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 2005 (XL.) - díl D

Radiové pulsary, Rentgenové dvojhvězdy a proměnné, Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama. Mezihvězdná látka.

3.2. Radiové pulsary

S. Ransom aj. oznámili objev 21 milisekundových pulsarův kulové hvězdokupě Terzan 5 (Sgr; vzdálenost 8,6 kpc), čímžjejich celkový počet v této velmi hmotné a kompaktní hvězdokupědosáhl rekordu 24 (rozmezí jejich period činí 1,7 – 80 ms; 13z nich jsou binární - z toho 2 na velmi výstředných drahách). Tímse dosud vedoucí známá kulová hvězdokupa 47 Tuc ocitla na druhémmístě s 22 pulsary (periody 2 – 8 ms). Obecně platí, že četnostmilisekundových pulsarů v kulových hvězdokupách je asi o řádvyšší než v galaktickém poli. A. King aj. ukázali, že pulsary,označované jako "černé vdovy", které již téměř vysály svépůvodní průvodce, se rovněž vyskytují nejčastěji v kulovýchhvězdokupách. Průvodci mají obvykle hmotnosti menší než 0,1 Ma oběžné doby pod 10 h. Obecně tedy platí, že každýmilisekundový binární pulsar s takto krátkou periodou patří mezičerné vdovy.

E. Splaver aj. zkoumali v letech 1992-2004 binární pulsar PSRJ1713+07 (Oph), vzdálený od nás 1,1 kpc, který má mimořádnědlouhou oběžnou periodu 68 d, když jeho průvodcem je bílýtrpaslík o hmotnosti 0,3 M. Pulsar s rotační periodou 4,6 ms máhmotnost 1,3 M a vykazuje téměř kruhovou dráhu o poloměru 9,7mil. km. Je vzdálen 25° od hlavní roviny Galaxie a jeho příčnárychlost pohybu dosahuje 33 km/s. Indukce magnetického pole jen20 kT svědčí o tom, že jde o velmi starý pulsars charakteristickým stářím 8 mld. let.

F. Graham-Smith a M. McLauhglinová uveřejnili zatím nejpřesnějšíúdaje o páru pulsarů J0737-30 AB (Pup), který je nynínejslibnější soustavou pro ověřování efektů obecné teorierelativity. Pulsary A a B mají po řadě rotační periody 22,7 masa 2,77 s při oběžné době 2,45 h a sklonu dráhy 90°. Velké poloosyjejich drah činí po řadě 420 tis. km a 450 tis km přivýstřednosti 0,09. Hmotnosti obou složek dosahují 1,34 a 1,25M. Následkem toho dosahuje relativistické stáčení periastrarekordních 16,9°/r a systém jeví i další dobře měřitelnérelativistické efekty. Složka A má relativně nízkou indukcimagnetického pole 600 kT, zatímco složka B plných 200 MT. Brzděnírotací uvolňuje u složky A výkon 5,8.1026 W, kdežto u složkyB jen 2.1023 W. Podle R. Manchestera aj. obíhají pulsary kolemspolečného těžiště rychlostí 300 km/s. P. Podsiadlowski aj.určili mimořádně přesně hmotnost neutronové hvězdy B:(1,249 ±0,001) M. Odtud odvodili maximální možnou hmotnostneutronové hvězdy 1,37 M. To má velký význam pro ověřovánístavových rovnic pro neutronové hvězdy.

M. Burgay aj. zjistili během 20 měsíců sledování radioteleskopemv Parkesu, že impulsní emise pulsaru A se mění jednak díkygeodetické precesi a jednak též následkem stáčení periastra, cožjsou dva předpokládané relativistické efekty. D. Lai a R. Rafikovukázali, že jelikož pulsary procházejí při každém oběhu vevzdálenosti jen 4 000 km vůči zornému paprsku a jelikožodpovídající Einsteinův poloměr zde činí plných 2 600 km, docházípřitom po dobu několika sekund ke zjasnění pulsaru A až o 10%efektem gravitační čočky. Současně se zvýší tzv. Shapirovozpoždění příchodu impulsů milisekundového pulsaru o několikmikrosekund. O. Löhmer aj. objevili pomocí obřích antén v Arecibua Effelsbergu Shapirovo zpoždění o velikosti 740 ns u binárníhopulsaru PSR 1640+2224 (Her), kde je průvodcem pulsarus impulsní periodou 3,2 ms bílý trpaslík o hmotnosti 0,15 M,obíhající kolem pulsaru v periodě 175 d ve vzdálenosti 17 mil. kmpo dráze, skloněné k zornému paprsku pod úhlem jen 6°.

Pomocí týchž radioteleskopů zkoumali D. Nice aj. binárnímilisekundový (3,4 ms) pulsar PSR J0751+1807 (Cnc; 620 pc;oběžná doba 6 h; poloměr dráhy 60 tis. km; výstřednost 2.10-6)a zjistili ze zkracování oběžné periody tempem -6.10-14 a zeShapirova zpoždění, že neutronová hvězda v soustavě má rekordníhmotnost 2,1 M, zatímco průvodce je bílý trpaslík o hmotnostijen 0,2 M. Problém vysoké hmotnosti neutronových hvězdu některých pulsarů (Cyg X-2; 4U 1700-37 či Vela X) je docelavážný, protože je v rozporu s výpočtem maximální hmotnostineutronové hvězdy pro běžné stavové rovnice degenerovanéhoneutronového plynu. Zdá se, že tyto neutronové hvězdy prodělalypo svém vzniku při výbuchu supernovy delší období akrece, kdysvého bílého trpaslík ještě řádně vysály. Další možností je změnastavové rovnice díky existenci tzv. kvarkových (podivných) hvězd.Nicméně M. Alford aj. se domnívají, že s ohledem na zřejmouexistenci neutronových hvězd s vysokou hmotností je existencekvarkových či hybridních (částečně neutronových a částečněkvarkových) hvězd vysoce nepravděpodobná.

A. Hotna aj. sledovali během pěti let vývoj impulsního profilubinárního pulsaru PSR J1141-6545 (Mus; rotační per. 0,4 s;oběžná doba 4,8 h; e = 0,2; vzdálenost >3,7 kpc). Za tu dobu setotiž šířka impulsního profilu zvětšila o polovinu původníhodnoty. Autoři to vysvětlili geodetickou precesí s periodou 265let, předpovězenou obecnou relativitou. Precese má za následek,že podmínky viditelnosti silně relativistických pulsarů ses časem neustále mění. Zákon schválnosti praví, že tynejzajímavější soustavy jsou se Země vidět v nejkratšíchčasových epizodách, takže jejich vyhledávání nikdy neskončí.Neutronová hvězda v této soustavě má hmotnost 1,3 M a jedoprovázena bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,0 M.

