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 2003 - Díl D

Další díl seriálu věnovaného novinkám z astronomie. Tentokráte o gama záblezcích, pulsarech a další astronomické ZOO...

3.2. Radiové pulsary

Rozsáhlé hledání nových pulsarů pomocí 64 m radioteleskopu v australském Parkesu přineslo mimořádný úlovek v podobě prvního binárního pulsaru J0737-3039 (Pup), jenž se skládá ze dvou neutronových hvězd. Jak uvedla M. Burgayová aj., jejich souhrnná hmotnost dosahuje 2,6 M_o a kolem společného těžiště obíhají v krátké periodě 2,4 h po dráze o minimální poloose 430 tis. km při výstřednosti 0,09 průměrnou rychlostí 300 km/s. Soustava, vzdálená od nás pouhých 550 pc, je stará 160 mil. roků a k výbuchu supernovy v ní došlo před 100 mil. let. Dosazením doEinsteinova vztahu pro relativistické stáčení periastra oběžné dráhy dostáváme rekordní hodnotu 17|/r, tj. čtyřikrát větší než u proslulého binárního pulsaru B1913+16, kde R. Hulse a J. Taylor dokázali existenci gravitačního záření. Toto relativistické stáčení bylo již z prvních měření nově objeveného pulsaru prokázáno v předpokládané velikosti; bohužel se zjistilo, že vinou precese s periodou pouhých 75 let se za několik let vyzařovací kužel pulsaru posune tak, že bude míjet Zemi a v následujících desetiletích pak pulsar přestane být viditelný.

Je však zřejmé, že se předtím podaří odhalit s vysokou přesností i další relativistické efekty, které provázejí oběh dvou těžkých hmot po tak těsné výstředné dráze, takže jde o jedinečný dárek pro relativistickou fyziku. Jak spočítal E. van den Heuvel, neutronové hvězdy nově objeveného pulsaru se slijí díky gravitačnímu vyzařování za 85 milionů let a asi minutu před splynutím vyšlou silný impuls gravitačního záření na frekvencích 30 ÷ 1000 Hz, který by snadno zachytily i současné detektory gravitačního záření. Objev tak blízkého objektu totiž zároveň naznačuje, že k takovému splývání párů neutronových hvězd dochází v dosahu pozemních detektorů v průměru každé 2 roky, a to je velmi dobrá zpráva pro konstruktéry detektorů gravitačních vln.

Dalším cenným úlovkem přehlídky z Parkesu je dle B. Jacobyho aj. objev binárního milisekundového pulsaru J1909-3744 (Sgr) s impulsní periodou 2,95 ms a oběžnou periodou 1,53 dne. Průvodcem neutronové hvězdy ve vzdálenosti minimálně 600 tis. km je starý bílý trpaslík o povrchové teplotě 8,5 kK. Hlavní předností pulsaru je nepatrná šířka impulsu jen 43 §Ţ§s, takže jde o relativistické hodiny s velmi kvalitní "ručičkou". Při již zmíněné přehlídce pomocí radioteleskopu v Parkesu bylo do konce r. 2003 objeveno na 700 nových pulsarů, mezi nimi také pulsar PKS J1847-0130 (Aql) s nejdelší známou impulsní periodou 6,7 s a současně rekordně silným magnetickým polem 9,4 GT. C. Bassa aj. zobrazili u binárního milisekundového pulsaru 1911-59A na periférii kulové hvězdokupy NGC 6752 (Dra) průvodce V = 22 mag, kterým je bílý trpaslík mladší než 2 mld. roků. Trpaslík o hmotnosti přes 0,2 M_o obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 20 h. Podobně P. Edmonds aj. objevili při hledání přechodů exoplanet v kulové hvězdokupě 47 Tuc pomocí HST průvodce milisekundového binárního pulsaru s impulsní periodou 2,35 ms. Jasnost průvodce dosahuje 22 mag; jde zřejmě o hvězdu hlavní posloupnosti, která obíhá kolem pulsaru v oběžné době 3,2 h. Dlouhá série snímků ukázala, že jasnost průvodce periodicky kolísá, jelikož hvězda rotuje synchronně s oběžnou dobou, takžejejí polokoule přivrácená k pulsaru je teplejší než polokoule odvrácená. Ohřev je tak silný, že hvězda se pozvolna vypařuje a skončí jako tzv. černá vdova, takže se nakonec rozplyne. E.

Ergma a M. Sarma sledovali zákrytový binární milisekundový (3,65 ms) pulsar PSR J1740-5430 v kulové hvězdokupě NGC 6397 v souhvězdí Oltáře, jehož průvodcem je heliový bílý trpaslík o hmotnosti 0,3 M_o téměř vyplňující Rocheův lalok o poloměru1,4 R_o, obíhající kolem neutronové hvězdy v periodě 1,35 d. Průvodce přitom zakrývá neutronovou hvězdu se slabým magnetickým polem o indukci jen 80 kT po plných 40% oběžné periody a časem skončí rovněž jako černá vdova. Stáří soustavy se odhaduje napouhých 350 mil. roků.

