Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Žeň objevů 2002 - 4. část

Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, mezihvězdná látka, Galaxie, hvězdokupy...

Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značenyMO, LO, RO. Exponenty jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .


OBSAH (časť B):

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

Moderní přehlídky supernov rychle rozšiřují počty známýchsupernov - do konce r. 2001 jich bylo v katalozích už více než2100 a tempo jejich objevování se stále zvyšuje. Podle S. Maureraa D. Howella k přelomu došlo v r. 1989, kdy byly zahájenypoloautomatické přehlídky. Do objevování velmi vzdálenýchsupernov se zapojil i japonský 8,2 m reflektor Subaru na MaunaKea, jehož mezní hvězdná velikost v blízkém infračerveném pásmuI dosahuje 26 mag a dokáže tak odhalit supernovy do 25 mag, cožpřibližně odpovídá červeným posuvům do z= cca. 1,0. Během jedinélednové noci v r. 2002 tak tamější astronomové našli rovnouneuvěřitelných 25 supernov. Dalších 29 supernov objeviliporovnáním se třemi snímky těchže galaxií z října až prosince2001. Také HST objevuje pilně supernovy při mezní hvězdnévelikosti až 28 mag, tj. nezřídka až do 27 mag.

S. van Dyk aj. využili HST k revizi identifikace předchůdce jasnésupernovy 1993J v galaxii M81 (NGC 3031). Ukázalo se, žepředchůdcem byl raný veleobr sp. třídy K, jenž dosáhl v maximuabsolutní hvězdné velikost -7 mag a jehož hmotnost činila předvýbuchem 13 -- 22 M_o. B. Sugerman a A. Crotts našli na snímcíchHST minimálně 2 světelné ozvěny kolem této supernovy, cožvysvětlují existencí mezihvězdných mlhovin 81 a 220 pc předsupernovou ve směru zorného paprsku. Jedno z mračen má rovinousouměrnosti skloněnou ke galaktickému disku, zatímco druhé jes tímto diskem rovnoběžné. Samu supernovu klasifikují jako objekttřídy II, tj. masivní předchůdce se zhroutil vlastní gravitací.

Již 29. ledna 2002 vzplanula jasná supernova 2002ap v galaxiiM74 (NGC 628) v souhvězdí Ryb, vzdálené od nás 7 Mpc. Spektrums několika velmi širokými absorpcemi a bez čar poněkud připomínáproslulou hypernovu 1998bw, ztotožněnou se vzplanutím gama GRB980425. Objekt 2002ap se však odlišuje nepatrným radiovým zářeníma rovněž spektrem, které spíše odpovídá veleobru třídy F, a navícse svítivostí blíží jasným modrým proměnných hvězdám (LBV). Již4. den po vzplanutí bylo družicí Newton objeveno její rentgenovézáření a dalekohled UT3 VLT změřil rychlost rozpínání plynnýchobalů na rekordních 45 000 km/s. O tři dny později dosáhlamaximální jasnosti R = 12,5 mag. Odhaduje se, že absolutníhvězdná velikost supernovy v době maxima činila -16,9 magv modrém oboru spektra. Osmý den po vzplanutí však Japoncinalezli spektrální profily P Cyg, z nichž vychází rychlostrozpínání plynných obalů supernovy o standardní hodnotě 16 000km/s. Počátkem března se podařilo v infračerveném spektrusupernovy identifikovat čáry Mg II, Si, II, Mg I, C I, Ca IIa O I.

Jak uvedli P. Mazzali aj., supernova 2002ap se nejvíce podobáhypernově 1997ef. Vyvržená látka avšak dosáhla hmotnosti jen 5M_o, což vysvětluje, proč se její světelná křivka vyvíjeladvakrát vyšším tempem než u 1997ef. S výbuchem supernovynesouvisí žádné vzplanutí gama a také její radiové záření jezcela slabé. S. Smartt aj. porovnávali supernovu se snímkygalaxie M74, pořízenými od r. 1994, ale na daném místě není vidětžádný hvězdný objekt svítivější než -6,3 absolutní hvězdnévelikosti.

R. Sankrit aj. studovali vlastní pohyby vláken v proslulésmyčkové mlhovině v Labuti (Cygnus Loop) porovnáním snímků HSTz let 1997 a 2001. Vlastní pohyby dosáhly 0,08 arcsec/r a odtudvyplývá, že tento pozůstatek po anonymní prehistorické supernověje od nás vzdálen jen 430 pc - dvakrát blíže, než se dosuduvádělo. K překvapivému závěru však vzápětí dospěli B. Uyanikeraj. na základě pozorování obřím radioteleskopem v Effelsbergu nafrekvenci 2,7 GHz. Jde totiž ve skutečnosti o překrývající seobrazy pozůstatků dvou různých supernov; severní složkas souřadnicích 2051+31 vybuchla dříve ve vzdálenosti 770 pc,kdežto jižní složka se souřadnicemi 2050+29 je blíže a v jejímcentru se nachází bodový rentgenový zdroj AX J2049.6+2939.

P. Winkler a M. Kankl tvrdí, že nejjasnější supernovouastronomické historie byla zřejmě SN 1006 (Lup), která navzdorynízké deklinaci -38° byla pozorována i v Itálii, Franciia dnešním Švýcarsku. Nejlepší údaje pak pocházejí z pozorováníastronomů východního Středozemí (Egypt, Irák, Sýrie) a Dálnéhovýchodu (Čína, Japonsko). Podle spektrálních měření pozůstatku potéto supernově vyšla P. Ghavamianovi aj. vzdálenost supernovy 2kpc a třída Ia. Odtud mj. vyplývá pozorovaná hvězdná velikostsupernovy v maximu -7,5 mag.

Díky opakovaným snímkům HST v optickém oboru a měřením družiceChandra v rentgenovém oboru spektra v intervalu od srpna 2000 dodubna 2001 se podařilo sestavit animaci pohybů v Krabímlhovině, která je pozůstatkem po supernově z r. 1054. Jsou tamvidět výtrysky dosahující rychlosti až 0,5 c, rozpínající seprstence a rázové vlny, turbulentní víry a další pozoruhodnéúkazy, svědčící o nádherné fyzice horkého magnetického plazmatubezmála tisíciletí po vlastní příčině.

P. Slane aj. studovali pomocí družice Chandra pozůstatek 3C-58po supernově z r. 1181 (Cas), jež byla tehdy po půl roku vidětočima. V kompaktní mlhovině našli rentgenový pulsar J0205+64- neutronovou hvězdu rotující v periodě 65 ms, která má poloměr12 km a efektivní teplotu jen 1,1 MK, což je překvapivě málov porovnání s přijímanými modely vychládání neutronových hvězd povýbuchu supernovy. Autoři se domnívají, že chlazení mohouurychlit neutrina, pokud ovšem jde ve skutečnosti o tzv.kvarkovou hvězdu, ale ta by zase měla mít výrazně menší poloměrnež 12 km. F. Camilo aj. objevili pomocí obřího radioteleskopuGBR v Green Banku v téže poloze slabounký radiový pulsar vevzdálenosti 3,2 kpc od nás se shodnou impulsní periodou, alez brzdění rotace neutronové hvězdy jim vychází příliš vysokéstáří neutronové hvězdy 5400 r. Nejde však zdaleka o prvnípřípad, kdy takto určené stáří neutronové hvězdy příkřenesouhlasí se stářím z historických pozorování jasných supernov.

U. Hwang aj. pozorovali pomocí družice Chandra s úhlovýmrozlišením 0,5 arcsec vnější rázovou vlnu v pozůstatku po Tychonověsupernově třídy Ia z r. 1572 (Cas) a ukázali, že šlo o mimořádněhomogenní výbuch. S. Merenghetti aj. objevili pomocí družiceNewton bodový rentgenový zdroj J2323+58 jen 7 arcsec od centrarozpínání optické obálky pozůstatku po lehce záhadné supernověCas A. Pravděpodobně jde o pomalu rotující neutronovou hvězdu,vzdálenou od nás 3,4 kpc o povrchové teplotě 8 MK a s indukcímagnetického pole na povrchu 100 MT. Výstředná poloha odpovídámaximální projekci příčné rychlosti hvězdy vůči mlhovině 340km/s, takže téměř určitě jde skutečně o pozůstatek supernovy,která podle těchto měření vzplanula kolem r. 1680 a nejspíšunikla pozornosti tehdejších astronomů.

