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 2004 - díl D

To nejzajímavější ze stelární astronomie v roce 2004. Radiové pulsary, rentgenové dvojhvězdy a proměnné, zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama, mezihvězdná látka, galaxie, hvězdokupy...

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M, L, R.

3.2. Radiové pulsary

A. Lyne aj. objevili v průběhu roku 2003 unikátní binární pulsarPSR J0737-3039AB (Pup) s impulsní periodou složky A 23 msa počátkem r. 2004 prokázali, že i složka B je radiovým pulsarems podstatně delší impulsní periodou 2,8 s. První pravý dvojitýpulsar je od nás vzdálen pouze 600 pc a jelikož sklon oběžnéroviny složek činí 87°, můžeme pozorovat přechody pulsarů přessebe; přechody trvají asi půl minuty při oběžné době 2,4 h. Podleměření z radioteleskopu GMRT prochází pulsar A při svém přechodupřes pulsar B jeho magnetosférou. M. McLaughlin aj. poukázali nazákladě pozorování radioteleskopem GBT na efekty odrazuvyzařovacích kuželů obou složek v rotující magnetosféře protějšísložky, které dobře odpovídají geometrii soustavy.

Jak zjistila M. Burgayová aj., jsou oběžné dráhy pulsarů kolemspolečného těžiště mírně výstředné (e = 0,09) a velké poloosyjejich drah dosahují 900 tis. km. Obě neutronové hvězdy majípodobné hmotnosti 1,34 a 1,25 M, ale různé stáří 210 a 50 mil.roků. Je tedy překvapující, že soustava přežila celkem zdárně obavýbuchy supernov, které stály u zrodu dvojitého pulsaru. Rotačníosy obou neutronových hvězd A i B vykazují precesi s periodami75, resp. 71 roků, což znamená, že nejpozději za 10 let přestanebýt vyzařovací kužel pulsaru A ze Země pozorovatelný. To je takédůvod, proč dvojitý pulsar nebyl objeven dříve - oba vyzařovacíkužely zkrátka nemířily k Zemi. Podle D. Lorimera, F. Jenetaa S. Ransoma je vyzařovací kužel pulsaru A dutý a při přechodechB před A se pozoruje zvýšení intenzity impulsů od pulsaru B ažo 2 řády ve všech frekvenčních pásmech. J. Granot a P. Mészároszjistili pomocí družice Chandra, že silný hvězdný vítr ze složkyA vyvolává interakcí s mezihvězdným prostředím rentgenové zářenío výkonu 200 ZW.

Podle S. Ransoma aj. se soustava se vůči okolnímu prostředípohybuje značnou prostorovou rychlostí 140 km/s, což časem umožnízpřesnit i vzdálenost soustavy od nás. Měření dále potvrdilapředpokládané silné relativistické efekty, tj. spirálovitézmenšování velké poloosy dráhy vlivem vyzařování gravitačních vlntempem 2,6 m/r, které povede ke splynutí složek za cca 85 mil.roků, dále pak rekordně velké stáčení periastra rychlostí16,9°/r, gravitační červený posuv a Shapirovo zpoždění signálů.Jak uvedl ve svém shrnutí E. van den Heuvel, z dvojitého pulsaruse tak rázem stala vůbec nejlepší relativistická laboratoř vevesmíru nehledě na skvělou možnost studia vzniku i fyzikálníchvlastností pulsarů. B. Willems a V. Kalogera upozornili, žesložka A dvojitého pulsaru má nejkratší rotační periodu a celásoustava nejkompaktnější dráhu s nejmenší výstředností meziznámými binárními pulsary. B. Joshi aj. připomněli, že jde teprveo šestý binární pulsar, jehož obě složky jsou neutronovýmihvězdami a pochopitelně první případ, kdy obě neutronové hvězdyjsou pozorovatelné se Země jako radiové pulsary. Zcelanepochybně o této jedinečné soustavě v příštích letech častouslyšíme.

D. Champion aj. nalezli v Arecibu další binární pulsar PSRJ1829+2456 (Her) s impulsní periodou 41 ms a oběžnou dobousložek 1,2 d. Složky o hmotnosti 1,4 M (pulsar) a 1,3 M(průvodce) kolem sebe obíhají po mírné výstředné (e = 0,14)dráze s minimální poloosou 2,4 mil. km. Relativistické stáčeníperiastra tempem 0,3°/r bude jistě snadno měřitelné stejně jakodalší relativistické efekty, tj. dilatace času a gravitačníčervený posuv, protože i průvodce je téměř určitě neutronovouhvězdou.

