Žeň objevů 1997 (XXXII.) - DÍL D


Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M_o, L_o, R_o. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .


3. Pulsary a neutronové hvězdy

3.1. Pulsary

Vloni uplynula tři desetiletí od rozpoznání prvních čtyř rádiových pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem. Význam tohoto převratného pozorování shrnuli M. Young aj. Existenci neutronových hvězd předpověděli již r. 1932 L. Landau a nezávisle r. 1934 W. Baade a F. Zwicky, avšak málokdo tehdy věřil, že takové objekty někdy astronomové na obloze naleznou. První vysvětlení povahy pulsarů proto s neutronovými hvězdami vůbec nepočítala, až na T. Golda, jenž uveřejnil svůj dosud platný majákový model pro rychle rotující neutronovou hvězdu se šikmo skloněným magnetickým dipólem již r. 1968. Ve svém modelu správně předpověděl pomalé sekulární prodlužování periody pulsarů, což se také vzápětí prokázalo, zejména pro pulsary s nejvyšší magnetickou indukcí řádu 10^8 T.

Postupem doby se ukázalo, že rádiové pulsary představují mimořádně cennou astrofyzikální laboratoř, když zmíněné sekulární zpomalování rotační periody bývá u mladých pulsarů občas přerušeno skoky v periodě, jež vysvětlujeme jako přestavbu nitra neutronové hvězdy. Pulsary se staly rovněž vysoce přesnými přírodními časovými normály s přesností srovnatelnou na časové stupnici desetiletí s atomovými hodinami, a tak umožnily ověřovat některé předpovědi obecné teorie relativity. Samostatnou kapitolu pak představují interakce s magnetosférou, do níž se dle J. Bella přenáší díky ztrátě rotační energie neutronové hvězdy zářivý výkon řádu 10^5 L_o, resp. interakce v binárních pulsarech, kde druhou složkou může být hvězda hlavní posloupnosti, bílý trpaslík, další neutronová hvězda a možná i černá díra. Ačkoliv do současnosti bylo objeveno přes 730 rádiových pulsarů, jen 3 z nich jeví také optické impulsy, tj. pulsar v Krabí mlhovině, v souhvězdí Plachet (0833-45) a ve Velkém Magellanově mračnu (B0540-69). K nim lze ještě přiřadit radiový pulsar B1055-52, jenž souběžně vykazuje impulsy také v ultrafialovém oboru spektra. Speciálním případem jsou pulsary B1957+20, kde pulsar ozařuje průvodce, jenž pak jeví optické impulsy, a dále proslulý objekt Geminga (J0633+1746 = 2GC 195+04), jenž byl rozpoznán nejprve jako pulsar s periodou 0,237 s v oboru gama a rentgenovém a později rovněž opticky. Měření 6 m dalekohledem BTA počátkem r. 1996 prokázalo optické pulsace v pásmech B a V, dosahující v maximu 26,0 resp. 25,5 mag, jež přesně sledují fáze impulsů v oboru tvrdého rentgenového i měkkého gama záření.

Teprve loni se však podařilo nalézt Gemingu také v pásmu metrových radiových vln. Na základě měření v červenci až říjnu 1997 radioteleskopem PKR-1000 se zdařilo odhalit široké rádiové impulsy s periodou 0,237 s na frekvencích 41 a 61 MHz s maximálním tokem až 300 mJy. A. Kuzmin a B. Losovskij ji sledovali v pásmu 102 MHz už v letech 1992-96 a odhalili jak velmi široký hlavní impuls (trvání 19% rotační doby) tak i interpuls (trvání 36% rotační doby) ve fázi 0,53. Podle V. Malofějeva a O. Maleva jde o vůbec nejslabší rádiový pulsar s maximálním tokem 5 mJy na frekvenci 102,5 MHz, zatímco na vyšších frekvencích není pozorovatelný vůbec. Rotační perioda Gemingy se prodlužuje tempem 1,1.10^-14. Z dispersní míry (3 +/- 1) pc/cm^3 vychází vzdálenost pulsaru na 156 pc, což je fakticky nejbližší pulsar vůči Slunci.

G. Bignami nalezl ve spektru Gemingy cyklotronovou čáru, z níž určil magnetickou indukci na povrchu neutronové hvězdy 4.10^7 T. P. Caraveová aj. dokázali v pěti krocích překonat rekordní rozsah hvězdných velikostí mezi objekty katalogu HIPPARCOS a Gemingou (V = 25,5 mag) a určili tak polohu neutronové hvězdy s neuvěřitelnou přesností na 0,04arcsec. To značně zlepšuje přesnost redukcí nutných pro stanovení "čisté" impulsní periody, oproštěné od všech pohybů Země vůči pulsaru. Podle P. Caraveové a P. Bignamiho je Geminga potenciálně velmi cenným pulsarem, neboť jde o osamělou neutronovou hvězdu, jejíž chaotická aktivita již do značné míry ustala. Lze tak přesně spočítat zhruba 2,5 miliard otáček neutronové hvězdy v průběhu 20 let měření v pásmu gama.

Nejbližším a rádiově nejjasnějším binárním milisekundovým pulsarem je dle J. Sandhua aj. objekt J0437-4716, objevený v Parkesu r. 1993. Při rotační periodě 5,75 ms a oběžné době 5,74 dne lze odhadnout jeho vzdálenost v rozmezí 140 -- 180 pc a stáří průvodce - bílého trpaslíka - na nějakých 5 miliard let. Projekce velké poloosy oběžné dráhy činí 1 milión km a sklon kruhové dráhy k zornému paprsku je nižší než 43deg. Hmotnost pulsaru-neutronové hvězdy vychází na 1,4 M_o, zatímco bílý trpaslík o efektivní teplotě 3950 K má hmotnost nižší než 0,32 M_o. Vlastní pohyb soustavy dosahuje 120 km/s.

Podobnou rychlostí 128 km/s se dle F. Nasutiho aj. pohybuje také známý pulsar 0833-45 v souhvězdí Plachet, jenž byl r. 1976 opticky identifikován jak hvězda 23,7 mag v oboru B a o rok později byly zjištěny i optické impulsy v periodě 0,089 s. Teplota neutronové hvězdy zde dosahuje 1,7 MK a vzdálenost objektu od nás činí 500 pc. Podle T. Jošikošiho aj. však od tohoto pulsaru přicházejí i fotony velmi vysokých energií nad 2,5 TeV, jež byly detektovány na observatoři Woomera v letech 1993-95. Zářivý výkon pulsaru dosahuje v tomto pásmu hodnoty 6.10^25 W. Zvláštní postavení má podle M. Hirajamy aj. též pulsar B1259-63 s impulsní periodou 48 ms, jenž obíhá po velmi výstředné dráze kolem hvězdy SS 2883 spektrální třídy B2 Ve v oběžné periodě 3,4 roku. Masivní hvězda má poloměr 8 R_o, hmotnost plných 10 M_o a její rozsáhlá atmosféra je zvláště v periastru doslova bičována relativistickými rázovými vlnami hvězdného větru pulsaru. Tak vzniká silná netepelná emise o výkonu řádu 10^27 W.

F. Marshall aj. ohlásili objev vysoce energetického pulsaru s rotační periodou 17 ms, jenž se nalézá v pozůstatku supernovy N157B ve Velkém Magellanově mračnu. Magnetické pole pulsaru je o něco slabší než u pulsaru v Krabí mlhovině, takže také brzdění je o něco mírnější. Přesto při stáří pulsaru, určeného z velikosti okolní plynné obálky na 4 tisíce let, vychází původní rotační perioda pouhých 7 ms. Podobně pulsar v Krabí mlhovině rotoval při svém vzniku před 940 lety právě dvakrát rychleji než dnes, tj. v periodě 17 ms. Konečně L. Nicastro a S. Johnston ohlásili objev pulsaru 1302-63 ve vzdálenosti více než 50deg od hlavní roviny Galaxie, jenž se vyznačuje druhou nejvyšší známou dispersní mírou 875 pc/cm^3 a tedy přirozeně i velmi nízkým rádiovým tokem 0,2 mJy na frekvenci 1,5 GHz.

3.2. Rentgenové zdroje

Mezi rentgenovými dvojhvězdami vyniká zákrytový systém Her X-1 = HZ Her s oběžnou dobou 1,7 d, jenž dle A. Reynoldse aj. obsahuje neutronovou hvězdu s hmotností 1,5 M_o, vzdálenou od nás plných 6,6 kpc. Ještě zajímavější je však objekt 1915+105 v souhvězdí Orla, jenž byl v srpnu r. 1992 rozpoznán jako přechodný zdroj tvrdého rentgenového záření. B. Paul aj. nyní zjistili, že zdroj jeví rychlou rentgenovou proměnnost během řádově sekund, jež má charakter kvaziperiodických oscilací. Během května loňského roku jeho rentgenová jasnost vzrostla více než trojnásobně a k tomu přibyla rádiová pozorování nadsvětelných (1,3c) výtrysků v pásmech 2,25 a 8,3 GHz. Podle I. Mirabela aj. souvisí tato aktivita s přenosem hmoty z průvodce, jímž je pozdní hvězda třídy O nebo raná hvězda třídy B s emisními čarami. Příjemcem je téměř určitě hvězdná černá díra, obklopená tlustým akrečním diskem, jenž je vlastním zdrojem pozorované rentgenové aktivity. Tato aktivita připomíná svou pravidelností s intervalem asi půl hodiny činnost gejzírů v amerických národních parcích. Infračervená pozorování totiž ukázala, že v době, kdy dojde k výtryskům z disku, se náhle sníží rentgenová svítivost zdroje, avšak po dalších 5 minutách se opět obnoví, tj. obnoví se dodávka materiálu od rané hvězdy do akrečního disku. Každý superluminální výtrysk tak představuje vyvržení asi 100 biliónů tun plynné látky. (Ve skutečnosti se ovšem výtrysky pohybují podsvětelně - nadsvětelná rychlost je důsledkem geometrické iluze.)