S. van de Bergh se zabýval historickou supernovou S And (1885)a prokázal rozborem její útržkovitě měřené světelné křivky, žešlo o supernovy třídy Ia, která byla v maximu viditelná očima,neboť dosáhla 5,85 mag. Konečně R. Plotkin a G. Clayton určovalisvětelnou křivku předchůdce supernovy 1987A ve VelkémMagellanově mračnu. Z harvardského archivu fotografických snímkůod r. 1897 do r. 1948 zjistili, že kandidát výbuchu modrý veleobrSk-69°202 nejevil po celý interval žádné měřitelné ( >0,5 mag)změny jasnosti. Současně se neustále zjasňuje okolí pozůstatku posupernově, v souladu s představou, že po výbuchu se okolnímprostorem šíří rázové vlny o maximální rychlosti 15 000 km/s.Následkem toho byl v r. 2002 radiový pozůstatek po supernovějasnější než týden po vlastním výbuchu a v mlhovinovém prstencikolem pozůstatku svítí už na tucet horkých skvrn, nádhernězobrazených na snímcích HST jako ohnivý náhrdelník. Tyto skvrnyoznačují místa střetu rázové vlny s původním cirkumstelárnímmateriálem, který hvězd ztrácela ve fázi veleobra. Podle B.Sugermana aj. se skvrny posouvají směrem od pozůstatku rychlostí3 000 km/s, což představuje dolní hranici pro šíření rázovýchvln. T. Tanakovi a H. Washimi se podařilo objasnit pozorováníprstenců trojrozměrným magnetohydrodynamickým modeleminteragujících hvězdných větrů ve fázích červeného a modréhoveleobra, které předcházely explozi supernovy asi o 1600 let.Vítr z modrého veleobra byl totiž rychlejší a tak tehdy dostihlstarší vítr z červeného veleobra.

D. Richardson aj. využili katalogu supernov z observatořeAsiago pro stanovení průměrných absolutních bolometrickýchhvězdných velikostí (M_b) různých podtříd supernov, jež vzplanulyve vzdálenostech do 1 Gpc. Ukázali, že možná pětina všechsupernov patří do třídy podsvítivých s M_b = cca. -15.K nejsvítivějším patří klasické SN Ia (M_b = -19,46 mag; jdeo docela dobré standardní svíčky prakticky téže svítivosti, cožsouvisí s tím, že předchůdci tohoto typu jsou bílí trpaslícis toutéž hmotností na Chandrasekharově mezi), dále pak hypernovyIb a Ic (-20,26) a obyčejné supernovy týchž tříd (-17,61). Prosupernovy třídy II vycházejí nejvyšší hodnoty (-19,15) propodtřídu IIn, po níž následují supernovy II-L (-18,03) a konečněII-P (-17,00).

R. Pain aj. využili obsáhlého pozorovacího materiáluo supernovách ve vzdálených galaxiích k odhadu četnosti jejichvýskytu v galaxii o bolometrické svítivosti 10^10 L_o. Zjistili,že ve vzdálenostech do 1 Gpc vzplane v modelové jednotkovégalaxii 0,6 supernov třídy Ia za století. Četnost těchto supernovje přirozeně úměrná skutečné bolometrické svítivosti reálnýchgalaxií. Podle H. Janka tak v námi pozorovatelné části vesmíruvzplane supernova v průměru jednou za sekundu!

M. Hamuy a P. Pinto zjišťovali kvalitu standardních svíčeksupernov Ia a odhadli přesnost takto určených kosmologickýchvzdáleností mateřských galaxií na 7%. Kalibrací méně svítivých,ale zato mnohem početnějších supernov třídy II pomocí korelacesvítivosti s rychlostí rozpínání plynných obalů se jim zdařilourčit jejich střední bolometrickou hvězdnou velikost s chybou do± 0,2 mag, tj. vzdálenost lze pak určit s chybou do 9%. A.Clocchiatti aj. studovali světelné křivky pěti standardníchsvíček - supernov třídy Ia, objevených v první třetině r. 1999 vestředních kosmologických vzdálenostech s červenými posuvy z= cca.0,5. Tím potvrdili, že A. Riess a S. Perlmutter mají pravdu, kdyžzjistili, že supernovy v této vzdálenosti jsou asi o 0,25 magslabší, než by měly být podle standardního kosmologického modelu.Odtud vyplývá, že tempo rozpínání vesmíru v druhé polovině jehodosavadní existence opět roste zásluhou nenulové hodnotykosmologické konstanty.

W. Warren a C. Fryer využili současného čtvrtého nejvýkonnějšíhosuperpočítače světa IBM RS/60000 SP k prvnímu trojrozměrnémumodelování průběhu překotného hroucení (gravitačního kolapsu)velmi hmotné nerotující hvězdy, což je pochopitelně velkézjednodušení reálného průběhu výbuchu supernovy třídy II, ježbylo nutné pro uskutečnění náročných výpočtů v přijatelném časejednoho měsíce (!). Jak autoři uvádějí, jde patrně o vůbecnejnáročnější úlohu numerického programování, přičemž sledovalipohyby pouhých 3 milionů testovacích částic v hroutící se hvězdě.Jde o největší výpočetní pokrok od r. 1994, kdy se poprvépodařilo úspěšně simulovat tentýž jev dvojrozměrně (jednorozměrnývýpočet poprvé zkoušený v r. 1966 byl tak nerealistický, žek modelovému výbuchu vůbec nedošlo!). Odchylky třírozměrnéhomodelu od dvojrozměrného však nepřesahují 10 %, ale nikdo neví,co to udělá, až se podaří na ještě výkonnějších superpočítačíchhroutící se hvězdu roztočit... Podobné výpočty uskutečnili též M.Reinecke aj., kterým se podařilo tímto modelem správně určitzastoupení nuklidu 56^Ni ve shodě s pozorovanými průběhysvětelných křivek supernov po maximu.

H. Janka připomněl, že naprostou většinu energie uvolněné přivýbuchu supernov třídy II odnášejí neutrina, jelikož vazebnágravitační energie hvězdy o hmotnosti v intervalu 8 -- 80 M_o jeobrovská. Tak např. proslulá supernova 1987A ve VelkémMagellanově mračnu vyzářila v prvních sekundách výbuchuneuvěřitelných 10^58 neutrin, z nichž pouhých 19 bylo zaznamenánov podzemních detektorech v Japonsku a USA, což značí, že jádrohvězdy se zhroutilo na nukleonovou hustotu řádu 10^17 kg/m^3během jediné sekundy! Od té chvíle bylo dále nestlačitelné, tj.vznikla z něho neutronová hvězda.

Co se děje pak, není úplně jasné. Pravděpodobně docházík rozbíjení jader železa na jádra hélia a volné nukleonyv nejhlubších vrstvách hroutící se hvězdy, což obstarávají vysoceenergetické fotony záření gama. Jádra hélia a volné protonyzachycují elektrony, čímž se začnou masově uvolňovat elektronováneutrina, která jsou zadržena v hustotní rázové vlně asi 200 kmod rodící se neutronové hvězdy. Neutrina tuto vlnu rychle ohřejí,což představuje druhý a rozhodující výbuch, který se po několikahodinách projeví optickým vzplanutím supernovy, jehožpředzvěstí jsou právě tím opět uvolněná neutrina. Pouze 1%uvolněné energie představuje kinetická energie rozlétajících secárů supernovy. Přenos energie z vnitřních vrstev v okolíneutronové hvězdy navenek představuje pro současnou astrofyzikutvrdý oříšek, jehož řešení patrně přijde až poté, kdy se podařízaznamenat neutrina a případně i gravitační vlny z blízkésupernovy uvnitř naší Galaxie. Jelikož poslední supernovav Mléčné dráze vzplanula koncem 17. stol., mělo by statistickyvzato dojít k takovému představení co nevidět...

