen 2 kpc. Při explozi byla supernova po dobu 23 dnů pozorovatelná i ve dne a po dobu 650 dnů v noci.

M. Jura aj. se zabývali otázkou, proč má Krabí mlhovina tak podivný tvar a řešení našli při studiu okolí hvězdy HD 179281, která byla ještě před 1600 lety červeným veleobrem a během předešlých 3000 roků rozptýlila do prostoru plyn o úhrnné hmotnosti 1 Mo. Nyní se ukázalo na základě optických a submilimetrových pozorování, že tento plyn se nalézá v polokruhu jen na jedné straně hvězdy, tj. že rozptylování materiálu probíhalo nesouměrně. Hvězda je klasifikována jako G Ia a za nějakých 100 tisíc let vybuchne jako supernova obdobná Keplerově supernově z r. 1604.

Poslední supernova v naší Galaxii, která vzplanula někdy kolem r. 1680, po sobě zůstavila silný radiový zdroj Cas A -- dodnes nejsilnější radiový zdroj mimo sluneční soustavu. E. Gotthelf aj. využili družice Chandra k detekci rázových vln v pozůstatku po supernově a odtud odvodili jeho vzdálenost na 3,4 kpc. D. Chakrabartymu aj. se díky téže družici podařilo v centru mlhoviny objevit anomální rentgenový pulsar (AXP) o teplotě 5 MK, živený akrecí hmoty na neutronovou hvězdu. E. Ryan se proto pokusil nalézt na tomto místě optický protějšek, ale bezúspěšně, ačkoliv expozice dosáhla mezní hvězdné velikosti 26,3 mag. To znamená, že poměr rentgenové a optické svítivosti pulsaru přesahuje 800. Naproti tomu F. Aharonian aj. objevili díky pozorováním aparatury HEGRA v letech 1997-99, že Cas A je zdrojem fotonů v pásmu TeV. J. Vink aj. využili družic COMPTON a BeppoSAX k objevu jaderných čar nuklidů 44Sc a 44Ca o energii 1,16 MeV ve zmíněném AXP.

Vývojem neutronových hvězd jako vlastních pozůstatků po supernovách se ve své nejnovější práci zabýval nestor světové astrofyziky H. Bethe, kterému bylo předloni 95 roků... D. Cline počítal průběh neutrinového záblesku pro supernovy II. typu a srovnal tento model s novým rozborem údajů o neutrinech ze supernovy 1987A. T. Šimizu aj. ukázali, že emise neutrin probíhá nesouměrně a odnáší sebou energii řádu 1044 J. T. Nakamura aj. se pokusili modelovat výbuch hypernovy, který je charakterizován uvolněnou energií větší než 1045 J. Během explozivní fáze hoří překotně kyslík, což vede k nadprodukci jader Si, S, Ar a Ca.

3.2. Radiové pulsary
R. Edwards a M. Bailes uveřejnili fyzikální a geometrické parametry dvou binárních pulsarů, které jsou zhruba stejně staré jako naše sluneční soustava. Pulsar PSR 1157-5112 byl objeven počátkem r. 1999 a má impulsní periodu 44 ms; vznikl před 4,7 miliardy let. Skládá se z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,27 Mo a bílého trpaslíka o hmotnosti 1,14 Mo, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze ve vzdálenosti 4,3 milionů km v periodě 3,5 d, ale oběžná perioda se zkracuje, takže oba objekty splynou nejpozději za 9,5 miliardy let. Druhý pulsar PSR J1756-5322 má impulsní periodu 8,9 ms a vznikl před 5 miliardami let. Jeho průvodce obíhá kolem neutronové hvězdy po kruhové dráze v periodě 0,45 d ve vzdálenosti 630 tis. km. Autoři se domnívají, že v obou případech pozorujeme předchůdce budoucích zábleskových zdrojů záření gama (GRB).

