Blýsklo se v gama oblasti na lepší časy? 
Záhadné zdroje záblesků záření gama  
Plážový deštník HALCA 
  
  
 
Po uzávěrce 9. května 1998, 16:00 
    
Třetího května objevil satelit Solar and Heliospheric Observatory (zkr. SOHO) svoji 45. kometu. Vlasatice označená C/1998 J1, byla poprvé spatřena na severozápadním okraji zorného pole tzv. širokoúhlého koronografu, který nepřetržitě monitoruje okolí naši nejbližší hvězdy do vzdálenosti několika desítek poloměrů. Komety obvykle takto blízké setkání se Sluncem nepřežijí. Tato je ovšem výjimkou. Včera, tj. 8. května prolétla nejblíže Slunce ve vzdálenosti 24 milionů kilometrů a nyní se vzdaluje. V sobotu 9. a v neděli 10. května by mohla být viditelná i z našich zeměpisných šířek, krátce po západu Slunce, poblíž známé hvězdokupy Plejády. Sice bude světlá obloha, ale jasnost komety se odhaduje na -1 mag. Existují tedy reálné šance, že ji můžete zahlédnout. Na otázku, zda je možné kometu spatřit, nám odpověděl dr. Petr Pravec z Astronomického ústavu v Ondřejově: 
  
Nejlepsi sance kometu pozorovat od nas je v sobotu 9. a v nedeli 10. vecer. V sobotu bude jasnejsi, v nedeli zase o jeden stupen dale od Slunce. Rozhodujici bude cista obloha az k horizontu, coz by ted mohla byt vyjit, kdyz mame tu tlakovou vysi. Vyznamnym predpokladem pro spatreni komety bude taky co nejcistsi vzduch nad  severozapadnim obzorem. Doporucuji tedy ke sledovani teto komety vybrat misto s velkou nadmorskou vyskou, daleko od zdroju znecisteni (zejmena ve smeru SZ by daleko siroko zadny zdroj znecisteni byt nemel). Vzhledem k tomu, ze mame teple pocasi a vzduch se bude postupne termickou konvekci "spinit" (bude v nem postupne pribyvat zvireny prach), vidim mirne vetsi sanci k nalezeni te komety jiz v sobotu vecer nez v nedeli.  
Mate-li vhodne misto splnujici vyse uvedene podminky (muzete zkusit i mene vhodna mista, ale sance budou nizsi), zkuste kometu hledat v sobotu i v nedeli vecer pred a kolem obcanskeho soumraku, tedy nejlepe kolem 20. hodiny mistniho casu.  Zacnete jiz deset minut po zapadu Slunce, nejpozdeji v 19:45 lokalniho casu, a skoncete se zapadem komety (cca 20:30 lokalniho casu). Muzete-li dalekohled namirit presne na predpovezenou polohu komety (napr. pomoci delenych kruhu ci pomoci kompasu), udelejte to. Pokud tuto moznost nemate, hledejte kometu nad horizontem v oblasti primo nad Sluncem, kde bude obloha nejjasnejsi. (Bylo by mozno spocitat presny pozicni uhel vuci Slunci pro oba vecery, ale asi by to prilis nepomohlo, protoze polohu Slunce pod obzorem stejne neodhadnete prilis presne.) Jaky pristroj k vyhledani komety zvolit si ale vubec netroufam odhadnout, snad by nemel byt az tak svetelny, jak je pro komety obvykle. 
  
V přiložené tabulce najdete polohu nově objevené komety SOHO v následujícím týdnu (ekv. 2000,0 0 UTC). Na konci května se přesune na jižní oblohu, kde bude zářit jako objekt 4. velikosti. Z našich zeměpisných šířek bohužel nebude pozorovatelná. Podrobnější předpověď najdete v cirkuláři Mezinárodní astronomické unie č. 6894. 
Vpravo je animovaný gif zachycující průlet C/1998 J1 v těsné blízkosti Slunce (vlevo nahoře) tak, jak jej mezi 7. a 8. květnem zachytil jeden z koronografů družice SOHO (snímá široké okolí do vzdálenosti asi třiceti slunečních poloměrů). Zářivé Slunce je zakryto malým terčíkem uprostřed. Foto NASA/ESA.  
 
datum rektascenze deklinace
9. května 3h 17m +25,3°
11. května 3h 47m +24,3°
13. května 4h 13m +21,5°
 
 
 
-- sestavil Jiří Dušek -- 
 
 
 
  
Blýsklo se v gama oblasti na lepší časy?  
 