N. Wang aj. shrnuli 13 let sledování změn 48 ms impulsní periodyjedinečného binárního pulsaru PSR B1259-63 (Mus), jenž obíhákolem průvodce - velmi hmotné hvězdy sp. B3e po vysoceexcentrické dráze (e = 0,87) v oběžné době 3,4 r. Rotačníperioda pulsaru starého 330 tis. let se zpomaluje tempem2.10-15 a dispersní míra signálů se mění během průchodů pulsaruperiastrem, jež jsou pravidelně pozorovány od r. 1990. V týdnupřed posledním průchodem periastrem v březnu 2004 se podařilodetektorem CANGAROO pozorovat intenzívní záření gama s energieminad 200 GeV, které vzniká interakcí hvězdné větru složky B3ea magnetosféry pulsaru. S. Shaw aj. pozorovali pomocí družiceINTEGRAL rentgenové záření soustavy v pásmu pod 200 GeV a odtudodvodili, že disk kolem rovníku hvězdy B3e svírá s oběžnourovinou pulsaru téměř pravý úhel, takže pulsar kolem periastraprochází diskem dvakrát a vydává přitom ve tvrdém rentgenovémpásmu zářivý výkon bezmála 1027 W. Z těchto pozorování se rovněžpodařilo odvodit i tempo ztráty hmoty hvězdy B3e na 10-6 M/r.Průvodce pulsaru má hmotnost 10 M a poloměr 6 R a rotujeobvodovou rovníkovou rychlostí 280 km/s, což je 70% rychlostikritické, při níž by se hvězda roztrhla odstředivou silou.

A. Levine aj. zjistili, že binární pulsar X1908+075 (Aql)s oběžnou dobou 4,4 d má délku velké poloosy dráhy 21 mil. kma velmi hmotného průvodce s hmotností kolem 20 M a poloměrem až22 R. Průvodce je zřejmě Wolfovou-Rayetovou hvězdou, kteráročně ztrácí až 4.10-6 M a vybuchne jako supernova nejpozdějiza 100 tis. roků. Tak se soustava změní v pozoruhodnou kombinacineutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou.

D. Lorimerovi aj. se podařil u radioteleskopu v Arecibupozoruhodný objev nedalekého (1,2 kpc) velmi starého (2,8 mld.roků) pulsaru PSR J0609+2130 (Ori), jenž má krátkou impulsníperiodu 56 ms a relativně slabé magnetické pole 400 kT, jakvyplývá z nepatrného brzdění rotace neutronového hvězdy tempem0,3 as/s. Autoři odtud usuzují, že pulsar byl původně složkourentgenové dvojhvězdy, která se rozpadla při výbuchu druhé složkysoustavy rovněž jako supernovy. Tato složka však ještě předvýbuchem stihla roztočit pozorovaný pulsar na poměrně vysokéobrátky.

Týmž drastickým vývojem prošel údajně také pulsar J2235+1506(Peg). Podobně W. Vlemmings aj. zjistili, že pulsary B2020+28(impulsní perioda 0,34 s) a B2021+51 (0,53 s) pocházejí z téžesuperbubliny v souhvězdí Labutě. Předchůdci obou pulsarů mělipodobné hmotnosti a byli členy téže dvojhvězdy, která vzniklapřed necelými 3 mil. let. Dvojhvězda sice přežila výbuch prvnísupernovy, ale při výbuchu druhé složky o 150 tis. let později,tj. před 1,9 mil. lety, se rozpadla ve vzdálenosti 1,9 kpc odSlunce. Pulsary se od sebe vzdalují rychlostí 200 km/s a dnesjsou vzdáleny 2,7, resp. 2,0 kpc od Slunce.

G. Hobbs aj. uveřejnili IV. část katalogu nové přehlídkypulsarů pomocí radioteleskopu v Parkesu. Katalog obsahujezpřesněné údaje pro 281 známých pulsarů a dále objevy 180 novýchpulsarů. Mezi nimi je nový binární pulsar PSR J1420-5625 (Cen)s impulsní periodou 34 ms a oběžnou dobou 40 d, dálemilisekundový pulsar PSR J1843-1113 (Sct) se třetí nejkratšíperiodou 1,8 ms a naopak zase dva pulsary s rotační periodou přes6 s (PSR J1736-2843 a J1847-0130). F. Camilo aj. objevilipoblíž pozůstatku supernovy G309.8-2.6 druhý nejbližší (2,5 kpc)velmi mladý (7,3 tis. let) pulsar J1357-6429 s rotační periodou0,17 s.