N. D'Amico aj. nalezli pomocí radioteleskopu v australském Parkesu krátkoperiodické binární milisekundové pulsary ve čtyřech kulových hvězdokupách, kde až dosud žádné radiové pulsary nebyly objeveny. Binární pulsary s impulsními periodami 3 -- 6 ms a oběžnými dobami v řádu několika dnů vykazují vesměs kruhové dráhy. Jeden z nich s krátkou oběžnou periodou 1,7 h má za průvodce exoplanetu. Titíž autoři také identifikovali dva stálé zdroje záření gama, pozorované aparaturou EGRET na družici Compton, s mladými radiovými pulsary J1420-6048 a J1837-0604. První z nich je od nás vzdálen 4 kpc, má impulsní periodu 68 ms a indukci magnetického pole 240 MT, zatímco druhý je 10,5 kpc daleko, jeho impulsní perioda dosahuje 96 ms a magnetická indukce činí 210 MT.

Podobně J. Halpern aj. identifikovali zdroj z 3. katalogu EGRET J2227+6122 jako pulsar PSR J2229+6114 s impulsní periodou 52 ms. I zde má neutronová hvězda vysokou magnetickou indukci 200 MT. Družice Chandra objevila v témže směru bodový rentgenový zdroj, který je zřejmě oblakem hvězdného větru, vyvěrajícího z pulsaru. Ze všech těchto pozorování se dá vyvodit, že alespoň některé dosud neidentifikované zdroje z katalogu EGRET mohou být radiovými pulsary s extrémně silným magnetickým polem příslušné neutronové hvězdy. A. Chandler aj. se však domnívají, že pouze velmi mladé pulsary gama mají měřitelné radiové záření, a to je důvod, proč se nedaří identifikovat větší část zdrojů v katalogu EGRET.

Velmi silné magnetické pole má dle G. Pavlova aj. také proslulý milisekundový pulsar PSR 0833-45 v Plachtách, jak vyplývá z rentgenových pozorování družicí Chandra. V rentgenovém spektru neutronové hvězdy, vzdálené od nás 300 pc, nebyly sice nalezeny žádné spektrální čáry, ale přesto se podařilo se určit její hlavní parametry. Hvězda o hmotnosti 1,4 Mo má efektivní teplotu 680 kK, poloměr 13 km, celkový zářivý výkon 2,6.1025 W a magnetickou indukci plných 300 MT. P. Caraveová aj. odvodila z pozorování optického protějšku 24 mag pomocí HST vlastní pohyb pulsaru 65 km/s ve směru, jenž dobře souhlasí s osou souměrnosti rentgenové emise mlhoviny kolem pulsaru, jak ji zobrazila družice Chandra. Odtud vyplývá i prostorová rychlost pulsaru 81 km/s.

Nejbližší (139 pc) a také nejjasnější binární milisekundový pulsar J0437-4715 sledoval W. van Straten v letech 1997-2000 pomocí radioteleskopu v Parkesu a získal tak neuvěřitelných 50 TB údajů. Odtud vyplývá, že impulsní perioda pulsaru činí 5,8 ms a oběžná perioda 5,7 d. Kolem neutronové hvězdy o hmotnosti (1,6+/-0,2) Mo obíhá po přesně kruhové dráze se sklonem 43 stupňů bílý trpaslík o hmotnosti pouhých 0,24 Mo. Z prodlužování impulsní periody se podařilo odvodit pravděpodobné stáří soustavy 4,9 miliardy let. V soustavě je pozorováno stáčení přímky apsid rychlostí 0,016 stupňů za rok a tzv. Shapirovo zpoždění signálů v důsledku efektu obecné teorie relativity.

C. Lange aj. zkoumali binární milisekundový pulsar J1012+5307 s impulsní periodou 5,3 ms a oběžnou dobou 14,5 h. Průvodcem neutronové hvězdy je bílý trpaslík s hmotností jen 0,15 Mo, jenž obíhá kolem těžiště soustavy po kruhové dráze s nejmenší změřenou výstředností e = 8,10-7(!). Soustava je stará 8,6 miliardy let a výborně se hodí pro ověřování efektů obecné teorie relativity.

Naproti tomu binární pulsar B1259-63, vzdálený od nás 1,5 kpc, vyniká největší známou dráhovou výstředností e = 0,87, takže v periastru jednou za 3,4 roku se neutronová hvězda vnoří do rozsáhlé plynné obálky obří hvězdy typu Be o hmotnosti 10 Mo a poloměru 6 Ro. S. Johnston aj. nyní popsali úkazy, jež se odehrály kolem průchodu periastrem 28. května 1997. Nejprve byl pozorován anomální nárůst dispersní míry pulsaru a pokles intenzity pulsních signálů. Posledních 16 dnů před periastrem impulsní signály zcela vymizely a objevily se znovu až 16 dnů po periastru. Ukázalo se přitom, že hvězdný vítr v okolí hvězdy Be jeví silné turbulence při rychlostech až 2000 km/s ještě ve vzdálenosti 50 hvězdných poloměrů od obří složky dvojhvězdy.