Pravidelní čtenáři Instantních astronomických novin už asi vědí, jaké trápení mají astronomové s tzv. gama záblesky -- nejenergetičtějšími úkazy, které kdy kdo pozoroval. Již několik desetiletí se ptají, odkud k nám toto záření přichází a co je příčinou tak nepředstavitelného plýtvání energie. Zdá se, že první otázka je definitivně zodpovězena. Exotické záblesky gama k nám přicházejí z kosmologických vzdáleností -- tedy až ze samých hranic pozorovatelného vesmíru. 
Záblesky gama jsou krátká vzplanutí, která denně přicházejí z různých míst na obloze v různou dobu. Nic nenasvědčuje tomu, že by v jejich výskytu či četnosti byla jakákoli zákonitost -- jedinou výjimkou byla série vzplanutí na velmi malém kousku oblohy (na rozhraní souhvězdí Eridana, Hodin a Rydla, hluboko na jižní obloze) ve velmi krátkém časovém odstupu. Žádný další podobný případ však pozorován nebyl. Krátce po objevu v šedesátých letech vznikly první vysvětlující teorie. Astronomové se domnívali, že zdroje záření leží v Galaxii a s největší pravděpodobností se jedná o neutronové hvězdy (pozůstatky po supernovách), jejichž velmi silná magnetická a gravitační pole umožňují o energetickém záření gama v jejich blízkosti alespoň přemýšlet. Pokusem dokázat tuto teorii bylo vypuštění aparatury BATSE na družici Compton
Primárním cílem gama astronomů bylo detekovat slabá vzplanutí, která nelze z povrchu Země pozorovat. Jejich rozložení na obloze by mělo vykreslit podobnou mapu, jakou vykreslí množství slabých hvězd na bezměsíčné obloze mimo světla velkoměsta -- tedy Mléčnou dráhu. Bohužel vysvětlení čekalo (a stále čeká) na jinou hypotézu -- první měření BATSE ukázala, že polohy záhadných záblesků přichází naprosto nahodile ze všech směrů na obloze. 
Nabízela se tedy dvě možná vysvětlení: 
  • gama záblesky přicházejí z velkého kulového hala kolem Galaxie
  • gama záblesky přicházejí z velmi vzdálených končin vesmíru
Přikloníme-li se k velkým vzdálenostem, musíme brát v úvahu tzv. kosmologický červený posuv (označovaný písmenem z). Vlivem rozpínání vesmíru a konečné rychlosti šíření elektromagnetických vln (viditelné světlo, gama záření, vlny rozhlasu a televize, ...) totiž dochází k postupnému narůstání vlnové délky fotonů. Světlo od slabého kvasaru , jenž se k nám vydalo na cestu několik miliard let před narozením Krista, změní postupem času svoji vlnovou délku. Vesmír se rozepne -- natáhne se i vlna, která k nám letí. Jelikož spektrální čáry vodíku září na stejné frekvenci u nás i v dalekém vesmíru (díky ti přírodo), lze z rozdílu vlnové délky spektrálních čar dopadajícího záření proti laboratorním pozemským spektrům určit kolikrát byl vesmír v době vyslání fotonů menší než dnes a velmi zhruba i jak daleko se jejich zdroj nacházel. 
Přesně tohle se podařilo pozorovat vědcům pracujícím s BATSE. Všimli si, že velmi slabé záblesky (asi i vzdálenější) svítí déle než zjasnění jasná. Uvolněná energie se zdála být menší -- obdoba červeného posuvu u světla (červené světlo znamená menší teplotu/energii). Zdálo se tedy, že data pořízená na BATSE odpovídají modelu, kde záblesky přichází z nesmírných dálav vesmírných. 
Počalo se tedy hledání záblesků i ve vizuální oblasti. Pokud by se podařilo najít v poli "burstu (zjasnění)" slabou  galaxii a změřit její červený posuv - máme vyhráno. Ale nic takového se dlouho nedařilo. 
To mimo jiné podporuje teorii záblesků z Galaktického hala -- tam slabé galaxie čekat nelze. V této fázi přichází BATSE na pomoc italská BeppoSAX, která umožňuje velmi rychlá a velmi přesná (nejistota je asi šest úhlových minut) určování poloh záblesků, takže velké dalekohledy a radioteleskopy mohou krátce (několik minut až hodin) po záblesku  začít svá pozorování. 
 
