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 2000 -- díl čtvrtý

Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, supernovy a jejich pozůstatky, radiové pulsary, rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje, diskrétní zdroje v pásmu záření gama, zábleskové zdroje záření gama (GRB), stálé zdroje a teoretické práce, mezihvězdná látka.

Ilustrační foto...3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
Soustavné hledání supernov získává novou přístrojovou podporudíky zařízení QUEST, instalovanému u 1 m Schmidtovy komory veVenezuele. V ohnisku komory je totiž umístěna mozaika 16 maticCCD, využívající větší části zorného pole komory. Během března2000 tak tamější astronomové prozkoumali oblast 264 čtverečníchstupňů oblohy do 20,8 mag v pásmu R a objevili přitom 33 supernovslabších než 18,8 mag, což je více než donedávna stihly za rokobservatoře z celého světa dohromady.

Neobyčejně zvláštní proměnná 1052+3640 (SN 2000ch) se vynořilave spirálním ramenu galaxie NGC 3432 (LMi) s červeným posuvemz = 0,002 počátkem května, kdy dosáhla 17,4 mag. Nebylazaznamenána na archivních snímcích z let 1953-1996. Spektraprokázala týž červený posuv pro emise Balmerovy série, takžeobjekt určitě patří do zmíněné galaxie, ale expansní rychlostibyly překvapivě nízké -- jen 950 km/s, což zprvu nasvědčovalotomu, že jde o extrémně svítivou klasickou novu, neboť jejíabsolutní hvězdná velikost dosáhla pouhých -12 mag. Nakonec sevšak ukázalo, že jde o vzácný případ výbuchu velmi hmotné svítivémodré proměnné hvězdy (LBV), při němž se její jádro nezhroutígravitací, klasifikované jako podsvítivá supernova třídy IIn;jinými slovy hvězda takový výbuch přežila. Dalekohled VLT ESO vespojení s polarimetrem sledoval průběh polarizace zářenísupernovy 1999em v galaxii NGC 1637 v intervalu od počátkulistopadu 1999 do ledna 2000. Ukázalo se, že spojité spektrumbylo zprvu polarizováno slabě (0,25 %), ale posléze se hodnotapolarizace zdvojnásobila, což svědčí o nesouměrnosti vlastníhovýbuchu.

Jako již tradičně v posledních letech soustřeďuje se pozornostpozorovatelů na pozůstatek po supernově 1987A ve VelkémMagellanově mračnu. Už od roku 1995 jsou totiž patrné projevysrážky rázové vlny po výbuchu supernovy s plynným prstencem,který pochází z doby asi 20 tisíc let před vlastním výbuchem, kdybyl předchůdce supernovy červeným veleobrem a intenzívně ztrácelhmotu. Pomocí 4 m teleskopu CTIO se těsně před koncem roku 1999podařilo pozorovat nové struktury ve vnitřním prstenu v blízkéminfračerveném pásmu. Horká skvrna, objevená již v říjnu 1998, sedále zjasnila a dosáhla pětiny jasnosti celého prstence, což jeovšem jenom předzvěst dalších poměrně dramatických efektů nejenomv optickém a infračerveném, ale i rentgenovém a radiovém oboruspektra.

Ostatně R. McCray aj. využili vynikající rozlišovací schopnostirentgenové družice Chandra ke sledování pohybu vlastní rázovévlny. Z pozorování na přelomu let 1999 a 2000 odvodili rychlostjejího pohybu na 4500 km/s a zjistili, že za čelem vlny stoupáteplota plynu v prstenci až na 10 MK. To vysvětlují zpětnourázovou vlnou, která postupuje až za čelem vlastní rázové vlny.Nové horké skvrny v prstenci se vynořily na snímcích STISa WFPC2 HST z konce ledna a počátku února 2000. Podle D. Burrowseaj. odpovídají jejich polohy maximum rentgenového záření nasnímcích družice Chandra, kde se jejich vyzářené výkony pohybujív řádu 1028 W, zatímco rentgenový výkon centrálního pozůstatkučiní jen 2.1027 W. V květnu 2000 se podařilo S. Lawrencovi aj.rozlišit pomocí STIS nejjasnější horkou skvrnu a měřit pohybyskvrn. Skvrny všeobecně letí napříč rovníkovým prstencem, alemísty se také vracejí rychlostmi až 200 km/s. Do podzimu 2000 sezvýšil celkový počet horkých skvrn na devět, takže je zřejmé, žesrážka rázové vlny s prstencem je už v plném proudu. Naskýtá setak báječná možnost zmapovat rozložení struktury prstence kolemsupernovy. Z postupného přibývání skvrn lze usuzovat na výraznounesouměrnost rovníkového plynného prstenu.