N. Takahaši aj. studovali vůbec nejrychleji rotující pulsar B1937+21 s impulsní periodou 1,56 ms (642 otoček neutronové hvězdy za sekundu!) s velmi úzkým profilem samotného pulsu. Odhalili jej na záznamech z rentgenové družice ASCA jako bodový zdroj a odtud odvodili jeho rentgenový zářivý výkon 6.1025 W za předpokladu, že je vzdálen 3,6 kpc.

D. Nice aj. objevili pomocí obřího radioteleskopu v Arecibu na frekvenci 430 MHz binární pulsar PSR J2019+2425 s rekordně dlouhou oběžnou dobou 76,5 d. Potřebovali k tomu souvislá data za plných 9 let. Samotný pulsar má impulsní periodu 3,9 ms, která se velmi zvolna prodlužuje relativním tempem 7.10-21, zatímco oběžná doba se zkracuje tempem -3.10-11. Hmotnost neutronové hvězdy vychází na 1,35 Mo a průvodce kolem ní obíhá po prakticky kruhové dráze ve vzdálenosti kolem 10 milionů km.

Podobně T. Šabanovová aj. sledovali po dobu plných 30 let pulsar B1642-03 s impulsní periodou 0,39 s, jež během té doby kolísala s amplitudami 15 -- 80 ms a sekulárně se prodlužovala tempem 1,8.10-15. Pulsar je starý něco přes 3 miliony roků a vzdáleny od nás řádově kiloparsek. Podle autorů lze zmíněné kolísání impulsní periody vysvětlit jako volnou precesi rotační osy neutronové hvězdy v kuželu s vrcholovým úhlem pouze 0,8 stupňů.

A. Tennant aj. zjistili pomocí družice Chandra, že pulsar v Krabí mlhovině (PSR 0531+21) vydává v minimech mezi impulsy stálé slabé rentgenové záření, takže mateřská neutronová hvězda má teplotu nižší než 2,1 MK. G. Běskin a V. Něustrojev pořídili pomocí kavkazského šestimetru (SAO) vysokodispersní spektra této neutronové hvězdy, ale nenašli v nich žádné spektrální čáry. Y. Ljubarskij a D. Eichler rozpoznali ze zobrazení mlhoviny družicí Chandra osově souměrný hvězdný vítr s polárním výtryskem, což zřejmě povede k revizi kanonického modelu pulsarů.

S revoluční myšlenkou přicházejí M. Miller a D. Hamilton, kteří popřeli standardní názor, že milisekundové pulsary se roztočily na vysoké obrátky akrecí hmoty z průvodce, a tvrdí, že se tak již zrodily, tj. že měly velmi slabé magnetické pole, které je proto nezbrzdilo. Tento názor odvodili z analýzy dat o proslulém "Wolszczanově" milisekundovém pulsaru PSR 1257+12 s impulsní periodou 6,2 ms, jenž je obklopen celou rodinou exoplanet o minimálním hmotnostech 0,015; 3,4 a 2,8 Mz, jež po řadě obíhají po kruhových drahách ve vzdálenostech 0,19; 0,36 a 0,47 AU od neutronové hvězdy, jejíž magnetické pole dosahuje na povrchu indukce stěží 100 kT. Celá tato "sluneční soustava" je přitom stará asi 800 milionů roků. Autoři přitom nevylučují možnost, že ve vzdálenosti řádu 10 AU obíhá kolem pulsaru další exoplaneta o hmotnosti řádově srovnatelné se Zemí.