Klasickou "černou vdovu" - pulsar B1957+20 (Sge) s druhou nejkratší impulsní periodou 1,6 ms - zkoumali B. Stappers aj. pomocí rentgenové družice Chandra. Ukázali, že pulsar brázdí Galaxii rychlostí 280 km/s, takže před sebou vytváří obloukovou rázovou vlnu, která je viditelná i opticky. Další rázovou vlnu však vidí právě Chandra, podobně jako kokon vysoce energetických částic a antičástic, jenž obklopuje pulsar, což obojí je unikát. Jde vlastně o důkaz, že rotační energie pulsaru se postupně snižuje pomocí relativistického "pulsarového větru". Stáří pulsaru činí asi 1 mld. roků, jak vyplývá mj. z nízké indukcemagnetického pole neutronové hvězdy. Od své vzniku byl pulsar roztáčen na vyšší obrátky průvodcem, jenž však byl postupně podle principu černé vdovy pulsarem rozpuštěn. Podobnou rentgenově viditelnou obloukovou rázovou vlnu objevili P. Caraveová aj. pomocí družice Newton u známého blízkého pulsaru Geminga .A. King aj. zjistili, že černé vdovy se vyskytují daleko častěji v kulových hvězdokupách než v galaktickém poli. Autoři se domnívají, že za to mohou silné slapy a těsná setkání dvojhvězd uvnitř hustých kulových hvězdokup, které způsobí, že kompaktní průvodci pulsaru (bílí trpaslíci) jsou vyměněni za hmotnějšíhvězdy větších rozměrů a tito noví průvodci neutronových hvězd přetečou rychle přes Rocheův lalok, čímž urychlí vlastní vypaření. Je dokonce možné, že i polní černé vdovy byly původně součástí některé kulové hvězdokupy, kterou však díky vysoképrostorové rychlosti opustily.

Z profilů tzv. obřích impulsů pulsaru 0531+22 v Krabí mlhovině na frekvencích 5,5 a 8,6 GHz podle T. Hankinse aj. vyplývá, že zdroj impulsů obsahuje struktury menší než 1 m, protože signál obsahuje nanosekundové špičky. Čtvrtý pulsar, vykazující obří impulsy, objevili A. Jeršov a A. Kuzmin ve Velké medvědici ( PSRB1112+50 ). Obří impulsy jsou 30x intenzívnější než standardní, takže dosahují na frekvenci 111 MHz maximálního toku až 180 Jy, což je 80x větší energie než ve standardním impulsu, jelikož obří impulsy mají užší profily. Opakují se zhruba po 150 standardních impulsech. První obří impulsy u pulsaru v cizí galaxii odhaliliS. Johnston a R. Romani u pulsaru B0540-69 ve Velkém Magellanově mračnu. Na frekvenci 1,4 GHz převyšuje energie v obřím impulsu pěttisíckrát impulsy standardní!R. Dodson aj. měřili pomocí interkontinentálního radiového interferometru VLBI na frekvencích 2,3 a 8,4 GHz po téměř 7 let vlastní pohyb a paralaxu známého pulsaru 0833-45 (Vel), který je vůbec nejjasnějším radiovým pulsarem na obloze a vyznačuje se občasnými skoky (náhlým zkrácením) impulsní periody. Zjistili, ževlastní pohyb pulsaru dosahuje 0,045"/r v pozičním úhlu 301|, což nesouhlasí se směrem osy souměrnosti pozůstatku po supernově. Pulsar je od nás nyní vzdálen (287 Ż 16) pc. W. Brisken aj. využili systému VLBA ke změření astrometrické paralaxy pulsaru B0656+14 (Mon/Gem) a obdrželi tak vzdálenost (288 Ż 30) pc. Odtud vyplývá poloměr neutronové hvězdy 8 ÷ 16 km a teplota jejího povrchu 1 MK. Pulsar je podle S. Thorsetta aj. starý 86 tis. roků a díky vysokému vlastnímu pohybu 0,044"/r urazil od okamžiku výbuchu supernovy po obloze již více než 1|. Jelikož pozůstatek supernovy může být zdrojem kosmického záření o energiích až 10 PeV, může být tento relativně velmi blízký objekt příčinou pozorovaného zvýšení toku kosmického zářenío této energii (tzv. "koleno" energetického spektra galaktickéhokosmického záření).