J. Middleditch aj. studovali rychlou proměnnost jasnostipozůstatku po supernově řadou pozemních dalekohledů již od února1992 a nalezli ve světelných změnách modulaci s periodou2,14 ms, kterou považují za rotační periodu pulsaru v centruexploze. V letech 1992-1996 se tato perioda soustavněprodlužovala relativním tempem řádu 10-10, což nenasvědčujemožnosti, že by se neutronová hvězda byla již zhroutila na černoudíru. Souhrnný optický výkon pozůstatku činil 1500 dnů po výbuchunanejvýš 8.1029 W a 3600 dnů po výbuchu již jen 2.1029 W, tj.jasnost centrálního objektu klesla na 18,5 mag. Autoři téžvypočítali, že výbuch neutrin trval 10 s a uvolněná neutrinanesla energie 6-39 MeV, takže v tomto pásmu činila celkovávyzářená energie plných 2,5.1046 J.

M. Weisskopf aj. studovali rentgenové snímky Krabí mlhoviny,pořízené družicí Chandra koncem srpna 1999. Mlhovina, která jepozůstatkem supernovy z roku 1054, jeví bohatou strukturu,sestávající z vnitřního prstenu uvnitř duté trubice ve tvarutoru. Vnitřní prsten obsahuje drobné uzlíčky a výtrysky.Naprostým překvapením je válcový vzhled struktury, jenž řadímlhovinu mezi pozůstatky typu plerion. F. Aharonian aj. sledovaliKrabí mlhovinu pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech odzáří 1997 do dubna 1999 v oboru záření gama o energii od 500 GeVdo 20 TeV. Zjistili, že průběh závislosti intenzity záření naenergii je v celém pásmu plynulý. Podle E. Gotthelfa aj. patřík pozůstatkům typu plerion také zdroj Kesteven 75 (G29.7-0.3)*v Orlu, vzdálený od nás 18 kpc, jenž obsahuje rentgenový pulsarJ1846-0258 s periodou 0,325 s, jehož pulsní perioda se prodlužujerelativním tempem 7.10-12. Odtud vyplývá indukce magnetickéhopole 5 GT a stáří pozůstatku pouhých 720 let; jde o nejmladšíznámý pulsar vůbec.

U. Hwang aj. využili rentgenové družice Chandra k podrobnémuprůzkumu rozložení prvků v pozůstatku po supernově Cas A v našíGalaxii s úhlovým rozlišením lepším než 1arcsec. V rentgenovém pásmu4-6 keV nalezli jednak spojitou emisi a jednak čáry, příslušejícítěžším prvkům O, Si, S, Ar, Ca a Fe, což dokazuje, že supernovydokáží rozptýlit do kosmického prostoru produkty termonukleárníchreakcí ve svém nitru. To podle J. Hughese aj. dobře odpovídávýpočtům o překotném termonukleárním spalování uhlíku, neonua křemíku. Vzplanutí této záhadné supernovy možná pozoroval J.Flamsteed roku 1680 a radiová pozůstatek objevil jako nejjasnějšíradiový zdroj mimo sluneční soustavu M. Ryle již roku 1948. D.Reichert a A. Stephens odhalili sekulární slábnutí radiové emisev pásmu 16,5 MHz až 16,5 GHz mezi lety 1949 a 1999 v závislostina frekvenci od 0,65 % do 0,9 % za rok. To vše odpovídá faktu, že jdeo vůbec nejmladší pozůstatek po supernově v naší Galaxii, jenž jesoučasně i nejjasnějším rentgenovým pozůstatkem po supernověvůbec. Objekt Cas A je od nás vzdálen 3,4 kpc a poloměr optickéslupky, rozpínající se rychlostí 5000 km/s, činí 1,7 pc. Tepelnásložka rentgenového záření odpovídá teplotě 2,8 MK. Podle G.Pavlova aj. sídlí v centru pozůstatku buď miniaturní neutronováhvězda s poloměrem pod 0,5 km(!), anebo nejspíše hvězdná černádíra. Šlo tedy o supernovu třídy II.

