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 2006 - D

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

3.2. Rádiové pulsary

J. Hessels aj. nalezli při rádiové přehlídce kulové hvězdokupyTerzan 5 (Sgr; vzdálenost 8,6 kpc) 100m radioteleskopem GBTmilisekundový pulsar PSR J1748-2446ad s rekordně krátkouimpulsní periodou 1,40 ms (předešlý rekord držel od r. 1982 prvníobjevený milisekundový pulsar B1937+21 s periodou 1,56 ms).Rozluštění vlastností pulsaru trvalo dva roky od vlastníhoobjevu, protože se ukázalo, že po 40% oběžné doby je pulsarzakryt svým průvodcem. Pulsar o hmotnosti asi 1,4 M má totiž zaprůvodce bílého trpaslíka o minimální hmotnosti 0,14 M, kterýkolem pulsaru obíhá v periodě 1,1 d po kruhové dráze vevzdálenosti 330 tis. km. Vysoká rotační rychlost svědčí o tom, žepříslušná neutronová hvězda má průměr menší než 30 km. Celásoustava je starší než 25 mil. roků. Hvězdokupa Terzan 5 vynikárekordním počtem 33 milisekundových pulsarů a podle autorů prácenení vyloučeno, že existují pulsary s ještě kratší rotačníperiodou, což by dalo ostřejší meze pro stavovou rovnicineutronových hvězd.

D. Lorimer aj. objevili při přehlídce 300m radioteleskopemv Arecibu binární pulsar J1906+0746 (Aql; vzdálenost 5,4 kpc;zářivý výkon 3.1028 W; stáří 110 tis. r.) s oběžnou periodou4,0 h a výstředností dráhy 0,085. Pulsar sám má impulsní periodu0,14 s, jež se prodlužuje relativní rychlostí 2.10-14. Oběžnáperioda se však díky gravitačnímu vyzařování soustavy zkracujea obě složky soustavy splynou přibližně za 300 mil. roků. Přiúhrnné hmotnosti soustavy 2,6 M lze v profilu impulsu pozorovatgeodetickou precesi vyplývající z obecné teorie relativity a takérekordně velké relativistické stáčení periastra 7,6°/rok!

F. Camilo aj. našli na frekvenci 1,4 GHz rádiové záření mladéhopulsaru PSR J1833-103 v pozůstatku po supernově SNR G21.5-0.9,která vzplanula přibližně před tisícem let. Impulsní periodapulsaru činí 0,062 s a prodlužuje se relativním tempem 2.10-13,takže počáteční rotační perioda pulsaru byla asi 0,055 s. Toznamená, že zářivý výkon pulsaru vzdáleného od nás 4,7 kpcdosahuje plných 3.1030 W, což je druhá nejvyšší hodnota poznámém pulsaru v Krabí mlhovině. Pulsar se podařilo rovněžztotožnit s rentgenovým zdrojem v katalogu družice Chandra.

G. Bassi aj. oznámili, že binární milisekundový pulsar PSRJ0751+1807 o stáří plných 5 mld. roků má za průvodce mimořádněchladného bílého trpaslíka o povrchové teplotě jen 4 kK. M.Chernyakova aj. využili družic Newton, BeppoSAX a ASCA kesledování změn rentgenového toku od binárního pulsaru PSRB1259-63 během roku 2004, kdy pulsar procházel periastrem svédráhy s periodou 3,4 roku kolem hlavní složky soustavy, jíž jehmotná hvězda typu Be. Již 100 dnů před průchodem rostl tokzáření gama v pásmu TeV, což se dá vysvětlit interakcí hvězdnéhovětru pulsaru s cirkumstelárním diskem hvězdy Be, jímž běhemoběhu pulsar prochází dvakrát pod relativním sklonem 70°. Vítrpulsaru přitom také intenzívně interaguje se silným hvězdnýmvětrem hvězdy Be. Jak uvedli D. Horns aj., již u tří pulsarůbylo díky aparatuře HESS objeveno jaderné záření gamas energiemi 0,1 – 65 TeV. Na příkladu pulsaru PSR B0833-45(Vela X; vzdálenost 290 pc) ukázali, že pulsar je zdrojem mocnéhohvězdného větru, který obsahuje i ultrarelativistické protonynebo ionty, které jsou příčinou vzniku záření gama díkysynchrotronovému mechanismu a inverznímu Comptonovu jevu. Prozmíněný pulsar činí úhrnný zářivý výkon v pásmu TeV asi 1026 W,čemuž odpovídá úhrnná energie ultrarelativistických protonů1042 J!

Další pekuliární pulsar B1931+24 (Vul; vzdálenost 4,6 kpc)objevili M. Kramer aj. pomocí 76m Lovellova radioteleskopu po160 dnech soustavného sledování. Pulsar o impulsní periodě 0,8 sje totiž rádiově pozorovatelný vždy jen po dobu 5 – 10 dnů, kdyse jeho perioda rychle zkracuje. Pak následuje zhruba měsíčnípřestávka a pak se pulsar ohlásí znovu. Podle názoru autorů topodporuje klasický Goldreichův a Julianův model z r. 1969, kdyv rychle rotující atmosféře pulsaru vznikají silné elektricképroudy, které urychlují nabité částice na relativistickérychlosti ve hvězdném větru. Vítr pak dokáže brzdit rotacimateřské neutronové hvězdy díky jejímu extrémně silnémumagnetickému poli o indukci až 450 MT.

Podrobnosti připojil známý holandský teoretik E. van den Heuvel,který připomněl, že neutronová hvězda v zásadě drží pohromaděvlastní gravitací. (Na povrchu neutronové hvězdy je tížestomiliardkrát vyšší než na povrchu Země!). Neutronová hvězda jeobklopena tenkou kůrou, tvořenou mřížkou atomových jadera volných elektronů, což znamená, že je elektricky vysoce vodivá.Jelikož osa magnetického dipólu neutronové hvězdy bývá skloněnák ose rotační, tečou v kůře mimořádně silné elektrické proudy.Příslušná silná elektrická pole vytrhují z kůry nabitéčástice, které přitom vydávají silné záření gama, interagujícís magnetickým polem, čímž vznikají laviny párů pozitron-elektron.

O extrémních podmínkách v magnetosféře neutronové hvězdy svědčíokolnost, že elektrony jsou urychleny na relativistické energiena dráze dlouhé jen několik centimetrů! Elektrický proud poblížpólů magnetického pole vytváří v polárních čepičkách dvaprotilehlé svazky rádiových vln, které pulsar prozradí na dálku.Rádiové výtrysky však brzdí rotaci neutronové hvězdy třenímo magnetické siločáry, jak ostatně potvrzují všechna pozorovánípulsarů. Známé rádiové pulsary mají pulsní periody vesměs kratšínež 8 s, takže celý fenomén pulsaru ustává asi 10 mil. roků povzniku příslušné neutronové hvězdy tehdy, když magnetické poleneutronové hvězdy zeslábne natolik, že už nedokáže vytrhávatnabité částice z její kůry. Odtud lze odhadnout, že jen v našíGalaxii se dnes nachází na miliardu mrtvých pulsarů.

A. Kuzmin a A. Jeršov využili radioteleskopu BSA v Puščinuk soustavnému sledování pulsaru PSR 0656+14 na frekvenci 112MHz. Zjistili přitom, že zhruba každý 3000. impuls dosahujerádiového výkonu až 120 Jy, tj. je více než o dva řády mohutnějšínež běžné impulsy. To pak odpovídá 630krát vyšší hustotě energieu ústí rádiového svazku na magnetických pólech neutronové hvězdy.Obří impulsy jsou však 6krát kratší než standardní. V současnédobě jsou známy již čtyři pulsary tohoto typu, avšak žádný z nichnejeví známky mimořádně silných magnetických polí na povrchuneutronové hvězdy, takže mechanismus vzniku obřích impulsů jezatím zcela nepochopitelný.

M. McLaughlinová aj. odhalili při soustavném pozorování pulsarůzcela nový typ přechodných rádiových zdrojů, který pojmenovalizkratkou RRAT (z angl. Rotating RAdio Transients - rotujícírádiové přechodné zdroje). Jejich zvláštností je jednak velmikrátké trvání záblesků v intervalu 2 – 30 ms, ale též přechodnýcharakter signálů, které byly zaznamenány v průměru jen po dobu1 sekundy denně! Proto byly objeveny teprve nyní. Za 150 dnůvytrvalých měření se autorům podařilo najít radioteleskopyv Manchesteru a v Parkesu 11 RRATů, jejichž skutečná rekurence jevšak kratší: od 4 min do 3 h. Odtud se též podařilo odvoditrotační periody objektů v rozmezí 0,4 – 6,8 s. Autoři sedomnívají, že jde o osamělé rotující neutronové hvězdy se silnýmmagnetickým polem cca 5 GT, jichž je v Galaxii alespoň čtyřikrátvíce než klasických rádiových pulsarů!

V. Gvaramadze se zabýval historií pulsaru PSR J0538+2817 (Tau),jenž byl už dříve ztotožněn s difúzním pozůstatkem po supernověS 147 a z rozdílů poloh obou objektů bylo určeno jeho kinematickéstáří 30 tis. roků. To je však podstatně nižší nežcharakteristické stáří, určené z tempa brzdění rotace pulsaru na600 tis. roků. Tento rozpor autor vysvětluje tím, že veskutečnosti šlo o soustavu hmotné těsné dvojhvězdy, v níž před600 tis. lety vybuchla 1. supernova, jejímž pozůstatkem jezmíněný pulsar. Druhá složka byla hvězdou Wolfovou-Rayetovou,která vybuchla před 30 tis. lety uvnitř rozsáhlé plynné slupkya dvojhvězdu přitom rozbila. Příslušná 2. supernova se nacházív centru S 147, ale jako pulsar ji nevidíme, protože nás jejírádiové svazky míjejí.