Nadsvětelné pohyby jsou dle S. Newella aj. pozorovány též u známé rentgenové dvojhvězdy Cyg X-3, kde se dokonce střídají období superluminálního rozpínání a smršťování (!) rádiových uzlíků. Při vzdálenosti zdroje asi 10 kpc vycházejí superluminální násobky podél velké osy výtrysků na (2,4 -- 4,8) c a (0,8 -- 2,3) c podél malé osy. Podobným slabě superluminálním (1,1 c) rentgenovým zdrojem je dle F. van der Hoofta aj. objekt J1655-40, objevený r. 1994 jako rentgenová nova v souhvězdí Štíra. Skládá se z hvězdné černé díry o hmotnosti 7 M_o a průvodce spektrální třídy F5 IV s hmotností 2,3 M_o. Složky těsné dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 2,6 dne a průvodce je ohříván rentgenovým zářením primáru. Rentgenový zdroj byl mimořádně aktivní v r. 1995, avšak v loňském roce jeho rentgenová aktivita poklesla o plných 95%, souběžně s optickým poklesem v oboru V z 15,7 na 17,3 mag.

Třetím novým kandidátem na černou díru je dle A. Filippenka aj. rentgenová Nova Oph 1977, jejíž optické spektrum získali autoři pomocí Keckova teleskopu. Zjistili, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou dobou 0,52 dne a sklonem dráhy k zornému paprsku 70deg. Sekundární složka má hmotnost asi 0,5 M_o, zatímco primární přinejmenším 5 M_o. Konečně družice RXTE rozpoznala koncem loňského července proměnný tvrdý rentgenový zdroj J1755-324 v jádře Galaxie jako další pravděpodobnou hvězdnou černou díru. Největším překvapením roku však byl nápadný výbuch rentgenové Novy Per 1992 (= V518 Per = GRO J0422+32) v březnu 1997, čímž se potvrdila cykličnost výbuchů v periodě 120 dnů. G. Beekan aj. odvodili totiž při oběžné době 5,1 h hmotnost zhroucené složky na minimálně 15 M_o a snad i 28 M_o, což je suverénně nejhmotnější hvězdná černá díra v Galaxii. C. Kouveliotouová a J. van Paradijs připomněli, že uvolnění energie při akreci hmoty na černou díru je mimořádně účinný zdroj zářivé energie, zhruba 30krát účinnější než všechny známé termonukleární reakce.

G. Vasisht a E. Gotthelf objevili pomocí družice ASCA neobvyklý rentgenový pulsar 1E 1841-045 uprostřed pozůstatku supernovy Kes 73 s impulsní periodou 11,8 s. Jde o velmi pomalou rotaci neutronové hvězdy, jež je v tomto případě mimořádně mladá - vznikla teprve před 2000 lety. Pomalou rotaci lze objasnit jedině rekordně intenzívním magnetickým polem o indukci 8.10^8 T (!). Pro neutronové hvězdy, které rychle ztrácejí rotační energii vlivem extrémně silného magnetického pole, navrhují autoři název magnetary. Ještě delší rotační periodu má však patrně neutronová hvězda v rentgenové nově V2116 Oph (= GX 1+4), pozorovaná jako rentgenový i optický pulsar. V červenci 1997 totiž činila 127 s a ročně se prodlužuje o plné 2 s. Mimořádným překvapením byl rentgenový důkaz, že jedna z nejhmotnějších hvězd Galaxie éta Carinae je ve skutečnosti těsnou dvojhvězdou. I o tento důkaz se přičinila družice RXTE, když ukázala, že rentgenové záření svítivé modré proměnné hvězdy vždy pozvolna rostlo během měsíců a pak náhle pokleslo za pár dnů. Odtud lze usoudit, že složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají po velmi výstředné dráze v periodě 85 dnů a jejich hvězdné větry se srážejí v periastru, kdy vytvoří rázovou vlnu, jež ohřeje plynné obaly na 60 MK. V apastru pak aktivita zcela ustane. Při vzdálenosti objektu 2,3 kpc pak vychází hmotnost každé složky asi na 70 M_o.

3.3. Neutronové hvězdy

P. Caraveová konstatovala, že již 9 osamělých neutronových hvězd bylo identifikováno opticky. Nejnověji se pomocí HST zdařilo opticky identifikovat rentgenový zdroj, objevený družicí ROSAT v r. 1992 v souhvězdí Jižní koruny. Optický protějšek slabší než 25 mag se promítá na obří molekulové mračno a je od nás vzdálen 120 pc. Poloměr neutronové hvězdy dosahuje 14 km a její povrchová teplota 670 kK. Podobně F. Haberl aj. identifikovali na základě měření družice ROSAT osamělou neutronovou hvězdu J0720.4-3125 v souhvězdí Velkého psa. Objekt totiž jeví pravidelné pulsace s periodou 8,39 s a zřejmě přibírá látku z mezihvězdného prostředí. Stáří neutronové hvězdy autoři odhadli na 1 miliardu let. J. van Paradijs aj. studovali na příkladu přechodného rentgenového zábleskového zdroje J1744-28, jenž je současně rentgenovým pulsarem, mechanismus vynuceného zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu. Jestliže se totiž bílý trpaslík nachází v málo hmotné těsné dvojhvězdě, kde druhá složka trvale dodává látku do akrečního disku kolem bílého trpaslíka, pak po přenesení několika desetin hmoty Slunce může dojít ke zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu. Autoři soudí, že předchůdci tohoto stádia jsou velmi jasné zdroje měkkého rentgenového záření, jež družice ROSAT v poslední době hojně objevuje.

4. Zábleskové zdroje záření gama

Po celé čtvrtstoletí od prvních pozorování představovaly zábleskové zdroje záření gama jednu z největších záhad soudobé astrofyziky. Příčina tohoto stavu věcí je dobře známa. Vzplanutí záření gama jsou relativně krátká - trvají nanejvýš desítky sekund - a nikdy se neopakují na témže místě oblohy. Určení alespoň trochu přesné polohy zdroje vzplanutí (na jednu obloukovou minutu, což je rozlišovací schopnost neozbrojeného lidského oka ve vizuálním oboru spektra) je tak prakticky nemožné - to vyplývá z charakteru detektorů vysoce energetických fotonů gama. Následkem toho bylo zcela neúspěšné pátrání po protějšcích zábleskových zdrojů záření gama v kterémkoliv jiném spektrálním pásmu a tak astronomům chyběl klíčový údaj - jak daleko od nás jsou zmíněné objekty. (Mimochodem, přesně týž problém velmi často znemožňuje identifikaci jevů UFO - z pozorování očitých svědků se jen zřídka podaří objektivně určit, jak daleko od nich se svítící letící objekt nalézal.) Od r. 1991, kdy byla vypuštěna obří astronomická družice Compton s aparaturou BATSE, došlo k mírnému pokroku, neboť homogenní soubor měření několika tisíc vzplanutí gama přesvědčivě prokázal, že rozložení objektů po obloze je zcela jednoznačně izotropní. To nutně znamená, že zdroje vzplanutí jsou buď velmi blízko (na periférii sluneční soustavy !), anebo extrémně daleko (v kosmologických vzdálenostech). Ani BATSE však nedokáže stanovit polohu individuálního zdroje vzplanutí s přesností postačující pro jeho identifikaci v některém jiném spektrálním oboru. Teprve vypuštění italsko-holandské družice BeppoSAX (Beppo je přezdívka italského fyzika Giuseppe Occhialiniho; SAX je zkratka: Satellite per Astronomia X) 30. dubna 1996 přineslo dlouho očekávaný zvrat. Na palubě družice se totiž kromě širokoúhlého detektoru vzplanutí gama (pásmo 40 -- 700 keV) nacházejí dvě pevné rentgenové kamery (pásmo 2 -- 26 keV), zabírající neustále asi 5% oblohy, a dále přesnější nastavitelné úzkopásmové teleskopy (pásmo 0,1 -- 300 keV), jež dokáží zaměřit chybovou plošku polohy vzplanutí během hodiny od samotného úkazu. V tu dobu ještě vzplanutí obvykle doznívá v měkčím rentgenovém záření a z povahy rentgenových fotonů vyplývá, že takové určení polohy zdroje je relativně přesnější; lokalizace zdroje s přesností na 1arcmin je otázkou několika hodin. Skutečnost je ovšem poněkud složitější - - k takto příznivé shodě návazností pozorování v oboru gama a X dochází jen několikrát do roka, ale i to je obrovským krokem vpřed.