J. Hughes odvodil z pozorování družice ROSAT současné temporozpínání pozůstatku po Tychonově supernově z roku 1572o 0,12 % za rok, což je vyšší hodnota, než vyplývá z radiovýchpozorování, která dávají rychlost rozpínání 4600 km/s. Pozůstatekje od nás vzdálen 2,3 kpc a energie exploze vychází na5.1043 J. Družice Chandra posloužila k objevu bodovéhorentgenového zdroje poblíž centra pozůstatku po supernověG332.4-0.4 (1E 161348-5055), vzdáleného od nás 3,3 kpc, takžejeho současný rentgenový zářivý výkon činí asi 2.1026 W. Zářeníje modulováno v periodě 6,0 h, což je mimořádně dlouhá oběžnádoba těsné rentgenové dvojhvězdy, kde druhou složkou je hvězdao malé hmotnosti. V. Zavlin aj. našli díky téže družicirentgenové pulsace s periodou 0,42 s v pozůstatku po supernověPKS 1209-51/52, jenž je od nás vzdálen jen 2,1 kpc. Pozůstateknemá měřitelné radiové záření a je starý asi 7 tisíc let.

A. Hamilton a R. Fessen zobrazili pomocí HST pozůstatek posupernově S And, což je proslulá supernova, krátce pozorovaná(leč tehdy jako supernova nerozpoznaná!) ve velké spirálnígalaxii M 31 v Andromedě v srpnu roku 1885, kdy byla na hranicividitelnosti očima, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti-18,7 mag. Dnes je na tom místě tmavá skvrna o průměru 0,5" sesilnými ultrafialovými čarami Fe II, což ji řadí k podsvítivýmsupernovám třídy Ia. B. Dunne aj. zkoumali pomocí HST a družiceROSAT pozůstatek po supernově MF16 ve spirální galaxiiNGC 6946, vzdálené od nás 5,1 Mpc, který má v rentgenové oblastipřepočtený zářivý výkon o plné tři řády vyšší, než již zmíněnýpozůstatek Cas A. Domnívají se proto, že předchůdcem supernovybyla velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda nebo svítivá modráproměnná LBV, která před výbuchem vytvořila rozpínající secirkumstelární plynné obaly bohaté na dusík.

J. Sollerman aj. odvodili z průběhu světelné křivky a spektra"podivné" supernovy 1998bw, pravděpodobně totožné se zdrojemGRB 980425, že během výbuchu supernova odhodila až 0,9 Moradionuklidu 56Ni; tj. o řád více než je tomu u standardníchsupernov. T. Matheson aj. zpracovali optická spektra supernovy1993J třídy IIb v galaxii M81 mezi 3. a 2454. dnem po výbuchu.Supernova dosáhla v maximu 10,8 mag, takže se stala druhounejjasnější supernovou severní polokoule ve druhé polovině 20.stol. S výjimkou SN 1987A jde také o vůbec nejlépe sledovanousupernovu v dějinách astronomie.

Podle A. Burrowse vzplanulo dosud v Galaxii celkem 100 milionůsupernov, z nichž každá vyzářila během výbuchu v průměru1044 J. Supernovy se tak zasloužily o obohacení mezihvězdnéhoprostoru o prvky, počínaje uhlíkem a konče železem; v menší mířepak i o prvky počínaje mědí a konče uranem. Jsou také hlavnímzdrojem kosmického záření o energiích řádu PeV až snad EeV. K.Nomoto aj. se zabývali případným vlivem evoluce vesmíru a galaxiína maximální zářivý výkon supernov třídy Ia, které -- jak známo-- astronomové používají při odhadech kosmologických vzdálenostígalaxií jako tzv. standardní svíčky. K tomu cíli počítalivlastnosti bílých trpaslíků poblíž Chandrasekharovy meze1,37-1,38 Mo a zjistili, že hélioví trpaslíci s atmosférouuhlíku a kyslíku mohou vybuchnout ještě dříve, než dospějík Chandrasekharově mezi, čímž vzniká zřejmý vývojový efekt,týkající se maxima zářivého výkonu supernov. Dále pak ukázali, žesplynutí dvou bílých trpaslíků nevede vůbec k výbuchu supernovy,nýbrž k jejich gravitačnímu zhroucení.