C. Ng a R. Romani měřili pomocí HST po dobu 6 roků polohuoptického protějšku pulsaru v Krabí mlhovině PSR 0531+21a upřesnili tak velikost jeho úhlového vlastního pohybu na 15milivteřin za rok i jeho směr, který svírá úhel 26° s osousouměrnosti hvězdného větru pulsaru. To svědčí podle S. Johnstonaaj. o tom, že nesouměrný výbuch supernovy přispívá k výraznémuzvýšení prostorové rychlosti vznikající neutronové hvězdy, neboťpodobně i pulsar PSR 0833-45 (Vel; vzdálenost 460 pc) letí vesměru polárního výtrysku neutronové hvězdy. Z měření polarizacezáření 20 pulsarů vyplývá, že takto se chová plná polovinaměřených pulsarů. Příčinou nesouměrného výbuchu supernov jsoupodle A. Burrowse aj. zvukové vlny, které vznikají během půlsekundy po začátku katastrofického gravitačního hroucení hmotnéhvězdy na neutronovou "pecku" uprostřed. Jelikož je peckanestlačitelná, bombardování jejího povrchu materiálem, který sena ni řítí rychlostí blízkou rychlosti světla, vyvolá akustickévibrace, které rozkmitají postupně celou hvězdu a ohřejí jejívnější vrstvy natolik, že dojde k výrazně nesouměrnému výbuchusupernovy.

I. Stairsová aj. hledali možné vývojové scénáře pro proslulýrelativistický dvojitý pulsar J0737-3039 AB (vzdálenost 520pc), který vyniká také tím, že má mimořádně nízkou příčnourychlost 10 km/s v hlavní rovině Galaxie. Autoři odtud usoudili,že mladší z obou pulsarů vznikl nestandardním postupem, protožehmotnost předchůdce činila jen 2 M. To také vysvětluje, proč sesoustava obou pulsarů pohybuje prostorem tak pomalu. Výbuch druhésupernovy byl totiž patrně kulově souměrný a nevedl tedyk žádnému dramatickému "postrčení" soustavy.

B. Jacoby aj. studovali v letech 1989-2001 pomocí radioteleskopuv Arecibu na frekvenci 430 MHz tři nejjasnější pulsary (zkrácenésouřadnice pro všechny tři jsou 2127+11) v kulové hvězdokupěM15 (= NGC 7078), označené A (per. 111 ms), B (per. 56 ms)a C (per. 30,5 ms). Vlastní pohyby všech tří pulsarů 3,7milivteřiny/rok se shodují s vlastním pohybem hvězdokupy, měřenýmopticky. Nejzajímavějším z nich je zřejmě pulsar C s hmotností1,358 M, neboť má svého průvodce - neutronovou hvězduo hmotnosti 1,354 M. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě0,335 d ve střední vzdálenosti 756 tis. km po velmi výstřednédráze (e = 0,7). Následkem toho jde o soustavu se silnýmiefekty obecné teorie relativity, tj. především relativistickýmstáčením periastra 4,5°/rok a zkracováním oběžné periodyrelativním tempem 4.10-12. Velikost obou efektů souhlasís předpovědí teorie relativity na 3%. Pulsar je starý asi 100mil. roků a indukce magnetického pole na povrchu neutronovéhvězdy dosahuje 1,2 MT.

A. Lomennová aj. měřili na dvou frekvencích pomocí 300mradioteleskopu v Arecibu po dobu 6 roků polohu osaměléhomilisekundového pulsaru PSR J0030+0451 (Psc/Cet; perioda 5 ms;vzdálenost 300 pc) a určili tak jeho úhlový vlastní pohyb 3,3milivteřiny/rok. Tomu odpovídá příčná rychlost jen 8 – 17 km/s,což je jedna z nejnižších příčných rychlostí pro pulsary vůbec.Pulsar se přitom nachází daleko od hlavní roviny Galaxiev galaktické šířce -58° a patří k nejstarším (recyklovaným)pulsarům v Galaxii s charakteristickým stářím 7,8 mld. roků.Naproti tomu další blízký pulsar PSR B1929+10 (Aql; per.0,23 s; vzdálenost 360 pc) vykazuje podle měření W. Beckera aj.pomocí radioteleskopu v Effelsbergu vysokou příčnou rychlost177 km/s při charakteristickém stáří 3 mil. roků.

D. Lorimer aj. uveřejnili již šestou část rozsáhlé přehlídkypulsarů na observatoři v Parkesu, která probíhá na frekvenci1,4 GHz v rovině Galaxie. Našli tak téměř 750 nových pulsarůa změřili dráhové parametry 13 binárních pulsarů. Autoři odtudodhadují, že na dnešní úrovni citlivosti radioteleskopů jev Galaxii možno odhalit na 30 tis. normálních rádiovýchpulsarů, takže s ohledem na efekt usměrnění svazku se v současnédobě v Galaxii nachází na 155 tis. aktivních pulsarů. Ty jsou jenprůměrně koncentrovány k hlavní rovině Galaxie, protože jejichškálová výška (pokles četnosti pulsarů na polovinu) kolmok rovině Galaxie činí plných 330 pc. Autorům odtud vycházívznik jednoho pulsaru v Galaxii v průměru každých 70 roků.

Podle V. Zavlina je v současné době rozpoznáno na 1 500 rádiovýchpulsarů, z toho přes 120 milisekundových s periodou kratší než0,01 s. I. a O. Malovovi spočítali zářivé výkony 311 pulsarůs impulsními periodami nad 0,1 s a ukázali, že 88% z nich mázářivé výkony v rozmezí 1020 – 1023 W. Pro soubor 27krátkoperiodických pulsarů s periodami pod 0,1 s dostali rozmezízářivých výkonů 1021 – 1024 W. Autoři odhadují celkový početčinných rádiových pulsarů v Galaxii na 300 tis., takže průměrněse v Galaxii rodí nový pulsar každé 3 roky (kde jsou ale všechnyk tomu potřebné supernovy?? - pozn. jg).

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

J. Miller aj. se zabývali otázkou, jak vlastně v kompaktníchobjektech s vysokou gravitací na povrchu vzniká mocnéelektromagnetické záření, které v těchto případech pozorujemei na velké vzdálenosti. Má-li vzniknout toto záření, musí nakompaktní objekt (bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu, hvězdnoučernou díru) spadnout nějaký materiál z obklopujícího akrečníhodisku. K tomu cíli je zapotřebí zmenšit moment hybnosti částiakrečního disku, což se dá uskutečnit buď ztrátou jeho momentuhybnosti pomocí silného větru, anebo ztrátou jeho rotační energiemagnetickým třením.

Autoři ukázali, že v případě mikrokvasaru J1655-40 se takvskutku děje magnetickým třením. V dubnu 2005 totiž pozorovalipomocí družice Chandra v této soustavě, skládající se z černédíry o hmotnosti 7 M a podobra sp. třídy F4 o hmotnosti2,3 M, rentgenový výbuch, který posloužil ke snížení momentuhybnosti akrečního disku magnetocentrifugální silou. C. Foellmiaj. revidovali na základě spekter UVES VLT mikrokvasaru J1655-40jeho vzdálenost od nás z 3,2 kpc na 1,7 kpc. Je dokonce možné, žetato hmotná rentgenová dvojhvězda s oběžnou periodou 2,6 dsouvisí s otevřenou hvězdokupou NGC 6242, vzdálenou od nás jen1,0 kpc. V tom případě by výtrysky z černé díry ve dvojhvězděnebyly nadsvětelné a šlo by o jednu z nejbližších hvězdnýchčerných děr vůbec.

M. Middleton aj. pozorovali pomocí družice RXTE rentgenovéspektrum akrečního disku mikrokvasaru GRS 1915+105 (V1487 Aql;vzdálenost 12 kpc) , což je nejsvítivější akreční disk v našíGalaxii. Kolem mikrokvasaru, z něhož vyvěrají výtryskyo rychlosti až 92% rychlosti světla, obíhá v periodě 33,5 dnehvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 1,2 M. Pro mateřskoučernou díru odtud vyšel bezrozměrný spin 0,7 (spin 1 odpovídákritické rotační rychlosti dané černé díry; spin 0 nerotujícíčerné díře). Rovněž ostatní hvězdné černé díry v naší Galaxiimají poměrně nízké spiny v rozmezí 0,1 – 0,8, takže přítok hmotyz akrečního disku by neměl být rozhodující pro rychlost jejichrotace - ta by byla primárně dána gravitačním hroucením, jelikožje důsledkem zákona zachování momentu hybnosti. Tomuto zjištěnívšak odporuje výsledek práce J. McClintocka aj., kteří pro černoudíru v mikrokvasaru 1915+105 dostali z pozorování spojitéhorentgenového spektra minimální spin 0,98 a hmotnost 14 M.V intenzitě rentgenového záření byly objeveny kvaziperiodickéoscilace s frekvencemi 41 – 166 Hz.

L. Lopezová aj. pozorovali pomocí družice Chandra spektrumproslulého mikrokvasaru SS 433 během zákrytu kompaktní složkyo hmotnosti 20 M. To jim umožnilo identifikovat ve spektrurychlých (26% rychlosti světla) výtrysků jaderné čáry prvkůs vysokým protonovým číslem. Výtrysky vycházejí z nejbližšíhookolí rotačních pólů černé díry a sahají do vzdálenosti 10 Rod ní, což představuje asi třetinu rozměru příslušného Rocheovalaloku. Průvodce černé díry má hmotnost 35 M a vyznačuje sesilným hvězdným větrem.