3.2. Radiové pulsary

B. Jacoby aj. nalezli pomocí obřího radioteleskopu GBT v GreenBanku další tři milisekundové pulsary v kulové hvězdokupě M62(NGC 6266), vzdálené od nás 6,9 kpc. Průvodci pulsarů majíminimální hmotnosti v rozmezí 0,12 -- 0,03 M_o, což potvrzujeobecný předpoklad, že milisekundové pulsary vznikají roztočenímneutronové hvězdy díky akreci plynu z průvodců (tzv. recyklovanépulsary). Celkem je v této hvězdokupě nyní známo již 6milisekundových pulsarů, čímž se M62 přiřadila ke třemhvězdokupám s nejvyšším výskytem milisekundových pulsarů. Souvisíto zcela zjevně s vyšším zastoupením dvojhvězd v hustých částechkulových hvězdokup. Pravděpodobnými předchůdci recyklovanýchmilisekundových pulsarů jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkouhmotností průvodců (LMXB), kteří jsou v závěrečné fázi svéhovývoje kanibalizováni neutronovou hvězdou a případně zcelapohlceni.

J. Migliazzo aj. měřili pomocí anténní soustavy VLA polohupulsaru B1951+32 v letech 1989 - 2000 a určili tak jeho vlastnípohyb 0,025 arcsec/r, což při vzdálenosti 2,4 kpc od nás dává příčnourychlost 240 km/s. Pulsar se tímto tempem vzdaluje od optickéhostředu pozůstatku po supernově, která měla podle těchto měřenívzplanout před 64 000 lety. Naproti tomu stáří pulsaruodvozené z tempa zpomalování jeho rotace vychází na 107 000roků. Jestliže jeho dnešní perioda činí 39,5 ms, tak původnírotační perioda byla jen 27 ms. Pulsar je viditelný též v oboruzáření gama a rentgenového.

W. Brisken aj. využili přesných polohových měření 9 pulsarůpomocí radiového interferometru VLBA nejenom k určení vlastníchpohybů, ale i trigonometrických paralax s relativní chyboupouhých 2%, což odpovídá určení úhlových poloh s přesností na0,000 1 arcsec. Ukázali na soustavné rozpory mezi vzdálenostmi určenýmiz paralax a z disperze rádiových signálů - poslední hodnoty jsousoustavně přeceňovány, a to až pětkrát (!) pro vzdálenosti většínež 1 kpc. Z paralax vyšly vzdálenosti pulsarů v rozmezí 0,17 --1,15 kpc a vlastní pohyby v rozmezí 23 -- 484 km/s.

A. Meň aj. využili dekametrové antény Uran-1 na frekvencích 25a 20 MHz k podrobnému prozkoumání okolí nejrychlejšíhomilisekundového pulsaru PSR 1937+214 (impulsní perioda činí jen1,6 ms) v galaktické šířce -0,3° a délce 58°. Ukázali, že jehopoloha se liší od stálého radiového zdroje 4C 21.53 jenomnepatrně, takže tento zdroj je zřejmě pozůstatkem po supernově.Obě polohy se liší díky vlastnímu pohybu pulsaru z centra explozesupernovy, k níž došlo zhruba před milionem roků. Týž pulsarstudoval M. Vivekanand pomocí radioteleskopu v Ooty v Indiiv pásmu 327 MHz po dobu 8 minut (cca 330 000 otoček neutronovéhvězdy), přičemž v záznamu našel 7 tzv. obřích impulsůs intenzitou až stokrát vyšší než jsou běžné impulsy tohotounikátního pulsaru. Obří impulsy u téhož pulsaru pozorovali téžA. Kuzmin a B. Losovskij pomocí radioteleskopu BSA FIAN na dosudnejnižší frekvenci 112 MHz, kde jejich intenzita převyšujeintenzitu běžných impulsů až 600krát a odpovídající jasováteplota pulsaru přitom dosahuje neuvěřitelných 10^35 K! Příčinaje zcela neznámá.

G. Hobbs aj. oznámili objev obřího skoku v rotační periodě(0,4 s) pulsaru PSR J1806-2125, jehož stáří se odhaduje na65 000 roků. Velikost zkrácení periody (v relativní míře1,6.10^-5) dosáhla 16násobku průměrné hodnoty předešlých skokůpro daný pulsar a absolutně rekordu 2,5krát vyššího než byldosavadní pro všechny známé skákající pulsary. R. Mignami aj.potvrdili pomocí STIS HST optickou identifikaci neutronové hvězdyz r. 1996 u jednoho z nejbližších pulsarů PSR 1929+10, kterápři vzdálenosti 330 pc dosahuje v oboru U jasnosti 25,7 mag.Změřené vlastní pohyby hvězdy v intervalu 1994-2001 dobřesouhlasí s pozorováními pulsaru radiointerferometrem a odpovídái stáří pulsaru 3 miliony roků.

S. Ord aj. využili měření radiové scintilace v signálu binárníhopulsaru PSR J1141-6545 k určení jeho prostorové rychlosti 115km/s a minimální vzdálenosti od nás 3,7 kpc. Rotační periodaneutronové hvězdy o hmotnosti 1,3 M_o činí 0,4 s a oběžná dobaprůvodce o hmotnosti 1,0 M_o dosahuje 4,7 h. Jelikož průvodceobíhá po výstředné dráze (e= 0,17) se sklonem 76° k zornémupaprsku, jde o téměř ideální soustavu k měření příslušnýchrelativistických efektů.

Dalším vhodným relativistickým binárním pulsarem se dle I.Stairse aj. stal objekt PSR B1534+12, objevený v r. 1991a vzdálený od nás 1,0 kpc. Skládá se totiž ze dvou neutronovýchhvězd o hmotnostech 1,33 a 1,25 M_o, které kolem sebe obíhají povýstředné dráze (e= 0,27) v periodě 0,42 d. Jelikož impulsníprofil je užší a signál silnější než u prototypu relativistickýchpulsarů 1913+16, lze po akumulaci delší řady měření očekávat, žeto bude vůbec nejpřísnější astronomický test obecné teorierelativity.

Konečně E. Splaver aj. měřili po dobu 6 roků relativistickéstáčení přímky apsid pro binární pulsar PSR J0621+1002, kterýse skládá z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,7 M_o a rotačníperiodě 29 ms a bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 M_o, jež kolemsebe obíhají po téměř kruhové dráze v periodě 8,3 d. Autoři takobdrželi relativistické stáčení o velikosti 0,012°/r a vlastnípohyb pulsaru 0,0035 arcsec/r. Impulsní perioda se prodlužujerelativním tempem pouze 5.10^-20, čemuž odpovídá charakteristickéstáří soustavy 11 miliard roků! Magnetické pole neutronové hvězdyje proto relativně slabé - pouze 120 kT.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

G. Romero aj. studovali aktivitu prototypu hvězdné černé díryv rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1, vzdálené od nás 2 kpc.Hmotnost černé díry činí 10 M_o, zatímco jejím protějškem jeveleobr sp. O9.7 o hmotnosti 18 M_o, jenž předává hmotu do akrečníhodisku kolem černé díry. Rentgenový výkon koróny veleobra dosahujeaž 10^30 W a je občas doprovázen vzplanutími měkkého záření gamav pásmu 15 keV v úzkém výtrysku o zářivém výkonu až 2.10^31 W.Akreční disk vykazuje precesní pohyb s periodou 142 d. Podlepozorování ruského všesměrového detektoru záření gama KONUS,umístěného na americké sondě WIND poblíž bodu L_1 mezi Zemía Sluncem, a dále podle měření sluneční sondy Ulysses resp.Compton-BATSE, je objekt Cyg X-1 velmi pravděpodobněpříležitostným zdrojem neobvyklých vzplanutí gama, jež bylapozorována 10. ledna a 25. března 1995 jakož i 24. února 2002.Vzplanutí trvají obvykle celé hodiny a dosahují maximálníchzářivých výkonů přes 10^31 W, takže celková vyzářená energiev jednom vzplanutí dosahuje téměř 10^35 J. Podle M. Rupena jepříčinou epizodická akrece hmoty z průvodce na černou díru, cožje typické zejména pro tzv. mikrokvasary.