Známý multispektrální pulsar Geminga (0633+1746), objevený r. 1975 družicí SAS-2, v r. 1983 ztotožněný s rentgenovým zdrojem 0630+18 a v r. 1987 se slabou hvězdou téměř 26 mag, byl v r. 1992 identifikován jako rentgenový pulsar a v r. 1998 jako pulsar optický. Podle J. Gila aj. jde o neutronovou hvězdu, která je zároveň souosým rotátorem s rotační periodou 0,24 s. J. Něšpor a A. Stěpanjan odhalili z měření krymského teleskopu pro obor záření gama (GT-48), že Geminga vysílá i fotony s energiemi nad 1 TeV, čímž se stává pulsarem s nejširším spektrálním rozsahem, v němž je jeho záření registrováno.V pásmu energií gama je přitom jeho zářivý výkon řádu 1026 W. Oba autoři odhalili v záznamech družic i krymského teleskopu další periodu, jež r. 1975 činila 59 s, ale postupně se prodlužuje, takže v r. 1997 dosáhla hodnoty 62 s; její příčina není známa.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje
M. Garcia aj. studovali pomocí družice Chandra 12 rentgenových nov v intervalech klidu mezi výbuchy. V šesti případech se podařilo přímo pozorovat neutronovou hvězdu a v dalších šesti případech je zdrojem rentgenového záření vnější okolí za obzorem událostí hvězdné černé díry. V těchto případech lze dokonce pozorovat, jak materiál padající do černé díry přestává na obzoru událostí svítit, což významně potvrzuje modelové představy o černých děrách hvězdných hmotností nad 3 Mo. Autoři ukázali, že zmíněné černé díry vydávají jen asi 1 % záření v porovnání s neutronovými hvězdami. Přirozeně i toto 1 % přichází z okolí černé díry, za hranou obzoru událostí, což autoři přirovnávají k vodě na hraně Niagarských vodopádů, která náhle zmizí v hlubinách. Podobně J. Dolan aj. zaznamenali pomocí rychlého fotometru HSP HST dva případy mizejících sledů optických impulsů na hraně obzoru událostí pro prototyp hvězdných černých děr Cyg X-1.

Další pozoruhodná pozorování pocházejí z družice RXTE, jež podle T. Strohmayera aj. nalezla kvaziperiodické rentgenové oscilace neutronových hvězd v rentgenových dvojhvězdách. Jejich délka odpovídá oběžné době pro poslední stabilní dráhy částic před nevyhnutelným pádem na povrchu neutronové hvězdy. Nejnověji však našli podobné oscilace ve tvrdém rentgenovém záření o energii nad 13 keV a vysokých frekvencích 300 a 450 Hz v okolí mikrokvasaru GRO 1655-40, jenž je od nás vzdálen 3 kpc a je podle J. Greenové a C. Bailyna těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou 2,6 d. Primární složka je černou dírou s hmotností 6,3 Mo, zatímco sekundární složka o poloměru 5 Ro má hmotnost 2,4 Mo. Díky značné hmotnosti černé díry jsou pak možné v jejím okolí stabilní dráhy s tak kratičkou oběžnou periodou. Jinými slovy, zmíněné rychlé oscilace nepřímo potvrzují, že jde opravdu o hvězdnou černou díru, která však musí rychle rotovat, neboť rotující černá díra o uvedené hmotnosti má podle C. Wanjeka poslední stabilní dráhu o poloměru 49 km, kdežto nerotující díra alespoň 60 km (poloměr černé díry je menší než 21 km). Oscilace 450 Hz přitom odpovídá poloměru dráhy 50 km. Podle M. Abramowicze a W. Kluzniaka je pár oscilací způsoben resonancí mezi čistě oběžným a epicyklovým pohybem nabírané hmoty a černá díra má ještě rezervu v rotaci, tj. není to ani čistá Schwarzschildova (nerotující) ani maximálně rychle rotující Kerrova černá díra.

T. Strohmayer nalezl pár kvaziperiodických oscilací v archivu družice RXTE rovněž pro mikrokvasar GRS 1915+105. V tomto případě jde o frekvence 40 a 67 Hz a odtud nepřímo plyne, že v tomto mikrokvasaru jde o černou díru na horní mezi hmotnosti. Skutečně vzápětí J. Greiner aj. odhadli na základě pozorování dalekohledem ESO VLT, že příslušná černá díra má extrémně vysokou hmotnost kolem 14 Mo. zatímco její průvodce je pozdním obrem třídy K-M o hmotnosti pouze 1,2 Mo. Objekt je od nás vzdálen minimálně 11 kpc a zeslaben v optickém oboru vysokou extinkcí alespoň 25 mag.