M. Muno aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenový pulsarCXO J1647-4552 (Ara; impulsní perioda 11 s) v galaktickéhvězdokupě Westerlund 1 (vzdálenost 5 kpc; stáří 4 mil. let).Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 3.1026 W, což znamená, žehmotnost pulsaru by měla být vyšší, než je minimální hmotnosthvězdné černé díry. Přesto se pulsar jeví jako neutronová hvězdao povrchové teplotě 5 MK, ačkoliv její předchůdce musel míthmotnost kolem 40 M a její poloměr vychází nesmyslně malý- pouhých 300 m!

T. Akgün aj. nalezli periodické variace impulsní periody 0,4 spulsaru PSR B1828-11 v periodě přibližně 500 dnů. V téžeperiodě se také mění profil vlastního impulsu. Tím odhalilivýznamnou precesi rotační osy neutronové hvězdy, což se projevujeměřitelnou změnou periody a tvaru impulsů díky tomu, žemagnetická a rotační osa neutronové hvězdy svírají téměř přesněpravý úhel. S. Zane aj. porovnali polohy osamělé neutronovéhvězdy RX J1605+3249 na snímcích HST z let 2001 a 2005 a odtudurčili její vlastní pohyb 73 km/s a vzdálenost 100 pc.

L. Sidoli aj. pozorovali v letech 2003-05 ultrakompaktnírentgenovou dvojhvězdu 4U 1850-087 v kulové hvězdokupě NGC6712 (vzdálenost 7 kpc) pomocí družice INTEGRAL v pásmu energií2 – 100 keV. Těsná dvojhvězda se vyznačuje extrémně krátkouoběžnou dobou pouhých 21 min a její rentgenový zářivý výkondosahuje obdivuhodných 1,5.1029 W. Hmotnost degenerované složkydvojhvězdy přitom činí jen 0,04 M. F. Aharonian aj. objevilipomocí aparatury HESS periodické kolísání intenzity záření gamav pásmu TeV u rentgenové dvojhvězdy LS 5039, která patří meziobjekty s vysokými hmotnostmi složek, jež kolem sebe obíhají povýstředné dráze v periodě 3,9 dne. Z pozorování vyplývá, žezáření vychází z okolí kompaktní složky až do vzdálenosti 1 AU odní. Tato složka obíhá kolem rané hvězdy sp. třídy O6.5 V.

C. Ihmová aj. zkoumali výstřednosti oběžných drah těsnýchdvojhvězd, v nichž obě složky tvoří neutronové hvězdy.Očekávali, že statisticky budou v souboru převažovat soustavys vysokou výstředností drah, protože výbuch každé supernovy byměl výstřednost oběžné dráhy zvýšit, pokud by soustavu úplněnerozložil. Ve skutečnosti však ve statistice převažujídvojhvězdy s malými výstřednostmi, což je naprosto nečekané.Z osmi dvojic je 5 tak těsných, že v dohledné době splynou, ale3 jsou tak daleko od sebe, že k jejich splynutí během nejbližších10 mld. let určitě nedojde. Vysokou výstřednost e = 0,7vykazuje jen v odst. 3.2. zmíněná dvojice PSR B2127-11Cv kulové hvězdokupě M15, kde však hraje hlavní roli dynamikahusté hvězdokupy. Ještě vyšší výstřednost e = 0,83 vykazujesoustava J1811-1736 s oběžnou dobou složek 8,6 dne a velkoupoloosou dráhy 8,6 R. Součet hmotností obou neutronových hvězdčiní v tomto případě 2,6 M a mladší složka má minimálníhmotnost 0,9 M, takže v tomto případě se naplnil očekávanýscénář, tj. výbuch mladší složky způsobil rozvolnění gravitačnívazby dvojhvězdy a je příčinou silně výstředné dráhy.

Q. Liu aj. uveřejnili 4. vydání katalogu rentgenových dvojhvězds vysokou hmotností složek (HMXB), obsahující 114 objektů,objevených do konce září 2005. V 60% případů jde o dvojhvězdy,obsahující jak degenerovanou rentgenovou složku, tak průvodcetřídy Be; 32% představují kombinace zhroucené rentgenové hvězdya hmotného veleobra.

L. Kaper aj. využili spektrografu UVES VLT k empirickému určováníhmotností neutronových hvězd. To má klíčový význam pro údajeo "měkkosti" stavové rovnice pro neutronové hvězdy. Čím více jev takové hvězdě bosonů, tím je stavová rovnice měkčí a tím nižšíje horní mez pro stabilní neutronovou hvězdu. Obecná teorierelativity dává naopak horní mez hmotnosti stabilníchneutronových hvězd 3,2 M, kdežto minimální hmotnost vychází napouhou 0,1 M, ale pokud hvězda obsahuje dost leptonů, stoupáspodní mez až na 1 M. Autoři zjistili, že nejnižší hmotnostipro neutronové hvězdy odpovídají předchůdcům s hmotnostmi8 – 14 M, kdežto předchůdci s hmotnostmi 14 – 19 M skončíjako neutronové hvězdy s hmotnostmi 1,3 M. Ve skutečnostialespoň dvě neutronové hvězdy mají vysoké hmotnosti: rentgenovýpulsar Vela X-1 obsahuje neutronovou hvězdu s hmotností 1,9 Ma milisekundový pulsar J0751+1807 dokonce 2,1 M. Odtud plyne,že jejich předchůdci museli mít více než 19 M a je otázka, pročneskončili rovnou jako černé díry - patrně k tomu dojdev budoucnosti po akreci další mezihvězdné látky nebo pohlceníhvězdného průvodce.

F. Özel aj. studovali pomocí družic RXTE, Exosat a Newtonrentgenové spektrum dvojhvězdy s nízkou hmotností složek (LMXB)EXO 0748-676 vzdálenou od nás přes 9 kpc. Našli tak na povrchuneutronové hvězdy jaderné spektrální čáry kyslíku a železaposunuté díky gravitačnímu červenému posuvu. To jim umožnilospočítat intenzitu gravitačního pole na povrchu hvězdy a odtudodvodit spodní meze pro její hmotnost (2,1 ±0,3) M a poloměr(13,8 ±1,8) km. Těmito pozorováními se tedy již jednoznačněpodařilo vyloučit měkké stavové rovnice pro neutronové hvězdya tudíž i případnou existenci tzv. kvarkových hvězd.Neutronové hvězdy se tedy řídí konvenční stavovou rovnicí proprotony a neutrony. O poslední záchranu atraktivní myšlenkykvarkových hvězd se však postarali X. Zheng aj., když sivymysleli model hybridní neutronové hvězdy, která ma jádroz kvarkové látky a plášť z neutronů. Prý by se takové hybridyprojevily existencí pulsarů se submilisekundovou periodou, což seovšem zatím nezjistilo.

C. Ott aj. uvádějí, že železná jádra hmotných hvězd by měla předzhroucením na neutronovou hvězdu rotovat asi o 4 řády pomalejinež následně vzniklá neutronová hvězda. To znamená, že jejichrotační periody by neměly být kratší než 50 – 100 s(milisekundové pulsary vznikají až dodatečným roztočenímneutronové hvězdy díky akreci materiálu z druhé složkydvojhvězdy). D. Barret aj. využili archivních dat družice RXTEk analýze údajů o kvaziperiodických oscilacích rentgenovéhozáření pěti neutronových hvězd o nízké svítivosti v těsnýchrentgenových dvojhvězdách s přenosem hmoty na kompaktní složku.Zjistili, že toto rentgenové záření mizí ve výškách kolem 10 kmnad povrchem neutronových hvězd, což je v souladus relativistickým výpočtem poslední stabilní dráhy nadneutronovou hvězdou.

3.4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

K. Hurley aj. oznámili, že kosmická sonda Mars Odyssey získáváod dubna 2001 cenné údaje o výskytu a poloze GRB. Za první čtyřiroky činnosti zaznamenala již 275 GRB a několik magnetarů (SGR),což umožnilo určit jejich polohu na obloze s přesností na obl.minuty. Jak však připomněli G. Chinciarini aj., královnou v tomtooboru se stala družice Swift, jež zaznamená ročně vzplanutí asistovky GRB, z nichž zhruba u 75% získá údaje o rentgenovýchdosvitech. Odtud pak vyplývá, že průměrný GRB vyzáří běhemněkolika sekund energii až 1045 J, což odpovídá anihilaci0,5% M! A. Moretti aj. shrnuli údaje o přesnosti polohrentgenových dosvitů, které Swift dodává do sítě internet.Z počáteční přesnosti na 6,5″ se postupem času podařilo tutohodnotu zlepšit na 3,2″, což neobyčejně urychluje a usnadňujenásledné optické identifikace.

R. Perna aj. poukázali na složitost světelných křivek GRB běhemvzplanutí gama a těsně po něm, jak vyplývá ze simultánníchrentgenových a optických měření, jež se nyní často daří díkyvynikající práci družice Swift. Ta dodává, jak známo, přesnépolohy GRB s nepatrným zpožděním řádu sekund. Na tyto poplachydokáží bleskově reagovat čím dál tím početnější a výkonnějšírobotické teleskopy na zemi. Jejich pozorování pak poukazují naspolečný původ komplexního průběhu světelných křivek pro krátké(SGRB; trvání pod 2 s; tvrdší energetické spektrum) i dlouhé(LGRB; trvání nad 2 s; měkčí energetické spektrum) zábleskygama. Autoři jej spatřují v silně akreujících discích kolemhvězdných černých děr. Disky se totiž ve větších vzdálenostech odčerné díry rozpadají na menší úlomky a to vyvolává pozorovanousilnou proměnnost a sekundární vzplanutí na raných světelnýchkřivkách.