C. Wanjek uvedl, že typická rychlost rotace nově vzniklé neutronové hvězdy po výbuchu supernovy činí 30 Hz. Pokud má hvězda průvodce, který ji předává hmotu ve směru rotace, pak se postupně rychlost zvyšuje mechanismem černé vdovy až na frekvence přes 500 Hz, což znamená, že povrch neutronové hvězdy má na rovníku postupnou rychlost až 0,2c. Pokud by frekvence dosáhly 1 kHz, rozpadne se neutronová hvězda odstředivou silou, ale zdá se, že tato hranice je pro neutronové hvězdy zakletá a nyní už víme, proč. L. Bildsten totiž ukázal, že příliš rychle rotující neutronová hvězda se začne díky odstředivé síle deformovat a deformovaná neutronová hvězda vyzařuje při své rotaci silné gravitační vlny, které odnášejí energii rotace a hvězda se zpomalí. U rentgenového pulsaru SAX J1808-3658 (Sgr) pozorovali D. Chakrabarty aj. rychlé mihotání rentgenové jasnosti s frekvencí 619 Hz, které je shodné s rotační periodou. Tento pulsar by měl tudíž vyzařovat gravitační vlny rovněž na této frekvenci, což by usnadnilo jejich detekci pomocí aparatury LIGO.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

I. Mirabel a I. Rodrigues využili měření rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 pomocí VLBI z r. 1999 a optické spektroskopie z r.2002 k popisu jejího pohybu v Galaxii. Rentgenová dvojhvězdao nízké hmotnosti složek (LMXB; 1,4 + 0,4 M_o), jež kolem sebeobíhají v periodě 19 h, vznikla před více než 30 mil. lety patrněpři blízkém setkání hvězd v některé kulové hvězdokupě, protožejejí galaktocentrická dráha nápadně připomíná dráhy kulovýchhvězdokup. V současné době je vzdálena 23| od galaktické rovinya ve vzdálenosti 2,8 kpc od jejího centra. Protože má velmivýstřednou dráhu (e = 0,87), kolísala její vzdálenost od středuGalaxie v rozmezí 0,5 ÷ 7,4 kpc a od roviny Galaxie se vzdálilamaximálně na 4,2 kpc, takže patří do vnitřního galaktického hala.Titíž autoři zkoumali pomocí snímků HST z let 1996 a 2001 dráhumikrokvasaru GRO J1655-40 (Sco), který se pohybuje z místavýbuchu supernovy rychlostí 120 km/s a obsahuje černou díruo hmotnosti 5,4 M_o, doprovázenou podobrem sp. třídy F,obíhajícím v periodě 2,6 d. Dráha soustavy v Galaxii je rovněžvysoce výstředná. Podobně A. Cowleyová aj. studovali vlastnostiLMXB 2A 1822-371 (V691 CrA), která se skládá z neutronovéhvězdy o hmotnosti 1,4 M_o a průvodce 0,4 M_o s oběžnou dobou5,6 h. Neutronová hvězda vykazuje rentgenové pulsace jasnostiv periodě 0,6 s a její rotace se měřitelně urychluje, takže tamzřejmě probíhá intenzivní přenos plynu z průvodce. I tato dvojicepatří do galaktického hala.

J. Homan aj. objevili vysokofrekvenční kvaziperiodické oscilace(QPO) u přechodného rentgenového zdroje XTE J1650-500 (Ara)s periodami střídavě 250 a 50 Hz. Jelikož jde opět o LMXB, kdeprimární složka je patrně černá díra s hmotností 8 M_o, lze tytooscilace vysvětlit jako harmonické násobky periody nejnižšístabilní oběžné dráhy kolem černé díry, která se nachází pouhých30 km nad relativistickým obzorem událostí. Jde už o šestý případQPO u kandidátek na černou díru.

I. Mirabel a I. Rodrigues dále studovali životní osudy prototypuhvězdných černých děr Cyg X-1 , což je těsná dvojhvězdas vysokou hmotností složek (HMXB), která vznikla ve hvězdnéasociace Cyg OB3 před 5 mil. lety ve vzdálenosti 2 kpc od nás.Jelikož se vůči asociaci pohybuje relativní rychlostí pouze 9km/s, vzniká otázka, zda v tom případě vůbec došlo k výbuchusupernovy před zhroucením na černou díru, která má hmotnost 10M_o, když předchůdce měl určitě více než 40 M_o. Intenzitavýbuchu supernovy se totiž paradoxně zmenšuje s rostoucíhmotností hvězdy těsně před výbuchem.Silné exploze se protopodle J. Birrielové odehrávají jen pro hvězdy s hmotnostmiv rozmezí 8 ÷ 20 M_o, kdežto v rozmezí 20 ÷ 45 M_o jsou výbuchyslabé. Při hmotnostech nad 45 M_o se hvězdy hroutí zcela tiše načerné díry. Jelikož při vzniku Cyg X-1 se vyvrhla pouze 1 M_o,musela se velká část původní hmoty hvězdy vymést hvězdným větrem,což dokáží jedině velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy. OstatněJ. Lazendic aj. ukázali, že supernovy nemusejí vždy skončit jakoneutronové hvězdy, ale též jako magnetary nebo anomálnírentgenové pulsary (AXP). R. Wagoner uvádí, že takové modely lzeověřovat pomocí rozboru oscilací rentgenového toku, kterésouvisejí s rotací neutronové hvězdy, čili obdobou klasickéasteroseismologie.