Dalším nadějným párem pro ověřování obecné relativity je dle A.Faulknera aj. dvojice neutronových hvězd PSR 1756-2251 (Sgr)s úhrnnou hmotností složek 2,6 M, jež kolem sebe obíhají podráze s výstředností e = 0,2 v periodě 7,7 h. Hmotnějšíneutronová hvězda s periodou rotace 0,03 s je pulsarem, kterýjeví relativistické stáčení periastra 2,6°/r. Obě složky sek sobě blíží po spirále smrti, která skončí jejich splynutím za1,7 mld. let.

F. Aharonian aj. odhalili pomocí aparatury HESS pro studiumzáření gama silný signál v pásmu 280 GeV - 40 TeV z plošnéhozdroje v blízkosti pulsaru MSH 15-52. Pulsar při svém letukosmickým prostorem vytváří kolem sebe nesouměrnou vlečkuhvězdného větru, v níž dochází k inverznímu Comptonovu rozptylurelativistických elektronů na nízkoenergetických fotonech, což jepříčinou tvrdého záření gama. Jde o první důkaz výskytu silnéhohvězdného větru kolem rychle rotující neutronové hvězdy. Podobněohlásili titíž autoři objev hvězdného větru v pásmu TeV zářenígama v mlhovině G18.0-0.7, spojené s pulsarem PSR B1823-13(Sct; 4 kpc; stáří 21 tis. r; per 0,1 s).

B. Khélifimu aj. se podařilo touž aparaturou objevit mohutný vítrdíky silnému záření gama kolem binárního pulsaru PSR B1259-63(= SS 2883; Mus; výstřednost dráhy 0,9; oběžná doba 3,6 r) běhemprůchodu pulsaru periastrem počátkem r. 2004. Při magnetickémpoli pulsaru řadu 100 MT se během průchodu periastrem uvolňujeenergie řádu 1042 J, což významně posílí intenzitu hvězdnéhovětru. F. Aharonian aj. využili v téže době aparatury HESSk objevu impulsně modulovaného záření gama v pásmu nad 380 TeV.Silný avšak časově velmi proměnný signál pozorovali jak předvlastním průchodem pulsaru tak i po něm. Radiová pozorováníprůchodu periastrem, vykonaná S. Johnstonem aj., ukázala, žeběhem půlročního intervalu kolem průchodu kolísala dispersní míraradiových signálů i stáčení polarizovaného signálu Faradayovourotací. Lze to vysvětlit měnící se hustotou cirkumstelárníhodisku kolem průvodce třídy Be i složitou strukturou magnetickéhopole neutronové hvězdy.

L. Pellizza aj. zjistili, že proslulý pulsar Geminga se zrodilve vzdálenosti 90 – 240 pc od Slunce jako hmotná hvězda 15 Mbuď v asociaci Cas-Tau OB, anebo Ori OB1a. Po výbuchu supernovypřed 340 tis. lety získal vysokou prostorovou rychlost přes 125km/s. A. Tutukov modeloval vývoj těsných dvojhvězd s oběžnýmiperiodami 0,1 – 100 dnů, v nichž hmotná složka posléze vybuchlajako supernova třídy Ib nebo Ic. Vyšlo mu, že z pozůstaléneutronové hvězdy se stane pulsar jen tehdy, pokud předchůdces hmotností 2,5 – 10 M rotoval dostatečně rychle. Proto jeradiových pulsarů méně, než by odpovídalo četnosti supernov třídIb,c a II. Vysoké prostorové rychlosti pulsarů jsou pak odrazemvelikosti orbitálního pohybu v těsné dvojhvězdě ještě předvýbuchem.

U binárního milisekundového pulsaru PSR J1909-3744 (Sgr; 1,1kpc) dostali B. Jacoby aj. jeho příčnou rychlost 200 km/s a téměřdokonalou kruhovou dráhu s výstředností řádu 10-7 (!). Jelikožrovina dráhy pulsaru téměř splývá se směrem zorného paprsku,odhalili též Shapirovo zpoždění, které umožnilo určit velmipřesně hmotnost neutronové hvězdy na 1,44 M. Vzápětí však S.Chatterjee aj. nalezli opravdový expres mezi pulsaryB1508+55 (Dra; 2,4 kpc; stáří 2,3 Myr), jehož příčná rychlostčiní 1080 km/s (!), takže uniká z Galaxie natrvalo. Jde o takvelkou rychlost, že se nedá vysvětlit Tutukovovým mechanismem.Pulsar s rotační periodou 0,74 s o magnetické indukci 200 MT senachází daleko od hlavní roviny Galaxie v šířce 52°, ačkoliv sezrodil v galaktické rovině poblíž hvězdné asociace Cyg OB.

M. Falanga aj. pozorovali díky družici INTEGRAL v únoru-březnu2003 extrémně silný výbuch rentgenového milisekundového (5,25 ms)binárního pulsaru XTE J1807-294 (Sgr; vzdálenost 8 kpc).Zatímco v klidu je jeho zářivý výkon v v pásmu 0,1 – 200 keV řádu1024 W, během výbuchu vzrostl až o 7 řádů. Pulsar má nejkratšíoběžnou periodu mezi všemi binárními pulsary - 40 min a vynikátéž nízkou indukcí magnetického pole neutronové hvězdy jen 10 kT.Autoři odvodili z pozorování družic INTEGRAL, Newton a RXTE, žecharakter spektra během výbuchu odpovídá záření černého tělesa,přes něž se překládá tepelný Comptonův jev. Záření vycházíz disku o poloměru pouhých 30 km, tj. velmi blízko povrchuneutronové hvězdy. R. Turolla aj. zjistili, že radiový zdrojGCRT J1745-3009 (Sgr) vysílá na frekvenci 0,3 GHz série silných(1 Jy) rádiových záblesků v trvání 10 min, které se pravidelněopakují po 77 min. Autoři se domnívají, že úkaz lze nejlépevysvětlit jako následek oběhu dvou neutronových hvězd kolemspolečného těžiště po protáhlé dráze. Když jsou hvězdyv pericentru, dostává se rázová vlna do světelného kužele méněenergetického pulsaru a následkem toho se objeví silné rádiovézáblesky.