D. Giess aj. určili hmotnosti složek proslulé rentgenovédvojhvězdy SS433 se subrelativistickými protilehlými výtrysky.Primární složkou soustavy je masivní hvězda o hmotnosti 19 M_o,která předává hmotu na sekundární kompaktní složku, pro níž vyšlahmotnost (11 ± 5) M_o, takže jde zřejmě o černou díru, která napřísun hmoty reaguje zmíněnými výtrysky.Podle S. Migliariho aj.obsahují výtrysky jádra železa, která se ohřívají ještě 100 d povymrštění z okolí černé díry. Soustavu lze proto klasifikovatjako typický mikrokvasar.

O. Vilhu se zabýval přenosem hmoty v mikrokvasaru GRS1915+105, jenž je od nás vzdálen 12,5 kpc, a ukázal, že akrečnídisk kolem černé díry o rekordní hmotnosti 14 M_o se periodickynaplňuje přenosem hmoty od sekundární složky a pak zasevyprazdňuje akrecí na černou díru průměrným tempem 10^-7 M_o/r.Sekundární složka je obrem sp. třídy K6 o absolutní hvězdnévelikosti -2,6 mag a hmotnosti 1,2 M_o, obíhající kolem černédíry v oběžné době 33,5 d. Jelikož vyplňuje svůj Rocheův lalok,ztrácí ročně přenosem hmoty do akrečního disku 1,5.10^-8 M_o.Předchůdcem dnešní soustavy byla klasická rentgenová dvojhvězdas nízkou hmotností průvodce (LMXB).

I. Mirabel aj. změřili pomocí HST vlastní pohyb mikrokvasaru GROJ1655-40 (Sco) v Galaxii na 112 km/s po galaktocentrické drázes velkou výstředností (e= 0,34). Autoři odtud usuzují, že tatohvězdná černá díra o hmotnosti 5 M_o vznikla při výbuchusupernovy v galaktickém disku ve vzdálenosti alespoň 3 kpc odstředu Galaxie a exploze ji též vymrštila na tak nezvyklou dráhu.Černá díra má hvězdného průvodce - podobra 17 mag sp. třídyF o hmotnosti asi 2,3 M_o, jenž kolem ní obíhá v periodě 2,6 d.

T. Strohmayer a E. Brown pozorovali pomocí družice RXTE v září1999 mimořádně dlouhé tříhodinové termonukleární vzplanutírentgenové dvojhvězdy 4U1820-30, která měla donedávna nejkratšíznámou oběžnou dobu složek 11,4 min mezi dvojhvězdami typu LMXB,přičemž kompaktní složka je téměř určitě černá díra. Podobnétermonukleární výbuchy se pozorují už od objevu v r. 1976, alevětšinou trvají jen desítky sekund. Při vzdálenosti dvojhvězdy odnás 6,6 kpc dosáhl rentgenový zářivý výkon v maximu obříhovzplanutí hodnoty 3.10^31 W. Jelikož ve vzplanutí byly pozoroványkvaziperiodické oscilace s rekordní frekvencí 1050 Hz, autořisoudí, že pozorovali termonukleární hoření uhlíku na poslednístabilní oběžné dráze kolem černé díry.

T. Marsh a D. Steeghs však pozorovali rentgenový polar RXJ1914+24, opticky ztotožněný s proměnnou hvězdou V407 Vul, kterýmá oběžnou dobu 9,5 min, jak vyplývá z jejich objevu periodicityrentgenové světelné křivky. Kolem silně magnetického bíléhotrpaslíka o hmotnosti 0,5 M_o obíhá velmi těsně druhý bílýtrpaslík o hmotnosti 0,1 M_o, takže hmota z něho přetéká rovnouna povrch hmotnějšího bílého trpaslíka. Soustava by tak měla býtzdrojem gravitačních vln o nízké frekvenci. Ještě kratší oběžnádoba 5,4 min. byla v únoru 2002 rozpoznána G. Ramsayem aj. díkydalekohledům VLT a TNG pro rentgenový pulsar RX J0806+15 (Cnc).Těsná dvojhvězda typu AM CVn se skládá ze dvou bílých trpaslíků,o hmotnostech 0,1 a 0,4 M_o, jež kolem sebe obíhají vevzdálenosti pouhých 80 000 km oběžnou rychlostí 1 000 km/s.Soustava tak představuje kandidátku na objev gravitačních vlnpříští generací kosmických detektorů typu LISA.

Téměř současně byl náhodně objeven přechodný zdroj XTEJ1908+09 velmi tvrdého rentgenového záření, jevícíkvaziperiodické oscilace v rozmezí 1 -- 4 Hz, takže jde o dalšíhokandidáta na hvězdnou černou díru. Také mikrokvasar HTEJ1550-564 je podle J. Orosze aj. dobrým kandidátem na hvězdnoučernou díru o hmotnosti přes 9 M_o. Jejím průvodcem, obíhajícímv periodě 1,6 d ve vzdálenosti pouze 13 R_o od černé díry, jetotiž hvězda sp. třídy G8 IV -- K4 III o hmotnosti 1,4 M_o.Poněvadž sklon k zornému paprsku činí 72°, bylo tak možnéz funkce hmoty určit i hmotnost kompaktní složky.

Počátkem dubna 2002 byl družicí RXTE odhalen v centru Galaxienový milisekundový pulsar XTE J1751-305 s periodou 2,3 ms, jenžje zřejmě složkou těsné dvojhvězdy s oběžnou dobou 42,4 min.Průvodcem je zřejmě cár hvězdy o minimální hmotnosti 15 M_j,obíhající ve vzdálenosti asi 3 mil. km od neutronové hvězdy.O měsíc později pak tatáž družice objevila milisekundový pulsarve dvojhvězdě J0929-31 s impulsní periodou 5,4 ms, kde kolemneutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_o obíhá ve vzdálenosti 1,8mil. km další hvězdný drobeček o minimální hmotnosti 8,5 M_jv oběžné době 44 min.

D. Steeghs a J. Casares odhalili pomocí spektroskopie u 4,2m dalekohledu WHT průvodce nejjasnější rentgenové dvojhvězdySco X-1. Jde o dvojhvězdu typu LMXB, kde primární složkou jeneutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_o, zatímco sekundární složkao hmotnosti 0,4 M_o vyplňuje svůj Rocheův lalok, takže předáváhmotu do akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Soustava sesklonem 38° k zornému paprsku má oběžnou dobu 18,9 h a je od násvzdálena 2,8 kpc.

T. Connors aj. publikovali výsledky pozorování pozoruhodnéhorentgenového pulsaru PSR B1259-63 během posledního průchodupulsaru periastrem v září 2000. Pulsar o hmotnosti 1,4 M_oa impulsní periodě 48 ms totiž obíhá kolem hmotné primární hvězdySS 2883 typu Be o hmotnosti 10 M_o v periodě 3,4 r po velmivýstředné dráze (e= 0,87), takže v periastru se vnořuje dorozsáhlé plynné obálky hvězdy Be, což se projevuje velkýmizměnami jeho parametrů. Autoři tak odvodili rozměry akrečníhodisku kolem pulsaru na 20 R_o a indukci jeho magnetické pole na0,16 mT. Stáří pulsaru činí asi 330 000 roků.

J. Liu aj. odhalili pomocí HST optický protějšek extrémněsvítivého rentgenového objektu v galaxii M81. Jde o hvězduhlavní posloupnosti sp. třídy O8, která obíhá v periodě 1,8r kolem černé díry o hmotnosti 18 M_o. Mezi oběma složkamidvojhvězdy dochází k přenosu hmoty, což se projevuje neočekávaněvysokou rentgenovou zářivostí na úrovni přes 10^32 W. Rentgenovýtok však během posledních 20 roků kolísal až o 40%.

F. Walter a J. Lattimer změřili pomocí snímků WFPC2 HST paralaxuosamělé neutronové hvězdy RX J1856-37 a odtud odvodili jejírevidovanou vzdálenost 117 pc s chybou 10% - jde o dvojnásobekvzdálenosti udávané dříve. Odtud vyplývá, že její poloměr činí16 km, tj. stavová rovnice pro neutronové hvězdy musí být poměrně"tvrdá", čili tlak v neutronové hvězdě při dané teplotě a hustotěje vyšší, než se dosud uvažovalo a horní mez hmotnosti prostabilní neutronovou hvězdu se rovněž zvyšuje nad obvykleuvažované 2 M_o. Hvězda se pohybuje prostorovou rychlostí 185km/s a prchá od hvězdné asociace ve Štíru, kde vznikla před 0,5miliónem roků.