H. Quaintrell aj. objevili neradiální oscilace u zákrytovérentgenové dvojhvězdy typu HMXB Vel X-1 (GP Vel = HD 77581).Pokud je kompaktní složka neutronovou hvězdou, musí mít minimálníhmotnost 1,74 M_o, což by byl pro známé neutronové hvězdy rekord.Průvodce je totiž viditelný v dalekohledu a odtud vyplývá jehovysoká hmotnost 28 M_o. P. Jonkert aj. dokázali pomocí VLTproměřit spektrum rentgenové dvojhvězdy 2A 1822-371 (CrA) typuLMXB a odtud určit hmotnost neutronové hvězdy v soustavě na(0,97 Ż0,24) M_o, zatímco průvodce má jen (0,33 Ż0,05) M_o. T.Strohmayer podal na základě pozorování družic ROSAT a Chandradůkaz o zatím nejkratší známé oběžné době pro těsnou dvojhvězdu.Jde o rentgenovou dvojhvězdy RX J0806+1527 (Cnc), jejíždegenerované složky kolem sebe obíhají v periodě 5,4 min! Oběžnáperioda se dle očekávání měřitelně zkracuje díky interakcigravitačního záření a elektromagnetického momentu soustavy.A. Svidzinsky se zabýval výpočty vnitřní stavby typickéneutronové hvězdy o poloměru 12 km. Ve vnitřním jádře hvězdydosahuje hustota materiálu (hyperony, kvarky a piony) bezmálaneuvěřitelné hodnoty 4.10^18 kg/m^3 a teploty téměř 10 GK. Nadním se nachází vnější jádro, tvořené elektrony, protonya neutrony a ještě výše vnitřní kůra o tloušťce několikakilometrů, obsahující elektrony, atomová jádra a neutrony, kteréjsou v této oblasti supratekuté. Konečně na povrchu je neutronováhvězda zapouzdřena ve velmi tuhé vnější kůře o tloušťce stovekmetrů a hustotě 4.10^14 kg/m^3. Kůra se skládá z elektronůa atomových jader.

Neutronová hvězda je pak obklopena tenkou (jendesítky milimetrů tlustou) atmosférou z "normálního" plynu.Mezi přechodnými zdroji doslova zazářil objekt V4743 Sgr (novaSgr 2002 č. 3), který podle měření družice Newton dosáhl v březnu2003 rekordní rentgenové jasnosti. v pásmu 0,2 ÷ 10 keV.Rentgenový tok kolísal o pětinu v základní periodě 46 min. Oběžnádoba těsné dvojhvězdy však přesahuje 10 h. Podle měření družiceChandra probíhala v té době pod povrchem bílého trpaslíka dosudtermonukleární reakce a kolísání toku odpovídalo pulsacímatmosféry spíše než rotaci bílého trpaslíka. Koncem r. 2003překročil počet známých rentgenových dvojhvězd hranici 300objektů. V. Makarov sestavil katalog 100 nejsvítivějších( >10^23 W) rentgenových zdrojů do vzdálenosti 50 pc od Slunce.Nejsvítivějším zdrojem vůbec je proměnná II Peg (těsnádvojhvězda třídy RS CVn), která dosahuje rentgenového výkonu1,8.10^24W. Obecně se v katalogu nacházejí: hvězdy před vstupemna hlavní posloupnost; proměnné po fázi T Tau; dvojhvězdy třídyRS CVn; velmi mladé objekty na hlavní posloupnosti; proměnné typuBY Dra a objekty neznámé povahy. Nejsvítivější jsou dvojhvězdytřídy RS CVn a krátkoperiodické spektroskopické dvojhvězdy. Vevětších vzdálenostech od Slunce pak získávají převahu mladéhvězdy z asociací OB.

3.4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

Událostí roku se stal objev velmi jasného GRB 030329 (11.37h UT) v poloze 1044+2131 (Leo), který družice HETE-2 sledovalaplných 50 s a který dokonce měřitelně zvýšil ionizaci zemskéionosféry, navzdory kosmologické vzdálenosti zdroje od nás. Jehooptický dosvit 12 mag byl objeven o 67 min později R. Satemv Japonsku (ten po poplachu z internetu pádil na střechu svéhodomu, kde má 0,3 m reflektor s kamerou CCD) a o 88 min později D.Smithem aj. v Austrálii robotem ROTSE-III (uvedeným do chodutýden předtím!) a sledován pak od dalšího dne mj. 6,5 mdalekohledy Baade a MMT po několik dalších týdnů, podobně jakodosvit v měkkém rentgenovém oboru (A. Tiengo aj.).Poměrně nízký červený posuv mateřské galaxie z = 0,17(vzdálenost 800 Mpc; jasnost slabší než 22 mag) dával podle S.Dada aj. naději, že bude možné pozorovat i spektrum hypernovy ,což se vzápětí potvrdilo, když podle K. Stanka aj. a T. Mathesonaaj. spektrum dosvitu z 8. 4. 2003 jevilo rozložení energie velmipodobné hypernově 1998bw asi týden před jejím maximem. Posledníspektra dosvitu pořídili K. Kawabatta aj. 8,4 m dalekohledemSubaru počátkem května 2003, kdy se ukázal typický modrý přebytekve spojitém spektru jakož i emisní a široké absorpční čáry,podobně jako u hypernov 1997ef a 1998bw přibližně měsíc poexplozi. Nová hypernova dostala označení 2003dh a klasifikaciIc pec.