O. Löhmer aj. využili velkých radioteleskopů v Effelsbergua v Jodrell Banku k soustavným deset let trvajícím měřenímvlastností binárního pulsaru PSR J2145-0750 (Aqr) s rotačníperiodou 16 ms a oběžnou dobou 6,8 dne. Pulsar je od nás vzdálenpouze 500 pc a jeho průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,85M a teplotě 5750 K, což odpovídá jeho stáří 3,6 mld. roků. Toje v uspokojivé shodě s charakteristickým stářím samotnéhopulsaru 10,4 mld. roků, takže jde o jeden z nejstarších známýchpulsarů v Galaxii. Autoři odhadují původní rotační periodupulsaru na 13 ms.

A. Kuzmin aj. odhalili tzv. obří impulsy u pulsaru B0031-07(Cet), k nímž dochází po zhruba 300 impulsech standardníintenzity. Obří impulzy jsou mají 50krát vyšší intenzitua v jejich 20x zúženém profilu se vyzáří 120krát vyšší radiovýtok než v běžném impulzu. Je to teprve šestý případ mezi zhruba1500 známými radiovými pulsary a druhý případ, kdy příslušnáneutronová hvězda má slabé magnetické pole. Rekord drží známýpulsar v Krabí mlhovině, kde obří impulsy vykazují až70 000násobek (!) intenzity běžného impulsu. Podle J. Cordese aj.dosahuje jejich jasová teplota v pásmu frekvencí 0,4 -- 8,8 GHzneuvěřitelných minimálně 1032 K! V. Soglasnov aj. však zjistilipomocí měření radioteleskopy VLBI na frekvenci 1,65 GHz, žei tento rekord je překonán prototypem milisekundových pulsarůPSR B1937+21 s impulsní periodou 1,56 ms, kde jasová teplotaobřích impulsů dosahuje naprosto šílené hodnoty nad 5.1039 K aběhem jediné obrátky neutronové hvězdy dochází až ke 25 obřímimpulsům. Příčina těchto dramatických úkazů není známa.

F. Michel upozornil na další závažný problém teorie zářenípulsarů, protože podrobné rentgenové snímky pulsaru v Krabímlhovině, pořízené družicí Chandra, jsou v rozporu s tvrzením,že plazma je urychlováno ve směru siločar podél polárních čepičeka hvězdný vítr není odnášen odstředivou silou. Goldreichůva Julianův model vyzařování v rotujícím kuželu rovněž neplatí,takže teoretici budou muset začít modelovat znovu. Pulsarypatří zkrátka stále k nejpozoruhodnějším tématům soudobéastrofyziky, jak prokázala série přehledových článků ve speciálnípříloze amerického vědeckého týdeníku Science 304 (2004), č.5670. Mezi jejich autory patří především spoluobjevitelkapulsarů J. Bellová-Burnellová, dále R. Irion, J. Lattimer a M.Prakash, R. Manchester a I. Stairsová. Jde o tak obsáhlýa přehledný materiál, že by sám vystačil na samostatnou Žeňobjevů - zájemcům mohou jen doporučit prokousat se celýmoriginálem.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

A. Villarreal a T. Strohmayer využili pozorování rentgenovéhomihotání a vzplanutí v dvojhvězdách s neutronovou hvězdouk odvození středního průměru neutronových hvězd v naší Galaxii.Výsledná hodnota (23 ±5) km svědčí pro konvenční stavovou rovnicineutronové hvězdy; jinými slovy neutronové hvězdy nejsou tvořenypodivnými kvarky, jak o tom někdy uvažují teoretičtí fyzikové.Přesto však není tento výsledek naprosto přesvědčivý, protože provyloučení všech odchylných modelů by bylo potřebí znát průměrneutronové hvězdy s přesností na ±1 km. Horní mez hmotnostineutronové hvězdy zjištěná z pozorování se blíží 1,75 M; jetedy o něco nižší než teoretická mez 2,0 M.