D. Sanwal aj. studovali rentgenové spektrum osamělé neutronovéhvězdy 1E 1207-5209 pomocí družice Chandra a našli v něm vůbecpoprvé absorpční čáry o energiích 0,7 a 1,4 keV. Jde o jadernéčáry He II v atmosféře neutronové hvězdy se silným magnetickýmpolem 15 GT s gravitačním červeným posuvem z= 0,2. Odtud vyplývápoloměr neutronové hvězdy kolem 12 km. J. Cottamová aj. objevilipomocí družice Newton 28 termonukleárních výbuchů během 93h pozorování na povrchu neutronové hvězdy v rentgenovédvojhvězdě EXO 0748-67 (Vol), vzdálené od nás 9 kpc. Běhemzáblesku lze pozorovat absorpční spektrální čáry vysoceionizovaného kyslíku a železa s gravitačním červeným posuvemz= 0,35, což značí, že vznikají v asi 10 mm tlusté atmosféřeneutronové hvězdy při epizodě přenosu hmoty z průvodce neutronovéhvězdy.

V průběhu roku se mezi odborníky rozhořela diskuse o tom, zdaz malých poloměrů některých osamělých neutronových hvězd,odvozených nepřímo z poměrně nízkých teplot na jejich povrchunaměřených družicí Chandra nevyplývá, že jde vlastně o tzv."podivné" hvězdy s vyšší než nukleární hustotou látky, tvořenouvolnými kvarky. Ještě před koncem roku se však ukázalo, že šlospíše o nepřesná určení rozměrů hvězd vlivem různýchsystematických chyb. Poloměry kvarkových hvězd by totiž nemělypřesáhnout 8 km, což zmíněná měření gravitačních červených posuvůvíceméně vylučují.

3.4. Trvalé a zábleskové zdroje záření gama (GRB)

M. Kaufman Bernadó aj. hledali souvislost mezi trvalými zdrojizáření gama, objevenými aparaturou EGRET na družici Comptona známými objekty na obloze, jelikož až dosud plných 170 zdrojůgama z katalogu 3EG není nijak identifikováno. Protože se J.Paredesovi aj. podařilo v r. 2000 ztotožnit jeden z takovýchzdrojů s mikrokvasarem LS 5039 (jde o rentgenovou dvojhvězdus vysokou hmotností průvodce - HMXB), a protože neidentifikovanézdroje se vyskytují převážně podél galaktické roviny a v jejichspirálních ramenech, autoři usuzují, že i mnohé další zdrojetrvalého záření gama jsou ve skutečnosti mikrokvasarys usměrněnými rentgenově zářícími výtrysky, jež podléhají precesia proto jsou vidět jen občas.

Naproti tomu vůbec nejjasnější neidentifikovaný zdroj ve vysokégalaktické šířce 3EG 1835+5918 byl díky J. Halpernovi aj.ztotožněn s osamělou neutronovou hvězdou ve vzdálenosti pod 800pc od Země. Za předpokladu, že poloměr hvězdy je 10 km, dosahujeteplota na jejím povrchu 300 kK. Opticky je slabší než 28,5 maga také radiově je tichá. Patrně připomíná již dříveidentifikovaný zdroj Geminga, ale protože je od nás dále,nevidíme ho jako energetický pulsar. Z dalších studií nepřímovyplývá, že největší počet neidentifikovaných zdrojů v katalogu3EG jsou však tzv. blazary, tj. vysoce energetické kvasary sesilným synchrotronovým zářením bez jakýchkoliv emisních čarv optickém spektru.

M. Kudrjacev aj. využili údajů o 6 slabých zdrojích GRBv energetickém pásmu 10 -- 300 keV na kosmické stanici Mirk odhadu četnosti GRB a její závislosti na kosmologickévzdálenosti od nás. Dostali tak maximum prostorové četnosti GRBpro červené posuvy z> 1,5 -- 2,0 a úhrnnou roční četnosti asi1 000 vzplanutí, v dobré shodě se statistikou, získanouaparaturou BATSE. B. Stern aj. studovali statistiku GRB jednakpomocí BATSE, a jednak díky údajům ze sondy Ulyssesv energetickém pásmu 50 -- 300 keV. Ukázali, že od zmíněnéhomaxima pro z= cca. 2 klesla do současnosti četnost výskytu GRB asi12krát, ve shodě s poklesem tempa tvorby nových pokolení hvězd vevesmíru. Z toho usoudili, že pro vysvětlení dlouhých (trvání> 2 s) GRB se nejlépe hodí model hroutící se hypernovy.

J. Reeves aj. využili citlivosti družice Newton k prvnímupozorování spektrálních čar v rentgenovém dosvitu 11 h pozáblesku GRB 011211. Zatímco mateřská galaxie 25 mag v poloze1115-2156 (Crt) vykazuje kosmologický červený posuv z= 2,14, proemise vysoce ionizovaného hořčíku, křemíku, síry, argonua vápníku byl naměřen posuv jen z= 1,88, tj. šlo o pozorovánírozpínající se obálky zábleskového zdroje ve směru k námrychlostí 26 000 km/s. Ve spektru však nebyly pozorovány žádnéčáry železa, jež se při explozi hypernovy nalézá nejhlouběji.Samotný zdroj měl v té době povrchovou teplotu 50 MK a jehoplynná obálka poloměr řádu 10^13 m (= cca. 70 AU). Pozorováníodpovídají modelu rozpínající se ohnivé koule kolem hustéhozbytku po hypernově, který se naopak zřítí do vznikající černédíry. Podle S. Hollanda aj. se v oboru gama vyzářilo během 270s 1,5.10^43 J a celý úkaz se odehrál ve skutečnosti před 11miliardami roků.

A. Castro-Tirado aj. nalezli mimořádně jasný (I = 9,4 mag)optický dosvit již 4 min. po vzplanutí GRB 000313 v poloze1311+1014, což je velké překvapení, neboť vzplanutí gama trvalov tomto případě jen 0,5 s, a dosud všech 30 pozorovaných dosvitůodpovídalo "dlouhým" GRB s trváním nad 2 s (medián je dokonce 20s - takové trvání mají 3/4 pozorovaných GRB). Dalším důležitýmzjištěním autorů je rychlý pokles jasnosti dosvitu, takže už 56min. po objevu přestal být dosvit pozorovatelný. Pokud je to prokrátkožijící GRB typické, pak se nelze divit, že u nich dosvitypozorujeme tak vzácně, protože obvykle trvá déle, než se podaříGRB dostatečně přesně lokalizovat, aby se daly nastavit optickédalekohledy správným směrem. P. Price aj. objevili optický dosvitpo mimořádně dlouhém záblesku GRB 000911 o trvání plných 500 s,jenž byl zaměřen kosmickou triangulací sond Ulysses, Konus-Winda NEAR. Již za 23 h byla k dispozici dostatečně přesná polohakvůli zobrazení dosvitu jakož i mateřské galaxie, která má z=1,1. Světelná křivka dosvitu však nejevila žádné zvláštnosti.

Družice HETE-2 vypuštěná r. 2000 zaznamenala první úspěch ažobjevem GRB 020813, kde rychlé předání polohy robotickýmdalekohledům umožnilo odhalit optický dosvit již 2 h po zábleskugama. D. Lazzati aj. využili aviza družice HETE-2 k brzkémuobjevu dosvitu GRB 021004 dokonce již 9 min. po záblesku, kdyjeho jasnost v oboru R = 15,5 mag. Na sestupné větvi světelnékřivky bylo vidět zjasnění, odpovídající interakci rozpínající seohnivé koule s hustým cirkumstelárním prostředím. P. Moeller aj.nalezli v optickém spektru 11 h po vzplanutí velké množstvíabsorpčních čar, které byly červeně posunuty v intervalu z= cca. 1,4-- 2,3. Horní mez odpovídá červenému posuvu aktivní mateřskégalaxie vyznačující se překotnou tvorbou hvězd. Podle N. Mirabalaaj. bylo světlo dosvitu polarizováno, přičemž velikost polarizacekolísala o 2% a dosáhla maxima 10% asi 1,3 d po záblesku.