D. Kaplan a M. van Kerkwijk využili družice Chandra k objevupulsací s periodou 8,4 s u osamělé neutronové hvězdy RXJ0720-3125 (Pup). Během pětiletého sledování se podařilozjistit, že se tato perioda sekulárně prodlužuje tempem7.10-14, takže autoři z toho usoudili, že jde faktickyo radiový pulsar, pozorovaný mimo směrovaný svazek radiovéhozáření. Podle těchto měření vychází indukce magnetického pole napovrchu neutronové hvězdy na 2,4 GT a charakteristické stářípulsaru 2 mil. roků. E. Bonning a M. Falanxa prozkoumali pomocídružice INTEGRAL základní vlastnosti pozoruhodného rentgenovéhobinárního pulsaru 2S 0114+65 (Cas; 7 kpc; oběžná doba 12 d).Jeho zvláštností je totiž rekordně dlouhá rotační periodaneutronové hvězdy - 2,8 h! Tato rotační perioda se však zkracujetempem téměř 10-6, za což nejspíše může pokřivený akreční disks rotační periodou 31 d. Soustava vydává v pásmu 5 – 100 keVzářivý výkon 2.1029 W a z intenzity cyklotronové čáry na 22 keVvychází indukce magnetického pole 250 MT. Není vyloučeno, žev době vzniku neutronové hvězdy dosahovala indukce hodnoty až 10GT.

R. Duncan aj. studovali proměnnost anomálního rentgenovéhopulsaru AXP 1E 2259+58 (Cas; vzdálenost 3,1 kpc), objevenéhojiž r. 1979. Ukázali, že na povrchu neutronové hvězdy docházídíky extrémně silnému magnetickému poli řádu až 10 GT čas od časuk silným zábleskům o rentgenovém výkonu až 100 L. To jsouzářivé výkony až trilionkrát vyšší, než u rekordních erupcí naSlunci a uvolněné celkové energie záblesků dosahují až 10bilionnásobku energie uvolněné v gigantické sluneční erupci.Dále zjistili, že rotační perioda neutronové hvězdy vzrostla za25 let ze 7 na 8 s, což je přímý následek brzdění hvězdyinterakcí s extrémně silnou magnetosférou. Dosud známe jen 8 AXPs rotačními periodami 5,5 – 11,8 s magnetickými poli o indukci6 – 70 GT. Rentgenové záblesky takové mohutnosti by dokázalyzabít člověka ještě ve vzdálenosti 300 pc, takže dobrá zprávapraví, že známá AXP se nacházejí ve vzdálenostech 2 – 55 kpc odnás. Není příliš pravděpodobné, že AXP bližší než 500 pc byunikly naší pozornosti.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

K nejzajímavějším objevům roku patří bezpochyby sdělení T.Strohmayera aj., kteří pomocí družice Chandra sledovali změnuoběžné periody (321,5 s) ultrakompaktní rentgenové dvojhvězdyRX 0806+1527 (Cnc) během 320 dnů. Zjistili, že perioda sezkracuje následkem gravitačního záření relativním tempem 10-16,což je efekt o pět řádů (!) větší než u již citovanýchrelativistických binárních pulsarů. Dává to rázem velkou naději,že nová generace detektorů gravitačních vln objeví takovousoustavu relativně snadno.

A. Nandi aj. se věnovali soustavnému téměř tříletému sledovánírentgenové dvojhvězdy SS 433 pomocí družice RXTE. Pozorovalitak chování emisních čar vysoce ionizovaného železa a zjistili,že proslulé výtrysky směřují kolmo na akreční disk, jehož periodaprecese činí 165,1 dne. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhajív periodě 13,1 d. Ve výtryscích, dosahujících rychlosti až 78tis. km/s, jsou do vzdálenosti několika obl. vteřin od dvojhvězdyvidět pohybující se zhustky látky, zatímco ve většíchvzdálenostech pozorujeme jen spojité rentgenové a radiové zářeníaž do vzdálenosti 0,5° od zdroje. Samotný bodový zdroj zářírentgenově jen slabě v pásmu energií do 30 keV. Jeho povaha jestále sporná. Může jít o neutronovou hvězdu anebo o hvězdnoučernou díru. A. Čerepaščuk aj. se domnívají, že jde určitěo černou díru s hmotností kolem 9 M, zatímco druhá složka jeveleobrem sp. třídy A6 o hmotnosti 30 M, jenž vyplňuje svůjRocheův lalok. Akreční disk je skloněn pod úhlem 20° k oběžnérovině dvojhvězdy a přirůstá o 0,000 1 M/rok, takže akrece jevysoce nadkritická - žhavý plyn se při dopadu do akrečního diskupohybuje rychlostí 2 000 km/s.

E. de Gouveia Dal Pino a A. Lazarian se pokusili vysvětlitpozorované "nadsvětelné" ejekce plynu během radiových erupcímikrokvasaru GRS 1915+105 (Aql; 12,5 kpc) pomocí prudkémagnetické rekonexe. Podle jejich modelu je centrální černá dírao hmotnosti 10 M obklopena akrečním diskem s indukcímagnetického pole 70 kT. K rekonexím dochází v koróně nadvnitřním okrajem akrečního disku při teplotě plynu do 500 MK. Tímlze objasnit energie záření až 1032 J.

J. Gonzálesová-Hernándezová aj. pozorovali rentgenovou dvojhvězduo nízké hmotnosti Cen X-4, která se vyznačuje vysokouvýstředností oběžné dráhy e = 0,85. Dvojhvězda je od násvzdálena 1,2 kpc a nachází se plných 25° od roviny Galaxie, cožnaznačilo, že by mohla mít velký vlastní pohyb, protože téměřurčitě vznikla v galaktické rovině. Autorům se podařilo určitvlastní pohyb soustavy tempem 190 km/s, z něhož vyplývá, ženeutronová hvězda v této soustavě vznikla před 150 mil. letyvýbuchem supernovy, a to vedlo jednak k vysoce výstředné drázea jednak k retrográdnímu "vykopnutí" soustavy z galaktické rovinypod úhlem 110°. Podobně B. Williams aj. zjistili, že přinesouměrném výbuchu supernovy v soustavě GRO 1655-40 (Sco)došlo k vymrštění soustavy z galaktické roviny rychlostí45 – 115 km/s. Soustava se nyní nachází asi 200 pc od rovinyGalaxie. Kompaktní složka o hmotnosti vyšší než 3,5 M sezhroutila na černou díru, zatímco průvodce, jenž dodává černédíře dodnes "rentgenovou zářivou munici", je stále hvězdou hlavníposloupnosti o hmotnosti 2,3 – 4,0 M.