Podrobnější rozbor všech pozorování naznačoval, že v dobězáblesku GRB mohl být optický protějšek krátce viditelný očima(cca 5 mag), a jeho celkový zářivý výkon 1 PL_o na krátkou chvílipřesáhl standardní zářivý výkon celého pozorovatelnéhovesmíru! Dodatečně se však ukázalo, že K. Torii aj. pozorovalizmíněné pole shodou okolností nepřetržitě od 97 min. před explozíaž po 83 min po explozi, a v té době se v zorném poli neobjevilonic jasnějšího než mezní hvězdná velikost přehlídky 5 mag. PodleE. Bergera aj. byl tento výkon usměrněn do protilehlých výtryskůs vrcholovými úhly pouhých 5|, ale většina zářivé energie senakonec rozprostřela do dosvitu se širším záběrem. Autořiodhadují, že celý úkaz uvolnil úhrnem 10^44 J zářivé energie,avšak jeho kinetická energie dosáhla dle P. Mazzaliho aj. dokonce4.10^45 J a absolutní hvězdná velikost hypernovy činila v maximu-19,8 mag.

Relativistické výtrysky jsou podle J. Greinera aj. zprvu silněpolarizovány díky chaotickým magnetickým polím, což polarizačníměření dosvitu potvrdila. Družice Chandra zaznamenalav rentgenovém dosvitu jaderné spektrální čáry těžkých prvků, cožprokázalo, že šlo o hroucení a následnou explozi hmotné hvězdy.Pozorování tak dle P. Priceho aj. a J. Hjortha aj. odpovídámodelu kolapsaru S. Woosleyho z r. 1993. Ve shodě s modelem senitro Wolfovy-Rayetovy hvězdy o původní hmotnosti 25 M_o bleskovězhroutilo na černou díru o hmotnosti 10 M_o, což však současněvyvolalo obří energetický výtrysk, jenž spolu s hvězdnou vichřicírozbil vnější vrstvy hvězdy na cáry, které se rychlostí 35 tis.km/s rozepnuly do okolního prostoru. Statistika říká, že takmimořádně blízká vzplanutí GRB lze pozorovat v průměru jednou zadesetiletí.

Naprostým unikátem se stalo dle P. Garnaviche aj. pozorování supernovy 2001ke , která vzplanula v polovině listopadu 2001v poloze 1134-7601 (Cha), když její výbuch zaznamenal přehlídkovýdalekohled OGLE, určený pro hledání gravitačních mikročoček.Pouhých 10 h po objevu pořídil Baadeův teleskop v Las Campanasjejí spektrum, které vykazovalo kosmologický červený posuv z = 0,36, což odpovídá vzdálenosti objektu 2,1 Gpc. O týdenpozději se na témže místě objevil GRB 011121 , zatímco supernovastále zvyšovala svou jasnost a dosáhla maxima 12 dnů po GRB. Tatosouhra okolností výrazně posílila domněnku, že dlouhotrvající(>2 s) GRB jsou důsledkem gravitačního zhroucení niter velmihmotných hvězd při výbuchu supernov. Přitom dlouhotrvajícívzplanutí představují asi 2/3 všech pozorovaných úkazů GRB.Podobně L. Rigon aj. zjistili, že na místě GRB 980910 v poloze1317-1833 (Vir) vybuchla 15. ledna 1999 (zpoždění téměř 4 měsícenení asi reálné, protože předešlý snímek oblasti pochází z koncečervence 1998) hypernova 16 mag v anonymní galaxii s červenýmposuvem z = 0,026, což odpovídá absolutní hvězdné velikostijasnější než -19,5 mag.

Mimořádně dlouhé GRB 011211 v poloze 1115-2156 (Hya) a trvání270 s (!) umožnilo studovat pomocí družice Newton rentgenovéspektrum zdroje, v němž J. Reeves aj. našli jaderné emise Mg, Si,S, Ar, Ca a Fe, posunuté díky rozpínání plynného obalu zdrojerychlostí 30 tis. km/s. V první fázi po výbuchu byly vidět pouzečáry Si a S. Optické spektrum dosvitu, pořízené 11 h povzplanutí, dalo červený posuv zdroje z = 2,14, odkud vyplýváizotropně vyzářená energie 5.10^45 J.