Prototyp hvězdných černých děr v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1má podle M. Abubokorova aj. hmotnost kolem 11 M (s chybou 25%)na kruhové oběžné dráze s periodou 5,6 d. E. Harlaftis a J.Greiner využili spektrografu VLT k určení parametrů průvodcečerné díry - mikrokvasaru GRS 1915+105 (Aql). Průvodcespektrální třídy K a hmotnosti 0,8 M vyplňuje svůj Rocheůvlalok a rotuje synchronně s oběžnou dobou 33,5 d kolem černé díryo hmotnosti 14 M. Objekt se nachází v galaktické rovině (gal.šířka -0,2°) a podle C. Chapuise a S. Corbela je od nás vzdálenasi 9 kpc (s chybou 30%). C. Done aj. ukázali, že jeho značnásvítivost je dána velkým rozměrem akrečního disku kolem černédíry řádu 10 mil. km a hmotnosti 1025 kg. S. Kato aj. zjistili,že nejvyšší frekvence kvaziperiodických oscilací mají u třímikrokvasarů týž poměr 3/2, a že v tomto konkrétním případěrotuje černá díra velmi pomalu. A. Čerepaščuk aj. využili 6m reflektoru SAO ke zlepšení údajů o rentgenové dvojhvězdě V404Cygni (=GS 2023+338). Určili hmotnost černé díry 10,6 M(s chybou 20 %) a zjistili, že kolem ní obíhá v periodě 6,5 drychlostí 210 km/s průvodce sp. K0 IV o hmotnosti 0,6 M, jenžvyplňuje Rocheův lalok.

Také známá rentgenová dvojhvězda SS 433 je podle T. Hillwigaaj. rovněž mikrokvasarem, neboť během zákrytu jasného akrečníhodisku, jehož precesní perioda dosahuje 162 d, se podařilo získatspektrum průvodce pomocí 4 m Mayallova teleskopu. Jde o veleobratřídy A5 s hmotností 11 M, kolem něhož obíhá v periodě 13 dčerná díra s hmotností pouhých 3 M. H. Marshall aj. zjistilipomocí družice Chandra, že výtrysky vyvěrající z černé díry majíteploty 10 -- 100 MK a jejich vrcholový úhel během roku kolísáv rozmezí od 1,2° do 2,7°. K. Blundellová a M. Bowler zobrazilivýtrysky pomocí antény VLA a zjistili, že se jejich intenzita,směr i rychlost mění u obou výtrysků současně, přičemž běhemdesítek dnů rychlost kolísá až o 12 tis. km/s! Odvodili téžpřesnější vzdálenost objektu od nás: 5,5 kpc.

Dle D. Gelina a T. Harrisona má také černá díra v rentgenovédvojhvězdě GRO 0422+32 (= V518 Per) nízkou hmotnost jen 4 M,což ovšem znamená, že je velmi hustá a v jejím okolí dosahujíslapové síly vysokých hodnot kvůli nepatrnému poloměru díry 12km. Průvodcem černé díry je trpasličí hvězda M1, obíhajícív periodě 5 h. T. Shahbaz aj. ukázali, že v rentgenové dvojhvězdě2S 0921-630 (Car) v halu naší Galaxie má kompaktní složkahmotnost 2,0 -- 4,3 M, tj. někde na rozhraní mezi velmi hmotnouneutronovou hvězdou a velmi lehkou černou dírou. Sekundárnísložkou je obří hvězda K0, obíhající kolem kompaktní složkyv periodě 9 d.

3.4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

Jak uvádí P. Jakobsson aj, za 10 let se zdařilo změřit červenéposuvy jen pro 39 GRB. Průměrné z činilo 1,33 a medián 1,02.Za první 4 roky provozu našla družice HETE-2 celkem 400 GRB,ale jen pro 80 z nich se povedlo odvodit přesnou polohu, takžejen 14 GRB z tohoto souboru má změřený červený posuv z. PodleM. Matsuoky činilo průměrné zpoždění mezi objevem GRB a sdělenímo přibližné poloze 30 -- 90 min; vzácněji méně než 15 min.Nejvýznamnějším úlovkem HETE-2 se stal jasný objekt GRB030329, kdy byl optický protějšek objeven už 2 min. polokalizaci, takže díky výjimečně přesné poloze ho bylo možnésledovat v širokém oboru elektromagnetického spektra.