A. Val Baker aj. určili hmotnost neutronové hvězdy v zákrytovésoustavě Sk160/SMC X-1, kde průvodce Sk 160 o hmotnosti 17 Mvyplňuje svůj Rocheův lalok. Protože minimální sklon oběžnéroviny soustavy činí 65°, lze tak odvodit horní mezi hmotnostineutronové hvězdy 1,2 M. Obecně platí, že zákrytové rentgenovépulsary dávají zatím nejspolehlivější údaje o hmotnostecha poloměrech neutronových hvězd.

A. Schwope aj. objevili pomocí družice Newton pulsní rentgenovézáření u blízké (76 – 380 pc) osamělé neutronové hvězdy RBS1223 a dostali tak její neproměnnou rotační periodu 10,3 si poloměr 12 km. Na povrchu neutronové hvězdy se nacházejí dvěhorké skvrny, vzdálené od sebe 160°. Stáří hvězdy odhadli naněkolik set tisíc roků. A. de Luca nalezli optické protějškyizolovaných neutronových hvězd Geminga, 0656+14 a 1055-52,vzdálených od nás po řadě 157, 288 a 750 pc, jež mají shodně 25mag a přibližně stejné stáří řádu stovek tisíc let. Zpomalovánírotace těchto hvězd uvolňuje ve všech případech energii řádu1027 W, jež se vyzáří převážně v rentgenovém oboru spektra.Všechny hvězdy mají dosud velmi silné magnetické pole řádu100 MT.

B. Williams aj. oznámili objev rentgenové novy 0044+4112v galaxii M31 v Andromedě. Družice Chandra ji pozorovala od 9.11. do 27. 12. 2003. Její maximální zářivý výkon dosáhl hodnoty1031 W. Rentgenové novy byly objeveny také v Magellanovýchmračnech a v galaxii M32. Jejich maximální zářivé výkony sepohybovaly v rozmezí 1029 – 1033 W.

S, Rappapport aj. se zabývali určením povahy ultrasvítivých( >1032 W) bodových rentgenových zdrojů, objevených družicemiROSAT, Newton a Chandra v cizích galaxiích. Rozhodovali se mezitřemi možnosti: buď by mohlo jít o akreci na intermediální černédíry s hmotnostmi 100 – 1000 M, nebo o pokračování funkcesvítivosti pro rentgenové dvojhvězdy s kompaktním příjemcem,popřípadě o dosud zcela neznámý typ objektů. Příslušné modelovévýpočty jednoznačně upřednostnily druhou možnost, tj. že jdeo extrémní případy těsných dvojhvězd s kompaktní neutronovouhvězdou či hvězdnou černou dírou a s velmi vysokou hmotnostíhvězdy-dárce ( >10 M). Tyto soustavy se nejčastěji vyskytujív galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Na zajímavou možnostvývoje těsných dvojhvězd, obsahujících hmotnou klasickou hvězdua dále neutronovou hvězdu, upozornili A. Bogomazov aj. Neutronováhvězda o minimální kritické hmotnosti 1,35 M může postupněnabrat tolik hmoty, že nakonec dosáhne Oppenheimerovy-Volkoffovymeze 2,5 M a spontánně se zhroutí na černou díru.

L. Ferrariová a D. Wickramasinghe ukázali, že poměrně vysokáindukce magnetických polí bílých trpaslíků je úměrná indukcimagnetického pole jejich předchůdců - hvězd hlavní posloupnosti.Druhým faktorem je přitom rychlost rotace předchůdců: čímpomaleji rotují, tím je magnetické pole bílého trpaslíka vyšší.Autoři se proto domnívají, že tato závislost se dá protáhnouti směrem k daleko vyšším indukcím magnetického pole proneutronové hvězdy, tj. až do oblasti 100 GT, což odpovídámagnetarům. Je-li tato úvaha správná, pak magnetary jsoupotomky hmotných silně magnetických hvězd, které rotovaly velmipomalu.

3.4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

L. Zhang aj. upozornili, že z 271 bodových zdrojů záření gama,objevených aparaturou EGRET na družici Compton, není více než60% dosud identifikováno. Přesto však autoři soudí, že naprostávětšina neidentifikovaných zdrojů patří do naší Galaxiea nalézají se blíže než 50° od její hlavní roviny. Občas se daříidentifikace těchto tajemných zdrojů s nově objevenýmiradiovými pulsary. F. Aharonian aj. objevili pomocí pozemníhodetektoru záření gama HEGRA plošný (přes 6 obl. minut) stálýzdroj J2032+4130 (Cyg), vysílající pouze záření gama v oblastiTeV, jenž zůstává neidentifikovaný rentgenově, opticky čiradiově. Titíž autoři využili aparatury HESS k objevu 8 novýchzdrojů >100 GeV záření gama poblíž galaktické roviny (dovzdálenosti 0,7° v galaktické šířce). Dva z nich nemají žádnýradiový či rentgenový protějšek, kdežto tři další jsou totožnés pozůstatky supernov. Zbylé plošné zdroje nejsou zatímprozkoumány. J. Knödlsedar aj. dokončili pomocí družice INTEGRALpřehlídku 95% oblohy v anihilační čáře 511 keV. Tato emise sesilně a souměrně koncentruje ke galaktické výduti. Záření diskuGalaxie je více než o řád slabší. Nejčastějšími zdrojianihilačního záření jsou pozůstatky po supernovách Iaa rentgenové dvojhvězdy o nízké hmotnosti (LMXB).

První rentgenový dosvit GRB byl zpozorován v únoru 1997. Dokonce r. 2004 však už počet pozorovaných rentgenových dosvitůdosáhl 55, přičemž prodleva mezi GRB a dosvitem činila 6 – 24 h.Při studiu zábleskových zdrojů záření gama začala nová kapitolaúspěšným vypuštěním specializované družice Swift, která má napalubě tři spolupracující přístroje: přehlídkový teleskop BAT propásmo 15 – 150 keV; rentgenový teleskop XRT pro pásmo 0,3 – 10kVe a optický dalekohled a spektrograf UVOT pro pásmo 170 – 650nm. Tím se neobyčejně zkrátila doba mezi detekcí GRB a určenímdostatečně přesné polohy, která je internetem předávána dalšímdružicím i pozemním aparaturám, což vzápětí vedlo k podstatněhlubšímu poznání procesů, jež probíhají během GRB a v prvníchchvílích po jejich zhasnutí. Již nedlouho po vypuštění 20. 11.2004 počala družice, zhotovená ve spolupráci amerických,britských a italských vědců a techniků, dodávat jedinečná data.Tak např. jeden z prvních družicí spatřených GRB 041219a trvalrekordních 9 minut. Koncem roku zaznamenal Swift odrazem odMěsíce (!) i fantastickou erupci SGR 041227 (magnetar 1806-20v Sgr).