Do třetice se pro GRB 021211 podařilo družici HETE-2 předat naZemi informace o poloze záblesku již minutu po jeho začátku, cožumožnilo ihned sledovat příslušný dosvit po dobu následujících2 h robotickým teleskopem RAPTOR v Los Alamos. Jelikož šloo docela krátký GRB o trvání pouhých 2,5 s, budí to dojem, žev těchto případech nejde o hroucení supranov či hypernov, aleo splynutí dvou pravděpodobně kompaktních složek velmi těsnédvojhvězdy. Podle E. Bergera aj. se však zdá, že navzdory čím dálpočetnějším robotickým dalekohledům pro rychlé dohledáníoptických dosvitů, ve skutečnosti možná 60% GRB žádnépozorovatelné optické dosvity prostě nemá; nejspíš proto, žepříliš úzce směrovaný optický kužel míjí Zemi.

S. Yost aj. zjistili, že dosvit po GRB 980329 je rekordnědlouhý, neboť je pozorovatelný již několik roků! Původní odhadčerveného posuvu z= cca. 5 však je podle jejich názoru chybný a veskutečnosti je zdroj podstatně blíže; tj. z= cca. 2. Tím se téžsnižuje energie vyzářená ve vzplanutí na rozumnou míru 10^44 J.Podobně G. Björnson aj. zjistili, že u GRB 010222 slábneoptický dosvit, objevený 4,3 h po vzplanutí gama, vůbecnejpomaleji, což se dá nejspíš vysvětlit plynulou dodávkouenergie do rozpínajícího se obalu kolem GRB. E. Le Flocarcminh aj.využili VLT ESO a HST k přesnému měření červeného posuvu mateřskégalaxie GRB 990705 a vyšlo jím z= 0,8424, čemuž při pozorovanéjasnosti R = 22,22 mag odpovídá bolometrická absolutní hvězdnávelikost spirální galaxie typu Sc -21,75 mag. Tvorba hvězdv galaxii je jen lehce nadprůměrná, neboť činí 5 -- 8 M_o/r.Jelikož dlouhotrvající měkké GRB lze nalézt v rekordních dálkách,je to dobrá metoda pro vyhledávání nejstarších fází vývoje mnohagalaxií.

A. Ibrahim aj. objevili ve spektru magnetaru SGR 1806-20 pomocídružice RXTE cyklotronovou čáru elektronů urychlovanýchmagnetickým polem o indukci 100 GT, což je ve shodě s hodnotouindukce, odvozenou z brzdění rotace neutronové hvězdy. Z. Wangaj. upozornili na možnou polohovou souvislost mezi historickounovou, která v dubnu r. 4 př. n. l. dosáhla 5 mag, a proslulýmmagnetarem SGR 1900+14 v Orlu, který překvapil gigantickýmvzplanutím gama 27. srpna 1998. Magnetar o indukci 4 GT je od násvzdálen 5,5 kpc, což pro zmíněnou historickou novu by znamenaloabsolutní hvězdnou velikost -21 mag, typickou pro hypernovy!

Mechanismus vzplanutí GRB není stále znám. C. Dermer sedomnívá, že v rázové vlně kolem rozpínající se ohnivé koulevznikají také energetické neutrony, dále pak neutrina a kosmickézáření o extrémně vysokých energiích, což by se v dohledné doběmohlo ověřit pozorováními pomocí detektorů neutrin a extrémněenergetického kosmického záření. Podle K. Asana a S. Iwamota bybyla ohnivá koule ohřáta právě proudem neutrin tak, že by sez cárů hypernovy dalo vyždímat až 10^45 J uvolněné energie. Jakvšak sdělil S. Fukuda aj., za období od dubna 1996 do května2000 nebyla v podzemním detektoru neutrin Superkamiokandenalezena žádná energetická (7 MeV -- 100 TeV) neutrina v časecha polohách, odpovídajícím známým vzplanutím GRB. Podle výpočtů Z.Liho aj. lze očekávat, že v rázových vlnách šířících se kolem GRBse dají protony urychlit až na energie v rozmezí 10 PeV -- 10 EeV.

Podle L. Liho je třeba vysvětlit, že se během krátkého vzplanutíuvolní v nesmírně malém objemu energie až řádu 10^47 J, že oblastprakticky neobsahuje baryony, které by záření gama pohltilya rozmělnily, a konečně že tzv. Lorentzův faktor relativistickéhourychlování částic dosahuje minimální hodnoty nad 300. Autorproto k vysvětlení úkazu navrhuje kosmický tokamak, tj. vzniktoroidálního elektrického pole na povrchu hustého plazmovéhotoru, který obíhá kolem Kerrovy černé díry a generuje vně torupoloidální magnetické pole o indukci nad 100 GT. Právě toto silnépole zajistí, že v oblasti nebude příliš mnoho baryonů. Energie,vytažená z rotující černé díry, se pak v magnetosféře kolem černédíry mění na kinetickou energii párů elektron-pozitronBlandfordovým-Znajekovým mechanismem (extrakce rotační energiečerné díry silným magnetickým polem). Anihilace párů vedek vyzáření paprsků gama v protiběžných výtryscích, jejichž úzkývyzařovací diagram zabezpečuje zmíněný vysoký Lorentzův faktor.Srážky fotonů s mezihvězdným prostředím se pak projevují nejprvejako záblesky GRB a posléze jako rentgenové, optické a radiovédosvity.

Nicméně právě zmíněné usměrnění podle T. Pirana fakticky snižujehorní odhady energie vyzářené během vzplanutí GRB, a to nanejvýšna "pouhých" 10^44 J, jak vyplývá z pozorování oněch 17 GRB, proněž díky dosvitům známe jejich vzdálenost na základěkosmologického červeného posuvu. To dává astrofyzikům příležitosthledat i méně exotické mechanismy vzniku GRB, než jsou onytokamaky. Problém se však ihned přesouvá k otázce četnostiGRB, protože pak nutně většinu GRB nepozorujeme proto, že jejichúzké svazky o vrcholovém úhlu kolem 1° (!) prostě nezasáhnouZemi. Piran odhaduje, že v tom případě musí v každé solidnígalaxii dojít alespoň k jednomu úkazu GRB během řádově 100 000roků, což je jenom o dva řády nižší četnost než u supernov, a tose pak přirozeně týká i naší Galaxie.

G. Ghisellini aj. využili pozorování hodiny trvajícíchrentgenových dosvitů k odhadu spodní meze vyzářené energievzplanutí GRB, který nezávisí na případném usměrnění ve svazcích,a překvapivě obdrželi rovněž 10^44 J, což by prakticky znamenalo,že GRB jsou velmi dobré standardní svíčky pro určováníkosmologických vzdáleností, protože se dají pozorovat až prohodnoty červeného posuvu z= cca. 10. Tímto problémem se podrobnějizabývali N. Lloydová-Ronningová aj. na základě statistiky 220GRB. Ukázali, že zářivý výkon GRB závisí na 1,4. mocnině výrazu(1 + z), přičemž prostorová hustota GRB závisí lineárně na (1+ z). To by znamenalo, že v raném vesmíru se GRB vyskytovalyčastěji než dnes, protože v té době byly častější epizodypřekotné tvorby hvězd v galaxiích a GRB s tím genetickysouvisejí. Tito autoři odvodili maximální zářivý výkon GRB na5.10^44 J.