R. Willingale aj. vysvětlili odchylky v hladkém poklesu jasnostioptického dosvitu tohoto blízkého (z = 0,17; 600 Mpc) GRB jakoprojev výbuchu supernovy 2003dh třídy Ic, která podle Y. Uratyaj. vybuchla 7,6 d po záblesku gama. N. Kuno aj. pozorovali nafrekvencích 23,5 -- 90 GHz radiový dosvit, který svým průběhempotvrdil, že jde o synchrotronové záření, doprovázející rázovouvlnu rozpínající se ohnivé koule. Jasnost dosvitu prudcepoklesla, když ohnivá koule vychladla, ale pozorování probíhalatéměř až do konce května 2003. G. Taylor aj. odhadli rozměrradiového dosvitu na centimetrových vlnách ve 25. d po výbuchu na0,2 pc a v 83. d na 0,5 pc, což odpovídá fiktivní rychlostirozpínání tempem 3c.. A. Finkelštejn aj. měřili kruhovoupolarizaci radiového dosvitu na vlnových délkách 35 a 60 mmpomocí obřího radioteleskopu RATAN 600. Odtud jim vyšla indukcemagnetického pole GRB na 10 mT a celková energie vzplanutí1044 J. S. Vaughan aj. našli v pozorováních družicí Newtonkoncentrické prsteny, jež odpovídají prachovému halu vevzdálenostech 880 a 1390 pc od GRB.

Družice INTEGRAL objevila mimořádně slabý GRB 031203 v trvání20 s, ale s energií jen 7.1040 J, tj. o plné 4 řády nižší, nežje u GRB běžné. A. Soderberg aj. i S. Woosley se domnívají, žejde jen o pověstnou špičku ledovce a ve skutečnosti existujepočetná populace takových objektů v našem blízkém kosmologickémokolí. D. Watson aj. popsali slabý rentgenový dosvit tohotozáblesku v poloze 0802-3951 (Vel) na základě pozorování družiceNewton. Jelikož mateřská galaxie GRB 3 měla červený posuv z =0,1 (vzdálenost 500 Mpc), vyplynul odtud rentgenový zářivý výkonjen 1036 W a celková energie pouze 3.1042 J. K. Prochaska aj.zjistili, že galaxie GRB 3 s nízkou metalicitou prodělává silnoutvorbu nových hvězd tempem 11 M/r. B. Thomsen aj. našli nárůstjasnost optického dosvitu od 10. dne po GRB, jenž pak zůstalviditelný až do 33. dne. Podle těchto autorů došlo zřejměk výbuchu hypernovy 2003lw, která geneticky souvisela sevzplanutím GRB a dosáhla dle D. Malesaniho aj. maxima (Mv =19,75 mag) 20 d po vzplanutí GRB. Mimochodem, o možné souvislostisupernov a GRB uvažoval jako první S. Colgate již v r. 1968.

L. Nicastro aj. upozornili na nejdelší GRB 020410, kdy zářenígama trvalo téměř 27 min, což je neuvěřitelný rekord.Odpovídající rentgenový dosvit byl vůbec nejjasnější. Odtud a zezlomů světelných křivek v celém pásmu elektromagnetického spektralze odhadnout z = cca. 0,9 -- 1,5. R. Rutledge a D. Fox nepotvrdiliúdajnou 80% polarizaci GRB 021206, dříve ohlášenou družicíRHESSI. Malá citlivost družice totiž neumožňuje polarizačníměření. Dalším neřešeným problém jsou tzv. sirotčí dosvity, kdyGRB vysílaný v úzkém svazku mine Zemi, kdežto optický dosvit,který je v podstatě izotropní, Zemi zasáhnout může, ale zatímnemáme dobré prostředky ho odhalit bez zprostředkováníširokoúhlými detektory záření gama. I nejlepší robotické optickédalekohledy mají totiž zorné pole je několik málo stupňů. Nenítotiž vyloučeno, že GRB mohou být opticky sledovány až proz = cca. 20, pokud ovšem v tak raném vesmíru je něco takového vůbecmožné.

A. MacFadyen uvedl, že dvě třetiny "dlouhých" GRB má trvánípřes 35 s, maximum energie kolem 100 keV a za předpokladuizotropního vyzařování tutéž energii 1045 J. Všeobecně se dle M.Andersena i H. Spruita soudí, že jde o průvodní jev překotnéhohroucení velmi hmotné (> 25 M) hvězdy na černou díru, přičemžnejvětší část energie se vyzáří v úzkém svazku o vrcholovém úhlu1,7°. Jelikož se tyto hvězdy vyvíjejí kosmologicky bleskově, jevýskyt dlouhých GRB výborným indikátorem těch galaxií, v nichžprávě probíhá překotná tvorba hvězd. V průměrné galaxii vybuchneGRB jednou za 10 tis. roků, ale podle J. Lina aj. s věkem galaxiečetnosti těchto jevů ubývá. Jen velmi málo dlouhých GRB máz < 0,24, kdežto horní mez bude asi kolem z = cca. 9. GRB takfakticky ohlašují konec šerověku raného vesmíru a jelikož jsouv prostoru rozloženy izotropně, hodí se podle R. Vavreka aj.i k testování kosmologických modelů, poněvadž jsou vidět mnohemdále do hlubin vesmíru než supernovy Ia.