 
 
Záblesk GRB 971214 zaznamenaly krátce před půlnocí 14. prosince 1997 sondy BeppoSAX a Compton Gamma Ray Observatory na rozhraní Draka a Velké medvědice. BeppoSAX a Rossi X-ray Timing Explorer současně zaznamenaly záblek rentgenového záření. Optický protějšek záblesku nalezli dvanáct hodin poté pracovníci Columbia University prostřednictvím dvou a půlmetrového dalekohledu na Kitt Peaku. Dva snímky pořízené v poli záblesku GRB 971214 laděné do modré barvy však byly zhotoveny na desetimetrovém Keckově dalekohledu číslo II. První vznikl dva dny po gama záblesku, druhý o dva měsíce později, kdy již zmizel optický protějšek.(Galaxie byla stejně slabá joko stowattová žárovka pozorovaná ze vzdálenosti jeden a půl milionu kilometrů.) Ve stejné době se na něj podíval i Hubblův kosmický dalekohled, který zde nalezl extrémně slabou galaxii. Z kosmologického posuvu 3,4 se odhaduje její vzdálenost na asi 12 miliard světelných let (za předpokladu, že je vesmír starý 14 miliard let). Zářivý výkon záblesku překonal na jednu, dvě sekundy výkon celého zbytku vesmíru. (Foto NASA, Caltech)
 
První výsledky se dostavily dvacátého osmého února roku 1997. Dvacet jedna hodin po ohlášení záblesku v souhvězdí Oriona pořídili vědci alabamské a amsterodamské univerzity snímky daného pole 4,2metrovým dalekohledem (La Palma) a potom ještě o týden později. Výsledek byl jasný. Na druhém snímku chyběla jedna hvězda. V mezičase měřili na BeppoSAXu energii přicházejícího gama záření a pozorovali na poloze udané optickými pozorovateli jeho slábnoucí zdroj. Potvrzení se dostalo odborníkům také z družice ROSAT. 
Do děje se zapojily také přístroje NTT a Keckův dalekohled a objevily na udané poloze velmi slabý objekt, který by mohl být vzdálenou galaxií. Následná pozorování HST ukázala, že slábnoucí zdroj je bodový a promítá se na mlhavé pozadí (asi) galaxie. 
 
Pozvolné vyhasínání rentgenového zdroje GRB 971214. Snímky pořídila širokoúhlou kamerou sonda BeppoSAX 6,5, 12,5 a 54 hodin po gama záblesku. Kružnicí je vyznačena chybová oblast kamery, malým křížkem poloha optického protějšku. (Foto tým BeppoSAX) 
 
V květnovém čísle časopisu Nature publikovali astronomové NASA a Caltechu článek o pozorování burstu pozorovaného BATSE i BeppoSAXem 14. prosince 1997 a určili jeho červený posuv na hodnotu 3,4 --  tedy do skutečné kosmologické vzdálenosti větší než dvanáct miliard světelných let. (Záření je tedy více než dvakrát starší než naše sluneční soustava!) 
Je tedy nadmíru jasné, že vysvětlení musíme hledat jinde než v dějích probíhajících v těsné blízkosti Slunce či Galaxie. Sice si nikdo nedovede představit proces, při kterém se během několika sekund uvolní tolik energie, kolik vyzáří vesmír za dobu celé své existence (hodnoty nejsou stejné, ale řádově srovnatelné), každopádně bychom měli doufat, že něco podobného neproběhne poblíž Země. Nezbyl by asi nikdo, kdo by o tom mohl napsat zajímavý článek, třeba do časopisu Nature. 
 