R. Chary aj. si všimli, že u 12 mateřských galaxií dlouhých GRB(trvání > 2 s) byla zjištěna překotná tvorba hvězd, vyvolanáslapovými silami srážejících se galaxií. To znamená, že výskytGRB nám vlastně značkuje právě takové galaxie, v nichž je nutněmnoho hmotných hvězd mladších než 10 milionů roků. Jejich životnícyklus je tudíž krátký a v řadě případů končí vznikem hvězdnéčerné díry. Katastrofické hroucení černé díry vede k výbuchuv jejím akrečním disku, což je bezprostřední příčina vzplanutíGRB. Pokud jde o krátké GRB (trvání < 2 s), všeobecně se má zato, že jde o důsledek splynutí kompaktních složek těsnédvojhvězdy, která ztrácí energii rostoucím vyzařovánímgravitačních vln. K. Belczynski aj. počítali důsledky takovýchsrážek pro všechny základní kombinace bílý trpaslík - hmotnáhéliová hvězda - neutronová hvězda - černá díra. Jelikož se různékombinace vyskytují častěji v rozličných oblastech galaxií, jev zásadě možné odhadnout, která kombinace převažuje. Podobně J.Salmonson a J. Wilson vypracovali model přehřáté neutronovéhvězdy v těsné dvojhvězdě jako příčinu krátkých GRB. Tvrdí, žetak lze uvolnit až 10^46 J energie.

C. Lee aj. spojili oba typy možností vzniku GRB na základě studiaměkkých rentgenových přechodných zdrojů předpokladem, žepředchůdci GRB jsou nejspíš těsné dvojhvězdy, kde primárnísložkou je už hotová černá díra, kolem níž obíhá hmotná héliováhvězda v oběžné periodě 0,4 -- 0,7 d. Ta vybuchne jakohypernova, což vede k jejímu zhroucení na černou dírua vzplanutí GRB Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. Naprotitomu R. Ouyed a F. Sannina navrhli značně exotický univerzálnímodel pro obě třídy GRB, založený na předpokladu, že existujítzv. kvarkové hvězdy (hustší než běžné neutronové hvězdy, takžekvarky se osvobodí a vytvářejí supravodivou horkou "polévku").Nestability na povrchu kvarkových hvězd by pak byly odpovědné zaveškerá vzplanutí GRB. Kvarkové hvězdy byly "vynalezeny"teoretiky v r. 1980. Jejich průměrná hustota by dosahovala 10^18kg/m^3, měly by mít zcela ostrý okraj a nad ním čisté vakuum.Taková hvězda drží pohromadě silnou jadernou silou bez ohledu nagravitaci, takže je v jistém smyslu věčná. Poznala by se na dálkutím, že má nanejvýš 2/3 poloměru klasické neutronové hvězdy,jenže právě přesná měření poloměru řádu 10 km jsou na dálku velmiobtížná.

S. McBreen aj. si povšimli krátkodobých špiček na světelnýchkřivkách dlouhých GRB a faktu, že tzv. kumulativní světelnákřivka, v níž se špičky zprůměrují, roste v 97% případů s 2.mocninou uplynulého času, počítáno od začátku vzplanutí, jakvyplývá z pozorování bezmála 400 GRB uskutečněných aparaturouBATSE na družici Compton. Autoři se domnívají, že jde roztáčenírotace Kerrovy černé díry v jádře GRB díky akreci hmoty, cožvede k uvolňování energie Blandfordovým-Znajekovým mechanismem.Pokud je naopak rotace Kerrovy černé díry brzděna silnýmmagnetickým polem, vyzařovaná energie se snižuje a kumulativnísvětelná křivka s časem klesá rovněž s 2. mocninou času. GRB pakmohou při podrobném zkoumání poskytnout jedinečné údajeo relativistických efektech v okolí hvězdných černých děr.

4. Mezihvězdná látka

H. Fraserová aj. uveřejnili přehled o 122 mezihvězdnýchmolekulách, identifikovaných do r. 2001. Nejčetnější jsounejjednodušší diatomické (27) a triatomické (26) molekuly.S rostoucím počtem atomů v molekule pak jejich četnost klesá,takže zatím známe ve vesmíru jen tři molekuly s 10 atomy a pojedné s 11 (HC_9N) a 13 (HC_11N) atomy. Podle autorů přehledupředstavují molekuly ve vesmíru asi 0,5% vesmírné látky. J.Hollis aj. ohlásili v r. 2002 objev radiových čar na frekvencích75 a 93 GHz v molekulovém mračnu Sgr B2, které odpovídajídesetiatomové molekule glykoetylénu (HOCH_2CH_2OH). K objevuvyužili 12 m radioteleskop KPNO v Arizoně, jímž určili teplotumolekul 20 K. Jde fakticky o "kosmický fridex", jenž lzepovažovat za prebiotickou molekulu, příbuznou cukruglykolaldehydu; není však jasné, jak může v kosmu vznikat.

A. Ferrera zjistil, že přibližně 0,1% látky naší Galaxiepředstavuje kosmický prach, což jsou převážně silikátovéa uhlíkaté částice o typickém rozměru 0,1 µm. Projevují sespojitým zářením v dlouhovlnném infračerveném pásmu kolem 0,1 mm,ale už v r. 1970 usoudili F. Hoyle a N. Wickramasinghe, že byměly netepelně vyzařovat též v mikrovlnném pásmu, což sepotvrdilo v r. 1996, kdy bylo objeveno jejich záření nafrekvencích 14,5 a 32 GHz (21 -- 9 mm). Konečně v r. 2002 našli D.Finkbeiner aj. jejich vyzařování i v centimetrovém pásmu 5 -- 10GHz (vlnové délky 60 -- 30 mm). To ovšem znamená nutnost odčítatpříspěvek tohoto záření při měření fluktuací reliktního záření,ale na druhé straně skýtá novou možnost, jak studovat rozloženíkosmického prachu v mezihvězdném či dokonce intergalaktickémprostoru. Prachová zrnka totiž slouží jako kondenzační jádra provznik molekul a také jako ochrana před rozkladem (fotolýzou)složitějších molekul všudypřítomným ultrafialovým zářením. Nadruhé straně se zdá, že fotolýza usnadňuje tvorbu aminokyselinv kosmickém prostoru.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

V. Makarov se věnoval nepříjemnému rozporu ve vzdálenostihvězdokupy Plejády (Tau), odvozené na jedné stranětrigonometricky pomocí družice HIPPARCOS (118 pc) a na druhéstraně všemi ostatními nepřímými metodami, které navzájem dobřesouhlasí, ale dávají soustavně větší vzdálenost kolem 132pc. Protože vzdálenost Plejád představuje druhou příčkukosmologického žebříku (Hyády jsou první příčka ve vzdálenosti46 pc), má takový rozpor vážné důsledky pro stupnici vzdálenostíve vesmíru. Autor proto vybral v Plejádách 54 hvězd, jejichžvzdálenosti lze určit trigonometricky z měření zmíněné družice,a použil nový výpočetní postup, který vedl k revizitrigonometrické vzdálenosti na (129 ± 3) pc, což je již v dobréshodě s nepřímými metodami měření.

J. Adams aj. využili údajů z Palomarského atlasu POSSa z infračervené přehlídky 2MASS k identifikaci a určenírozložení hmotnosti pro 434 hvězd otevřené hvězdokupy Praesepev Raku, vzdálené od nás 177 pc, která vznikla před 830 mil. roků.Ukázali, že v jádru hvězdokupy o úhlovém průměru 4° (12 pc)chybějí hvězdy o nižší hmotnosti. Obecně pak funkce hmotnostistoupá od 1,0 M_o do 0,4 M_o a pro nižší hmotnosti hvězd je pakkonstantní. Hmotnost celé hvězdokupy dosahuje 600 M_o. C. Slesnickaj. obdobně zkoumali známou dvojitou hvězdokupu CHÍa h Persei (NGC 884 a 869), která je od nás vzdálena 2,3 kpca jejíž stáří je rekordní - 12,8 mld. roků. Hvězdokupa tvoříjádro hvězdné asociace Per OB1 uvnitř stejnojmenného spirálníhoramene Galaxie. Autoři zjistili, že hmotnosti hvězdokup dosahují2 800 resp. 3 700 M_o, a že v nich nedávno proběhly tři epizodytvorby nových hvězd před 7, 17 a 60 mil. let.