Podle S. Rosswoga mají "krátké" GRB trvání nanejvýš 2 s, jejichspektrum je tvrdší, protože jde zřejmě o splynutí dvoukompaktních složek těsné dvojhvězdy s magnetickým polem až 30TT, tj. uvolněná energie dosahuje hodnoty až 1046 J. Jednotlivémechanismy splývání propočítali A. Tutukov a A. Čerepaščuk. Téměřvždy jsou ve hře hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy s krátkouživotností a případně též jedna hvězdná černá díra. K podobnýmvýsledkům dospěli při modelování splývání neutronových hvězda černých děr také T. Bulik a K. Belczynski.

S. Klose aj. zkoumali v blízkém infračerveném pásmu mlhovinuN49 v bezprostředním okolí magnetaru SGR 0522-66 ve VelkémMagellanově mračnu. Mlhovina obsahuje do prachu zahalenou malouhvězdokupu mladých hvězd. Něco podobného bylo objeveno takéu magnetarů, které patří do naší Galaxie. Zdá se, že magnetaryvznikly v těchto hvězdných kolébkách jako mimořádně hmotnéhvězdy, ale pak byly odtud velkou rychlostí vymrštěny, nejspíšpři výbuchu supernovy. Mlhovina sama je zřetelně pozůstatkemsupernovy, která vzplanula asi před 5 tis. lety. A. Ibrahim aj.objevili zcela náhodně magnetar XTE J1810-197, který sice dosudnevybuchnul jako ty ostatní, ale jinak jeví všechnycharakteristiky magnetarů. Má rotační periodu 5,5 s a optickýprotějšek R = 21,5 mag. Jeho stáří se odhaduje na 7 600 leta vzdálenost na 5 kpc. Odtud lze usoudit, že mnohé dalšíneutronové hvězdy mohou být ve skutečnosti "spící" magnetary.Těsně před koncem r. 2004 dne 27. prosince došlo ke gigantickéexplozi magnetaru SGR 1806-20 ve Střelci. Vědeckásdělení o tomto úkazu čtvrtstoletí byla pochopitelně uveřejněnaaž v průběhu r. 2005, takže podrobnější popis úkazu se objevív příštím přehledu.

S. Shaw aj. uveřejnili katalog trvalých zdrojů gama v pásmuenergií 20 keV - 1 MeV, které během let 1991 - 2000 pořídilaaparatura BATSE na družici Compton. Katalog svou kvalitoupodstatně převyšuje údaje z družice HEAO-1 z let 1978-79. Teprvenejnovější data z družice INTEGRAL umožnila objasnit povahudifúzního pozadí záření gama, jak ho zaznamenaly předešlédružice. Ukázalo se, že jde o souhrnné záření vzdálenýchdiskrétních (bodových) zdrojů.

4. Mezihvězdná látka

Americký amatér J. McNeil objevil pomocí 75 mm refraktoru 23.ledna 2004 v molekulovém mračnu Lynds 1630 v Orionu v poloze0546-0007 novou reflexní mlhovinu, kterou u nás od 11. únorasnímkoval K. Hornoch. Podle Hornochových snímků měla mlhovinaúhlové rozměry 65" x 80" a integrální jasnost R = 13 mag, ježvšak vzrůstala tempem 0,2 mag/d. Podle následných měřeníz 8 m dalekohledu Gemini se zjasnila v oboru J o 3,6 mag protistavu z října 1998. Počátkem března 2004 dosáhla její jasnost J= 10,8 mag a její tvar připomínal kometu se dvěma výběžky.Archivní snímky doložily existenci mlhoviny už v polovině 60. letminulého století, jenže pak zeslábla a teprve nyní se začala opětzjasňovat. Na jižním okraji mlhoviny se totiž vynořila hvězda,která ji zřejmě ozařuje. V mlhovině se objevily emise čáry Halphaa Ca II, svědčící o rozpínání rychlostí 460 km/s. Měření pomocíteleskopů IRTF a Keck v blízkém infračerveném pásmu v březnu2004 odhalila výbuch velmi mladé hvězdy typu T Tau, ukryté uvnitřmolekulového mračna. Tuto prahvězdu dále zkoumali W. Vacca aja odhadli, že k jejímu výbuchu muselo dojít už koncem r. 2003.Z prahvězdy uniká hmota tempem 4.10-8 M/r.