Na rozdíl od klasických GRB, které vesměs vzplanuly v cizíchgalaxiích, šlo v případě SGR o nevídaný záblesk měkkého zářenígama uvnitř naší vlastní Galaxie, naštěstí v bezpečné vzdálenostiod Země. V době záblesku se magnetar nacházel v zorném poli nadTichým oceánem v úhlové vzdálenosti jen 5° od Slunce, takževizuální pozorování nebyla možná. Nicméně ani v ostatních oborechspektra nebylo jednoduché záblesk pro jeho vysokou intenzitukvantitativně zaznamenat. Celkem 15 družic a sond bylo signálemzahlceno, naštěstí jen po krátký čas 0,2 s. Během té dobymagnetar vyzářil tolik energie jako Slunce za čtvrt milionulet a překonal podobné záblesky předešlých magnetarů o dva řády!Není divu, že na to reagovala zemská ionosféra stlačenímz obvyklé denní výšky 70 km napolovic - k normálu se vrátila ažza hodinu.

Po tomto gigantickém záblesku gama následovalo podle K. Hurleyeaj. exponenciální doznívání v trvání 380 s, které bylo modulovánov periodě 7,6 s - evidentně šlo o rotační periodu magnetaru.Podrobný průběh světelné křivky s časovým rozlišením 5,5 mspopsali T. Terasawa aj. Magnetar dosáhl vrcholu světelné křivkyjiž 50 ms po začátku úkazu, avšak další injekce energie přišlao 60 ms později. Odtud vyplývá, že se celkem uvolnilo asi1040 J energie, což přesně odpovídá magnetické energii magnetarupři indukci magnetického pole 100 GT. To zároveň naznačuje, žeindukce magnetického pole uvnitř neutronové hvězdy je patrněještě vyšší! K podobným závěrům dospěli též R. Yamazaki aj.,kteří využili měření z nezahlcené japonské družice Geotail. Po500 ms od začátku jevu tak zjistili výrazný pokles jasnosti,který byl zřejmě následkem zúžení rozpínající se relativistickéohnivé koule do úzkého výtrysku o vrcholovém úhlu kolem 20°díky silnému magnetickému poli. Obrovská svítivost v maximuodpovídá počáteční teplotě ohnivé koule kolem 2 GK!

Patrně nejpodrobnější výsledky získali S. Schwartz aj. díkynáhodným pozorováním úkazu dvěma družicemi soustavy Clustera čínskou družicí Double star TC-2. Rentgenový náběh světelnékřivky byl téměř okamžitý, kratší než 0,25 ms. Pak následovalexponenciální nárůst během pouhých 4,9 ms a další v 70. ms pozačátku úkazu. Celé hlavní divadlo se tedy odehrálo během pouhých100 ms. Autoři z těchto údajů usuzují, že jsme byli svědkyvzniku trhliny v kůře neutronové hvězdy, která se rychlešířila. Magnetary v klidu vysílají s výkonem 1028 W a drobnétrhlinky v kůře se projevují kratičkými záblesky. Blesková obříexploze však byla důsledkem rekonexe ve vnější magnetosféřeneutronové hvězdy, která se odehrála během zlomku milisekundy.Trhlina v kůře o délce 5 km vznikla během 4,9 ms a 100 ms je čas,potřebný k přestavbě celého magnetického pole. Je pozoruhodné, žezmíněné družice byly konstruovány ke studiu rekonexív magnetosféře Země a nyní se prokázalo, že kvalitativně jdeo stejné procesy navzdory diametrálně odlišným energetickýmměřítkům těchto procesů v okolí Země a neutronové hvězdy.

B. Gaensler aj. pozorovali pomocí antény VLA na frekvenci 1,4 GHzod 6. do 19. dne po explozi kolem polohy SGR radiovoumlhovinu, rozpínající se rychlostí 0,25 c. P. Cameron aj.sledovali týž radiový dosvit pomocí řady aparatur v širokém pásmufrekvencí 0,2 – 250 GHz v intervalu od 3. 1. do 24. 2. 2005.Odtud mj. odvodili rozmezí vzdálenosti magnetaru od nás 6,4 –9,8 kpc. Naproti tomu X. Wang aj., kteří sledovali radiové zářenív pásmu 0,2 – 8,5 GHz, určili tempo rozpínání mlhoviny na 0,35c, protože odhadli vzdálenost magnetaru na plných 15 kpc.Autoři se též domnívají, že asi 3 h po explozi mohl optickýdosvit zdroje dosáhnout 13 mag, jenže to na denním nebi nebylomožné zpozorovat. Také S. Merenghetti aj. dospěli na základěpozorování družice INTEGRAL k dlouhé stupnici vzdálenosti 15 kpca odtud pak odvodili maximální zářivý výkon magnetaru naneuvěřitelných 1037 W a energii vyzářenou během výbuchu na1039 J. Autoři také zjistili z archivních údajů, že magnetar bylmimořádně činný několik let a zejména pak v posledních měsícíchpřed explozí. Totéž potvrdili také G. Israel aj., kteřímonitorovali magnetar pomocí teleskopu VLT ESO již od října2003. Optický tok rostl nejvíce v infračerveném oboru spektrazejména v období od června do října 2004. Naprosto tvarově shodnésvětelné křivky pořídila též družice Chandra a anténa VLA. Toznamená, že chování magnetaru bylo konzistentní v rozsahu pětiřádů energie fotonů.

A. Tiengo aj. využili družice Newton k následnému monitorovánímagnetaru od března 2005, kdy se zdroj dostatečně vzdálil odSlunce. Zjistili, že rentgenové spektrum změklo a zábleskováčinnost zdroje v podstatě ustala, jakmile skončila celkovárekonfigurace magnetosféry. Ve spektru se objevila také tepelnásložka, odpovídající záření žhavého černého tělesa. Rotacemagnetaru se nyní brzdí tempem 10-11, podobně jako tomu býváu AXP. Ostatně řada autorů se domnívá, že všechny AXP jsoufakticky rovněž magnetary. Vysílají běžně záření o výkonu1029 W; rotují s periodami 5 – 12 s a na rozdíl od akreujícíchmilisekundových pulsarů se jejich rotace s časem zpomaluje vinouextrémně silného magnetického pole o indukci až 100 GT. Jdevesměs o osamělé objekty, obvykle velmi blízko hlavní rovinyGalaxie, jež nejsou starší než 100 tis. roků.