První velký úspěch zaznamenala družice BeppoSAX dne 11. ledna 1997, kdy pozorovala vzplanutí gama s maximální intenzitou 4násobku Krabí mlhoviny (dále jen Krab) o celkovém trvání 50 s v přibližné poloze 1528+197 (Bootes). To vzápětí umožnilo odhalit v daném místě slábnoucí rentgenový zdroj, což vedlo ke zpřesnění polohy, a to stačilo rádiové anténě VLA nalézt v daném místě slabý (2 mJy) rádiový zdroj v poloze J1528.7+1945. Přes zpřesněnou polohu se pokusy o optickou identifikaci nezdařily; necelý den po vzplanutí byl případný optický protějšek určitě slabší než 21 mag v oboru R. Koncem února pak družice zaznamenala další vzplanutí GRB 970228 v poloze 050157+1146.4 (Orion) s trváním 80 s a maximální intenzitou 0,2 Kraba. Za pouhých 8 h po vzplanutí odhalila na témže místě oblohy nový rentgenový zdroj, což dovolilo polohu zpřesnit natolik, že anténa VLA nalezla v téže poloze na frekvenci 1,4 GHz nový bodový radiový zdroj s maximálním tokem 0,8 mJy. Později se ukázalo, že času opravdu nebylo nazbyt, jelikož rentgenový "dosvit" trval sotva den - po třech dnech už na daném místě oblohy neobjevila vůbec nic ani usilovná družice ROSAT. Včasná rentgenová a rádiová identifikace však umožnila velké mezinárodní skupině astronomů, vedených Holanďanem J. van Paradijsem, poprvé v historii nalézt nepochybný optický protějšek pouhých 21 hodin po vzplanutí. Využili k tomu velkých dalekohledů WHT, INT a NOT na Kanárských ostrovech jakož i dalekohledu NTT v Chile. Optický protějšek měl zprvu tyto jasnosti: V = 21,3 a I = 20,6 mag. Do 8. března klesl na V = 23,6 a I = 22,2 mag a 9. března byl R = 24,0 a B = 25,4 mag. Dne 26. března jej zaznamenal HST jako V = 25,7 a I = 24,2 mag a pak znovu 7. dubna (38. den po vzplanutí) jako V = 26,0 a I = 24,6 mag. HST dokázal najít optický protějšek ještě 5. září 1997, kdy zeslábl na V = 28,0 mag.

Do sledování optického protějšku zasáhly také oba Keckovy desetimetry, jež kromě bodového zdroje (vlastního dosvitu záblesku) pozorovaly rovněž slabší plošný zdroj 25,6 mag (V) - - podle K. Sahu aj. pravděpodobně mateřskou galaxii. A. Guarnieri aj. ukázali, že maximum jasnosti optického protějšku nastalo nejdříve 0,7 dne po vzplanutí gama, a že poměr maximální optické a rentgenové jasnosti činil 0,006. Spektra pořízená na přelomu března a dubna ukázala v blízkosti optického protějšku dvě emisní galaxie s červenými posuvy z 0,64 resp. 0,39, avšak spektrum vlastního dosvitu se pro jeho brzké zeslábnutí nepodařilo získat.

Vše nasvědčovalo tomu, že GRB 970228 je extragalaktický, ale situaci nečekaně zkomplikovali P. Caraveová aj., když oznámili, že na snímcích dosvitu z HST odhalili mezi 26. březnem a 7. dubnem výrazný vlastní pohyb objektu 0,55arcsec/rok, což by nasvědčovalo vzdálenosti zdroje pouhých 100 pc od nás! Všichni odborníci si proto oddechli, když se po několika měsících (objekt byl v mezidobí v konjunkci se Sluncem, takže tvrzení autorů se nedalo nezávisle ověřit) zmíněný vlastní pohyb nepotvrdil; šlo zřejmě o nedostatečně přesnou rektifikaci souřadnic v malém zorném poli kamery HST.

R. Wijers aj. předložili na základě zmíněných pozorování kvantitativní fenomenologický model úkazu. Nepřímou podporu pro extragalaktický původ vzplanutí byl mimořádně dlouhý optický dosvit, měřitelný po dobu více než jednoho měsíce. Kdyby se totiž objekt nacházel uvnitř naší Galaxie, ztratil by se optický dosvit během jednoho dne. Autoři podpořili model relativisticky se rozpínající ohnivé koule, jejíž tlaková vlna je brzděna odporem mezihvězdného resp. intergalaktického prostředí a odhadli, že zdroj se nachází ve vzdálenosti, odpovídající přibližně červenému posuvu z = cca. 1, takže celková energie vzplanutí dosáhla přinejmenším 10^44 J (!). Taková energie by se mohla uvolnit například splynutím dvou neutronových hvězd, což je vzácný, ale ne zcela nemožný úkaz. Vždyť binární pulsary, kde obě složky jsou neutronovými hvězdami, byly nalezeny i v naší Galaxii, a je nepochybné, že ztráta energie soustavy vyzařováním gravitačních vln musí vést nejpozději za miliardu let ke splynutí takové bizarní dvojhvězdy. Po tomto významném pozorovatelském úspěchu následoval 2. dubna 1997 neméně významný dílčí neúspěch. Družice BeppoSAX odhalila v poloze 1450-6920 (Circinus) vzplanutí gama, s maximální intenzitou 0,46 Kraba, trvající přes 100 s. Již 8 hodin po vzplanutí byl na témže místě pozorován přechodný (jednodenní) rentgenový zdroj-dosvit, což sice umožnilo zpřesnit polohu objektu, ale okamžitá podrobná prohlídka velkými dalekohledy nenalezla žádný optický protějšek. Odtud plyne, že mezi intenzitou vzplanutí gama a jasností případného optického protějšku neexistuje přímá úměrnost, což samozřejmě dále komplikuje fyzikální vysvětlení. Naštěstí však pocit marnosti astronomy dlouho nepronásledoval, neboť již 8. května 1997 zaznamenala družice BeppoSAX další vzplanutí, trvající sice jen 15 s, ale zato s maximální intenzitou 1 Krab, a to v poloze 0653+7916 (Camelopardalis). Již necelých 6 hodin po objevu nalezla družice v chybové plošce vzplanutí zjasňující se zdroj rentgenového záření, což umožnilo následující noci H. Bondovi na Kitt Peaku nalézt 0,9 m reflektorem optický protějšek. Od té chvíle se na objekt zaměřily všechny velké dalekohledy světa, od ruského šestimetru BTA až po havajský Keckův desetimetr. Ukázalo se, že také optický protějšek se v prvních dvou dnech po vzplanutí spíše zjasňoval z původní hodnoty R = 20,8 až na 19,6 mag resp. U = 21,0 na 20,3 mag. Od té doby však rychle slábnul a 22. května již nebyl vidět v pásmech U a B, zatímco ve V byl 22,9 mag a v R 22,2 mag. Rádiový protějšek vzplanutí byl objeven nejprve na frekvenci 15 GHz o intenzitě 1,6 mJy, avšak po týdnu zmizel. Rádiová anténa VLA v Socorro marně pátrala po rádiovém protějšku od 3,7 h do 24 h po vzplanutí gama na frekvenci 1,4 GHz. Detekce se zdařila D. Frailovi aj. až další den na úrovni až 0,6 mJy, avšak rádiový zdroj jevil silné variace, vyvolané zřejmě mezihvězdnou scintilací zdroje o úhlovém průměru asi 0,003arcsec. Scintilace však během několika týdnů ustala, neboť úhlové rozměry zdroje se rozpínáním rádiového dosvitu výrazně zvětšily. Celkem se při výbuchu uvolnilo na 10^45 J energie.

Rozhodujícím průlomem se stala spektroskopická měření teleskopem Keck II ze dnů 11. května a 5. června 1997. Ve spektru dosvitu se podařilo nalézt absorpční čáry ionizovaného hořčíku s červenými posuvy 0,768 a 0,835. Ve spektru plošného zdroje (galaxie s R = 24,8) v poloze optického dosvitu našli M. Metzger aj. zakázanou emisní čáru ionizovaného kyslíku, z níž vypočetli červený posuv z = 0,835. Tutéž hodnotu z obdrželi i z měření absorpčních čar různých kovů, takže zábleskový zdroj byl určitě dále než odpovídá tomuto červenému posuvu, a blíže než z =2,3. Podle C. Kouveliotouové aj. to ovšem pak za předpokladu izotropního vyzařování odpovídalo maximálnímu zářivému výkonu zdroje řádu 10^43 W, o dva řády vyššímu než u nejsvítivějších kvasarů a o šest řádů vyššímu než u naší Galaxie! Bondův optický protějšek byl zpočátku asi šestkrát svítivější než mateřská galaxie, která ovšem patří spíše k podprůměrným objektům.