-- rkn --
 
  
Záhadné zdroje záblesků záření gama  

Kdybych dostal tradiční novinářskou otázku, co považuji za největší objev roku, rozhodně bych nezaváhal -- zcela jednoznačně jde o sérii objevů, které souvisejí se "záhadou čtvrtstoletí", čili se zábleskovými zdroji záření gama.  
Pro pořádek něco historie. Koncem šedesátých let se nukleární mocnosti dohodly na zákazu zkoušek jaderných zbraní v zemské atmosféře a za jejími hranicemi. K ověření, že se zákaz dodržuje, byly využity americké družice typu Vela, obíhající kolem Země v periodě 4 dnů po kruhových drahách o poloměru 125  000  km vždy nejméně ve dvojicích. Na jejich palubě se nalézaly citlivé detektory měkkého záření gama (pásmo od 100  keV do několika MeV), neboť z předešlých pokusů s jadernými výbuchy v atmosféře se vědělo, že výbuch se snadno prozradí právě v tomto energetickém pásmu.  
V r. 1973 sdělila skupina amerických odborníků vedená R. Klebesadelem, že v záznamech družic Vela se nacházejí krátkodobá vzplanutí měkkého záření gama, jež pocházejí z vesmíru a nesouvisejí s Družice Vela (kresba NASA)případným porušením smlouvy; tj. jejich zdrojem je přírodní proces neznámé povahy. Náběh typického vzplanutí, označovaného zkratkou GRB (Gamma-Ray Burst), představoval vždy jen zlomek sekundy a po ostrém maximu následoval exponenciální pokles až na úroveň šumu pozadí během sekund až stovek sekund. Vzplanutí se vyskytovala naprosto nepředvídaně s kadencí průměrně jednou za den v libovolných částech oblohy a nebyla doprovázena žádnými úkazy ve standardních oborech spektra jako je optické či radiové okno.  
Od samého počátku spočíval hlavní problém v určení povahy GRB v naprosto nedostatečné přesnosti jejich zaměření na obloze. Z povahy záření gama je zjevné, že zdroj nelze nějakou optikou zobrazit. Ostrý náběh vzplanutí však umožnil využít metody kosmické triangulace, tedy stanovit prodlevu mezi detekcí vzplanutí na dostatečně vzdálených družicích. Dvě družice ovšem k vymezení polohy zdroje nestačí; obdržíme pouze relativně úzký pás podél některé hlavní kružnice na obloze. Pokud máme měření ze tří družic, nalézá se zdroj v jednom ze dvou průsečíků takových pásů a pokud máme alespoň čtyři družice, je určení polohy jednoznačné a závisí hlavně na dobré synchronizaci palubních hodin na všech družicích. Tak se alespoň občas podařilo stanovit nevelké chybové plošky a v nich se hledaly dodatečně optické či jiné protějšky.  
Tyto snahy o identifikaci GRB v jiných spektrálních oborech byly po řadu desetiletí pozoruhodně neúspěšné. Snad jedinou výjimkou byla sdělení B. Schaefera, že v chybových ploškách našel na dávných archivních fotografických snímcích jasné a relativně krátkodobé záblesky. Potíž však spočívá jednak v příliš velké rozloze chybových plošek a zejména v možnosti záměny reálného optického záblesku s kazem v emulzi, popřípadě jiným prozaičtějším zdrojem signálu. U nás se tomuto archivnímu výzkumu věnuje už 15 let skupina dr. Reného Hudce z observatoře v Ondřejově, která využívá především fotografického archivu Středoevropské sítě pro sledování bolidů a také fotografického archivu německé hvězdárny v Sonneberku. Koncem loňského roku oznámili, že v poloze chybové plošky vzplanutí gama v souhvězdí Herkula z 20. července 1996 nalezla kvasar s červeným posuvem z=1,7. Nicméně rozdíl mezi středem chybové plošky a polohou kvasaru dosahoval plných 10 obloukových minut, což fyzikální souvislost objektů téměř vyloučilo.  