B. Zhang aj. a J. Nousek aj. ukázali, že světelné křivky 27GRB, pozorovaných od samého počátku vzplanutí, vykazují nejprverychlý pokles s 3. až 5. mocninou uběhlého času, který se zhrubapo 8 min zmírní na mocniny 0,5 až 1,0 a po necelých 3 h znovuprohloubí na mocniny 1,0 až 1,5. Přes tento spojitý pokles sepřekládají rentgenové záblesky, které jsou důkazem, že vnitřnízdroj celého úkazu dosud pracuje, byť již s nižší účinností.Počáteční velmi rychlý pokles je výsledkem pozorování chvostuemise od fotonů, letících šikmo vůči zornému paprsku. Zmírněnípoklesu odpovídá fázi, v níž dominuje dopředná rázová vlna odvnitřního zdroje. Když toto vyzařování skončí, projeví se druhýzlom na světelné křivce. Celý úkaz probíhá při rychlostechmateriálu blízkých rychlosti světla, takže zde bezděčněpozorujeme silné relativistické efekty.

Jak uvedl D. Giannios, P. O'Brien aj. a C. Pagani aj., patříprávě zmíněné rentgenové záblesky na sestupné části světelnékřivky GRB k významným objevům, o něž se družice Swiftzasloužila. Podrobný průběh rentgenových světelných křivekvykazuje ihned po vzplanutí exponenciální pokles, který však poskončení výbuchu ve vnitřním zdroji přechází v pokles mocninný.Přes něj se však překládají krátké rentgenové záblesky, jež sepozorují jak u SGRB, tak i LGRB zhruba v polovině případův intervalu od 1 minuty do 1 dne po vzplanutí GRB. Kromědoznívání činnosti vnitřního zdroje však je za jejich výskytodpovědná i disipace magnetické energie během brzděnízmagnetizovaných zhustků vyvržených z centrálního zdrojev okolním prostředí.

L. Li a B. Paczynski našli pro 25 LGRB těsnou souvislost meziproměnností optického dosvitu a maximální svítivostí LGRB. M.Suzuki a N. Kawai zjistili ze vzorku 52 GRB objevených družicemiBeppoSAX a HETE-2, že jejich celková izotropně vyzářená energieje úměrná svítivosti optického dosvitu. Převodní faktor účinnostipřitom činí 1 – 40%. I z této statistiky vychází vyšší hodnotyLorentzových faktorů L, tj. silně relativistické prostředív nitru GRB. M. Lemoine a B. Revenu odhadli faktory L přivnitřní a vnější rázové vlně kolem GRB v rozmezí 2 – 60.

A. Zeh aj. uvedli, že do konce r. 2004 (před nástupem družiceSwift) bylo rozpoznáno jen 16 optických dosvitů, jejichžjasnost zprvu klesala s časem lineárně, ale v čase (0,3 ±0,2) ddocházelo ke zlomu a rychlejšímu poklesu přibližně s 2. mocninouuplynulého času. E. Liang a B. Zhang shromáždili všechny dostupnéúdaje o optických dosvitech od února 1997 do srpna 2005a zjistili, že jasnosti dosvitů v době 24 h po vzplanutí GRB(časový interval byl přepočten na klidovou soustavu souřadnic)vykazují bimodální rozložení četnosti s maximálními zářivýmivýkony 1.1039 W a 5.1037 W, přičemž 75% GRB patří do okolíprvního vrcholu. Do prvního souboru patří GRB s velkým rozptylemhodnot červeného posuvu, kdežto do druhého souboru převážně GRBse z < 1,1. Podle L. Navy aj. vyplývá z korelace mezi izotropníenergií LGRB a odstupem času zlomu na světelné křivce výtrysku,kterou v r. 2005 odhalili rovněž Liang a Zhang, že z nitra GRBtryskají za sebou do prostoru "ohnivé kulky", vystřelované doprostředí se silným hvězdným větrem.

O. Godet aj. sledovali pozdní rentgenová vzplanutí GRB 050421v časech 110 a 154 s po vlastním záblesku gama. Přitom se v téžedobě nepodařilo najít žádný optický protějšek GRB; v 8. sekundězáblesku musel být slabší než 9 mag a v 67. sekundě slabší než18 mag. To dle autorů znamená, že šlo o tzv. nahý GRB, kdy sev okolí vnitřního zdroje nenacházel žádný materiál, který by bylzábleskem excitován. Rentgenové záblesky zřejmě souvisejís pozdní vnitřní rázovou vlnou ve zdroji.

Hned na počátku května 2005 pozorovali A. Falcone aj. mimořádnějasný rentgenový dosvit LGRB 050502B (Leo; 0930+17; trvání17,5 s), jenž dosáhl maxima 500krát (!) vyššího než samotnýrentgenový protějšek plných 13 min po vzplanutí gama.Několikaminutové rentgenové vzplanutí se navíc vyznačovalo velkoutvrdostí elektromagnetického spektra. To lze podle autorůobjasnit jako jedinečnou reprízu aktivity vnitřního zdrojecelého úkazu. Vzápětí podle C. Hurketta aj. pozorovala družiceSwift LGRB 050505 (Leo; 0927+3016; z = 4,3), jehož vzplanutígama trvalo 63 s a vyznačovalo se početnými kratičkými záblesky.V přepočtu na izotropní vyzařování uvolnil zdroj energii4.1047 J a byl doprovázen neobvykle dlouhým (14 dnů!)rentgenovým dosvitem. Na rentgenové světelné křivce se podařilozaznamenat dva ostré zlomy v časech 2,1 a 16,1 h po začátkuvzplanutí, po nichž se vždy pokles jasnosti s časem zrychlil.Optický protějšek R = 9,2 mag pozorovala aparatura UVOT naSwiftu a a podle M. Jelínka aj. též španělský robotický teleskopBOOTES. Dosvit za pouhých 13 min po záblesku zeslábl naI = 18 mag a po 6,4 h na 20,5 mag. P. Wozniak aj. objevilipomocí robotického teleskopu RAPTOR opožděný optický záblesku dlouhého GRB 060206 (CVn; 1332+35; trvání 7 s; z = 4,0),který se hodinu po vlastním vzplanutí gama během několika minutzjasnil na R = 16,4 mag.

Další případ divoké rentgenové světelné křivky popsali C.Paganiho aj. pro GRB 050607. Rentgenová vzplanutí ze Swiftumají podle autorů vždy rychlejší náběh (až 25násobné zvýšeníjasnosti během půl minuty) a povlovnější pokles. Spektrumvzplanutí bývá na počátku nejtvrdší a postupně měkne. Celé totorentgenové "běsnění" trvá maximálně něco přes 3 h a pakdefinitivně zaniká. X. Wang aj. považují obecně tato opožděnávzplanutí v pásmu energií GeV – TeV za důkaz prodloužené, resp.obnovené činnosti vnitřního zdroje GRB. To by mohlo pomocirozlišit od sebe projevy vnitřní a vnější rázové vlny ve zdrojia fyzikální povahu celého úkazu, popř. i pravděpodobnou existencisilných magnetických polí u těchto typů GRB. Jako příklad uvádějíi pozorování už dříve objeveného zdroje GRB 940217.

L. Antonelli aj. dokázali pomocí VLT pozorovat optický dosvitGRB 050721 již 25 min po vzplanutí gama. Sestupné větve optickéa rentgenové světelné křivky byly shodné až do času 1 den povzplanutí GRB - v té době však došlo pouze v optickém oboruk výraznému zjasnění o 1,8 mag, což se zatím nezdařilo vysvětlit.VLT nenašel ani 2,5 měsíce po pohasnutí celého úkazu v danémsměru žádnou galaxii do mezní magnitudy R = 25,8.

D. Wei aj. zaznamenali neobvykle svítivý optický protějšeku nejvzdálenějšího GRB 050904 (Psc; z = 6,3), který seobjevil zároveň s maximem vzplanutí gama. GRB měl mimořádnědlouhé trvání v pásmu gama, tj. 225 s. Podle G. Cusumana aj.vzplanul tento GRB jen 900 mil. let po velkém třesku a jehosvětelná křivka se nijak neliší od bližších GRB. Následný optickýdosvit se dá nejlépe vysvětlit jako důsledek šíření pozdnívnitřní rázové vlny z centrálního zdroje. Y. Zou aj. popsaliprůběh rentgenové i optické světelné křivky od 86 s do 2,6 dnů povýbuchu GRB. Odtud usoudili na poměrně dlouhou aktivituvnitřního zdroje výbuchu, která se projevila řadou rentgenovýchzáblesků a uvolněním izotropní energie v oboru záření gama plných3.1047 J! Podle jejich názoru jsou pozdější výtrysky ze zdrojerychlejší než výtrysky předešlé, takže se navzájem dohánějí a přisrážkách vidíme rentgenové záblesky. D. Watsona aj. uvedli, žetento rekordně vzdálený GRB dosáhl v první minutě vzplanutízářivého výkonu o plných 5 řádů (!) vyšší než stejně vzdálenékvasary. D. Frail aj. objevili díky aparatuře VLA rádiový dosvitGRB na frekvenci 8,5 GHz a s tokem 0,08 mJy počínaje 34. dnem povýbuchu. Odtud odvodili izotropní energii výbuchu na 1047 Ja také vrcholový úhel výtrysku gama na 8°.

Kosmologické GRB lze tedy v principu nalézat až do červenýchposuvů z ≈ 20 za předpokladu, že v tak rané fázi vývoje vesmíru(200 mil. let po velkém třesku) již mohly existovat. V každémpřípadě se výborně hodí ke studiu struktury vesmíru podél zornéhopaprsku, kdy nakrátko jako silné světlomety ozáří zezadu celoumezilehlou scénu. To nám umožňuje pozorovat v těchto rekordníchdálavách i obyčejné galaxie, nejen svítivé kvasary. Jak uvedli N.Kawai aj., díky dosvitu téměř 24 mag se podařilo 3 dny po výbuchuurčit chemické složení v této vzdálené zárodečné galaxii. Dostalitak první informaci o nenulové metalicitě velmi raného vesmíru,což znamená, že je skutečně pravděpodobné, že první hmotnéhvězdy (populace III) vznikly již pár stovek mil. let po velkémtřesku. Podle E. Ramíreze-Ruize aj. obrat v tempu rozpínánívesmíru (nové zrychlování) nastal při průměrné hodnotě z =0,76 (zhruba před 7 mld. let).