B. Chaboyer a L. Krauss využili objevu zákrytové a současněspektroskopické dvojhvězdy s čarami obou složek k revizi stáříobří kulové hvězdokupy omega Cen, jež podle autorů činí (11,1 ±0,7) mld. roků, takže je téměř stejně stará jako naše Galaxie.Hvězdokupa obsahuje několik milionů hvězd různého stáří a velminízké metalicity a její tvar je ovlivněn vlastní rotací, takže jena pólech mírně zploštělá. Mladší hvězdy ve hvězdokupěpředstavují jen 5% její celkové hmotnosti a ve skutečnostipůvodně tvořily samostatnou hvězdokupu, která byla tou hmotnějšíhvězdokupou gravitačně pozřena. Podobným vícenásobnýmkanibalismem hvězdokup patrně vznikaly celé galaxie včetně naší,jak ukázali M. Salaris a A. Weis studiem stáří 55 kulovýchhvězdokup Galaxie, které představují plnou třetinu celkovéII. populace hvězd v naší hvězdné soustavě. Jejich stáří sepohybuje od 6,4 po 12,9 mld. let s průměrnou chybou ± 1 mld.roků. Vznikly ve dvou krátkých epizodách; první generace je velmichudá na "kovy", zatímco druhá je o něco metaličtější. Hvězdokupyve vnitřním halu mají nejvyšší stáří (11,4 ± 0,8) mld. let.Autoři odhadují, že Galaxie dnes obsahuje na 200 kulovýchhvězdokup, z nichž však pětina nebyla dosud objevena.

E. Grebelová a M. Odenkirche studovali pomocí probíhajícípřehlídky SDSS morfologii kulové hvězdokupy Palomar 5 (Serpens)v halu Galaxie, vzdálené od nás 18 kpc. Za hvězdokupou se táhnechvost hvězd o délce 300 pc, jenž je stočen vně oběžné dráhysamotné hvězdokupy. Obráceným směrem je vytažen dopředný chvostdovnitř oběžné dráhy, což autoři interpretují jako slapové trháníhvězdokupy, protože chvost má o třetinu vyšší hmotnost nežsamotná hvězdokupaa obsahuje zhuštění, která vznikala v době,kdy hvězdokupa při svém oběhu procházela hlavní rovinou Galaxie,kde je slapové působení jádra Galaxie největší. Autoři rovněžzjistili, že při dalším průchodu hvězdokupy hlavní rovinouGalaxie ji slapové síly definitivně zničí. To je též obecnýdůvod, proč naše Galaxie má v současné době jen 160 kulovýchhvězdokup - ostatní už byly slapově rozbity, ale hvězdy z nichpocházející se dají dohledat pomocí obří přehlídky SDSS, kterábude v dohledné době dokončena. Podle současných výsledkůpozorování se zdá, že halo Galaxie je o něco mladší než disk,protože vznikalo postupným splýváním satelitních galaxií resp.obřích kulových hvězdokup, neboli, jak se vyjádřil americkýastronom L. Blitz - přežitím těch nejzdatnějších přírodnímvýběrem.

R. van der Marel aj. a J. Gerssen aj. objevili pomocí STISa WFPC2 HST středně hmotnou černou díru uprostřed kulovéhvězdokupy M15 (Peg), vzdálené od nás 10 kpc o hmotnosti4 kM_o. Podobně K. Gebhardt aj. zkoumali obří kulovou hvězdokupuG1 (Mayall II) ve spirální galaxii M31 v Andromedě pomocí STISa odhalili v jejím nitru nepřímo černou díru o hmotnostineuvěřitelných 20 kM_o, přičemž i hmotnost celé hvězdokupy činíimpozantních 10 mil. M_o. Zdá se, že tyto středně hmotné černédíry představují obecně asi 0,5% hmotnosti kulové hvězdokupy, cožje týž poměr jako pro hmotnosti supermasivních černých děr vůčihmotnostem výdutí galaxií. To je další známka skutečnosti, žepředěl mezi obřími kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemije spíše terminologický než věcný.

5.2. Naše Galaxie

Q. Wang aj. rozlišili pomocí družice Chandra na tisíc bodovýchzdrojů rentgenového záření v centrální oblasti Galaxieo rozměrech 120 x 280 pc, kde se předtím družicemi s nižšímúhlovým rozlišením pozorovalo difúzní záření neznámého původu.Zdroje vykazují emisní čáry vysoce ionizovaného železas energiemi 6,4 a 6,7 keV, odpovídající povrchové teplotě hvězdkolem 10 MK a jsou důkazem, že v této oblasti stále překotněvznikají velmi hmotné hvězdy, které rychle končí jako žhaví bílítrpaslíci, neutronové hvězdy nebo černé díry. Celá oblast je takponořená do oblaku horkého plynu, který se postupně rozpíná dookolních oblastí Galaxie. Ještě vyšší koncentrace zhruba 20 tisícrentgenových hvězd se nachází v centrálních 20 pc Galaxie.

W. Bednarek aj. ukázali na základě měření aparatur AGASA a SUGAR,že v oblasti kolem centra Galaxie jsou jádra železa při častýchexplozích supernov urychlována na energie až řádu 100 EeV, načežse srážejí s neutrony, neutriny a paprsky gama. Energetickáneutrina z těchto srážek mohou být několikrát do roka zachycenabudoucím antarktickým detektorem neutrin IceCube. M. Amenomoriaj. zveřejnili výsledky dlouhodobých pozorování paprsků gamav pásmu TeV energií pomocí vysokohorské aparatury v Tibetu.Ukázali, že z galaktické roviny a dále z rozsáhlé oblastiv rozmezí galaktických šířek 20 -- 55° a galaktických délek 140-- 225° přichází difúzní záření gama, o jehož původu nemámekonkrétní představy.

A. Eckart aj. sledovali v letech 1992-2000 pomocí dalekohledu NTTESO trajektorie hvězd v bezprostřední blízkosti supermasivníčerné díry v jádře Galaxie. Potvrdili tak předešlá měření A.Ghezové, že hvězdy se pohybují kolem zdroje Sgr A* po velmivýstředných (e= cca. 0,4 -- 0,95!) elipsách s rozličnými sklony, a žeodtud z Keplerova zákona vychází hmotnosti centrální černé dírykolem 3 MM_o. Zatím nejúžasnější výsledek přineslo podle R.Schödela aj. sledování hvězdy S2 o hmotnosti 15 M_o a poloměru7 R_o dalekohledem UT4 VLT počátkem r. 2000, kdy se hvězdav polovině března dostala do pericentra své dráhy ve vzdálenostipouhých 124 AU od černé díry a pohybovala se vůči ní rekordnírychlostí 5 000 km/s! Naproti tomu v apocentru měla v r. 1992rychlost jen 600 km/s. Velká poloosa její dráhy má délku 950 AU(úhlově jen 0,12 arcsec, takže tato měření umožnilo teprve zavedeníadaptivní optiky při pozemních pozorováních) při sklonu dráhyk zornému paprsku 46°; ovšem výstřednost e= 0,87 je rovněžponěkud výstřední. Podle Keplerova zákona tak hvězda S2 urazila15% své oběžné dráhy během pěti měsíců, když její oběžná periodačiní 15,2 r. Díky proměření větší části oběžné elipsy víme, žepoloha supermasivní černé díry v jejím ohnisku se neliší odpolohy radiového zdroje Sgr A* o více než 1700 AU.

Podle S. Hornsteina aj. jeví zdroj Sgr A* krátkodobé kolísáníjasnosti v blízkém infračerveném pásmu, což souvisí s proměnnýmohřevem částicemi, urychlenými při magnetické rekonexi v okolíčerné díry. J. Greaves aj. ukázali, že v plynu v okolí Sgr A*jsou silná magnetické pole, neboť čáry molekul jeví silnoupolarizaci. A. Tannerovi aj. se podařilo rozlišit infračervenýzdroj IRS 21 v centru Galaxie díky infračerveným snímkůmv pásmu 2 -- 25 µm pomocí Keckova dalekohledu. Zjistili, žezdroj má lineární rozměry 650 AU v pásmu 2.2 µm a plných 1600AU na 25 µm, takže jde o hvězdu, která zevnitř ozařuje plyn,který intenzívně ztrácí.


(pokračování)

Tvorca HTML: Richard Komžík

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Přehled zdrojů světelného znečištění
Ilustrační foto...
Podívejte se na Saturn!
Ilustrační foto...
Obloha v červenci
Ilustrační foto...
Sloan Survey: první meta
Ilustrační foto...
Příběh nesmrtelných poutníků -- díl třetí
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691