R. Mark Wagner aj. objevili první hvězdnou černou díru v galaktickém halu, když sledovali přechodný rentgenový zdroj XTE J1118+480 v galaktické šířce 62 stupňů. Zdroj je od nás vzdálen 1,9 kpc a nachází se 1,7 kpc nad hlavní rovinou Galaxie. Je složkou dvojhvězdy 19 mag s oběžnou dobou 0,17 dne a byl objeven teprve koncem března 2000. Zatímco jeho průvodce je trpasličí hvězdou hlavní posloupnosti třídy K-M s hmotností nižší než 0,5 Mo, černá díra má hmotnost v rozmezí 6,0 -- 7,7 Mo. Kolem černé díry se prostírá akreční disk, který se kývá v precesní periodě 52 dnů. J. McClintock aj. sledovali týž zdroj dalekohledem MMT s novým zrcadlem o průměru 6,5 m a potvrdili tak předešlé údaje. Podle I. Mirabela aj. se vyznačuje vysokou prostorovou rychlostí, takže se pohybuje do galaktického hala.

J. Orosz aj. upozornili na podivuhodnou rentgenovou dvojhvězdu J1819-2525 = V4641 Sgr s oběžnou dobou 2,8 d a masivní černou dírou o hmotnosti minimálně 9 Mo, kolem níž obíhá hvězda pozdní třídy B o hmotnosti minimálně 6 Mo. Dvojhvězda je od nás vzdálena zhruba 10 kpc. Dvojhvězda se projevuje častými rentgenovými erupcemi a vyniká též "nadsvětelnými" rychlostmi rozpínání rádiových uzlíčků o rychlostech přes 9,5c.

P. Bond zpozoroval tříhodinový výbuch rentgenové dvojhvězdy 4U 1820-30, jenž podle T. Strohmayera aj. byl o tři řády delší a intenzívnější než vše, co bylo dosud u rentgenových dvojhvězd pozorováno. Podle těchto autorů šlo o překotnou termonukleární reakci uhlíku na povrchu neutronové hvězdy. Jak uvedl J. Irion, je průvodcem této neutronové hvězdy bílý trpaslík, který ji zásobuje hmotou, takže na jejím povrchu se vytvoří až 30 m tlustá vrstva hélia, překrytá několik set metrů tlustou vrstvou uhlíku, jenž nakonec dramaticky vybuchne s intenzitou až o tři řády větší než by měla exploze helia.

F. Walter studoval nejbližší osamělou neutronovou hvězdu RXJ 1856-3754, vzdálenou od nás pouhých 60 pc, pomocí snímků z HST v průběhu posledních tří let. Získal tak dobré údaje o rychlém vlastním pohybu hvězdy 0,33arcsec/r. Podle všeho vznikla neutronová hvězda při výbuchu supernovy v OB asociaci Sco-Cen asi před 900 tis. roky a za dalších 280 tis. roků bude ke Slunci nejblíže ve vzdálenosti 52 pc. Autor nevylučuje, že se tehdy rozpadla dvojhvězda, jejíž druhou složkou je jasná hvězda 2,7 mag zéta Oph sp. třídy O9.5 V. V. Burwitz aj. sledovali neutronovou hvězdu pomocí družice Chandra a objevili tak na jejím povrchu horkou skvrnu o poloměru 2 km a teplotě 60 kK.

Podle J. Okogawy aj. je zcela překvapující, jak mnoho rentgenových pulsarů se podařilo nalézt v Malém Magellanově mračnu, jehož hmotnost je o řád nižší než hmotnost Velkého Magellanova mračna a dokonce o dva řády nižší než hmotnost naší Galaxie. Přitom v MMM bylo objeveno již na dva tucty rentgenových pulsarů, zatímco ve VMM je jich známo jen 8 a v naší Galaxii asi 80. V. Hambaryan aj. odhadují současný počet neutronových hvězd v Galaxii na 1 miliardu.