D. Figer aj. zkoumali hvězdokupu v okolí SGR 1806-20a zjistili, že obsahuje řadu dalších hmotných hvězd, z nichž třiklasifikovali jako Wolfovy-Rayetovy hvězdy a jednu jako ranéhoveleobra třídy OB. Stáří hvězdokupy odhadli na 4 mil. roků.Autoři se domnívají, že předchůdce magnetaru měl hmotnost přes50 M - navzdory tomu však neskončil jako černá díra, nýbrž jakosilně magnetická neutronová hvězda.

T. Strohmayer a A. Wattsová zjistili, že při výbuchu magnetaruSGR 1900+14 (Aql) v r. 1998 zaznamenala družice RXTE nasestupné větvi světelné křivky kvaziperiodické oscilace nafrekvencích 84, 53,5 a 155,1 Hz. Podobné oscilace se objevilytaké na rentgenových záznamech výbuchu magnetaru SGR 1806-20.Autoři soudí, že jde o torzní vibrace kůry neutronové hvězdyv extrémně silném magnetickém poli. Odtud též vyplývá, žeindukce magnetického pole SGR 1806 je asi dvojnásobná v porovnáníse SGR 1900.

B. Thomas aj. zkusili propočítat rizika pro život na Zemiv případě, že by některý magnetar vybuchl ve vzdálenosti do 1 kpcod nás. Obrovský příliv záření gama by zřejmě vážně poškodilozonosféru Země - nejvíce by byly postiženy mírné a nízkézeměpisné šířky. To by následně vedlo k řádově četnějšímupoškozování DNA v živých organismech a nepřímo ke globálnímuochlazení a kyselým dešťům. Devastace životního prostředí naZemi by trvala řadu let a nepochybně by způsobila masové vymíráníplanktonu, rostlin i živočichů a tudíž rozvrácení potravinovýchřetězců. Autoři dokonce soudí, že za velkým vymíráním v pozdnímordoviku před 443 mil. lety mohl být výbuch blízkého magnetaru.

Již zmíněný GRB 041219a, pozorovaný družicí Swift, se stal dleW. Vestranda aj. teprve druhým zábleskovým zdrojem gama, u něhožbyl souběžně zaznamenán optický protějšek. Jistě k tomu přispělaokolnost, že šlo o mimořádně dlouhý zdroj v trvání 520 s, kterýbyl pozorován v poloze 0024+6250 (Cas) optickou kamerou RAPTORv Los Alamos, N.M. již 8 s po doručení avíza ze Swiftu. Jasnostprotějšku dosáhla R = 18,6 mag. Světelná křivka protějšku setvarově naprosto shoduje s prvním pozorovaným optickým protějškemu GRB 990123 s tím rozdílem, že u něho trvalo celé vzplanutí gamajen 80 s, takže i optická světelná křivka se vyvíjela rychleji.C. Blake aj. zaznamenali infračervený záblesk v 7. min po začátkuGRB, což dle názoru autorů odpovídá průchodu vnitřní rázové vlnymateriálem v okolí GRB. Podobně D. Burrows aj. využili rychléidentifikace GRB 041223 družicí Swift k optické detekci dosvitupomocí VLT v čase 16 – 87 h po vzplanutí GRB, které trvalo 130 s.Na začátku zmíněného intervalu měl optický dosvit jasnostJ = 19,5 mag a na konci 21,7 mag.

Díky rychlé identifikaci GRB 021004 (Psc; 0027+1855) družicíHETE-2 pořídili R. Starling aj. spektra jeho dosvitu pomocívelkých dalekohledů WHT a VLT v časech 0,5 – 6,6 dne povzplanutí. Ve spektru nalezli absorpční čáry se z = 1,4 a 1,6,které přísluší mezilehlým útvarům mezi GRB a pozorovatelem; dálepak silné absorpční čáry mateřské galaxie se z = 2,3 jakoži modře posunuté čáry H I, Si IV a C IV, které náležely dosvitua odpovídají rychlosti 2900 km/s vůči centru výbuchu. Autoři dáleodvodili, že výtrysk z GRB je silně usměrněn - nejužší vrcholovýúhel zářícího kužele vykazuje záření gama, kdežto optický svazekdosvitu je mnohem širší. Povrch rozpínající se ohnivé koule bylv té době vzdálen asi 100 mld. km od vlastního kolapsaru, jehožpředchůdcem byla patrně velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda.Titíž autoři studovali pomocí rentgenové a optické světelnékřivky dosvitu optické vlastnosti prachu a plynu v mateřskégalaxii jednoho z nejvzdálenějších pozorovaných GRB 050730(Vir; 1408-0346; z = 4,0). H. Chen aj. využili 4 h po exploziešeletu u obřího 6,5 m Clayova teleskopu k pořízenívysokodisperzního spektra dosvitu, jenž byl v té době 18 mag.Spektrum obsahuje kromě kontinua celou soustavu absorpčních čar(O, C, Si, Ni, Fe, N) s červenými posuvy od 1,8 po 3,6. Jdeo vynikající nástroj pro studium intergalaktického prostoru dovelké vzdálenosti od pozorovatele.

G. Tagliaferri aj. v široké mezinárodní spolupráci prostudovalipodrobně rekordně vzdálený dosvit GRB 050904 (Psc; 0055+1405;z = 6,3; vzdálenost 3,9 Gpc!) s trváním 225 s. Spolupráce 45autorů z 25 institucí umožnila sledovat světelnou křivku dosvituv rentgenovém, optickém i blízkém infračerveném pásmu. Ze zlomuna optické křivce se dala odvodit kolimace světelného svazkua tím odvodit i výslednou uvolněnou energii při explozi řádu1045 J. Samotný GRB tak slouží jako světlomet, ozařující jakoblesk krajinu mezi vzdálenou galaxií a pozorovatelem. Současnějde podle V. Bromma a A. Loeba o mocný nástroj pro zkoumánívzniku (nekovových) hvězd I. generace v galaxiích v nejstaršíchepochách vesmíru.