Triangulační metoda určování poloh GRB sice nabyla na ceně tím, jak se postupně dařilo vypouštět kosmické sondy do vzdálených hlubin sluneční soustavy (tím se zvyšovaly délky základen, což naopak znamenalo omezení velikosti chybových plošek), ale má svá úskalí. Hlavním je dlouhá doba redukce měření, jež znamená, že přesné polohy jsou známy až několik dnů po vlastním úkazu, a to už většinou bývá na optickou, rentgenovou či rádiovou identifikaci asi pozdě. Proto odborná veřejnost uvítala vypuštění obří družice Compton v dubnu 1991, na jejíž palubě se nalézá aparatura BATSE, umožňující určit alespoň přibližnou polohu zdroje na obloze (s přesností na 7 úhlových stupňů) ihned bez přispění jiných aparatur. To sice nestačí k identifikaci, ale může pomoci statistickým výzkumům.  
Citlivost aparatury BATSE je taková, že za 6 let provozu máme údaje o přibližné poloze 2000 vzplanutí gama. Výsledek je šokující a jednoznačný, zábleskové zdroje GRB se vyskytují po celé obloze rovnoměrně, bez sebemenší koncentrace v jakémkoliv směru či ploše. Za druhé, počet slabých zdrojů GRB je menší, než by se dalo očekávat z homogenního rozložení zdrojů v prostoru. To tedy znamená, že na jedné straně pozorovatel na Zemi nemá vůči populaci GRB žádné význačné postavení, ale na druhé straně se nachází právě uprostřed takové populace! Compton Gamma Ray Observatory (foto NASA) 
To dává smysl jedině v případě, že zdroje GRB se nacházejí buď na periférii sluneční soustavy (v kulovém Oortově mračnu komet), anebo v kosmologických vzdálenostech srovnatelných s kvasary. Jak patrno, nejistota v určení vzdáleností GRB činí asi 10 řádů, tj. nejistota v odhadu zářivého výkonu 20 řádů, a s něčím takovým se astronomové dosud ve své praxi nesetkali. Dokud nejsme schopni alespoň řádově určit vzdálenost záhadné populace objektů, jsme ve stejné situaci jako když se pokoušíme objasnit povahu jevů UFO na základě pozorování jediného pozorovatele.  
Aparatura BATSE téměř vyloučila rekurenci vzplanutí z daného zdroje, tj. zdá se, že každý zdroj vzplane pouze jedinkrát, což znamená, že může jít o velmi velké katastrofy, při nichž je původní objekt či objekty zničen. Ani toto omezení však příliš nepomáhá teoretikům, kteří v mezidobí vymysleli několik set rozličných mechanismů vzplanutí gama. Nezřídka jediný autor podal několik navzájem si odporujících vysvětlení. Celkový počet prací, věnovaných záhadným zdrojům GRB, dosáhl za posledního čtvrtstoletí 2500 -- zhruba týž je i počet pozorovaných GRB!  
Není divu, že problematika povahy zábleskových zdrojů záření gama se stala námětem "Velké debaty", kterou uspořádali američtí astronomové v Smithsoniánském přírodovědeckém muzeu ve Washingtonu dne 22. dubna 1995. Diskuse mezi Donaldem Lambem a Bohdanem Paczynskim se konala v témže historickém sále, kde se 20. dubna 1920 konala první Velká debata o povaze spirálních mlhovin mezi Heberem Curtisem a Harlowem Shapleyem. V současné debatě hájil Lamb názor, že GRB tvoří populaci objektů v kulovém halu Galaxie, kdežto Paczynski soudil, že GRB jsou kosmologicky daleko. Ani jeden autor však neměl po ruce jednoznačné důkazy o fyzikální povaze vzplanutí.  