Družici BeppoSAX se podařilo nalézt další identifikovatelné vzplanutí gama 16. června 1997 v poloze 0122-709 (Hydrus). Vyznačovalo se velmi povlovným 90 s náběhem a trváním plných 200 s a rentgenový dosvit byl identifikován již 4 h po prvotním záblesku. O čtyři dny později byl však již rentgenový protějšek nepozorovatelný, a veškeré snahy o optickou či rádiovou identifikaci, vykonané v mezidobí, selhaly. Podobně skončila identifikace vzplanutí z 15. srpna 1997, odhaleného družicí RXTE v tvrdém rentgenovém pásmu s maximální jasností 2 Kraby a trváním 130 s. Zajímavý byl také příběh dalšího vzplanutí z 28. srpna, kde se opět podařilo najít rentgenový dosvit v poloze 1808+5918 (Draco), vzápětí identifikovaný i rádiově a opticky jako objekt R = 24,9 mag. Spektrum optického protějšku však bylo zcela bez čar a patrně nešlo o optický dosvit vzplanutí, ale o obraz mateřské galaxie. Poslední loňské vzplanutí, odhalené družicí BeppoSAX, pochází ze 14. prosince v poloze 115626+6512 (Draco). Šlo o strukturovaný záblesk o celkovém trvání 25 s. O půl dne později byl na místě vzplanutí nalezen zjasňující se optický protějšek, původně I = 21,2 mag, jenž se během dalších 6 hodin zjasnil na 19,7 mag, aby během dalšího dne zeslábl na 22,6 mag. V oboru R dosáhl maxima 22,1 mag půl dne po vzplanutí a za další dva dny klesnul až na 24,4 mag. Pokles optické jasnosti ve všech spektrálních filtrech byl úměrný logaritmu času. Rentgenový protějšek se vynořil asi 7 h po maximu a během prvního dne pak zeslábl 5krát. Toto vzplanutí však ještě vejde do dějin, když na základě spekter optického protějšku, pořízených II. Keckovým desetimetrem do konce února 1998, se podařilo G. Djorgovskému a S. Kulkarnimu prokázat, že objekt jeví červený posuv z = 3,4, což odpovídá neuvěřitelné vzdálenosti kolem 10 miliard světelných let, takže za předpokladu izotropního zářiče se tam uvolnila energie 3.10^46 J. V prvních sekundách měl tento podivuhodný zábleskový zdroj výkon srovnatelný s celým ostatním pozorovatelným vesmírem, ač jeho geometrické rozměry nepřevyšovaly v té chvíli 100 km!

Tyto objevy zcela zastínily ještě loni publikované teoretické a statistické studie, jež kladly zábleskové zdroje záření gama do heliosféry - Oortova mračna (!) (A. Kuzněcov), do disku (B. Komberg, D. Kompaněc) nebo hala Galaxie (B. Belli; G. Fishman a D. Hartman), popřípadě do blízkého extragalaktického okolí Galaxie pod 11 Mpc (Y. Chen aj.) . Kuriózně K. Hurley aj., J. Gorosabell aj. a R. Burenin aj. nenalezli žádnou shodu mezi rozložením Abellových kup galaxií a polohami zábleskových zdrojů záření gama a tak zabodovali jedině N. Schartel aj., kteří objevili silnou korelaci mezi polohami rádiově tichých kvasarů a zmíněnými zdroji. Odtud jim vyšlo, že většina pozorovaných vzplanutí gama pochází z kosmologických vzdáleností v rozmezí červených posuvů z 0,1 -- 1 a že v jednom vzplanutí se může uvolnit energie až 10^45 J. K podobnému závěru dospěl T. Totani na základě pozorování 1800 vzplanutí gama aparaturou BATSE. Izotropní rozdělení poloh vzplanutí po obloze a úbytek jejich počtu s poklesem maximálních intenzit odpovídá dobře představě o kosmologické povaze zdrojů. Průběh jevu v hlavních spektrálních oborech od pásma záření gama až po rádiové pak odpovídá modelu relativisticky se rozpínající malé ohnivé koule, jak jej r. 1992 vypracovali R. Narayan, B. Paczynski a T. Piran. Již v září 1997 se konalo v Hunstvillu v Alabamě kolokvium, věnované epochálním identifikacím zábleskových zdrojů záření gama. Jak uvedli B. Paczynski a C. Kouveliotouová, vzácnost optických identifikací se přičítá nestejnému zastoupení prachu v mateřských galaxiích, jež působí značnou extinkci optického signálu. Zato se zdá, že četnost zábleskových zdrojů je v dobré shodě s odhadovaným počtem vzniku velmi hmotných hvězd. Při vzplanutí se pak mohou uvolňovat energie až do řádu 10^46 J.

Podle K. Sahu aj. se zábleskové zdroje záření gama vyskytují nejčastěji v méně hmotných galaxiích s krátkými epochami překotné tvorby hvězd, kde lze očekávat splývání neutronových hvězd vždy zhruba 30 milionů let po maximu tvorby hvězd. K řádově stejnému výsledku dospěl R. Zimmerman. Dvojhvězda, tvořená dvěma velmi hmotnými hvězdami, vede k explozi první supernovy během 5,2 milionu let. Vznikne první neutronová hvězda, vystavená od času 9 milionu let po zrodu dvojhvězdy silnému hvězdnému větru veleobra - druhé hmotné složky, takže systém je v té době vydatným zdrojem rentgenového záření. Veleobr vybuchne jako druhá supernova v čase 9,5 milionu let. Tak vznikne soustava dvou neutronových hvězd, jež se k sobě blíží díky gravitačnímu záření a splynou nejpozději za 100 milionů let. V posledních 15 minutách před splynutím obíhají kolem sebe rychlostí 10^5 km/s v oběžné době 1 ms! Při splynutí dojde k mocnému vzplanutí gama, jež kromě jiného vymaže veškeré stopy života do vzdálenosti minimálně 1 kpc od zdroje. Podle G. Mathewse aj. lze při splynutí dvou neutronových hvězd uvolnit v oboru záření gama energii 10^44 J a neutrina mohou mezitím odnést plných 10^46 J.

Přesto se však zdá, že ani tento relativně slibný scénář nestačí objasnit všechny dosud pozorované úkazy. K. Sumijoši aj. jakož i A. Loeb a N. Turok proto uvažují o spontánním výbuchu osamělých neutronových hvězd, což v případě minimální hmotnosti neutronové hvězdy 0,2 M_o stačí k vyzáření energie 10^42 J. S daleko radikálnějším řešením však přišel B. Paczynski, jenž uvažuje o tzv. hypernovách, což má být nepovedená exploze supernovy, kdy dojde ke zhroucení hmotné hvězdy s extrémně silným magnetickým polem řádu 10^11 T (!) rovnou na černou díru za vyzáření rotační energie hroutící se hvězdy řádu 5.10^47 J. Paczynski soudí, že tyto úkazy by měly být asi desettisíckrát vzácnější než výbuchu supernov II. typu; nicméně i pak k nim dochází v naší Galaxii nejméně jednou za půl milionu let, a to není nijak radostná vyhlídka. Podle K. Brechera se pak jednou za řádově sto milionů let takové vzplanutí odehraje ve vzdálenosti méně než 100 pc od Země. V takovém případě je atmosféra Země krátkodobě silně ozářena fotony s energiemi až MeV (měkké záření gama), jež silně ohřejí atmosféru. Kromě toho může v důsledku vzplanutí gama dojít k hromadnému vymrštění komet z Oortova mračna, jež v následujících milionech let mohou ve větší míře dopadat na Zemi.

5. Mezihvězdná látka

Jeden z nejpůsobivějších snímků HST se týká difúzní mlhoviny M8 (Laguna) = NGC 6523. Pořídil jej HST v létě 1995 v několika barevných filtrech. Mlhovina v souhvězdí Střelce je od nás vzdálena 1,6 kpc, má průměr plných 37 pc a je ozařována velmi hmotnou hvězdou Herschel 36. Svým mocným zářením však hvězda, která měla v Laguně svou kolébku, mlhovinu postupně ničí.

Nejchladnější místo ve vesmíru nalezli R. Sahai a L. Nyman v bipolární reflekční mlhovině Bumerang, vzdálené od nás 1,5 kpc. Také tato mlhovina je ozařována zkomírající obří hvězdou, která budí molekulový vítr o rychlosti 164 km/s. Hvězda tak ztrácí 0,001 M_o/rok, čímž se mlhovina "živí". Pomalé rozpínání mlhoviny je příčinou jejího ochlazení na teplotu pouze 1 K, což autoři zjistili pomocí submilimetrového teleskopu SEST tím, že mlhovina absorbuje teplejší reliktní záření.

D. Mehringer aj. nalezli čáry kyseliny octové CH_3.COOH na frekvencích 90 a 101 GHz v rádiovém zdroji Sgr B2. To by naznačovalo možnost existence aminokyseliny glycinu v mezihvězdném prostoru. D. Neufeld aj nalezli v témže zdroji pomocí infračervené družice ISO v pásmu 122 microm fluorid vodíku HF. T. Beballe a T. Oka objevili v mezihvězdných mračnech radikál H^+_3, jenž vzniká srážkami molekul H_2 s částicemi kosmického záření. To lze považovat za téměř přímý důkaz výskyt molekulového vodíku v mezihvězdném prostoru (molekula vodíku nemá vhodné spektrální čáry v žádném dostupném oboru spektra).