V průběhu roku se díky výborné koordinaci mezi družicí Swifta pozemními robotickými teleskopy podařilo již vícekrát pozorovatoptické protějšky GRB jen několik desítek sekund po vzplanutígama; v některým případech v době, kdy vzplanutí gama ještědoznívalo. Podle D. Watsona aj. odtud mj. vyplývá, že celkovávyzářená energie LGRB je víceméně konstantní a dosahuje hodnoty1044 J. Mimořádným úspěchem této koordinace kosmickýcha pozemních pozorování se stala práce B. Penpraseho aj., kdyžspektrografem HIRES u obřího Keckova dalekohledu zvládli jižhodinu po GRB 051111 (Peg; 2312+1822; z = 1,5) poříditvysokodisperzní spektra optického dosvitu. Z nich dokázalipředevším určit hodnotu kosmologického červeného posuvu objektus přesností lepší než 0,1 promile, ale také mezilehlé absorpčníčáry s červenými posuvy z = 1,19 a 0,83. Ve spektru dosvituobjevili neutrální i jednou a dvakrát ionizované čáry Mg, Mn, Cr,Fe, Zn, Al, Si a Ni. Podobně D. Lazzati aj. získali kvalitníoptická spektra dosvitu GRB 021004 (z = 2,33) s modrýmikřídly absorpčních čar, odpovídajícími rozpínání plynu rychlostmipřes 3 tis. km/s. Celkem tak pozorovali šest absorpčních systémůs červenými posuvy z > 2,30. Odtud vyplývá, že v okolí GRBdocházelo už před výbuchem k velké ztrátě hmoty řádu 10-4 M/ra to zase znamená, že předchůdcem LGRB byla hvězda o velkéhmotnosti. Rázová vlna hvězdného větru byla zjištěna až dovzdálenosti 100 pc od zdroje.

A. Blustin aj. sledovali v širokém rozsahu elektromagnetickéhospektra světelnou křivku jasného GRB 050525A (Her; 1833+26;z = 0,6). První rentgenová data se podařilo získat již 15 sa optická 66 s po GRB. V obou pásmech jasnost GRB velmi kolísala,za což asi může zpětná rázová vlna výbuchu. Usměrněný výtryskzáření gama měl vrcholový úhel jen 3°. M. Della Valle aj.zjistili pomocí dalekohledu Gemini N, že světelná křivkaoptického dosvitu se zlomila v čase 7 h po záblesku, ale kolem5. dne se nápadně zploštila díky supernově 2005nc, která začalaprosvítat materiálem původního dosvitu a dosáhla právě tehdymaxima R = 24 mag. Pro další jasný GRB 050315 (z = 2,0)dostali S. Vaughan aj. vrcholový úhel výtrysku 5°. D. Gruppe aj.sledovali dlouhý GRB 050603 (For; 0240-25; trvání 12 s;z = 2,8) v rentgenovém a optickém oboru spektra. Optický dosvitbyl zpozorován 10 h po vzplanutí gama, kdy měl V = 18 maga slábnul až po mez pozorovatelnosti, které dosáhl za 3 dny;rentgenový dosvit šlo sledovat celý týden. Ze vzhledu světelnýchkřivek autoři odvodili vrcholový úhel výtrysku 19°. Maximálnízářivý výkon v oboru záření gama pak dosáhl neuvěřitelných1,3.1047 W.

S. Oates aj. popsali multispektrální světelné křivky jubilejního100. záblesku gama identifikovaného pomocí družice Swift podoznačením GRB 060108. Necelé 3 min po vzplanutí gama se jimpodařilo pozorovat slabý optický dosvit, který v infračervenémpásmu trval 45 min. Ve 12. dnu po GRB objevili v daném směrugalaxii s jasností R = 23,5 mag, jejíž z < 3,2. Rovněžv lednu 2006 získal dle M. Jelínka aj. svůj první optickýprotějšek u GRB 060117 (Ind; 2152-5839) nově instalovanýrobotický dalekohled FRAM na observatoři Pierra Augerav Argentině. Zdroj GRB se v té chvíli nacházel jen 16° od Slunce,takže dalekohled UVOT na Swiftu se tam nemohl zaměřit. FRAMpořídil kamerou CCD s objektivem o průměru 60 mm (!) první snímekprotějšku 120 s po vzplanutí a sledoval pak jeho slábnutí o plné2,5 mag po dobu 6 min. Protějšek měl na prvním snímku překvapivěvysokou jasnost R = 10 mag, takže patřil k nejjasnějšímprotějškům do té doby spatřeným, přestože jeho vzdálenost od násčinila skoro 3 Gpc.

P. Romano aj. objevili předchůdce zábleskového zdroje zářenígama, když oblast GRB 060124 (Cam; 0508+6942) pozorovalašťastnou shodou okolností aparatura Konus-Wind, resp. úzkoúhlákamera Swiftu již 10, resp. 6 min před vlastním vzplanutím gama.Předchůdce byl pozorován až do energie 2 MeV, zatímco hlavnívzplanutí mělo energetické maximum u 300 keV. Optický protějšekse vyvíjel odchylně od rentgenového a dosáhl maxima V = 17 magcelé 3 min po GRB. Izotropní energie vzplanutí dosáhla5.1046 J. S. Cenko aj. nalezli 200 s před hlavním vzplanutímGRB 050820A předchůdce v oboru měkkého rentgenového záření,který však ihned pohasnul, a do vlastního vzplanutí už nebylovidět nic nápadného. Vrcholový úhel hlavního výtrysku činil 8°a celková uvolněná energie dosáhla 7,5.1044 J, což je zatímnejlépe určená horní mez skutečně vyzářené energie pro GRB vůbec,protože autoři získali souběžná měření světelných křivek ve všechspektrálních oborech od optického po měkké záření gama.

P. Roming aj. si povšimli, že u řady GRB pozorovaných Swiftemnebyl navzdory veškerému úsilí nalezen žádný optický protějšeknebo dosvit. To může mít rozličné příčiny, např. extrémně vysokouúčinnost přeměny energie výbuchu do pásma vysokých energiíelektromagnetického záření, ale také silnou selektivní optickouextinkci mezi zdrojem a pozorovatelem, popřípadě velkou(kosmologickou) vzdálenost GRB od nás. Další příčinou dle A. Rauaaj. může být příliš úzký optický výtrysk v porovnání s výtryskemv oboru gama nebo rentgenovém. A. Tiengo a S. Merenghettiprokázali z měření rentgenové družice Newton, že jasnýGRB 031203 (z = 0,1) měl kolem sebe dva prachové prstenyo poloměrech 0,9 a 1,4 kpc a další GRB 050713A rozpínající seprachový prsten o poloměru 0,4 kpc. Nicméně S. Sazonov aj. tvrdí,že z rozboru rentgenové světelné křivky GRB 031203 získanépomocí družic INTEGRAL a Newton plyne, že šlo o standardní LGRB,kdy značná část energie vnitřního zdroje se vyzáří v měkkémrentgenovém pásmu během první tisícovky sekund po vzplanutí GRB.

Y. Nakagawa aj. sledovali dlouhý (190 s) GRB 051022, objevenýdružicí HETE-2 a skládající se z mnoha krátkých záblesků v pásmugama, bez problémů také v rentgenovém i rádiovém oboru spektra.Jelikož mateřská galaxie má z = 0,8, očekávali výskyt optickéhodosvitu, ale to se jim nepodařilo, protože tomu zřejmě zabránilaoptická extinkce v prachovém molekulovém mračnu kolem GRB. Podleautorů tam optická extinkce dosáhla neuvěřitelných 49 mag(!). Když vzali výsledky pozorování GRB z ostatních oborůelektromagnetického spektra s maximem na 380 keV, obdrželipřekvapivě vysokou izotropní energii vnitřního zdroje 7.1046 J.

K. Pedersen aj. uvedli, že GRB 001025A (z ≈ 0,8) měl zřetelnýrentgenový dosvit v intervalu 1,9 – 2,3 d po nástupu vzplanutígama, který se znovu opakoval ještě 2 a 2,5 roku (!) povýbuchu. Naproti tomu optický dosvit nebyl do mezní hvězdnévelikosti R = 25,5 mag pozorován vůbec, přestože mateřskágalaxie má R = 24 mag. Autoři se domnívají, že i v tomtopřípadě dosvit nepozorovali kvůli výrazné optické extinkci světlav mateřské galaxii. Ještě nápadnější byla dle K. Pageho aj.nepřítomnost optického dosvitu u GRB 050911 (0055-39), kterývykázal tři po sobě jdoucí vrcholy na světelné křivce v pásmuzáření gama, z nichž první dva trvaly jen 0,5 s v intervalu1 s a třetí následoval po 10 s a trval 10 s. Rentgenové zářenívšak nebylo pozorováno v době necelých 5 h po vzplanutí a optické12 h po vzplanutí také ne, ačkoliv se o zobrazení pokoušel 8mteleskop Gemini S s mezní hvězdnou velikostí 24 mag. Autořinedokázali rozhodnout, zda šlo o SGRB nebo LGRB, protožepozorované charakteristiky GRB jsou v rozporu s oběma možnostmi.V každém případě nepřítomnost rentgenového dosvitu je zarážejícía optického nesnadno vysvětlitelná.