K převratu došlo právě o rok později, když se 20. dubna 1996 na kruhovou dráhu ve výši 600 km nad Zemí dostala specializovaná italsko-holandská družice BeppoSAX (L. Piro, E. Costa, J. Heise), schopná registrace záblesků gama celooblohovým monitorem GRBN v pásmu 40-700  keV a následného hbitého zaměření plošky GRB rentgenovými detektory se širokým (WFC) a úzkým (NFI) zorným polem. Detektory pracují v pásmu 2-26  keV (WFC) resp. 0,1-300  keV (NFI) a pokrývají neustále 5 % oblohy. Z časové koincidence v monitoru gama a širokoúhlém detektoru WFC lze oblast zaměřit s přesností na 5' během 2 hodin a při následné identifikaci zdroje detektory NFI dokonce s přesností na 3', a to nejpozději do 8 hodin, což většinou stačí k hledání optického protějšku.  
Trpělivé čekání se vyplatilo až 28. února 1997, kdy se díky rychlé spolupráci operátorů družice BeppoSAX s pozemními observatořemi zdařilo J. van Paradijsovi aj. nalézt optický protějšek GRB v souhvězdí Orionu pouhých 21 h po explozi pomocí 4,2  m reflektoru W. Herschela na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech. Objekt byl v době pozorování V = 21  mag a rychle slábnul. Nicméně Hubblův kosmický teleskop jej zachytil ještě 26. března jako objekt 25,7 mag a znovu 7. dubna, kdy klesl na 26,0 mag. Naposledy ho HST snímkoval 5. září 1997, kdy zeslábl na V = 28,0 mag, ale ve vzdálenosti 20" od něho je stále vidět ploška mateřské galaxie V = 25,7  mag. Naneštěstí v jejím spojitém spektrum nebyly nalezeny žádné spektrální čáry. Naproti tomu Keckův II. dalekohled objevil již 31. března v bezprostředním okolí GRB (pod 8") dvě slabé galaxie s emisními čarami, jejichž červené posuvy činí z = 0,39 a z = 0,64. Již 8 h po explozi GRB byl na stejném místě pozorován rentgenový zdroj a den po výbuchu také slabý bodový radiový zdroj s intenzitou až 0,8  mJy.  
Konečně zatím nejzajímavější pozorování pochází z 8. května 1997, kdy družice BeppoSAX nalezla vzplanutí gama o trvání 15 s a kdy necelých 6 h po explozi byl zdroj identifikován kamerou NFI v rentgenovém pásmu, jak se s časem zjasňuje! To umožnilo jeho optickou identifikaci řadou velkých teleskopů. Objekt se opticky vynořil až 24 h po explozi GRB s jasností v pásmu R = 21,2 mag, jež se během dvou dnů zvýšila až na 19,6  mag. Rovněž rádiové sledování 3,7  h po explozi neukázalo žádné rádiové záření, které se poprvé vyskytlo až týden po explozi na frekvenci 8,5  GHz s intenzitou 0,4  mJy.  
Keckův II. dalekohled pořídil první spektra oblasti 11. května a odhalil tam absorpční čáry ionizovaného železa, posunuté k červenému konci v hodnotě z = 0,835. Podle všeho je GRB ještě dále, ale blíže než z  =  2,1. Paczynského tvrzení se tak začíná naplňovat: zdroje vzplanutí gama jsou téměř určitě v kosmologických vzdálenostech.  