A. King aj. zjistili, že když splynou dva bílí trpaslíci typ C-O, vznikne supernova třídy I, po níž zbude magnetar, tj. vysoce magnetická neutronová hvězda Odhadli, že v Galaxii vzniká jeden magnetar v průměru za tisíc roků. V. Kalogera aj. uvedli, že také páry neutronových hvězd mohlou splynout a uvolnit přitom velké množství gravitačního záření v krátkém záblesku. Z modelových výpočtů pak vyplynulo, že pokročilá generace detektorů gravitačních vln by měla zaznamenat minimálně 2 splynutí a maximálně až 300 takových úkazů za rok.

W. Ketterle aj. ukázali, že lze připravit laboratorní verzi rotující neutronové hvězdy v podobě Boseova-Einsteinova kondenzátu silně ochlazeného sodíkového plynu. Kondenzát lze umístit do magnetické pasti a roztočit laserovým svazkem. Tak mohou fyzikové simulovat skoky v rotační periodě pulsarů a supratekuté víry v suprakapalině neutronové hvězdy.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)
Druhý nejjasnější zábleskový zdroj zaznamenaný družicí BeppoSAX vzplanul 22. února 2001 (GRB 010222) v poloze 1452+4301 a jeho optický dosvit byl zpozorován necelých 5 h po výbuchu, kdy dosáhl 18,6 mag (J. in 't Zand aj.). Radiový dosvit byl nalezen na 22 GHz již 7,7 h po nástupu vzplanutí gama, jež trvalo plných 170 s a rentgenové vzplanutí dokonce po 280 s. Ve spektru optického dosvitu objevili S. Jha aj. úzké absorpce, z nichž se podařilo odvodit červený posuv pro GRB z = 1,48. Zásluhou dalekohledu VLT ESO sledoval P. Vreeswijk aj. optické dosvity pro GRB 990510 a 990712, i když jejich jasnost klesala nad 28 mag. Odtud pak vyplynuly po řadě hodnoty z < 1,6 a 0,4.

Podle P. Mészárose se do konce října 2000 podařilo změřit posuvy z pro 17 GRB, nejčastěji se vyskytují posuvy těsně pod z = 1,0. Současný rekord z = 4,5 drží GRB 000131. V. Šimon aj. zjistili, že barevné indexy dosvitů v pásmu BVRI mají standardní kladné hodnoty v rozmezí +0,40 -- 0,47. D. Freedmanová a E. Waxman stejně jako V. Lipunov aj. tvrdí, že maximální uvolněná energie při vzplanutí gama nemůže přesáhnout 5.1044 J; pokud se uvádějí vyšší hodnoty, tak je na vině nesplněný předpoklad o izotropním vyzařování.

Spoluprací družice RXTE a sond Ulysses a NEAR se podařilo vymezit polohu GRB 000301C a odtud najít optický dosvit 19,6 mag 42 h po explozi a sledovat jej až do 11. dne po vzplanutí (23,1 mag). Opět zásluhou VLT určil B. Jensen z = 2,0. Mateřskou galaxii se nepodařilo najít, takže je určitě slabší než 27,8 mag. Sledováním časového vývoje mnohobarevné jasnosti dosvitu GRB 000926 se podařilo P. Priceovi aj. ukázat, že zdroj záření byl těsně po výbuchu kolimován do svazku s vrcholovým úhlem jen 5 stupňů. Tím se sníží odhadovaný zářivý výkon GRB 275krát v porovnání s tradičními předpokladem o izotropním vyzařování.

Jedinečný magnetar SGR 1900+14 v souhvězdí Orla, který se proslavil gigantickým zábleskem gama koncem srpna 1998, se znovu přihlásil o slovo, když 18. dubna 2001 opět zahltil širokoúhlou kameru družice BeppoSAX. Do pozorování se však zapojily také družice Chandra a sonda Ulysses. Vzplanutí naběhlo na maximum během pouhých 8 s a na světelné křivce byly patrné pulsace s periodou asi 5 s, vyvolané zřejmě rotací magnetaru. Po 40 s celé vzplanutí opět skončilo. Pravděpodobně šlo o tepelné brzdné záření o teplotě plných 300 MK, doprovázející roztržení kůry neutronové hvězdy. C. Thompson a R. Duncan odtud odhadli indukci magnetického pole na povrchu magnetaru na rekordních 100 GT a svítivost zdroje ve výbuchu na milionnásobek (!) Eddingtonovy luminosity. S. Eikenberry aj. tvrdí, že se jim kombinací údajů z rozličných družic podařilo natolik zpřesnit polohu magnetaru SGR 1806-20, že se mohli odvážit najít infračervený protějšek v přeplněném hvězdném poli v poloze 180839-202440. Pokud je identifikace správná, je zdroj od nás vzdálen plných 14,5 kpc.