Družice Swift se tak rázem vyšvihla do čela optických přehlídeknejvzdálenějších hlubin vesmíru, protože střední červený posuvpro dlouhé GRB, objevené touto družicí, se posunul ažk z = 2,8 a mezi GRB, které pozoruje, představují zániky hvězdI. generace (populace III) asi 10% úkazů. Podle E. Bergera sedíky Swiftu daří nalézt optické a rentgenové dosvity u plnépoloviny pozorovaných GRB (dříve byla výtěžnost jen 1/3). Navícse zvýšila četnost identifikací mateřských galaxií pro jednotlivéGRB. Asi u 10% případů GRB se však optický dosvit nenajde,protože GRB je buď příliš daleko, anebo je zdroj zahalenrozsáhlými prachovými mračny. Radiové dosvity jsou stále vzácné,neboť se je daří nalézt jen u 10% GRB - za to však zčásti můženedostatečná citlivost antény VLA.

Ve výčtu prvenství bychom neměli opomenout husarský kousekbrněnských pozorovatelů, kteří pozorovali první dosvit GRB u nás.Šlo o GRB 050922c (Aqr; 2109-0846; z = 2,2), jehož dosvit 18mag zachytili kamerami CCD pomocí 0,4 a 0,6 m reflektorů na Kravíhoře. Uprostřed přesvětleného velkoměsta tak zaznamenali objekt,vzdálený od nás 10 mld. světelných let!

N. Butler aj. studovali rentgenové vzplanutí XRF 030723 pomocídružic HETE-2, Chandra a Ginga i jejich dosvit pomocí 6,5 mClayova reflektoru, které se odehrálo v poloze 2149-2742 (Cap).Optický dosvit dosáhl R = 21 mag v čase 1,2 d po rentgenovémvzplanutí a vykázal z = 0,4. Dosvit se překvapivě zjasnilplných 9 dnů po vzplanutí. Podobně jako u zhruba třetinyzáblesků, pozorovaných HETE-2 nebo družicí Ginga, i v tomtopřípadě leželo maximum vyzářené energie kolem 10 keV, v porovnánís klasickými GRB, které mají maximum kolem 200 keV. Autoři sedomnívají, že ve skutečnosti není mezi oběma typy úkazů rozdíl.XRF jsou zkrátka GRB, které vidíme mimo osu úzkého svazku zářenígama. E. Ramirez-Ruiz aj. dospěli ke shodnému závěru pro GRB031203, jehož radiový dosvit byl o dva řády slabší, než je běžnéa jehož vyzářená energie dosáhla "jen" 1043 J, oproti typickýmenergiím pro GRB řádu 1045 – 1046 J. I v tomto případě všakposléze vzplanula supernova 2003lw, což lze dohromadynejjednodušeji vysvětlit mimoosovým pohledem se Země.

A. Levan aj. zjistili, že GRB 020410 měl slabý dosvit v 6 h povýbuchu, ale pomocí HST spatřili na témže místě podstatnějasnější dosvit v časech 7 – 28 d po GRB. Podle všeho šlo výbuchvzdálené supernovy třídy Ib/c se z = 0,5. Podobně J. Deng aj.nalezli supernovu 2003dh, která vzplanula na místě dosvitu poGRB 030329. Její světelná křivka byla celkově kratší nežu prototypu - supernovy 1998bw (u GRB 980425). Měla tedy velmistrmý náběh, nižší maximum a rychlejší pokles. Odtud vyplynulo,že předchůdcem supernovy 2003dh byla hvězda o hmotnosti 25 – 40M, která však před výbuchem hodně hmoty ztratila, protože přivlastní explozi rozhodila do okolí jen 7 M a z toho 0,4 Mizotopu 56Ni. Celkem při výbuchu vyzářila 4.1045 J. NejnovějiK. Stanek aj. nalezli hypernovu 4. den po explozi GRB 041006(z = 0,7) jako výrazný "hrbol" 24 mag na exponenciálněklesající světelné křivce klasického dosvitu, pozorovaného už 15min po explozi. Hypernova klesla na 25 mag až dva měsíce povýbuchu GRB.

J. Petrovic aj. hledali vhodné předchůdce "dlouhých" GRBa dospěli k závěru, že musí jít o velmi hmotné dvojhvězdy kvůlidostatečnému momentu hybnosti obnaženého hmotného jádras hmotností alespoň 35 M. To znamená, že pravděpodobnýmipředchůdci těchto GRB mohou být Wolfovy-Rayetovy hvězdy,představující závěrečné vývojové stádium červených veleobrů. Zapředpokladu, že těsná dvojhvězda měla hmotnost složek 56 a 33M, se lehčí hvězda přenosem hmoty mezi složkami roztočí navelké obrátky a nakonec se stane magnetarem. D. Xu aj. uvažovalio možnosti, že by se dlouhé GRB staly analogicky jako supernovytřídy Ia standardními svíčkami pro určování kosmologickýchvzdáleností, protože jsou často ještě svítivější než tytosupernovy. Z různých kalibrací odvodili hodnotu energie prostandardní svíčku GRB na 5.1043 J na základě údajů pro 17 GRB.

M. Davies aj. se zabývali přenosem hmoty a vývojem těsnýchdvojhvězd, kde jsou obě složky kompaktní, tj. jedna je hvězdnoučernou dírou a druhá neutronovou hvězdou. V první fázi přenosuhmoty z neutronové hvězdy na černou díru se vinou ztráty momentuhybnosti gravitačním záření dostává neutronová hvězda naprotáhlou dráhu a když tak ztratí dost hmoty, rozepne se nanormální nedegenerovanou hvězdu. Tím ovšem vyplní svůj Rocheůvlalok a přenos hmoty se tak velmi zrychlí, zejména v pericentrudráhy. Kolem černé díry se vytvoří akreční disk, jenž nakonecmůže vyvolat záblesk záření gama ve dvou protilehlých výtryscíchve směru osy rotace. To znamená, že hmotnost neutronové hvězdypři jejím zániku je konstantní, čili totéž platí i pro konečnoufázi akrečního disku a to je další důvod, proč dlouhé GRB lzepovažovat za standardní svíčky. Podobné výpočty uveřejnili takéC. Fryer a A. Heger pro vývoj dvou kompaktních heliových hvězd,které nakonec splynou na kolapsar. M. Colema Miller se všakdomnívá, že v kombinacích černá díra-neutronová hvězda se vůbecnevytváří akreční disk a po přiblížení neutronové hvězdy kehmotnější černé díře následkem gravitačního vyzařování se obětělesa okamžitě slijí na kolapsar. Jak patrno, dosavadní kusápozorování ještě nestačí k odlišení tak rozdílných vývojovýchscénářů pro vznik dlouhých GRB.