6. Galaxie

6.1. Naše Galaxie

6.1.1. Hvězdokupy

G. Torres aj. určovali vzdálenost otevřené pohybové hvězdokupy Hyády pomocí dvojhvězdy 51 Tau, pro níž máme spektroskopické i interferometrické elementy. Odtud vychází vzdálenost dvojhvězdy (47,8 +/- 1,6) pc a stáří hvězdokupy na 600 megalet. Podobnou vzdálenost (46,8 +/- 3,6) pc dostali K. Werner a T. Rauch z pozorování bílého trpaslíka ve dvojhvězdě V471 Tau. Podle W. van Altena aj. dala astrometrická družice HIPPARCOS vzdálenost 46,4 pc, kdežto kombinace paralaxy a vlastních pohybů 7 členů hvězdokupy pomocí HST dává překvapivě vzdálenost asi 10% větší. Problémem při tak vysoké přesnosti začíná být určení polohy těžiště hvězdokupy. Podle M. Perrymana aj. mají Hyády celkem 300 členů o souhrnné hmotnosti 350 M_o, zabírající na obloze výsek plných 20deg, což v prostoru odpovídá kouli o poloměru 10 pc. Po zahrnutí všech vlivů pak udávají vzdálenost hvězdokupy (46,34 +/- 0,27) pc, odpovídají modulu vzdálenosti (3,33 +/- 0,01) mag. A. Brown a M. Perryman dospívají pak ke stáří hvězdokupy (625 +/- 50) megalet.

Družice HIPPARCOS umožnila zpřesnit vzdálenost otevřené hvězdokupy Plejády, v nichž byly přesně určeny paralaxy 54 hvězd. L. Nelsonovi a T. Woodovi tak vyšlo (116 +/- 3) pc a stáří soustavy vyšší než 110 megalet.

M. Shara aj. studovali pomocí FOS HST spektra členů obří kulové hvězdokupy 47 Tucanae, vzdálené od nás 4,6 kpc s cílem určit povrchovou teplotu, poloměr a rychlost rotace a nepřímo i hmotnost hvězd v okolí centra soustavy. Jak známo, téměř před půl stoletím byly v jádrech kulových hvězdokup rozlišeny nápadně modré jasné hvězdy, které jako by se loudaly za tempem vývoje svých družek (předpokládá se, že všechny hvězdy kulových hvězdokup vznikly prakticky zároveň, řádově před 10 gigalety, takže dnes by tam již neměly s ohledem na malou životnost svítit hvězdy podstatně hmotnější než Slunce). Těmto hvězdám se dostalo názvu "modří loudalové" (angl. blue stragglers) a jejich existence byla naprosto nepochopitelná.

Zmínění autoři však zjistili, že modří loudalové jsou mimořádně hmotné hvězdy s hmotností zhruba 1,7 M_o, které rotují kolem své osy asi 2,5krát rychleji než běžné hvězdy hlavní posloupnosti. Mají tedy hmotnost právě dvojnásobnou, než typické hvězdy hlavní posloupnosti, pozorované dnes v kulových hvězdokupách. To znamená, že loudalové museli vzniknout splynutím dvojhvězd nebo "ostrou" srážkou cizích hvězd, což je v hustém jádru hvězdokupy dosti pravděpodobné. Vysokou rotační rychlost nabyli v důsledku přenosu hmoty v těsné dvojhvězdě.

M. Salaris aj. revidovali stáří kulových hvězdokup M 68 (Hya) na (12,2 +/- 1,8) gigalet a uvádějí, že prakticky stejně stará je i hvězdokupa M 15 (Peg), zatímco hvězdokupa M 92 (UMa) je asi o půl miliardy let mladší. V hvězdokupě M 92 nalezli F. Pont aj. celkem 17 podtrpaslíků, což jim umožnilo zpřesnit údaj o stáří hvězdokupy na základě pozorování asi 500 polních podtrpaslíků družicí HIPPARCOS. Odtud dospěli k závěru, že stáří této hvězdokupy může dosahovat i 13 megalet. Prakticky k témuž průměrnému stáří kulových hvězdokup v Galaxii se přiklánějí také F. D'Antona aj. To by odstranilo dlouholetý "střet věků" mezi dosud preferovaným stářím kulových hvězdokup (až 16 gigalet) a věkem vesmíru (kolem 14 gigalet); současně to však vyžaduje střední hustotu vesmíru Omega < 1.

6.1.2. Stavba Galaxie

Družice OSSE-2 odhalila dvě oblasti anihilačního záření o energii 0,511 MeV v Galaxii; jeden oblak obklopuje vlastní jádro Mléčné dráhy do průměru 1 kpc, kdežto druhý se nachází ve výšce přes 1 kpc nad hlavní rovinou Galaxie. Zdrojem záření je mohutná produkce pozitronů tempem až 7.10^42/s, jež vzápětí anihilují s volnými elektrony buď v okolí nestabilních mladých hmotných hvězd, nebo díky výtryskům z akrečních disků kolem černých děr, popřípadě při splývání párů neutronových hvězd, anebo při dosud neznámém fyzikálním procesu.

M. Honma a Y. Sofue stanovili z rádiových měření čáry H I rotační křivku Galaxie až do vzdálenosti 2,5krát vyšší, než jak daleko je Slunce od středu Mléčné dráhy. Odtud odvodili zpřesněnou hodnotu hmotnosti Galaxie (2,0 +/- 0,3) 10^11 M_o při poloměru soustavy 15 kpc a vzdálenosti Slunce od centra 7,6 kpc. Za hranicí 15 kpc se pak už prakticky nevyskytuje skrytá hmota, jež se ovšem nachází uvnitř tohoto poloměru. Podle těchže autorů obíhá Slunce kolem centra Mléčné dráhy rychlostí jen 196 km/s. K obdobnému závěru o průběhu rotační křivky v Galaxii dospěli nezávisle také J. Binney a W. Delmen. Ještě radikálnější jsou R. Olling a M. Merrifield, kterým vyšla oběžná rychlost Slunce pouhých 184 km/s a vzdálenost od centra Galaxie jen 7,1 kpc. Naproti tomu M. Feast a P. Whitelocková odvodili z vlastních pohybů 220 cefeid, měřených družicí HIPPARCOS, vzdálenost Slunce od centra na (8,5 +/- 0,5) kpc, v dobré shodě s tabulkovou hodnotou IAU. Konečně H. Freundenreich zjistil na základě měření družice COBE, že Slunce se nalézá 16 pc na sever od hlavní roviny souměrnosti Galaxie.

6.2. Místní soustava galaxií

J. Walsh aj. studovali chemické složení v planetárních mlhovinách nejbližší trpasličí galaxie ve Střelci, objevené teprve r. 1994. Galaxie se nalézá na obloze pouhých 10deg od středu Mléčné dráhy, a proto bylo tak obtížné ji rozpoznat, ačkoliv je od nás vzdálena pouhých 25 kpc a její úhrnná jasnosti přesahuje 2.10^7 L_o. Její průměr činí 10 kpc a chemické složení se podobá složení trpasličí galaxie v souhvězdí Chemické pece, což znamená, že zastoupení tzv. kovů je vyšší než v naší Galaxii. Obsahuje celkem 4 kulové hvězdokupy - přímo v centru soustavy se nalézá jasná kulová hvězdokupa M 54. Velké Magellanovo mračno je dle M. Froeschlého od nás vzdáleno 55 kpc, kdežto podle G. DiBenedetta jen (51,1 +/- 1,5) kpc. R. van der Marel aj. zjistili pomocí snímku FOS HST, že v jádře eliptické galaxie M 32 v Andromedě se nachází supermasivní černá díra o hmotnosti (3,4 +/- 1,6) 10^6 M_o. J. Ma aj. zjistili, že obří spirální galaxie M 31 má tloušťku disku právě 1 kpc, jenž je k nám skloněn pod úhlem 77,5deg. Galaxie M 33 v Trojúhelníku je od nás vzdálena 795 kpc a její hlavní rovina je skloněna k zornému paprsku pod úhlem 56deg. A. Whiting a G. Hau objevili v dubnu 1997 trpasličí sféroidální galaxii v souhvězdí Vývěvy ve vzdálenosti 920 kpc od Slunce, jež má průměr stěží 1,5 kpc a obsahuje pouhý milion hvězd. Tato miniaturní hvězdná soustava se tak stala 35. členem Místní soustavy galaxií.