Keck I. a II. (Foto Keck Observatory)Samozřejmě všechny pochybnosti dosud nezmizely, jelikož stále zbývá málo pravděpodobná možnost, že GRB se na pozadí vzdálených galaxií či kvasarů pouze promítají a dále v několika dalších případech velmi dobře změřených poloh se nepodařilo žádné optické ani radiové záření nalézt vůbec.  
Počet identifikací roste jen pomalu a než se podaří opatřit statistický významný vzorek, uplyne ještě nějaký čas. Proto též odborníci uvítali s potěšením nedávné překonfigurování spektrometru gama na kosmické sondě NEAR, která směřuje k planetce EROS. Data ze spektrometru lze nyní přijímat prakticky v reálném čase a tak nezávisle zaznamenávat okamžiky vzplanutí gama v poloze velmi daleko od Země. To zlepšuje vyhlídky na kosmickou triangulaci kombinací pozorování ze sond Ulysses a Wind se zpřesněním poloh na 1' a tím i větší nadějí na jednoznačnou optickou či rádiovou identifikaci. První vlaštovkou se stala detekce GRB z 15. září 1997, jež zároveň ukázala, že detektor na sondě NEAR je mimořádně citlivý.  
To nejzajímavější je ovšem stále před námi, totiž výklad fyzikální povahy vzplanutí. Jsou-li totiž GRB opravdu kosmologicky daleko, pak za předpokladu, že jde o všesměrové zářiče, vycházejí pro ně úžasné zářivé výkony i energie řádu 1043  W a 1045  J, uvolněné v objemu o rozměru pouhých stovek kilometrů. To jsou zářivé výkony až o 3 řády větší než u kvasarů a energie, kterou GRB vyzáří za několik sekund je téhož řádu jako energie, vyzářená Sluncem během celé jeho existence!  
Zatím asi nejvíce bodů získává domněnka R. Narayana, B. Paczynského a T. Pirana z r. 1992, která hledá zdroj vzplanutí gama ve splynutí dvou neutronových hvězd v těsné dvojhvězdě následkem vyzařování gravitačních vln. Fenomenologicky jde o rozpínání ohnivé koule vysoce relativistickou rychlostí do nehomogenního velmi zředěného intergalaktického prostředí. Tomu by odpovídal dlouhý rentgenový, optický i radiový "dosvit", pozorovaný u některých GRB. Stále však není ani zdaleka vyloučeno, že třída GRB představuje směs rozličných fyzikálních mechanismů pro útvary, které jsou od nás různě daleko. Nikdo také nemůže s jistotou vyloučit, že záření GRB je usměrněno do úzkých svazků, které jen někdy zasáhnou Zemi. Pak by skutečná četnost GRB mohla být o několik řádů vyšší a naopak zářivé výkony a energie o několik řádů nižší.  
Rozhodně bychom však neměli fenomén GRB podceňovat. Jak uvádí R. Zimmerman (není příbuzný se známým českým polyhistorem!), splynutí dvou neutronových hvězd se dříve či později vyskytne i v naší Galaxii. V první fázi splynutí se uvolňují především neutrina a gravitační vlny, jejichž nesmírná energie může poškodit atmosféry planet a zlikvidovat život do vzdálenosti až 1 kpc od výbuchu. Podle P. Mészárose a M. Reese dochází vzápětí k přeměně párů neutrin a antineutrin na páry pozitron-elektron, jež spolu posléze anihilují na fotony záření gama. Rychlé protony v ohnivé kouli předají energii rázové vlně, jež pak prostupuje rozpínající se relativistický oblak a nese zkázu všemu živému do nezanedbatelné vzdálenosti. Jedině fakt, že tu dosud jsme, svědčí pro to, že zmíněné katastrofy nepostihují vnitřní partie Galaxie častěji než jednou za pár miliard let.  
  