Podle D. Guetty a T. Pirana je mnohem obtížnější výzkum"krátkých" GRB s trváním do 2 sekund, jež představují asitřetinu všech pozorovaných GRB. Teorie předpokládá, že jdeo splynutí dvou neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdys černou dírou. Jelikož vrcholový úhel optických výtryskůdosahuje v těchto případech jen 1,5°, nedaří se zatím zpozorovatdosvity od krátkých GRB a tak spektrální údaje, potřebné prointerpretaci pozorování, zcela chybí. X. Wang aj dokonce soudí,že výtrysky optického dosvitu nemají tvar kuželů, nýbrž úzkýchválců. E. Berger aj. uvádějí, že krátké GRB mají tvrdší spektrumnež dlouhé.

I zde však došlo k průlomu díky družicím HETE-2 a Swift, kterézaznamenaly GRB 050509b s trváním jen 0,03 s poblíž (33 kpc)obří eliptické galaxie (Com; 1236+2859; 17 mag; z = 0,22),vzdálené od nás 800 Mpc. Již za 53 s byl na místě GRB viditelnýrentgenový dosvit, který po 5 min vymizel. Slabý optický dosvitobjevili po 33 h J. Hjorth aj., avšak k pozdější explozisupernovy v tomto případě prokazatelně nedošlo. Jelikož zmíněnágalaxie obsahuje převážně velmi staré hvězdy, vyplynulo odtud, žetento krátký GRB vyvolalo splynutí dvou neutronových hvězd, kterékolem sebe obíhaly po spirále smrti stovky milionů až miliardylet. J. Villaseno aj. objevili rentgenový a D. Fox aj. a J. Horthaj. vzápětí též optický dosvit dalšího krátkého (0,07 s) GRB050709 (Gru; 2302-39; z = 0,16) ve vzdálenosti asi 3,5 kpc odcentra trpasličí galaxie, vzdálené od nás 750 Mpc. Odtud vyšlaenergie GRB řádu 1043 J, v souladu s modelem splývajícíchkompaktních hvězd, jež je typická pro krátké GRB. Zdá se, žekrátké GRB se vyskytují nejčastěji dále od centra galaxií,v nichž je tvorba nových hvězd již potlačena na hodnoty řádu0,01 M/r. Podle N. Tanvira aj. díky nižší svítivosti vidímevětšinu krátkých GRB v bližším okolí naší Galaxie do vzdálenosti25 Mpc.

4. Mezihvězdná látka

E. Polehampton aj. ohlásili objev absorpcí metylénu(CH2)v molekulových mračnech Sgr B2 a W49N. Využili k tomu pozorováníz družice ISO v dalekém infračerveném pásmu 93 – 154 µm.Nejsilnější pásy nalezli na vlnové délce 128 µm. Je zajímavé,že tato molekula nebyla dosud nalezena ve spektrech komet. A.Markvick aj. objevili v mračnu TMC-1 deuterovaný izotopomermetylacetylénu - CH3CCD na frekvencích 93 a 97 GHz, což jeprebiotická molekula. S. Weaverová a G. Blake nalezli v jádřemračna Sgr B2 první interstelární ketózu DHA - CO(CH2OH)2o rotační teplotě 220 K. Jde o další prebiotickou sloučeninu,což zvyšuje naději na syntézu stavebních prvků biomolekulv příhodném mezihvězdném prostředí. Naproti tomu L. Snyder aj.zpochybnili interstelární objev nejjednodušší aminokyselinyglycinu, ohlášený Y. Kuanem aj. v r. 2003, neboť soudí, že šloo chybnou identifikaci čar.

D. Friedel aj. nalezli 28 emisí interstelárního acetonu- (CH3)2CO pomocí milimetrového radiointerferometru BIMAv horkém jádře objektu Orion-KL (vzdálenost 480 pc). Jde o prvnípřípad takového výskytu v oblasti, kde se právě nyní tvoří velmihmotné hvězdy. Y. Wu aj. objevili pomocí bolometru SCUBA u 15msubmilimetrového radioteleskopu JCMT na Mauna Kea hustý zárodeko úhlovém průměru 10″ v poloze 1835-0649 (Sct; průměr 0,3 pc;vzdálenost 5,7 kpc na vlnových délkách 450 a 850 µm. Spektramolekul HCN, HCO vykazují zřetelná smršťování zárodku, zatímcoplyn CO se rozpíná rychlostí 38 km/s. Autoři odhadli hmotnostplynoprachového zárodku na 820 M (!), což by mělo bohatě stačitna vznik velmi hmotné prahvězdy nebo i celé hvězdokupy..

D. Ojha aj. zkoumali McNeilovu mlhovinu u hvězdy V1647 Ori(IRAS 0544-00), objevenou autorem v lednu 2004. K objevu přispělvýbuch osvětlující prahvězdy, která se na přelomu let 2003/04zjasnila o 5 mag patrně díky překotné akreci plynu z vlastníhoakrečního disku. Mlhovina má v infračervených pásmech JHK úhlovýprůměr asi 70″ a uvnitř je doslova dutá. Výbuch postupně slábnul,což se v průběhu r. 2005 odrazilo též na slábnutí jasnostimlhoviny.

I. Grenierová aj. nalezli v okolí Slunce nepřímo pomocí studiarozložení difúzního záření gama rozsáhlá mračna chladnéhoplynu, skládajícího se chemicky z neutrálního vodíku a oxiduuhelnatého. Jejich hmotnost je srovnatelná s již dávno známýmiobřími molekulovými mračny a tudíž i chladná mračna hrajívýznamnou úlohu v proměnách mezihvězdného prostředí.

A. Dey aj. nalezli pomocí infračerveného kosmického teleskopu SSTobří mlhovinu o průměru 200 kpc v kosmologické vzdálenosti 3,7Gpc. Mlhovina je ozařována infračerveným zdrojem o zářivém výkonu1,7.1037 W a průměru 160 kpc. V mlhovině se nacházejí diskrétníinfračerveného zdroje záření a autoři se proto domnívají, že zdepozorujeme vznik celé soustavy galaxií o úhrnné hmotnosti asi 6TM (!).

(Pokračování)
Tvorca HTML: Richard Komžík

Jiří Grygar

| Zdroj: Psáno pro Kozmos 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
NASA propustil kosmonautku, která napadla sokyni
Ilustrační foto...
Jasná kometa Holmes
Ilustrační foto...
STS-118: Endeavour – online přenos ze startu ra
Ilustrační foto...
V sobotu odstartuje kosmická sonda Dawn
Ilustrační foto...
Instantní pozorovatelna 93
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