6.3. Blízké galaxie

S. Phillips a J. Davies určili vzdálenost rádiové galaxie Dwingeloo 1 na 3 Mpc, takže tento špatně viditelný objekt poblíž galaktické roviny již nepatří do Místní soustavy galaxií. J. Graham aj. změřili pomocí HST vzdálenost galaxie NGC 3351 v soustavě Leo I na základě pozorování světelných křivek 49 cefeid. Obdrželi vzdálenost (10,05 +/- 0,88) Mpc. G. DiBenedetto určil vzdálenost galaxie M 100 v Panně na (16,1 +/- 0,5) Mpc. J. Kormendy aj. využili příznivých pozorovacích podmínek u CFHT na Havaji k objevu supermasivní černé díry o hmotnosti 6.10^8 M_o v trpasličí eliptické galaxii NGC 4486B v kupě Virgo. HST dále odhalil existenci supermasivních černých děr v pekuliární galaxii Arp 220 a v galaxiích NGC 4151 (CVn) a M 84 (Vir). D. Richstone aj. hledali pomocí CFHT a HST supermasivní černé díry v jádrech 15 galaxií a prokázali je ve 14 případech, přičemž se zdá, že platí přímá úměrnost mezi hmotností galaxie a hmotností černé díry v jejím jádře. Známá galaxie Sombrero (M 104) v souhvězdí Panny má ve svém jádře černou díru s hmotností 1 GM_o. Suverénně nejhmotnější černá díra se ovšem dle A. Marconiho nalézá v jádře obří galaxie M 87 - 3,2.10^9 M_o. H. Ferguson aj. odhalili poblíž této galaxie přinejmenším 600 hvězd - intergalaktických trampů, vzdálených od vlastní galaxie alespoň 300 kpc. Příčinou trampování jsou zřejmě galaktické slapy, které tak do intergalaktického prostoru v kupě vyvrhly asi 11% hvězd, jež původně patřily některé galaxii.

O nové určení vzdálenosti kupy galaxií v Panně se pokusili N. Visvanathan a A. Schroderová na základě vztahu Tullyho-Fischera. Obdrželi tak hodnotu (17,6 +/- 0,8) Mpc při průměrné radiální rychlosti (1150 +/- 51) km/s. Jelikož se však Místní soustava pohybuje v tomto směru rychlostí (240 +/- 40) km/s, vychází pak čistá kosmologická rychlost na 1313 km/s, a tedy Hubblova konstanta na H_o = (73 +/- 7) km s^-1 Mpc^-1. Naproti tomu T. Shanks ukázal, že metoda dává soustavně nižší vzdálenosti oproti jiným postupům (cefeidy, supernovy Ia), a to až o 22%. Revidoval tak vzdálenost kupy Virgo na (19,0 +/- 1,8) Mpc, což znamená automaticky pokles H_o na (69 +/- 8) km s^-1 Mpc^-1. Formální chyby jsou však zřetelně menší než chyby systematické, jelikož jiné metody dávají hodnoty H_o v rozmezí 57 -- 80 km s^-1 Mpc^-1.

Velkou publicitu ve sdělovacích prostředcích získalo sdělení o tzv. srážce galaxií, jak ji zachytil HST pro proslulou soustavu Tykadla (NGC 4038/4039)v souhvězdí Havrana, vzdálenou od nás 19 Mpc s dvěma jádry, oddělenými od sebe navzájem 15 kpc, a obsahující podle F. Schweizera nejméně 1000 mladých kulových hvězdokup. Především je třeba připomenout, že termín "srážka" se pro galaxie příliš nehodí, jelikož taková kosmická havárie trvá stamiliony až miliardy let a žádné hvězdy v galaxiích se při ní nesrážejí. Srážejí se však gravitační potenciály obou soustav, což vede k dramatickým změnám hvězdných trajektorií, jak dokazují zmíněná "tykadla". Sráží se také mezihvězdný prach a plyn, což vede vzápětí k překotné tvorbě hvězd a dokonce ke vzniku kulových hvězdokup z obřích molekulových mračen, stlačených plynem, ohřátým při "srážce". Tykadla byla rovněž pozorována družicí ISO ve středním infračerveném pásmu, čímž se potvrdila jejich "zaprášenost" a překotná tvorba hvězd. Ještě složitější trojitý karambol kompaktní skupiny galaxií HCG 95 popsali J. Iglesias-Páramo a J. Vílchez. Vícebarevná fotometrie prokázala přítomnost dvou diskových galaxií a čtyř slapových chvostů jakož i důkaz přenosu hmoty mezi jedním chvostem a eliptickou galaxií. Odtud plyne, že celá soustava splyne během několika málo oběhů členů kolem společného těžiště. Zejména v raném vesmíru, kdy byly vzdálenosti mezi galaxiemi obecně podstatně menší, bylo takové splývání galaxií naprosto běžné, jak také prokazuje snímek HDF z HST.

K. Nakaniši aj. studovali rozložení 950 blízkých galaxií v přehlídce infračervené družice IRAS a zjistili, že existuje místní proluka v jejich rozložení se středem v galaktických souřadnicích l = 60deg a b = -15deg a ve vzdálenosti z = 0,0083 od nás. Proluka prakticky dosahuje až k okraji Místní soustavy galaxií.

G. Bothun aj. uveřejnili rozsáhlou práci, v níž dokazují, že hlavní baryonní složkou hmoty vesmíru nejsou klasické galaxie ve známé Hubblově klasifikaci (spirální, eliptické a nepravidelné), vyznačující se vysokou plošnou jasností a tudíž relativně snadno pozorovatelné, nýbrž mnohem méně nápadné matné galaxie s nízkou plošnou jasností, poprvé rozpoznané teprve před dvěma desetiletími. Matné galaxie se vyvíjejí velmi pomalu, ale zato vznikají i v současnosti a vyznačují se vysokým poměrem hmotnosti ke svítivosti (M/L), takže zřejmě obsahují hodně skryté hmoty, rozprostřené v rozsáhlých halech kolem svítícího obrysu soustavy. Naproti tomu klasické galaxie nemusejí mít podle M. Honmy a Y. Sofua tolik skryté hmoty, jak se soudilo, neboť průběh vnějších částí rotačních křivek, rozlišených teprve v posledních letech pro 45 blízkých galaxií, nasvědčuje spíše Keplerově závislosti rychlosti rotace na vzdálenosti od centra galaxií, než konstantní hodnotě, odvozené z méně podrobných údajů. Pak by totiž vnější sférická hala byla menší a méně hmotná, než se dříve soudilo a problém skryté hmoty by se tak poněkud zmírnil.

6.4. Vzdálené galaxie

M. Pettini aj. se zabývali výzkumem vlastností běžných galaxií pro červené posuvy z = cca. 3, tedy z doby, kdy měl vesmír 15% dnešního stáří. Ukázali, že tehdejší galaxie jsou v průměru o 1 mag jasnější než současné díky překotné tvorbě hvězd a vysokému zastoupení raných hvězd tříd O a B. Tyto galaxie jsou obklopeny obřími haly o hmotnosti přes 1.10^12 M_o a jeví tendence ke shlukování - jde vlastně o přípravu na vznik současných bohatých kup galaxií. Lze očekávat, že příští generace obřích infračervených dalekohledů posune tento výzkum až k červeným posuvům z = cca. 5.

V. Blanco nalezl pomocí 4 m reflektoru CTIO v říjnu 1986 nejvzdálenější supernovu jako objekt 24 mag se z = 0,84. Nejvzdálenější masivní kupu galaxií 3CR-184 s červeným posuvem z = 0,996 objevili pomocí HST J. Deltorn aj. Zářivá hmotnost kupy dosahuje 2.10^13 M_o, avšak z viriálové věty vyplývá její dynamická hmotnost 6.10^14 M_o při lineárním poloměru kupy 400 kpc. Nejvzdálenější rádiovou galaxii 6C 0140+326 (Tri) rozpoznali S. Rawlings aj. díky červenému posuvu z = 4,41. S neuvěřitelným tvrzením o anizotropii vesmíru přišli J. Ralston a B. Nodland, kteří zkoumali Faradayovu rotaci polarizace rádiového záření 160 vzdálených radiogalaxií a tvrdí, že radiogalaxie rotují podél osy, procházející směry k souhvězdí Sextantu a Orla.

M. Franx aj. použili kombinace HST a Keckova teleskopu k identifikaci dosud nejvzdálenější obyčejné galaxie za kupou galaxií Cl 1358+62 (UMa). Kupa se nalézá ve vzdálenosti 1,5 Gpc (z = 0,33) a působí jako gravitační čočka, jež zesiluje obloučkovitý obraz velmi vzdálené mladé galaxie s červeným posuvem z = 4,92, která je od nás vzdálena 4 Gpc (13 miliard světelných let) a po odečtení zesílení gravitační čočkou má svítivost 3.10^11 L_o (I = 24 mag). Na snímku jsou patrné jasné uzlíky - oblasti překotné tvorby velmi hmotných hvězd (tempem 36 M_o/rok) a dále slabší satelitní galaxie, která je k nám nepatrně blíže. Díky gravitační čočce je jasnost obou galaxií zvýšena o 2 mag - jinak by v této vzdálenosti ani Keckův teleskop nedokázal získat měřitelné spektrum. Není však vyloučeno, že rekord nebude mít příliš dlouhé trvání, neboť E. Thommes aj. oznámili, že při hluboké přehlídce galaxií na observatoři Calar Alto nalezli mezi 147 galaxiemi s emisními čarami dvě prvotní galaxie, jejichž červený posuv by mohl být až z = cca. 5,7.