Možné východisko z této šlamastiky nabídli I. Horváth aj., kteříchtějí zavést ještě třetí klasifikační třídu GRB, tzv.intermediální GRB. Ty se vyznačují opačnou závislostí mezitvrdostí spektra záření gama a trváním, než je tomu u oboupředešlých tříd, a trváním v rozmezí 1 – 10 s. Podle autorů návrhůlze mezi intermediální GRB zařadit asi desetinu všech úkazů GRB,ale zda jde opravdu o odlišný fyzikální mechanismus jejichvzplanutí, není dosud jisté.

Podle P. Jakobsona se díky družici Swift podstatně zvýšilaprůměrná hodnota červeného posuvu pozorovaných GRB. Před érouSwiftu vycházela na z = 1,4 a nyní se posunula na z = 2,8. Toje zřejmě následek zmenšení výběrového efektu, když dříve sedařilo zachytit optická spektra jen nejjasnějších a tedyi nejbližších GRB. Problémem však i nadále zůstává optickézastínění GRB v oblastech překotné tvorby hvězd, kde je nutněpřítomno velké množství chladného mezihvězdného materiálu, ježznemožňuje pozorování optických protějšků asi u 20% GRB. Jelikožv oblastech překotné tvorby hvězd často vznikají velmi hmotnéhvězdy, které mají krátký životní cyklus, takže rychle dospějíi do fáze vzplanutí GRB, lze tak zejména pro velmi velké hodnotyčervených posuvů GRB studovat výskyt těchto jinaknepozorovatelných oblastí. Větší statistika GRB tak postupněumožní získat jedinečné údaje o hvězdném vývoji v ranémvesmíru, zejména pak pro červené posuvy z > 5, tj. pro obdobíprvní 1,5 mld. let po velkém třesku. To zní velmi nadějně probudoucí infračervenou spektroskopii na plánovaném kosmickémteleskopu JWST.

S. Woosley a A. Heger se zabývali otázkou, jak vlastně vypadajípředchůdci LGRB. Tvrdí, že jde o velmi hmotné (>10 M) hvězdys vysokým momentem hybnosti až o dva řády vyšším, než je typicképro rádiové pulsary, což představuje asi 1% takto hmotných hvězd.Dokonce je možné, že jde o rychle rotující (>400 km/s)dvojhvězdy, které při výbuchu GRB splynou. Mohou to být alei tzv. modří loudalové s extrémně rychle rotujícím jádrem,skládajícím se z hélia a kyslíku. GRB se obecně vyskytujív oblastech, v nichž mají hvězdy velmi nízkou metalicitu.

N. Langer a C. Norman vytvořili model kolapsaru pro dlouhézáblesky gama. LGRB jsou typické pro prostředí raného vesmírus nízkou metalicitou materiálu méně než 10% metalicity sluneční.Přehlídka SDSS ukázala, že asi 10% hvězd má takto nízkoumetalicitu, a že maximální četnost LGRB nastala pro červenéposuvy z ≈ 3,2, zatímco maximální četnosti supernov třídy IIodpovídá z ≈ 1,8. Četnost výskytu těchto supernov je o 3 řádyvyšší než četnost LGRB. Odtud vyplývá, že pro vznik LGRB senehodí každý kolapsar; musí být splněny ještě další, dosti vzácněse vyskytující podmínky. Z každé tisícovky supernov třídy II májen 160 metalicitu nižší než 10% sluneční a z toho jen 22 má předvýbuchem dostatečnou hmotnost na to, aby se zhroutily na hvězdnoučernou díru. Ve skutečnosti však většina černých děr vzniká bezvzplanutí LGRB. Autoři odhadují, že v naší Galaxii mohl posledníLGRB vybuchnout před nějakými 7 mld. let, čili dávno před vznikemsluneční soustavy.

S tím souhlasí také výsledek studia K. Stanka aj., kteřízjistili, že pět blízkých (z > 0,25) GRB s přidruženousupernovou vzplanulo vesměs v malých galaxiích chudých na kovy.To znamená, že naše Galaxie je vůči takovým úkazům imunnía případné nebezpečí pro život na Zemi je zažehnáno. Praktickyk týmž závěrům dospěli také A. Fruchter aj., když zjistili, žeLGRB se soustřeďují do opticky nejjasnějších částí mateřskýchgalaxií, na rozdíl od supernov-kolapsarů třídy II. Mateřskégalaxie LGRB jsou slabší a nepravidelnější než mateřské galaxiesupernov třídy II. Zatímco supernovy II se vyznačujínepřítomností H a silnými čarami He, ve spektru supernov Ic chybíjak čáry He, tak i H. Vypadá to tak, že nutnou podmínkou pro jevLGRB je chaotičnost a omezený chemický vývoj mateřské galaxiea dále vysoká hmotnost hvězdy - předchůdce. Právě proto jsouLGRB dobrým indikátorem míst, kde v předstihu jen několikamilionů let vznikaly překotně hvězdy. Nicméně, jisté pochybnostibudí objev A. Atoyana aj., kteří objevili pomocí aparatury HESSzatím neidentifikovaný zdroj vysoce energetického TeV záření gamav rovině naší Galaxie v poloze J1303-631 (Cen) a ve vzdálenostipřes 10 kpc. Podle názoru autorů jde totiž o relikt po GRB, jenžse měl v Galaxii odehrát astronomicky nedávno - před 10 tis.lety...

A. Soderbergová zkoumali pomocí ACS HST průběh světelných křiveksupernov třídy Ib/c, které souvisejí s GRB 040924 (z = 0,9)a GRB 041006 (z = 0,7). Vzhled křivek se zcela podobáprototypu SN 1998bw, až na to, že příslušné zářivé výkony bylyslabší o 1,5, resp. o 0,3 mag proti prototypu.Tím stoupl početGRB s následným vzplanutím supernovy na šest. S. Campana aj., E.Pian aj., A. Sodebergová aj., P. Mazzali aj., M. Modjaz aj. a P.Ferrero aj. zjistili, že také rentgenové zábleskové zdroje(X-Ray Flash = XRF), jež jsou považovány za menší sourozenceLGRB, mohou souviset s výbuchy supernov. Prokázali to sledovánímvývoje světelné křivky zdroje XRF 060218 (Ari; poloha0321+1652; z = 0,03; vzdálenost 140 Mpc), jehož rentgenovévzplanutí zaznamenala družice Swift 18. února 2006 v 18:15 UT.Vzplanutí dosáhlo maxima až 7 min po svém začátku a trvalo celkem35 min. Aparatura UVOT se zaměřila týmž směrem 16,5 min porentgenovém vzplanutí a zaznamenala maximum ultrafialového zářenípo 8,5 h, kdežto maximum optického záření až více než 11 h odrentgenového výbuchu. A. Sodebergová z Caltechu uvedla, žev projektu, který vede, hledala bezvýsledně po dobu pěti letsouvislosti mezi 150 supernovami na jedné straně a GRB nebo XRFna druhé straně. Jelikož je nutno v takových případech jednat bleskově,dostává avízo o zdrojích z družice Swift přímo na svůj mobil,který prý většinou zvoní v noci... Teď však už začíná vidětsvětélko na konci tunelu.

Další optické zjasnění se však objevilo až 3 dny po prvotnímúkazu, což už byla vlastní supernova, označená jako SN 2006aj.Šlo zřejmě o supernovu třídy Ib/c s maximální absolutní hvězdnouvelikostí -18,7 mag, která je sice méně svítivá než bývajísupernovy - protějšky GRB, ale na druhé straně svítivější nežběžné supernovy - kolapsary třídy II. Maxima jasnosti dosáhla až10. den po vzplanutí GRB. Supernova v trpasličí galaxii s nízkoumetalicitou o absolutní hvězdné velikosti -19 mag pak bylapozorována také v rádiovém oboru spektra aparaturou VLA po dobu22 dnů a rentgenovou družicí Chandra, jež ji zaznamenala ještě17. den po vzplanutí. Plynné obaly supernovy se rozpínalyrychlostí 26 tis. km/s a celková izotropně vyzářená energiečinila 6.1042 J. Supernova 2006aj byla tedy v rádiovém oboruo 3 řády a v rentgenovém o 2 řády slabší než supernovydoprovázející vzplanutí LGRB. B. Cobb aj. si všimli, že GRBs následnou supernovou mají soustavně nižší zářivé výkony nežběžné dlouhé GRB. Přitom příčinou nižšího pozorovaného výkonunení nevhodná geometrie (šikmý pohled na výtrysk), aleopodstatněný fyzikální rozdíl. To ovšem zhoršuje možnost využíttakto objevených supernov v kosmologii, protože je nelzepovažovat za standardní svíčky jako klasické supernovy Ia.

To lze dle zmíněných autorských týmů vysvětlit tím, že předchůdciLGRB mají hmotnost kolem 40 M, kdežto předchůdce zmíněného XRFjen 20 M. Zatímco výsledkem zhroucení LGRB je černá díra,u XRF je pozůstatkem neutronová hvězda. V oboru případech jevšak podmínkou, že kolapsar má mimořádně silné magnetické pole,tj. že jde o magnetar. Magnetary představují asi 10%neutronových hvězd v Galaxii, čili ve stejném poměru by měly býtzastoupeny i supernovy třídy Ibc vůči supernovám třídy II. XRFjsou totiž ve vesmíru alespoň o řád četnější než LGRB, což jedůsledek rostoucí funkce hmotnosti s klesající hmotností hvězd.