T. Matheson aj. a D. Bersier aj. využili rychlé identifikaceoptického dosvitu GRB 021004 k jedinečnému sledováníspektrálních změn dosvitu během prvních tří dnů po vzplanutí.Objekt v poloze 0026+1855 (Psc) byl objeven družicí HETE-2a rychlé rozšíření údajů o poloze umožnilo již po 49 s od explozesledovat fotometricky příslušnou chybovou plošku. Do pozorováníse postupně zapojilo 33 pozemních dalekohledů včetně obříchteleskopů o průměrech zrcadel 6,5 m (Baade a MMT). Samotnévzplanutí gama trvalo asi 100 s a po 5 min. se objevil optickýdosvit 15 mag. Raný dosvit slábnul podle D. Foxe aj. pomaleji,než se očekávalo a asi 3 h po vzplanutí se pokles jasnostidokonce zastavil na 18 mag, načež se dosvit opět zjasnil až na16,4 mag v čase 8 h po vzplanutí. Z toho se dá usoudit, žehroutící hypernova vyšle ultrarelativistický výtrysk s dopřednouobloukovou rázovou vlnou vznikající při srážce výtryskus mezihvězdným prostředím - vlna zprvu září převážně v oboru gamaa postupně pak v rentgenovém, optickém, infračerveném a radiovémpásmu. Protilehlý výtrysk se projeví opticky i radiově a rychleslábne, protože kužely obou výtrysků se podle S. Pandeye aj.během 7 dnů postupně rozevřely z původního vrcholového úhlu 7|.Odtud se též podařilo odhadnout celkovou vyzářenou energii3,5.10^43 J.

První spektra , pořízená necelých 10 min po vzplanutí,vykazovala sérii absorpčních čar s červenými posuvy z 1,38;1,60, 2,32 a 2,34. V dalších dnech pak spojité spektrum objektukrátkodobě kolísalo a plynule červenalo. Současně se ukázalo, ženejvyšší uvedený červený posuv odpovídá spektru mateřské galaxieve fázi překotné tvorby hvězd, a tudíž i vzdálenosti GRB od nás.B. Schaefer aj. získali optická spektra dosvitu pomocí obříhodalekohledu HET v době 15 a 20 h a ještě 4,8 d po vzplanutía identifikovali v nich absorpční čáry vysoce ionizovaných prvkůSi IV, C IV, Al II, Fe II, Mg II a N V, což jsou slupky materiálupřetvořeného termonukleárními reakcemi ve velmi hmotnémpředchůdci hypernovy. Podle N. Mirabala aj. byla tímtopředchůdcem hmotná Wolfova-Rayetova hvězda. E. Rol aj. objevilipomocí VLT velké změny polarizačního úhlu mezi 9. a 16. h povzplanutí. Do 89. h po vzplanutí se tento úhel stočil celkemo 90|, zatímco velikost lineární polarizace světla zůstalanezměněna. To dobře odpovídá modelu homogenního výtryskuz hypernovy. Dosvit se po 20 h od vzplanutí projevil takév rentgenovém a radiovém oboru spektra.

Podobně rychle po vzplanutí se podařilo pomocí robotickýchdalekohledů objevit dosvit po zábleskovém zdroji GRB 021211 ,pozorovaném družicí HETE-2 po dobu 6 s v poloze 0809+0644 (Hya),a to za 65 s po záblesku. Vzplanutí zaznamenala také družiceKonus-Wind a kosmická sonda Ulysses. Dosvit byl na Mt. Palomarupozorován též v blízké infračervené oblasti spektra a již za 2,4h po vzplanutí byl pomocí aparatury VLA zaznamenán i na radiovéfrekvenci 8,5 GHz. Podle D. Weie došlo ve 12. min po vzplanutík prudkému poklesu jasnosti optického dosvitu ze 14 na 19 mag,což je důkazem, že příčinou raného dosvitu byla rázová vlnazpětného výtrysku. Současně se potvrdilo, jak významné je rychlédohledání optického protějšku - za 10 min je už zkrátka pozdě.Z červeného posuvu z = 1,0 lze určit vzdálenost a odtudi ekvivalentní energii vyzářenou v oboru gama na 6.10^44 J. C.Crew aj. pak ukázali, že dosvit zeslábl nad 24 mag již běhemprvních 24 h po vzplanutí. Teprve 13. den po vzplanutí sepodařilo pomocí VLT získat "čisté" spektrum mateřské galaxies červeným posuvem z= 1,006. M. Della Valle aj. pozorovali namístě GRB dne 9. ledna 2003 supernovu 2002lt , která patrněvybuchla téměř současně s GRB a jejíž spektrum ji řadí do třídyIc. Z posuvu emisí Ca II vyšla rychlost jejího rozpínání na 14tis. km.