S odstupem času stále více vystupuje do popředí prozíravost ředitele Ústavu pro kosmický teleskop R. Williamse, jenž využil ředitelské rezervy pro HST k hloubkovému snímkování oblohy (HDF) v pečlivě vybraném temném poli severně od "oje" v souhvězdí Velké Medvědice a zároveň zařídil, aby snímky, pořízené v druhé polovině prosince 1995 byly ihned uvolněny pro odbornou veřejnost. Celkové zorné pole HDF má hranu dlouhou 2,5arcmin a rozměry pixelů 0,04arcsec. Pokrývá spektrální pásmo 300 -- 800 nm ve 4 filtrech a obsahuje 1620 objektů jasnějších než 28 mag ve filtru I, z toho jen 90 hvězd naší Galaxie v popředí. Soustavné následné sledování HDF rozmanitými technikami přináší totiž výjimečně bohaté ovoce, jak o tom svědčí i první samostatné symposium počátkem května loňského roku, věnované výhradně HDF. R. Elsonové aj. se podařilo prokázat, že 11 bodových zdrojů 28 -- 30 mag v blízkosti vzdálených eliptických galaxií v poli HDF jsou fakticky kulové hvězdokupy, vzdálené od nás 370 Mpc, tedy dvakrát dále než činil dosavadní rekord pro galaxii UGC 9958 v souhvězdí Hada. M. Sawicki aj. určovali rozložení červených posuvů ze širokopásmové fotometrie galaxií v HDF. Z rozboru měření vyplývá evidentní vývoj populace galaxií pro červené posuvy z od 0 do 4. Vývojová stádia galaxií lze dobře rozpoznat zejména podle tempa vznikání hvězd. Podle P. Madaua nastává vrchol tvorby hvězd pro galaxie se z = 1,5, kdežto pro galaxie kolem z = 5 není tvorba hvězd prokázána vůbec. J. Lowenthal aj. vybrali na základě těchto odhadů červených posuvů 24 galaxií, pro něž pořídili spektra Keckovým teleskopem. Ukázali, že 11 z vytipovaných galaxií má červené posuvy opravdu kolem z = 3 a dalších 12 má posuvy nejisté, ale pravděpodobně značně velké. Pouze jedna galaxie souboru měla ve skutečnosti z = 0,5.

Většina zkoumaných galaxií tak představuje předstupně dnešních mnohem hmotnějších galaxií, jež vznikly průnikem a splynutím "stavebních kamenů". Podle S. Zepfa je nápadná nepřítomnost eliptických galaxií ve velmi mladém vesmíru. Tyto soustavy tedy vznikají postupným splýváním menších galaxií, anebo po epoše překotné tvorby hvězd v silně zaprášených standardních galaxiích. D. Hogg aj. zobrazili v únoru 1996 dva výřezy z HDF o rozměrech 38arcsec x 38arcsec v infračerveném pásmu 2,2 microm do 25,2 mag pomocí Keckova teleskopu. Zatímco první 8,3 h expozice se zdařila, druhá byla po 7,5 h přerušena - zemětřesením! Pole HDF bylo dále studováno B. Serjeantem aj. na základě snímků družice ISO v pásmech 6,7 a 15 microm.

Neobyčejný úspěch projektu HDF vedl programový výbor HST k přípravě analogického snímkování na jižní polokouli oblohy (HDF-South), které se uskuteční během října 1998 ve stejně velkém zorném poli, centrovaném na souřadnice alpha = 22^h 32^m 56^s, delta = -60deg 33arcmin 02arcsec (Tuc). Toto pole bylo v předstihu snímkováno družicí ISO, jež mezitím již ukončila svou činnost.

6.5. Kvasary

G. Hasinger aj. studovali opticky 182 extragalaktických objektů v galaktické šířce vyšší než +/-30deg, vybraných z rentgenové přehlídky družice ROSAT. Ukázali, že 84% nově identifikovaných objektů patří mezi aktivní galaktická jádra nebo emisní galaxie. Jejich červené posuvy z se pohybují v rozmezí 0,021 -- 0,63 s mediánem 0,06, takže jde vesměs o lokální objekty. Mezi nimi pak nalezli 14 blazarů a 33 Seyfertových galaxií, přičemž 40% Seyfertových galaxií představuje interagující soustavy. Podle M. Catanese aj. zjistila aparatura EGRET na družici Compton tvrdé záření gama v pásmu 30 MeV - 30 GeV u více než 50 aktivních jader galaxií včetně prototypu blazarů - objektu BL Lac (z = 0,069).

Tento objekt se nápadně zjasnil v květnu 1997 a v polovině června dosáhl R = 13,7 mag. V dalších měsících jeho jasnost výrazně kolísala, a to i v rentgenovém a gama oboru spektra. S.Bloom aj. pozorovali v červenci 1997 výbuch v pásmu 100 MeV fotonů, jenž během pouhých 8 h vymizel, aby po několika hodinách následovalo 2 h trvající zjasnění optické. Počátkem února 1997 vzplanul dle sdělení J. Zweerinka aj. v pásmu tvrdého záření gama (nad 300 GeV) blazar Markarjan 501 (z = 0,034), jenž 13. března dosáhl maximálního toku na úrovni 2,5 Kraba. Indický TeV teleskop TACTIC zjistil v dubnu a květnu další maxima na úrovni až 4 Kraby, ale současně silné kolísání TeV toku. Aparatury Thémis ve Francii a HEGRA na ostrově La Palma zaznamenaly měřitelný signál dokonce ještě pro energie do 7 TeV (S. Bradbury aj.).

E. Moran a D. Helfand zkoumali rádiově hlučný kvasar 1508+5714 (Dra) s červeným posuvem z = 4,3, který se vyznačuje mimořádně intenzívním rentgenovým zářením. Zjistili, že zdroj je v obou spektrálních pásmech silně proměnný. Také nejvzdálenější rádiově hlučný kvasar GB 1428+4217 (Boo) se z = 4,72 patří dle A. Fabiana aj. k extrémně intenzívním rentgenovým zdrojům, když v oboru energií 0,6 -- 11 keV má zářivý výkon 1,3.10^40 W. Pokud jde opravdu o izotropní zářič, pak je to rentgenový maják celého pozorovaného vesmíru, obsahující ve svém nitru supermasivní černou díru s hmotností určitě vyšší než 1.10^9 M_o. Dosud nejrychlejší (kratší než 1 h) variace rádiového toku na frekvencích 1,4 -- 22 GHz odhalili L. Kedziora-Chudczer aj. u kvasaru PKS 0405-385 (Eri) se z = 1,3. Autoři je vysvětlují jako interstelární scintilaci na objektu o rozměru nanejvýš 1 miliarda km (7 AU).

Kosmický radiointerferometr HALCA, jenž byl vypuštěn v únoru 1997, umožnil získat podrobný rádiový snímek kvasaru 1156+295 (UMa/Leo), jenž je od nás vzdálen 2 Gpc. Na snímku je patrné jasné jádro a komplexní výtrysk, ne nepodobný známému prototypu kvasarů 3C-273. Tento dosud opticky nejjasnější kvasar však bude muset nyní zřejmě ustoupit objektu IRAS 17254-1413 (Ser) se z = 0,18, jenž je fakticky kvasarem (PDS 456) rovněž s intenzívním rentgenovým zářením (C. Torres aj.). Kvasar se nachází jen 11deg od galaktické roviny, což zeslabuje jeho pozorovanou optickou jasnost, ale tím více si to vynahrazuje v daleké infračervené oblasti spektra, neboť tam jeho zářivý výkon dosahuje 3,8.10^38 W. Také rentgenový výkon činí úctyhodných 2,8.10^37 W a přepočtená absolutní hvězdná velikost - -26,7 mag znamená, že být ve vzdálenosti 10 pc od nás, máme o druhé Slunce postaráno; je tedy o 30% svítivější než prototyp 3C-273.

G. Burbidge aj. pokračovali ve svém donkichotském tažení proti kosmologickému výkladu červených posuvů kvasarů a uvedli 4 případy, kdy v párech kvasarů s úhlovou vzdáleností do 5arcsec má každá složka páru naprosto odchylný červený posuv. Sami autoři však připouštějí, že zde může jít o vliv gravitačních čoček na jednu složku páru, i když přirozeně nezavrhují možnost, že část červeného posuvu nemá v těchto případech kosmologický původ. Rovněž E. Burbidgeová uvádí případ dvou rentgenově zářících kvasarů v blízkosti Seyfertovy galaxie NGC 2639,, které mají červené posuvy z po řadě 0,305 a 0,323, zatímco samotná galaxie pouze z = 0,011. Jelikož jsou oba kvasary položeny vůči zmíněné galaxii souměrně, autorka soudí, že z ní byly vymrštěny a nacházejí se ve vzdálenostech jen 395 resp. 340 kpc od jejího centra. Téměř současně však E. Wampler uveřejnil studii, v níž ukazuje, že i kvasary se z = cca. 1 mohou samy čočkovat vzdálenější kvasary a vytvářet tak "pseudopáry". Kromě toho J. Miller aj. potvrdili pomocí snímků Keckovými teleskopy, že nejméně 10 kvasarů leží zřetelně uvnitř srážejících se galaxií, čili že srážka patrně přímo vyvolala jejich existenci a jejich červené posuvy jsou nepochybně kosmologického původu.