T. Young shrnul výsledky této nejpodrobněji studovanésouvislosti XRF a supernov do následujícího scénáře:předchůdcem celého úkazu byla hmotná Wolfova-Rayetova hvězdao poloměru 6 R, která už poztrácela vodík i hélium, protože sezredukovala na obnažené jádro hvězdy, obsahující převážně uhlíka kyslík. Z povrchu hroutící se hvězdy se vynořila nesouměrnárázová vlna, zesílená silným magnetickým polem a rychlou rotacíjádra hvězdy. Podél rotační osy vystřelil mírně relativistickývýtrysk s maximem vyzařování pro energie 5 keV (u klasických LGRBto bývá kolem 250 keV). V tu chvíli zachytila družice Swift"první varování" blížícího se výbuchu samotné supernovy. Prvníoptické zjasnění souviselo s rozpadem izotopu 56Ni na 56Co,kdežto zjasnění o 3 dny později už se samotným výbuchemsupernovy. K. Murase aj. se domnívají, že takové úkazy s velmidlouhým trváním rentgenového vzplanutí mohou představovat novoupopulaci úkazů, které by šlo identifikovat nezávisle na Swiftuhledáním supernov Ib/c pomocí HST nebo obřích pozemních teleskopůs velkým zorným polem. Tyto objekty by měly být současně silnýmizdroji neutrin, kosmického záření a energetického zářenígama, takže by se daly odhalit pomocí aparatur jako je IceCube,Auger nebo MAGIC či HESS.

C. Folatelli aj. pozorovali výbuch supernovy 2005bf, která seod svého objevu ještě 2 týdny plynule zjasňovala, ale hlavníhomaxima 6.1035 W dosáhla ještě o dalších 25 dnů později. Za 75dnů od objevu vyzářila energii 2.1042 J, ačkoliv tempo rozpínáníplynných obalů nebylo nijak oslnivé: nanejvýš 14 tis. km/s.Autoři se na základě rozboru světelné křivky i spektroskopiedomnívají, že předchůdcem této supernovy byla Wolfova-Rayetovahvězda s hmotností 8,3 M, která ztratila větší část svéhovodíkového obalu ještě před asymetrickým výbuchem supernovy. Jdetedy o zatím nejlepší příklad přechodného objektu mezi výbuchemsupernovy Ic a Ib, který se přitom podobá dlouhým GRB.

L. Li odvodil těsný vztah mezi maximem rozložení energie vespektru GRB a maximálním zářivým výkonem příslušné optickésupernovy. Podobně existuje tzv. Amatiho vztah mezi izotropnímekvivalentem vyzářené energie a maximem rozložení energie LGRB.Horní mez izotropně vyzářené energie GRB, doprovázenéhosupernovou, činí 1045 J a tomu odpovídající zářivý výkonsupernovy dosahuje 1036 W. Jelikož maximální zářivé výkonysupernov závisí nejvíce na množství izotopu 56Ni, je taknaznačena souvislost se zářivými výkony GRB. Autor se protodomnívá, že pokud i běžné supernovy mají doprovodné jevyanalogické GRB, tak s ohledem na nižší zářivé výkony běžnýchsupernov by se mohly projevit spíše v měkkém rentgenovém pásmu,popř. v ultrafialovém spektrální oboru. Platnost Amatiho vztahui pro zdánlivě nezapadající případy GRB 980425 a GRB 060218potvrdili G. Ghiselliniová aj.

S. Covinovi aj. se podařilo pomocí VLT objevit první optickýdosvit pro krátký zábleskový zdroj. Šlo o GRB 050709 (Gru;2301-39; z = 0,16). Mateřská galaxie obsahuje populaci hvězdstarých 1 mld. roků, takže úkaz je slučitelný s předpokladem, žeSGRB vznikají splynutím degenerovaných hvězd. A. Levan aj. našlislabý optický a rentgenový dosvit SGRB 060121 s trváním 2 s,který se nacházel na okraji slabé červené galaxie s velkýmčerveným posuvem z > 4,5. Tím se stal nejvzdálenějším krátkýmzábleskem gama a jeho ekvivalentní izotropní energie je podle A.de Ugarta Postiga aj. srovnatelná s dlouhými GRB. Velkávzdálenost od nás znamená také, že ve vztažné soustavě spjatés mateřskou galaxií bylo vzplanutí fakticky kratší v rozmezí1,1 – 0,7 s. Odtud též vyplývá, že nejspíš existuje ještě jinýfyzikální mechanismus vzniku SGRB, odlišný od splývánídegenerovaných hvězd.

J. Grindlay aj. tvrdí, že SGRB mohou vznikat i mimo hlavní rovinygalaxií, tedy v prostoru, kde je výskyt neutronových dvojhvězdvelmi vzácný. Navrhují totiž odlišný mechanismus jejichsplývání, k němuž může docházet v hustých částech kulovýchhvězdokup. Když se zde osamělá neutronová hvězda setkás dvojhvězdou, kde jedna složka je rovněž neutronovou hvězdou,dojde ke splynutí "nevlastních dvojčat" a tudíž i ke vzplanutíSGRB.

J. Gorosabel aj. nalezli mateřskou eliptickou galaxii ke SGRB050724. Galaxie má hmotnost 50 GM a svítivost 110% svítivostinaší Galaxie, přičemž její stáří odhadli na 2,6 mld. r. D. Grupeaj. zjistili z nepřítomnosti zlomu na světelné křivce optickéhodosvitu, že optický výtrysk měl vrcholový úhel širší než 25°a celková vyzářená energie tak dosáhla minimálně 4.1042 J. Zdáse, že SGRB mají tedy mnohem větší rozptyl vrcholových úhlůusměrnění výtrysků než LGRB. J. Faber aj. ukázali, že SGRB mohouvznikat právě v galaxiích se slabou tvorbou hvězd, a to splynutímhvězdné černé díry s neutronovou hvězdou, popřípadě splynutímneutronové dvojhvězdy. Třetí možností je opožděné zhroucenípříliš hmotné neutronové hvězdy.

A. Soderbergová aj. pozorovali pomocí teleskopu Geminia aparatury VLA radiový a rentgenový dosvit SGRB 051221A(z = 0,55) jehož ekvivalentní izotropní kinetická energiečinila 8.1044 J, ale ve skutečnosti dosáhla hodnoty jen2,5.1042 J, protože byla usměrněna do výtrysku o vrcholovém úhlu7°. Mateřská galaxie úkazu vykazuje sluneční metalicitu a hvězdyse v ní tvoří tempem 1,6 M/r. Autoři dále uvádějí, že průběhúkazu nasvědčuje silnému působení magnetohydrodynamických procesův okolí zdroje.

B. Schaefer si všimnul, že vzplanutí SGRB objevená družicemiSwift a HETE-2 mají typicky červené posuvy z ≈ 0,2, tj.ekvivalentní izotropně vyzářené energie řádu 1043 J. Navzdorytomu se nedaří identifikovat jejich mateřské galaxie, ačkoliv byměly být vesměs jasnější než 23 mag. Z čirého zoufalství protoautor navrhuje, že snad jde o objekty, které byly dávno předvýbuchem z galaxií vyvrženy velkými rychlostmi. K podobnýmzávěrům dospěli také J. Prochaska aj., kteří k hledánímateřských galaxií SGRB využili obřích teleskopů GeminiN a Keck. Pokud se jim podařilo takové galaxie vůbec najít, jsoujejich červené posuvy z < 1,0 a vyznačují se obvykle nepatrnoutvorbou hvězd tempem <0,1 M/rok. Nicméně autoři našli podobnějako K. Belczynski aj. i případy, že SGRB vzplanulo i v galaxiis překotnou tvorbou hvězd, což znamená, že mechanismů vznikuSGRB bude více, takže současná situace s objasňováním jejichfyzikální podstaty není zrovna přehledná.

K obdobnému závěru dospěli také P. Roming. aj., kteří sledovalivelmi dobře pokryté světelné křivky SGRB 060313 v oboru gamai rentgenovém a tak zjistili, že tento úkaz nemohl být aniprojevem zhroucení velmi hmotné hvězdy ani splynutímdegenerovaných složek těsné dvojhvězdy. A. Šackij počítalpravděpodobnost srážek hvězd typu Slunce s prvotními černýmiděrami o hmotnostech nad 0,03 M, což by mohlo vést k akrecihmoty hvězdy na černou díru a tím případně k úkazu GRB. Podlejeho výpočtu je však pravděpodobnost takových srážek v Galaxiitak nízká, že tento scénář není fyzikálně realistický.

J. Hjorth aj. přičítají tyto obtíže faktu, že teprve v květnu2005 získala družice Swift vůbec první spektrum SGRB.Z dosavadních pozorování se zdá, že SGRB mají tvrdší energetickéspektrum než LGRB. Na rozdíl od LGRB, jež se obvykle nacházejív oblastech s překotnou tvorbou hvězd poblíž centra galaxií,popř. ve spirálních ramenech, SGRB se vyskytují ve starýchčervených galaxiích, v nichž tvorba hvězd už ustala, a to častona jejich perifériích. Z pozorování aparatury BATSE na družiceCompton vyplývá, že alespoň pětina SGRB se nachází blíže než 100Mpc, jenže právě v r. 2006 byl, jak jsem již uvedl, pozorovánSGRB 060121 se z > 4,5! To nezávisle potvrzuje zmiňovanýzávěr, že na vzniku SGRB se podílí více různých mechanismůvýbuchu.

Aby to dlouhým zábleskům gama nebylo líto, vzplanuly dle J. Fynbaaj. koncem jara 2006 dlouhé zábleskové zdroje GRB 060505(trvání 20 s; z = 3,8) a GRB 060614 (trvání 102 s!;z = 0,125) Přestože druhý z LGRB se nacházel poměrně blízko vevzdálenosti 550 Mpc, ani v jednom případě se nepodařilo objevitnáslednou optickou supernovu, i když se hledala pomocí HST.Výsledek je tedy rozpačitý: jak M. Della Valle aj. a A. Gal-Yamaj. tak i B. Zhang z toho usuzují, že vinou nových pozorováníjsme se od řešení otázky o povaze zábleskových zdrojů záření gamaspíše vzdálili...