P. Maxted aj. odvodili, že pulsující podobr KPD 1930+2752 senachází v těsné dvojhvězdě s oběžnou dobou 2,3 h a má hmotnost0,5 Mo. Jeho průvodcem je bílý trpaslík s hmotností 1,0 Mo.Podobr nevykazuje čáry vodíku ani hélia, ale zato silné čárykřemíku. Autoři soudí, že díky gravitačnímu vyzařování splynouobě složky soustavy asi za 200 milionů let, čímž se překročíChandrasekharova mez pro bílé trpaslíky a dojde k explozisupernovy Ia.

Podle P. Höflicha aj. závisí maximální jasnost supernov třídyIa na jejich metalicitě, tj. od doby výskytu hvězd populace IIk hvězdné populaci I se změnila absolutní hvězdná velikostsupernov o 0,25 mag a délka náběhu k maximu jasnosti o 1 den.Nalezli totiž vztah mezi maximem jasností supernov Ia a rychlostípoklesu jasnosti po maximu. Supernovy třídy Ia se vyvinouz těsných dvojhvězd, v němž je hlavní složkou hvězda hlavníposloupnosti s hmotností až 8 Mo, která při evolučním směřováník červeném obru ztrácí hmotu ve prospěch hmotného bíléhotrpaslíka rychlostí řádu 10-8 Mo/r. Bílý trpaslík se takpřiblíží k Chandraskharově mezi a na jeho povrchu probíhajítermonukleární reakce, měnící vodík na hélium, a to dále na uhlíka kyslík. Celý proces pak skončí překotným výbuchem bíléhotrpaslíka, čímž se trpaslík zničí. Autoři se domnívají, žez pozorování vývoje supernov Ia vyplývá, že standardní hmotavesmíru představuje jen 20 % kritické hustoty, nutné k jehogeometrickému uzavření, tj. vesmír je zcela určitě otevřenýa bude se věčně rozpínat.

C. Porciani a P. Madau tvrdí, že supernovy Ia jsou homogennějšípopulací než galaxie či dokonce kvasary, takže lze počítat, žeprvním přiblížení jde o objekty s maximální absolutní vizuálníhvězdnou velikostí -19,45 mag. Pro supernovy s kosmologickým červeným posuvemz = cca. 1 odtud plyne, že každá 12. supernova je zesílena efektemmezilehlé gravitační čočky alespoň o 0,1 mag. Supernovy Ia majípočetní převahu nad supernovami třídy II až do I = 25 mag.Vzdálenější z nich mohou být gravitační čočkou zesíleny až 50x!Tato statistika bude vylepšena novými přehlídkami, které dokážíobjevit až 500 supernov ročně.

 

3.2. Radiové pulsary
Jak uvádějí B. Zhang aj., radiový pulsar PSR 2144-3933s rekordně dlouhou rotační periodou 8,5 s, objevený roku 1999, senachází za "hranicí smrti" pro radiové pulsary, neboť v jehomagnetosféře by již neměly vznikat páry pozitron-elektron, kteréve svém důsledku vedou k produkci radiového záření. Jak už tovšak bývá, příroda o tomto omezení neví, a proto pulsar radiovězáří... K. Torii aj. upozornili, že rentgenový a posléze i 6.nejmladší radiový pulsar AXS J1617-5055 s rotační periodou69 ms musel prodělat mezi srpnem 1993 a zářím 1997 obrovský skokv impulsní periodě, převyšující relativně hodnotu 10-6, cožznamenalo nový rekord pro pulsary.

Loni však hned na počátku roku zaznamenali radioastronomové naobservatoři Mt. Pleasant v Tasmánii ve frekvenčním pásmu635-1390 MHz dosud největší skok v periodě proslulého pulsaruPSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Relativní zkrácení periodydosáhlo totiž hodnoty 3,1.10-6. Tím více překvapilo, že družiceChandra nezjistili po nástupu skoku zvýšení teploty neutronovéhvězdy z obvyklé hodnoty, která činí 2 MK. Na rentgenovém snímkuz této družice je patrná mlhovina, obklopující pulsar, z nížvybíhají dva protilehlé výtrysky, vnořené kolmo do rovníkovýchprstenců. Výtrysky mají směr shodný se směrem letu pulsaruprostorem. To znamená, že intenzita výtrysků je asymetrická- jinak by nemohlo dojít k takovému "raketovému efektu"a asymetrie by spíše souvisela se směrem rotační osy neutronovéhvězdy.