Nečekanou trefou do černého se stal GRB 021206 , kterýzpozorovala sluneční družice RHESSI těsně u okraje Slunce. S.Boggs aj. tak objevili, že vzplanutí gama bylo téměř úplněpolarizováno (80%), což je zřejmým důkazem výskytu mimořádněsilného magnetického pole hroutící se hvězdy. Pole je ještěsilnější než u běžných neutronových hvězd a jeho velikost nemázatím kloudné vysvětlení. D. Lamb odtud odvodil, že vrcholovýúhel výtryskového kužele nepřesahuje 0,5|. G. Barbiellini aj. sedomnívají, že právě kombinace silného magnetického pole a rychlerotující černé díry je živnou půdou pro GRB díky vytažení energiez ergosféry černé díry Blandfordovým-Znajekovým mechanismem.V tom případě lze takto fyzikálně objasnit všechny GRB, pokudcelková jimi uvolněná energie nepřesáhne 10^47 J. Dosudpozorované GRB mají i za předpokladu izotropie energie alespoňo řád nižší, takže tento model je v souladu s pozorováními. Keshodnému závěru o původu GRB s trváním nad 2 s dospěli na základěpodobných argumentů také W. Coburn a S. Boggs, P. Mészáros či J.Granot. Krátká GRB s trváním do 2 s vznikají dle mínění L.Balásze aj. při splynutí dvou neutronových hvězd.

Objekt GRB 030725 (Ind) se stal prvním zábleskovým zdrojem,jehož optický dosvit objevil astronom-amatér. Podařilo se to B.Monardovi z Jižní Afriky pomocí 0,3 m reflektoru, jímž našel7 h po vzplanutí dosvit o jasnosti 18,8 ÷ 19,6 mag v době, kdyvětšina profesionálních pozorovatelů letěla na kongres IAU doSydney... Těsně před vánoci 2003 bylo zaznamenáno vzplanutí GRB031203 v poloze 0802-3951 (Pup), jež je možná vůbecnejvzdálenějším GRB dosud objeveným, protože příslušný červenýposuv z je velmi pravděpodobně větší než 9!D. Frail aj. publikovali souhrnný katalog radiových dosvitůGRB za léta 1997-2001, který obsahuje celkem 75 úkazů. M. Vietriaj. se domnívají, že GRB jsou potenciálními zdroji částic kosmického záření o extrémních energiích řádu 100 EeV, což jevšak těžké prokázat, jelikož většina GRB je tak daleko, že tytočástice energeticky degradují srážkami s fotony reliktního zářenídříve, než se dostanou do blízkosti Země. B. Schaefer upozornilna možnost konstruovat Hubblův diagram pro rozpínání vesmírupomocí GRB. Tvrdí totiž, že jejich zářivý výkon je možné změřitnezávisle na znalosti vzdálenosti a odtud určit i jejichvzdálenost nezávisle na červeném posuvu dosvitů. Protože špičkovývýkon GRB je podstatně vyšší než výkon galaxií, lze takprotáhnout Hubblův vztah až pro červené posuvy z - 4,5. Dosudje však známo jen necelý tucet GRB s velkými červenými posuvy,ale situaci v dohledné době zlepší družice Swift, takže Schaeferočekává, že během několika let stoupne počet GRB s těmito posuvyna stovku, a to by už byl znamenitý přínos pro kosmologii.Schaeferovu myšlenku podpořili M. van Putten a T. Regimbauová,když podrobili rozboru měření světelných křivek všech 33 GRB, proněž známe z optických dosvitů červené posuvy z. Podařilo se jimtak určit průměrné usměrnění svazků nutné pro stanovení zářivéhovýkonu jednotlivých GRB a zjistili, že hodnota usměrnění dobřesouhlasí s nezávislým výpočtem D. Fraila aj. Naproti tomu J.Bloom aj. jsou skeptičtější. Na jedné straně spočítali, žetypická energie dlouhého GRB po opravě na proměnné usměrněnípůvodního výtrysku činí 1,3.10^44 J, ale na druhé straněupozorňují, že víme velmi málo o fyzikální povaze vzplanutí,takže oklikové určení vzdáleností přes "standardní svíčku" nenízatím dostatečně spolehlivé.