T. Nakamura aj. potvrdili genetickou souvislost mezi GRB 980425 a supernovou 1998bw v poloze 1935-5250. Podle nich vybuchla hvězda o hmotnosti 14 Mo, složená převážně z uhlíku a kyslíku, přičemž se uvolnila kinetická energie kolem 5.1045 J a vzniklo 0,4 Mo radioaktivního nuklidu 56Ni. K. Weiler aj. se domnívají, že supernova vybuchla jen několik málo dnů před GRB. Nezvyklý úkaz lze klasifikovat jako hypernovu Ic, jež byla bezprostřední příčinou vzplanutí gama následkem zhroucení neutronové hvězdy na černou díru. Hypernovy vznikají nejčastěji v oblastech překotné tvorby hvězd a naopak tuto tvorbu svým výbuchem opět podněcují.

Podle G. Björnssona aj. a D. Reicharta stály hypernovy také u zrodu GRB 970228 (tj. vůbec první identifikovaný optický dosvit), 970514, 980326, 980703 a 000418. Zatím nejspolehlivější důkaz o souvislosti GRB se vzplanutím hypernovy podali D. Lazzati aj. pro GRB 000911 v poloze 0218+0744. Už za den po vzplanutí, které trvalo plných 500 s, se podařilo najít optický dosvit a fotometricky jej sledovat po dobu 8 týdnů. Od 30. dne po vzplanutí se však světelná křivka sekundárně zjasnila, neboť doznívání po výbuchu supernovy, jež vzplanula asi týden před GRB, bylo povlovnější než pokles optického dosvitu GRB. Objekt vykázal posuv z = 1,06.

R. Kehoe aj. uvedli, že pro poznání vztahu mezi GRB a optickými dosvity sehrává důležitou úlohu automatický přehlídkový systém kamer ROTSE I, který má díky čtyřem teleobjektivům na společné montáži průměr zorného pole 16,4 stupně. Od března 1998 do června 2000 se tak podařilo sledovat 57 GRB, ale dosvity se nalezly jen velmi vzácně. Podle všeho jsou optické dosvity soustředěny do vrcholového úhlu kolem 12 stupňů, zatímco vzplanutí gama má tento kolimační úhel až o dva řády užší! Zatím je velmi nesnadné najít optické dosvity pro krátká vzplanutí (> 2 s), jelikož to obvykle nestačí na rentgenové zaměření samotného GRB. Naproti tomu A. Panaitescu a P. Kumar odhadují vrcholové úhly pro vzplanutí gama na 1 až 4 stupně, což je patrně mnohem realističtější odhad, jenž vede k energiím vzplanutí do řádu 1044 J.

B. Schaefer se pokusil určit svítivost 112 GRB z přímé úměrnosti mezi svítivostí a tvrdostí spektra gama během vzplanutí. Jestliže GRB 830801 byl vůbec nejjasnější GRB v krátké historii oboru, tak jeho svítivost 8,5.1042 W byla vůbec nejnižší, z čehož vyplývá, že byl velmi blízko, ve vzdálenosti pouhé 3 Mpc (?). Naproti tomu nejvzdálenější pozorovaný GRB by měl z = 5,9 -- kdyby byl pozorován také optický dosvit. D. Guetta aj. se domnívají, že GRB musí být zdrojem mocného toku neutrin s energiemi nad 100 TeV. To by ovšem znamenalo, že z týchž zdrojů pocházejí i tajemné částice kosmického záření o extrémně vysokých energiích.