R. Chini aj. zkoumali pomocí infračervené kamery VLTa milimetrového radioteleskopu IRAM známou velmi mladoumlhovinu M17 (Omega, Sgr), vzdálenou od nás 2,2 kpc. Ukázali,že tam z akrečních disků vznikají i velmi hmotné hvězdys hmotnostmi nad 10 M, navzdory destruktivnímu vlivu tlakuzáření. C. Lada aj. studovali za pomocí submilimetrovéhoradioteleskopu ESO rozložení molekuly C18O v nejtmavší globuliproslulého molekulového mračna "Uhelný pytel" (Cru), vzdálenéhood nás 150 pc. Mračno má průměr 15 pc a hmotnost 3500 M. Zcelaurčitě v něm v současné době vznikají hvězdy.

Jak uvedl C. Lada, existenci temných mlhovin si jako prvníuvědomil W. Herschel, jenž o tom referoval na schůzi britskéKrálovské společnosti v r. 1785, ale dál se jimi nezabýval, narozdíl od své sestry Karoliny, která za pomocí J. Herschelasestavila jejich první katalog. Další pokrok přišel až počátkemXX. stol. kdy E. Barnard a M. Wolf prokázali, že to jsou skutečnátemná mračna ve vesmíru. Teprve nedávno si astronomové uvědomili,že tato mračna jsou skutečnými hvězdnými kolébkami. J. Hesteraj. usuzují, že Slunce muselo vzniknout z molekulového mračna,podobného těm, které se nacházejí na rozhraní souhvězdí Býkaa Vozky. Bezprostředním podnětem k jeho vzniku však byl výbuchblízké supernovy, jenž svou rázovou vlnou shrnul materiálv oblasti H II a další vývoj pokračoval podobně jako v mračnechv Orionu nebo v Orlí mlhovině.

D. Knauth aj. využili ultrafialové družice FUSE ke studiu výskytumezihvězdného molekulárního dusíku ve směru ke hvězděv souhvězdí Kentaura, vzdálené od nás 700 pc. Výsledkyneodpovídají ani jednomu z modelů rozložení této molekuly. J.Hollis aj. našli ve známém molekulovém mračně Sgr B2 pomocíobřího radioteleskopu GBT nové mezihvězdné aldehydy: propenal(CH2CHCHO) a propanal (CH3CH2CHO) v pásmu frekvencí 18 -- 26GHz. Již dříve byl objeven propynal (HC2CHO). Titíž autoři našlitaké glykolaldehyd na frekvencích 13,5 -- 22,1 GHz (GBT) a 71-- 103 GHz (12m NRAO), což je zatím jediný mezihvězdný cukr.Aldehydy vznikají přibíráním vodíku na mezihvězdná zrnkaprachu.

C. Olano se pokusil rozřešit přetrvávající problém výskytuvysokorychlostních mračen neutrálního, ionizovanéhoi molekulárního vodíku, související hlavně s okolností, že dodnesneumíme určit, jak jsou od nás tato mračna daleko. Autor sedomnívá, že za jejich existenci vděčíme sousedním Magellanovýmmračnům, která ze sebe před 570 mil. lety vyvrhla magnetickébubliny napůl ionizovaného vodíku, obklopující naší Galaxii aždo vzdálenosti 150 kpc, a jež často prolétají halem Galaxie,takže pak končí v galaktickém disku tempem 0,6 M/r. A. Benoitaj. využili submilimetrového radiometru Archeops při balonovémvýstupu v Arktidě v únoru 2002 k prvnímu měření stupněpolarizace difúzního galaktického prachu. Polarizace sepohybuje od 4 do 20% a svědčí o tom, že orientace zrnek jekoplanární k hlavní rovině Galaxie, za což zřejmě může poměrněkoherentní galaktické magnetické pole. M. Claussen zdůraznil, žeprůběh magnetického pole v mezihvězdném prostoru se dá dobřeurčit pomocí polarizace interstelárních maserů OH nebo SiO,popřípadě též H2O a metanolu.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