A. De Luca aj. určili na základě snímků z HST vlastní pohybpulsaru 0,052"/r, což pro pravděpodobnou vzdálenost pulsaru odnás 500 pc dává poměrně nízkou příčnou rychlost 130 km/s. Stářípulsaru odhadují F. Seward aj. na pouhých 11 tisíc let. Titížautoři sledovali pomocí rentgenové družice ROSAT 3 skokyv periodě za 2,5 roku sledování. Skoky samy dosáhly relativníhodnoty 10-6 a jejich derivace dokonce 10-2. Relaxace probíhána časové stupnici od 10 do 100 dnů. Průběh změn intenzityrentgenového záření sleduje jen zčásti profil radiového zářeníběhem jedné otočky neutronové hvězdy a také tvar samotnéhoimpulsu zřetelně závisí na energii, v níž úkaz pozorujeme.

A. Kinkhabwala a S. Thorsett pozorovali na vysokých frekvencích430 -- 2380 MHz radioteleskopem v Arecibu u známého binárníhopulsaru B1937+21 tzv. obří impulsy s extrémně vysokouintenzitou, objevené poprvé r. 1995. Impulsy trvají nanejvýš2 micros a vyskytují se náhodně 55 -- 70 micros po hlavním impulsu resp.interpulsu. Je zajímavé, že podobné obří impulsy jsou známy i propulsar v Krabí mlhovině, od něhož se však binární pulsarpodstatně liší ve všech hlavních parametrech: je starý celých200 milionů let, má desettisíckrát slabší magnetické polea rotuje 20krát rychleji.

M. van Kerkwijk aj. zkoumali průvodce binárního milisekundovéhopulsaru PSR B1855+09 pomocí HST a Keckova desetimetru.Zjistili, že jde o bílého trpaslíka 25 mag o hmotnosti 0,26 Moa efektivní teplotě 4,8 kK. Odtud vychází stáří soustavy na 10miliard let, což je dvakrát více, než odhad stáří z brzděnírotace pulsaru. To naznačuje, že něco není v pořádku; buď jsoušpatně modely chladnutí bílých trpaslíků, anebo scénáře brzděnírotace v silném magnetické poli neutronové hvězdy. Průvodcibinárních pulsarů jsou obvykle hélioví bílí trpaslíci malýchhmotností 0,1 -- 0,4 Mo a zhruba každá dvacátý radiový pulsar jebinární. Podobný rozpor v určení stáří nalezli též B. Gaenslera D. Frail pro pulsar B1757-24 ve Střelci s impulsní periodou125 ms. Podle brzdění rotace dostáváme stáří 16 tisíc let, kdežtoz rozpínání přilehlé radiové mlhoviny "Kachna" kolem pozůstatkusupernovy G5.4-1.2 vychází stáří přes 39 tisíc roků, jenže to byzase znamenalo absurdně velkou příčnou rychlost pulsaru alespoň1500 km/s. Stáří určované z tempa brzdění rotace protopředstavuje spíše dolní mez stáří skutečného.

I. Stairsová aj. objevili precesní pohyb s periodou asi 1000 dnůpro rotační osu pulsaru B1828-11 o impulsní periodě 0,4 s,minimálním stáří 110 tisíc roků a indukci magnetického pole500 MT. Během precesní periody se totiž mění jak tvar impulsů takokamžitá délka impulsní periody. Odtud lze spočítat, žepozorovanou precesi vyvolává odchylka tvaru neutronové hvězdy odideální koule o velikosti pouhé 0,1 mm! Tatáž teorie však tvrdí,že díky interakci supratekutého jádra a tuhé kůry neutronovéhvězdy by se tato precese měla utlumit během několika minut,takže při značném stáří pulsaru jde o naprosto záhadný úkaz. T.Sako aj. pozorovali fotony gama s energiemi nad 300 GeV,vyzařované pulsarem B1509-58. Pulsar je obklopen mlhovinou,v níž evidentně dochází k silnému urychlování elektronů Fermihomechanismem, které pak vysílají synchrotronové záření s energiemifotonů řádu až 10 GeV.