Jiří Grygar
 
 
 
  
Plážový deštník HALCA 
 
Jedenáctého února loňského roku vynesla raketa M-V na oběžnou dráhu malý japonský satelit MUSES-B, přejmenovaný na HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy). Po úspěšném navedení na oběžnou dráhu se jako plážový deštník rozevřela a stal se z ní malý radioteleskop o průměru osm metrů. Všem radioastronomům se tehdy určitě chtělo vykřiknout: Země je malá hrouda! Konečně jsme pronikli do vesmíru! 
Rádioastronomové, stejně jako kolegové pracující ve viditelném oboru elektromagnetického spektra, chtějí v drtivé většině případů získat obrázky různých kosmických objektů s maximálním možným rozlišením. Jelikož je ovšem vlnová délka rádiových vln větší než světla, musí být radiové dalekohledy co možná největší. Například v přírodní prohlubni na ostrově Portoriko najdete teleskop o průměru tři sta metrů. 
Rádiové záření přicházející z vesmíru objevil v roce 1932 Karl Jansky. Od té doby zápasili astronomové nerovný boj za dosažení co možná nejvyšší přesnosti. Například začátkem padesátých let vydala Mezinárodní astronomická unie jeden z prvních seznamů spolehlivě známých rádiových zdrojů: Obsahoval jen 43 objektů, jejichž polohy byly jisté s přesností asi jeden stupeň (dva měsíční průměry)! 
Celé půlstoletí vedla jediná cesta k získání většího úhlovému rozlišení skrz stavbu co možná největších přístrojů. V padesátých letech ale britští a australští vědci vyvinuli metodu, jak poskládat signály z několika menších, od sebe oddělených antén. Dosáhli přitom stejného rozlišení jako by měl jeden teleskop o průměru vzdálenosti menších radioteleskopů. Tato technologie, nazývaná interferometrie, se dnes používá například u soustavy Very Large Array, kde je mezi 27 teleskopy vzdálenost asi 35 kilometrů, či Very Long Baseline Array s desíti radioteleskopy o maximální vzdálenosti osm tisíc kilometrů. Takové soustavy radiových dalekohledů jsou již natolik vzdálené, že signál zaznamenaný každým z nich je nahrán spolu s přesnými časovými značkami na magnetický pásek a teprve dodatečně, po pozorování, je počítačově "smíchán" dohromady. První úspěšné využití této metody uskutečnili kanadští a američtí astronomové v roce 1967. 
VLBA, pracující i s evropskými observatořemi, představuje největší radioteleskop, který jsme schopni na Zemi postavit. Dál už prostě nemůžeme. Astronomové se ale s tímto omezením nespokojili. Když nevyhovuje naše planeta, je nutné vydat se do vesmíru. 
 
 
První spojení pozemských a kosmických antén proběhlo úspěšně v roce 1986. K experimentu byl využit americký telekomunikační satelit TDRSS. Astronomové se tehdy zaměřili na zdroj označený poeticky PKS 1519-273, jinak vzdálenou galaxii s aktivním jádrem. I když výsledkem nebyl snímek objektu, pokus dopadl dobře. Nejedná se přitom o nic jednoduchého -- k tomu, aby bylo možné dát dohromady měření pořízená na Zemi a z družice, je nutné znát velmi přesně polohu a rychlost sondy v prostoru. V případě teleskopu HALCA se udává maximálně přípustná chyba 3,2 kilometru a 5,4 centimetru za sekundu. 
Po úspěšných experimentech se tedy jedenáctého února loňského roku mohl na cestu z Kagošimského kosmického střediska vydat japonský teleskop HALCA. Má celkovou váhu asi osm set kilogramů a každých šest hodin obletí Zemi po velmi výstředné dráze. Přibližuje se na 560 kilometrů a vzdaluje se až na 21 tisíc kilometrů. K pozorování je vybaven anténou o průměru deset metrů, která se však vyrovná anténě o dva metry menší. Pracuje ve třech oblastech 1,6 (18 cm), 5 (6 cm) a 22 GHz (1,3 cm). Spolu s pozemskými přístroji tak tvoří jeden radioteleskop o průměru několik desítek tisíc kilometrů. Je tak schopen pořídit snímky s rozlišením stokrát lepším než dokáže ve viditelném světle Hubblův kosmický dalekohled, resp. vidí milionkrát menší detaily než lidské oko. 
Po několika týdnech povinných testů začal HALCA rutinně sledovat některé předem vybrané objekty. Prvním samozřejmě byla již zmiňovaná aktivní galaxie PKS 1519-273. My vám ale na ukázku přinášíme jiný objekt: kvasar 1156+295. Na snímku vlevo je jeho podoba sestavená na základě pozemských pozorování. Je vidět, že je protáhlý a že se na severovýchodě nachází jakási menší struktura. Kombinací s údaji pořízenými v kosmu se ale ukazuje jeho mnohem komplikovanější podoba. 
Pozorování s teleskopem HALCA je z principu založeno na rozsáhlé mezinárodní spolupráci. Sondu postavilo, vypustilo a řídí Japonsko, údaje se zpracovávají ve Spojených státech a pozemské radioteleskopy, které jsou do pozorování zapojeny, najdete v Severní Americe, Evropě a Austrálii. Díky satelitu HALCA již nejsou radioastronomové omezeni jen na matičku Zemi a směle vkročili do příštího století. 
 
-- jd --
(Foto The Institute of Space and Astronautical Science)