Problém vzdálenosti Plejád je podle B. Paczynského stálehlubší, protože z měření astrometrické družice HIPPARCOSvyplynula vzdálenost jen (118 ±4) pc, kdežto všechny ostatnímetody dávají souhlasně větší hodnotu kolem (132 ±4) pc.Nejnovější určení vzdálenosti interferometrické dvojhvězdy Atlas(orb. per. 291 d; e = 0,25) v Plejádách X. Panem aj. dalovzdálenost (135 ±2) pc a prakticky týž výsledek (132 ±4) pcdostali N. Zwahlen aj. Podobně dopadlo též měření vzdálenostiprvní dvojčárové zákrytové dvojhvězdy HD 23642 (orb. per 2,5 d;e = 0) U. Munarim aj.: (132 ±2) pc. To závažně zpochybňujesprávnost vzdálenosti Plejád, určené jako průměr z měření paralax54 hvězd pomocí této jinak zcela jedinečné družice. Paczynski sedomnívá, že příčinou chyby byla příliš excentrická dráhadružice, která se nedostala na původně plánovanou kruhovoudráhu. Jak připomínají E. Moreaux aj., Plejády obsahují na1 000 hvězd o úhrnné hmotnosti 740 M a středním poloměru 3,7pc; jsou staré asi 100 mil. roků.

K. Williams aj. hledali bílé trpaslíky v otevřené hvězdokupěPraesepe (Cnc) a našli jich pouze pět, což je překvapivě málo.Nicméně P. Dobbie aj. tam koncem roku objevili další dva bílétrpaslíky o hmotnostech 0,9 M a stáří 280 a 500 mil. roků.Z toho lze usoudit, že jejich předchůdci měli hmotnosti větší než2,5 M. M. Salaris aj. zjistili, že stáří 71 otevřenýchhvězdokup v Galaxii nezávisí na vzdálenosti od centra Galaxie.Nejstarší otevřená hvězdokupa NGC 6791 (Lyr) vznikla už před10 mld. let.

M. Hilker aj. studovali pomocí VLT nejhmotnější kulovouhvězdokupu v Galaxii omega Centauri. Hvězdokupa je rotačnězploštělá a jako jedna z mála obíhá kolem centra Galaxieretrográdně. Hvězdy v ní jeví nápadný rozptyl metalicity, cožznamená, že proces tvorby hvězd probíhal po dobu asi 3 mld. let.M. Ideta a J. Makino úspěšně simulovali vznik této hvězdokupy zapředpokladu, že jejím předchůdcem byla trpasličí galaxie,oškubaná slapy naší Galaxie o 90% původní hmotnosti běhemněkolika prvních průletů trpasličí galaxie pericentrem vevzdálenosti asi 500 pc od středu Galaxie. Pak se už hmotnostkulové hvězdokupy příliš neměnila a v současné době stále ještědosahuje rekordní hodnoty 5 mil. M. G. De Marchi aj. odvodilina základě snímků z HST s mezní hvězdnou velikostí I = 27 stáříkulové hvězdokupy M4 (Sco) v rozmezí 9 -- 12,7 mld. roků. Kezpřesnění hodnoty by bylo potřebí měřit hvězdy ještě o 4 magslabší, a to ani HST nedokáže. T. Brown aj. využili kamery ACSHST k určení stáří kulové hvězdokupy SKHB 312 v galaxii M31 napouhých 9 mld. let. Halo naší Galaxie má totiž stáří 11 -- 13,5mld. let.

Podle M. Daviese aj. nachází HST v každé kulové hvězdokupě našíGalaxie 40 -- 400 modrých loudalů, tj. hvězd, které se opozdilyve svém vývoji proti běžným hvězdám hvězdokupy, a to buďsplynutím těsné dvojhvězdy anebo srážkou hvězd v hustém jádřehvězdokupy. U dostatečně staré hvězdokupy však jejich počet nahmotnosti kulové hvězdokupy nezávisí. M. West aj. ukázali, žekulové hvězdokupy se dobře hodí k rekonstrukci vývoje galaxií;daří se tak odhalit srážky galaxií a následný kanibalismus jakoži epizody překotné tvorby hvězd.

(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
Velká skvrna na Slunci a konec jednoho cyklu
Ilustrační foto...
Instantní pozorovatelna 77
Ilustrační foto...
Vyhlášení soutěž o nejlepší letecké snímk
Ilustrační foto...
Sopky sudičkami zatmění
Ilustrační foto...
Tisícročná haluška -- 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