C. Porciani a P. Madau tvrdí, že je už zřejmé, že GRB souvisejí s existencí mimořádné hmotných hvězd, a ty zase označují místa překotné tvorby hvězd ve vzdáleném vesmíru. Prostorové rozložení GRB tak slouží jako znamenitý indikátor dějin překotné tvorby hvězd ve vyvíjejícím se vesmíru. Hvězdy I. generace měly totiž hmotnost až 100--300 Mo, takže ukončily svou existencí výbuchem hypernovy v průměru již za 3 miliony roků. D. Lamb se proto domnívá, že nebude problém spatřit občas GRB se z = cca. 15 -- 20, čímž roste význam GRB pro kosmologii. M. Schmidt nenašel žádný rozdíl mezi špičkovou svítivostí krátkých (trvání do 2 s) a dlouhých GRB; pro oba typy dostal hodnotu 6.1043 J v prvních 60 ms vzplanutí. Zato se liší prostorovou hustotou; krátké GRB jsou třikrát vzácnější.

Podle D. Fraila aj. lze vskutku považovat GRB za nové standardní svíčky pro měření kosmologických vzdáleností. Jelikož jsou svazky záření GRB usměrněné do úzkého vrcholového úhlu, je jejich skutečný počet 500krát vyšší, než můžeme pozorovat. Ve viditelné části vesmíru pak vzniká jedna hvězdná černá díra každou minutu! Nicméně další pokrok ve zkoumání GRB lze spíše očekávat od nových pozorování po vypuštění specializované družice SWIFT, která by měla odstartovat na podzim r. 2003.

4. Mezihvězdná látka
P. Papadopoulos aj. objevili o dva řády více molekulárního vodíku ve směru ke kvasaru APM 0827+52 se z = 3,9, než se dosud předpokládalo. W. Thi aj. nalezli díky měřením z družice ISO molekulární vodík v prachových discích kolem hvězd typu beta Pic. L. Knee a C. Brun využili radiových měření mračen neutrálního vodíku ve vnějších partiích naší Galaxie k odhadu teploty, jež tam panuje. Chladná mračna o rozměrech řádu kiloparseků mívají teplotu nižší než 100 K a uvnitř dokonce jen pouhých 10 K. Právě tam se vyskytuje nejčastěji i molekulární vodík. Naproti tomu v horkých atomových vodíkových mračnech teplota dosahuje až 10 MK.

H. Throop aj. studovali velkou mlhovinu v Orionu pomocí snímků z HST. Ukázali, že mezihvězdná zrnka v mlhovině jsou asi 25krát větší než tomu v mezihvězdném prostoru bývá, a dosahují tak průměru až 5 mikrometrů. I když se může zdát, že mlhovina je předurčena k tvorbě exoplanet, problémem jsou asi dva tucty velmi hmotných hvězd sp. třídy O, které díky silnému ultrafialovém záření rozbíjejí vše do poloměru 0,1 pc od sebe. Exoplanety mohou vznikat tedy jen v těch oblastech mlhoviny, které jsou chráněny prachem před řáděním modrých hvězd O. Naštěstí je životnost hvězd O omezena na maximálně 100 milionů let. Známá temná mlhovina Koňská hlava v Orionu je od nás vzdálena 490 pc.

L. Allamandola aj. zjistili v laboratoři, že při teplotě 10 K, jež panuje uvnitř obřích molekulových mračen, lze působením ultrafialového záření vytvořit přes stovku organických sloučenin, z nichž mnohé jsou vhodné jako stavební látka pro živé organismy. W. Sorrell se zabýval tímto procesem teoreticky a ukázal, že uvnitř ledových zrnek vznikají působením ultrafialového záření (fotolýzou) volné radikály v pláštích zrnek. Srážky zrnek postačí ke spuštění chemických reakcí mezi radikály, čímž vzniknou organické molekuly, které se pak rozpráší do okolního plynného prostředí. Autor se domnívá, že právě tak vzniká glycin, glykolaldehyd, etylkyanid i aceton, jež byly radioastronomy nalezeny ve známém mračnu Sgr B2. Nejnověji B. Turner a A. Apponi nalezli pomocí 12-m mikrovlnného radioteleskopu na Kitt Peaku ve frekvenčním pásmu 72 -- 154 GHz v tomto mračnu vinylalkohol, acetaldehyd a oxid etylénu. T. Smith aj. našli v reflexní mlhovině NGC 7023 na vlnové délce kolem 1,5 mikrometrů pásy FeSi_2 a další prachová zrnka s příměsí železa.

(pokračování)

Jiří Grygar
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...