Nicméně S. Dado aj. shrnuli přínos prvního roku činnostidružice Swift jako opravdu převratný. Družice dokázala poprvépřesně určit polohy SGRB a najít jejich rentgenové dosvityi mateřské galaxie. Našla LGRB v rekordní vzdálenosti od nás,který odpovídá stavu vesmíru pouhých 900 mil. let po velkémtřesku, což dává skvělé možnosti zkoumat následky vznikání I.generace hvězd. Objevila rentgenová vzplanutí během rané fázerentgenové světelné křivky GRB a její velmi rychlý pokles,následovaný mírným a znovu ostřejším poklesem, který je všakv rozporu s dosud přijímaným modelem "ohnivé dělové koule",vystřelené z centrálního zdroje. Za rok získala dobré údajeo stovce GRB a v 75% případů byla schopna sama dohledat jejichrentgenové či dokonce optické protějšky.

D. Götz aj. pozorovali během let 2003-04 družicí INTEGRALopakovaně magnetar SGR 1900+14 (Aql) a zjistili, že z něhotrvale vychází tvrdé rentgenové záření. Titíž autoři uveřejnilivýsledky soustavného sledování magnetaru SGR 1806-20 (Sgr)družicí INTEGRAL po dvou let před gigantickým výbuchem SGR041227. Jeho jasnost v oboru záření gama a rentgenovém zřetelněkolísala a na světelné křivce docházelo ke krátkým silnýmvzplanutím. Nejsilnější z nich se odehrálo 5. 10. 2004, kdymagnetar během 10 min vyzářil energii 3.1035 J (při gigantickémvýbuchu se ovšem uvolnilo neuvěřitelných 1040 J!). J. Granotaj. pozorovali od 9. dne po gigantickém výbuchu rádiovýdosvit, který byl stokrát intenzívnější než po gigantickémvýbuchu kteréhokoliv dalšího magnetaru. Rádiový dosvit byl podlejejich názoru projevem adiabatického ochlazování slupky dopřednérázové vlny, která měla počáteční rychlost 70% rychlosti světla.R. Fender aj. využili pozorování radiointerferometrem VLBAk objevu protáhlé rádiové mlhoviny kolem magnetaru, která serozpíná rychlostí 30% rychlosti světla. Indukci magnetického polemagnetaru odhadli na 1 TT (!), což by byl kosmický rekord.

J. Salmonson aj. odvodili na základě počítačové simulacerelativistický Lorentzův faktor ve zdroji během gigantickéhovýbuchu maximálně na 1,7; vrcholový úhel výtrysku na 40° a jímvyzářenou energii na 1039 J. T. Strohmayer a A. Wattsová našliznámky kvaziperiodických rentgenových oscilací v archivníchzáznamech družice RXTE během gigantického výbuchu. Rozpoznali tamřadu frekvencí oscilací v rozmezí 90 – 1 840 Hz, které vysvětlujíjako oscilace tuhé kůry neutronové hvězdy. Ze všech zde uvedenýchpozorování též podle R. Fendera aj. vyplývá, že extragalaktickémagnetary mohou tvořit asi šestinu všech pozorovaných SGRB.Jde-li opravdu o splynutí dvou degenerovaných hvězd, tak bydetekce těchto magnetarů mohla posloužit při identifikacigravitačních vln aparaturami typu LIGO až do vzdálenosti 10 Mpcod Slunce.

F. Camilo aj. zjistili, že magnetar XTE J1810-197 (Sgr) jesoučasně standardním rádiovým pulsarem s impulsní (rotační)periodou 5,5 s, což je pro magnetary novinka. Na rozdíl odběžných pulsarů však září i na frekvencích nad 100 GHz, a todokonce s týmž zářivým výkonem jako na standardní frekvenci1 GHz. Projevil se jako magnetar rentgenovým vzplanutím nastonásobek předešlé hodnoty počátkem r. 2003. V r. 1998 se podleS. Mereghettiho aj podařilo poprvé pozorovat mimořádně slabýmagnetar SGR 1627-41 (Sco; vzdálenost 11 kpc; rekordně nízkýzářivý výkon 3.1026 W). V roce objevu byl velmi aktivní: běhemprvního roku vyslal přes 100 záblesků, které odpovídaly teplotěna povrchu tamější neutronové hvězdy 8 MK. Magnetar se vyznačujedlouhým mezidobím klidu a jeho optická jasnost během r. 2004stále ještě klesala.

B. Teergarden a K. Watanabe shrnuli výsledky prvního rokučinnosti spektrometru SPI evropské družice INTEGRAL při hledáníspektrálních čar v oboru záření gama v rozsahu 20 – 8 000 keV.Přehlídka se soustředila jednak na hlavní rovinu Galaxie a jednakna její jádro. Spektrometr odhalil řadu difúzních i bodovýchzdrojů, z nichž mnohé jeví proměnnost, ale nenašel žádnou dosudneznámou spektrální čáru. Velmi často se vyskytuje anihilačníčára 0,51 MeV, odpovídající zánikům párů pozitron-elektrona dále jaderná čára radioaktivního 26Al (1,8 MeV). Dále bylyobjeveny jaderné čáry 44Ti, 60Fe a velmi slabé čáry56Coa 57Co v rozsahu 0,07 – 2,6 MeV. N. Maseti aj. využili detektorůtvrdého rentgenového záření na INTEGRALu k identifikaci 21zdrojů na jižní obloze. Nejvíce (12) z nich jsou galaxies aktivními jádry typu AGN. Následuje 5 kataklyzmickýchproměnných hvězdy (zejména trpasličí magnetické novy) a konečně4 rentgenové dvojhvězdy typu HMXB. A. Hempelmann aj. nalezlipomocí rentgenové družice Newton silnou koronální aktivituu blízké těsné dvojhvězdy 61 Cygni (sp. K5 V a K7 V).Krátkodobá i dlouhodobá proměnnost aktivity velmi připomínákoronální cyklus Slunce. Koróna je tam však teplejší a cykluskratší (7,4 roku). Jde o první objev trvalé koronální aktivitymimo naše Slunce.

4. Mezihvězdná látka

A. Rogers aj. ohlásili objev deutéria ve směru k anticentruGalaxie pomocí anténní soustavy na observatoři Haystack nafrekvenci 327 MHz (vlnová délka 0,9 m). V průměru připadá činípoměrné zastoupení atomů deutéria vůči atomům vodíku 2,3.10-5,což je ve velmi dobré shodě s předpovědí standardníhokosmologického modelu vesmíru i s měřeními družice WMAP. M. Zwaana J. Prochaska hledali ve vesmíru koncentrace molekulovéhovodíku H2 a našli ho v centrech blízkých galaxií. A. Remijanaj. objevili pomocí 100m radioteleskopu GBT v obřím molekulovémmračnu TMC-1 (Tau) dosud největší souměrnou organickou molekulumetyltriacetylén (CH3C6H) a L. Snyder aj. tam potvrdili nafrekvencích 19 – 25 GHz též metylkyanodiacetylén(CH3C55N) přiteplotě 10 K. F. Lovas aj. odhalili týmž přístrojem v hustémmolekulovém mračnu Sgr B2 molekulu keteniminu (CH2CNH) nafrekvencích 4,9 – 41,5 GHz. Zejména díky výtečným parametrůmobřího radioteleskopu GBT v Záp. Virginii tak počet prokázanýcha převážně organických molekul v mezihvězdném prostoru stouplkoncem r. 2006 na 141.

G. Gahm aj. se zabývali rádiovým mapováním mezihvězdných mlhovinionizovaného vodíku H II, a zejména tzv. sloními chobotyv mlhovinách NGC 7822, IC 1805, Rosetta a DWB 44. K mapovánípohybů v chobotech využili molekulových pásů uhlíku 12C a 13C.Tak zjistili, že choboty jeví vláknitou strukturu, ale současněse zvolna otáčejí téměř jako tuhá tělesa kolem své podélné osy.Rotační periody chobotů odhadli na miliony let, takže jsousrovnatelné se stářím mlhovin. Tyto podivuhodné soustavy taknesou velký moment hybnosti řádu až 1050 kg.m2/s. Jejichrotační energie odhadli na 1037 J, což je patrně jen zlomekjejich energie magnetické. Elektromagnetické a setrvačné sílyneustále mění tvar chobotů . Současně tak nalezlivelmi potřebný mechanismus, jak lze zmenšit moment hybnostiobřích molekulových mračen a tím usnadnit smršťování zárodkůbudoucích hvězd.

S. Kwok se zabýval otázkou, kde se ve vesmíru bere fosfor,který je mimořádně důležitým biogenním prvkem: v lidském těle jefosforu o několik řádů více, než je jeho průměrné poměrné zastoupení vesluneční soustavě! Podle E. Maciáe mohou fosfor na Zemi přinášetkomety, ale ani to zřejmě pro rozvoj života nestačilo. Proto senyní hledají v mezihvězdném prostoru další molekuly, kteréobsahují fosfor, ale výsledek je zatím stále neuspokojivý.

C. Aspin prohlédli archivní snímky okolí proměnné hvězdy V1647Ori od r. 1898 do r. r. 1998, na kterých nenašli nic zvláštníhos výjimkou let 1966-67, ke se tato velmi mladá hvězda zjasnilao 5 mag a ozářila předtím neviditelnou okolní mlhovinu. Mlhovinavšak byla objevena teprve po dalším zjasnění mateřské hvězdy napřelomu let 2003/2004 astronomem-amatérem J. McNeilem koncemledna 2004. V souladu s očekáváním po odeznění nového výbuchuhvězdy počátkem r. 2006 mlhovina opět zmizela.

(Pokračování)
Předchozí díly...

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
A přece se točí!
Ilustrační foto...
Zápisky z CERNu - díl první
Ilustrační foto...
NASA odložila start raketoplánu Atlantis
Ilustrační foto...
Jak si kdo nebe... tak si lehne
Ilustrační foto...
Dvacettisíc podruhé aneb děsně moc planetek
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