Vzdálené GRB se však dají v každém případě využít jako vynikajícímimořádně intenzívní světlomety , které zezadu na několik hodinosvětlí mezilehlé kupy galaxií podél zorného paprsku a tímposkytují nenahraditelné údaje o jejich prostorovém rozloženía chemickém složení, pokud v tom krátkém čase stihneme poříditdobrá spektra dosvitů. Podle S. Zhanga aj. vznikalo dalekonejvíce GRB v raných fázích vývoje vesmíru ( z > 10) a jejichvýskyt plynule klesal až do z - 0,2, takže dnes už jsounesmírně vzácné. A. Tutukov soudí, že předchůdci dlouhých GRB jsou rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB s rentgenovým výkonem řádu10^33 W, obsahující velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy héliové hvězdy.Ty se v naší Galaxii (podobně i v jiných galaxiích) v průměrujednou za 100 tis. let zhroutí na rychle rotující hvězdnou černoudíru a vyšlou přitom GRB usměrněný do protilehlých výtryskůo vrcholovém úhlu kolem 6|. S. Woosley upozornil, že nepřesnézacílení výtrysku směrem k pozorovateli je patrně příčinouvýskytu nedávno objevených rentgenových záblesků, označenýchanglickou zkratkou XRF (X-Ray Flash). Jelikož usměrnění jenejvyšší pro výtrysky záření gama a s nižší energii fotonů sesvazek rozevírá, můžeme jevy XRF dle názoru autora zařadit podspolečnou hlavičku s klasickými GRB. Autor odhaduje, že jevy XRFpředstavují asi třetinu populace dlouhých GRB.

R. Atkins aj. využili záznamů z pozemní observatoře pro výzkumtvrdého (TeV) záření gama MILAGRITO k identifikaci GRB 970417A v pásmu 650 GeV, což je první důkaz, že GRB září také v pásmuvysokých energií. Dosavadní měření všech GRB totiž pokrývajípouze pásmo od 20 keV po 1 MeV. S. Jha aj. nalezli dosvit po GRB021211 pouhých 108 s po vzplanutí jako objekt 14,8 maga sledovali jeho světelnou křivku spojitě po další 2,5 h, běhemníž jeho jasnost rychle klesala až na 20,2 mag. Příkrý poklesjasnosti však probíhal během prvních 12 min po vzplanutí, cožvysvětluje, proč se v mnoha případech nedaří optické dosvityobjevit: potřebné avízo přijde zkrátka příliš pozdě.S. Kulkarni aj. a S. Park aj. sledovali pomocí rentgenové družiceChandra prototyp magnetarů SGR 0526-66 (Dor) ve VelkémMagellanově mračnu, který se proslavil gigantickým výbuchemv měkkém oboru záření gama v březnu 1979. Rentgenový výkon10^29 W magnetaru mírně kolísá i v klidu s periodou 8 s, což jerotační perioda neutronové hvězdy, objevená při výbuchu v r.1979. Podle autorů je indukce na povrchu této hvězdy vyšší než100 GT - §jde o nejsilnější známé magnetické pole ve vesmíru.§ A.Ibrahim aj. objevili v rentgenovém spektru magnetaru SGR1806-20 (Sgr) absorpční čáru o energii 5 keV, kterouidentifikovali jako cyklotronovou rezonanční čáru protonuv magnetickém poli o indukci 100 GT. Čára se objevuje pokaždéběhem krátkých záblesků rentgenového záření, pozorovaných družicíRXTE. Údaj je v dobré shodě s hodnotou magnetické indukce,odvozenou z brzdění neutronové hvězdy - 80 GT. Hmotnostneutronové hvězdy je určitě nižší než 1,8 M_o a její poloměr činíasi 11 km. Čára jeví gravitační červený posuv §z_g= 0,3. Magnetarjevil ve druhé polovině r. 2003 zvýšenou aktivitu v pásmu tvrdéhorentgenového záření. K. Cheng a X. Wang tvrdí, že radiový dosvitpo gigantickém záblesku magnetaru SGR 1900+14 (Aql) v srpnu1998 se vzhledem světelné křivky naprosto podobá radiovýmdosvitům klasických GRB. To odpovídá modelu, v němž se při těchtogigantických záblescích rozlomí kůra neutronové hvězdyintenzívním vnitřním magnetickým polem.

D. Bhattacharya aj. zkoumali rozložení dosud neidentifikovanýchtrvalých zdrojů záření gama z aparatury EGRET družice Comptonvůči galaktické rovině a odtud usoudili, že v mnoha případech jdeo obří molekulová mračna spíše než o mladé pulsary. Ze 170neidentifikovaných zdrojů se totiž plných 74 nachází dov galaktických šířkách do Ż 10|. Nicméně většina zdrojůz katalogu EGRET není až dosud stále identifikována se známýmiastronomickými objekty. Koncem r. 2003 byly zveřejněny prvnívědecké výsledky z nové evropské družice pro studium záření gama INTEGRAL . Šlo celkem o 75 krátkých sdělení; z toho na čtyřechse podíleli čeští astronomové.

(pokračování)

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
Odhalené tajemství hvězdy se závojem
Ilustrační foto...
Hvězdný posel -- díl první
Ilustrační foto...
Dojmy z Manchesteru očima Jany Tiché
Ilustrační foto...
Způsobila vyhynutí trilobitů kosmická katastr
Ilustrační foto...
Geovycházky 15
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