6.6. Gravitační čočky

Einsteinova práce, zdůvodňující možnou existenci gravitačních čoček jako důsledku gravitačního ohybu světla v obecné teorii relativity, byla publikována r. 1936 v americké Science 84, 506, a to - jak Einstein výslovně uvádí - na základě podnětu českého elektrotechnického inženýra Rudiho W. Mandla. Einstein však pokládal celý výpočet jen za formální cvičení, neboť si byl vědom toho, jak málo pravděpodobné je pro pozorovatele na Zemi dokonalé seřazení dvou hvězd v zákrytu za sebou. Nepočítal však s podstatně vyšší pravděpodobností pro plošné zdroje, jimiž jsou galaxie resp. celé shluky (kupy) galaxií a nevěděl nic o tom, že jednou budou objeveny velmi vzdálené, jasné a početné kvasary.

Prototypem mezi gravitačními čočkami je, jak známo, pár 0957+561 (UMa), objevený již r. 1979. Jde o zobrazení jediného kvasaru (z = 1,41) mezilehlou kupou galaxií se z = 0,355. P. Fischer aj. se nyní pokusili odvodit, jaké je rozložení hmoty v kupě až do vzdálenosti 1 Mpc od jejího centra a zjistili, že v kouli o tomto poloměru se nalézá hmota 3,9.10^14 M_o. To by mělo pomoci k nezávislému určení hodnoty Hubblovy konstanty H_o na základě zpoždění ve fázi světelných křivek pro obě složky obrazu kvasaru. R. Schild a D. Thomson odvodili po 3 letech optické sledování velikost zpoždění (404 +/- 26) dnů, tj. 1,11 let. O něco větší hodnotu zpoždění (424 +/- 3) dny dostali A. Oscoz aj., kteří odtud stanovili H_o = (65 +/- 15) km s^-1 Mpc^-1. Dále pak E. Falco aj. obdrželi zpoždění (417 +/- 3) dny, odkud plyne H_o = (62 +/- 7) km s^-1 Mpc^-1 a konečně F. Pijpers ze zpoždění (425 +/- 17) dnů dostal H_o = (66 +/- 10) km s^-1 Mpc^-1.

V pořadí druhou objevenou čočkou se stal čtyřnásobný systém PG 1115+080 (Leo), kde lze v principu měřit zpoždění mezi všemi páry, o což se pokusili P. Schechter aj. Dostali tak hodnoty zpoždění v rozmezí od 9,4 do 23,7 dnů. Odtud pak vychází střední hodnota H_o = (64 +/- 22) km s^-1 Mpc^-1. Pro tutéž soustavu naměřili F. Courbin aj. zpoždění 25,0 dne, odkud odvodili H_o = (53 +/- 9) km s^-1 Mpc^-1. Totéž zpoždění obdržel také R. Barkana, jenž si navíc povšiml, že v soustavě pozorujeme i jemnější efekty tzv. mikročočkování. D. Turnshek aj. upozornili, že ani po snímkování proslulého "Čtyřlístku" - kvasaru H1413+1143 (Boo) pomocí HST se nepodařilo identifikovat mezilehlou gravitační čočku, přestože ve spektru Čtyřlístku byla nalezeny absorpční čáry. Čtyřlístek má z = 2,55 a úhlové vzdálenosti složek činí jen 1,0arcsec, takže je prakticky jisté, že jde o zobrazení čočkou. Autoři soudí, že čočka by měla mít z = 0,68, popřípadě z = 0,92 a tak je opravdu zarážející, že je opticky nepozorovatelná. Podle R. stenstena aj., kteří sledovali Čtyřlístek fotoelektricky v letech 1987-1994, jsou světelné křivky složek proměnné s amplitudou 0,45 mag a časové zpoždění dosahuje 150 dnů. Neznalost polohy a červeného posuvu pro čočkující galaxii však znemožňuje odvodit odtud H_o. Kombinovaný optický a rádiový čtyřlístek B0712+472 (Lyn) objevili N. Jackson aj. pomocí dalekohledů HST, WHT a CLASS a radiointerferometrů MERLIN, VLA, VLBA. Jeho červený posuv z = 1,33.

Při srovnávání snímků čočkující kupy galaxií Abell 2218 (z = 0,175), pořízených jednak HST a jednak družicí ROSAT, však M. Markevitch upozornil na nápadný nesoulad hmotnosti kupy, odvozený z velikosti optického a rentgenového čočkového efektu. Optická pozorování totiž dávají až 3krát vyšší hmotnost kupy než pozorování rentgenová, takže nejspíše se k čočkovému efektu přidává ještě nějaký další jev, závislý na vlnové délce. K témuž závěru dospěli ze statistiky pro 29 čočkujících kup také X. Wu a L. Fang. Autoři se domnívají, že správné (dynamické) hmotnosti kup souhlasí s optickými pozorováními čočkového efektu, a že podcenění hmotnosti v rentgenových pozorováních je způsobeno chybnými modely rozložení hmotnosti v kupě.

P. Schneider navíc upozornil na všeobecnou deformaci obrazů velmi vzdálených galaxií vinou nehomogenit v rozložení kosmické látky mezi galaxií a pozorovatelem. Tím vzniká slapové gravitační pole, které vyvolává zmíněné deformace. Mluvíme o tzv. kosmickém střihu (cosmic shear), jenž je odrazem velkorozměrového rozložení hmoty ve vesmíru a jenž se projevuje silně, tj. gravitačními čočkami a oblouky, a slabě, tj. uspořádáním obrazů galaxií na obloze v daném směru.

C. Alcock aj. shrnuli výsledky prvního dvou let pozorování v projektu MACHO - hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie i v jejím halu. Za 190 dnů pozorování ve 24 polích zaznamenávali opakovaně jasnosti 12,6 milionů hvězd a objevili mezi nimi 45 případů mikročoček, z toho v jednom případě se jim povedlo změřit i efekt paralaxy a v dalším případě prokázali, že jde o dvojitou mikročočku. V červenci 1995 se jim také podařilo sledovat zákryt červeného obra spektrální třídy M4 III ve vzdálenosti 9 kpc, jenž má poloměr 61 R_o, kdežto samotná mikročočka o hmotnosti 0,7 M_o se nalézá ve vzdálenosti 6,9 kpc. Vliv rozsáhlé hvězdné atmosféry obra na tvar světelné křivky byl přitom dobře patrný.

Nejpravděpodobnější hmotnost jednotlivých mikročoček je blízká 0,5 M_o - jde tedy o trpasličí hvězdy. Skrytá hmota v halu ve vzdálenosti do 50 kpc od centra Galaxie dosahuje pak 2,0.10^11 M_o, z čehož asi 20% představují objekty s hmotnostmi od 10^-4 M_o (planety) do 0,03 M_o (hnědí trpaslíci); zbytek připadá na objekty od 0,05 M_o do 1,0 M_o (trpasličí hvězdy).

V rámci téhož projektu sledovali též 8,5 milionů hvězd ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), v němž nalezli zatím 8 mikročoček - téměř o řád více než očekávali. Jako vedlejší produkt však objevili 73 proměnných hvězd typu RR Lyrae s periodami 0,46 --0,55 dne. Odtud pak určili modul vzdálenosti VMM: m-M = (18,48 +/- 0,19) mag, tj. vzdálenost 49,7 kpc, jež ovšem příliš nesouhlasí s vesměs vyšším vzdálenostmi VMM, odvozenými ostatními moderními metodami. Zmíněná pozorování též vedla k nezávislému určení stáří kulové hvězdokupy M 15 (Peg) na (12,6 +/- 1,5) miliard let, ve velmi dobré shodě s již dříve zmiňovanou hodnotou (viz odst. 6.1.1.).

Dalším úspěšným projektem, který nyní hledá mikročočky na pozadí Malého Magellanova Mračna, je EROS, čímž vlastně odhaluje mikročočky v halu naší Galaxie. Podle C. Renaulta aj. se ve 2 případech podařilo určit hmotnost mikročočky v halu na řádově 0,1 M_o. Metoda je obecně citlivá na mikročočky s hmotnostmi v rozmezí 10^-7 -- 1 M_o, avšak navzdory analýze světelných křivek pro 350 tisíc hvězd se dosud nepodařilo nalézt ani jediný doklad výskytu planety v galaktickém halu. První výsledky naznačují, že objekty typu mikročoček představují asi 20% skryté hmoty hala Galaxie.

Třetí takový projekt OGLE ukončil dle A. Udalského aj. první fázi, při níž se v letech 1992-95 využíval pro sledování mikročoček 1 m reflektor na observatoři Las Campanas v Chile. Projekt OGLE zatím zaznamenal 18 mikročoček. Od ledna 1997 byl původní stroj nahrazen světelným 1,3 m reflektorem se zorným polem 1,5deg a kamerou CCD o hraně 2048 pixelů. Mezitím se rozběhl další projekt AGAPE, hledající mikročočky na pozadí spirální galaxie M 31 v Andromedě.


Sestavil: Richard Komžík