R. Mignani aj. určili ze snímků HST vlastní pohyb pulsaruB0656+14 s impulsní periodou 0,385 s, jenž je od nás vzdálenzhruba 760 pc, což je však dost nejistý údaj. Objekt se jeví jakoosamělá neutronová hvězda 25 mag a při citované nejistotěvzdálenosti se pohybuje transverzální rychlostí 50 -- 160 km/s,v dobrém souhlase s radiovým měřením polohy pulsaru. Jeho stáříje asi 100 tisíc roků. V. Kaspiová aj. našli velmi mladý binárníradiový pulsar J1141-6545 s impulsní periodou 0,4 s a oběžnouperiodou 5 hodin o stáří 1,4 milionů roku ve vzdálenosti 3,2 kpc.Výstřednost eliptické dráhy dosahu 0,17 a velká poloosa0,56 milionu km. Neutronová hvězda má hmotnost menší než1,35 Mo, kdežto průvodcem je bílý trpaslík o vysoké hmotnostinad 0,97 Mo. To dává velmi dobré vyhlídky na určenírelativistických parametrů soustavy, počínaje stáčením periastra(přibližně 5,3°/r je současný rekord!) a konče detekcígravitačního záření, jež způsobí slití obou složek za 1,5miliardy roků.

M. Pivovaroff aj odhalili extrémně silné magnetické pole pulsaruPSR J1914-1744 s impulsní periodou 4 s a tempem brzdění rotace7,4.10-13. Odtud totiž vyplývá jeho indukce 5,5 GT. A. Lyne aj.a R. Mignani určili parametry binárního pulsaru PSR J1811-1736s impulsní periodou 104 ms, objeveného v srpnu 1997. Ukázalo se,že součet hmotností obou složek dvojhvězdy dosahuje 2,6 Mo, cožvelmi pravděpodobně znamená, že i v tomto případě jde o soustavudvou neutronových hvězd, obíhajících kolem těžiště v periodě18,8 d s poloosami 10,4 milionů km po rekordně výstředné drázes excentricitou 0,83! Stáčení periastra soustavy dosahuje0,009°/r. Z dispersní míry vychází vzdálenost 6 kpca z relativního prodlužování periody 1,8.1018 stáří pulsaruplných 900 milionů let. Indukce magnetického pole činí již jen1,4 MT a protože gravitační vyzařování relativně vzdálenýchsložek dvojhvězdy je nepatrné, má pulsar téměř neomezenouživotnost řádu bilionu let.

F. Rasio aj. hledali krátkoperiodické binární pulsary v kulovéhvězdokupě 47 Tucanae. Objevili celkem 20 případů s poloosami0,1 -- 1,0 AU a hmotnostmi průvodců v rozmezí 1 -- 3 Mo, cožznačí, že páry, v nichž druhou složkou dvojhvězdy je bílýtrpaslík, jsou běžné. A. Wolszczan aj. se vrátili k rozborukolísání periody pulsaru B1257+12 s impulsní periodou 6,2 ms,z něhož již roku 1992 odvodili existenci dvou extrasolárních planetv soustavě. Ačkoliv o reálnosti objevu se zprvu pochybovalo, dnespo objevu extrasolárních planet u hvězd hlavní posloupnosti, nenío správnosti Wolszczanova tehdejšího objevu pochyb. Nyní k tomupřibyla třetí exoplaneta s oběžnou dobou 25,3 d ve vzdálenosti0,19 AU od neutronové hvězdy. Autoři odhadují, že její hmotnostje srovnatelná s našim Měsícem, čili jde o dosud nejnižšíspolehlivě určenou hmotnost exoplanety. Díky přesným časovýmměřením lze tak u pulsarů v současné době objevovat exoplanetypodstatně nižších hmotností, než jak do umožňuje metodaradiálních rychlostí u hvězd hlavní posloupnosti.

 

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje
R. Wijnands a M. van der Klis odstranili zmatek v identifikacirentgenové proměnné V4641 Sgr 14 mag, která byla zaměněna s blízkýmobjektem GM Sgr. Rentgenový zdroj je označen jako SAXJ1819.3-2525 a stal se nápadným rychle proměnným optickými rentgenovým zářením v únoru 1999. V polovině září 1999 bylztotožněn s proměnným radiovým zdrojem, což umožnilo odhadnoutjeho vzdálenost v rozmezí 0,5 -- 1,0 kpc. Jeho rentgenový zářivývýkon se dlouhodobě mění v rozmezí tří řádů 1027 --1030 W.Vyniká i krátkodobými neuvěřitelnými amplitudami toku ve všechspektrálních oborech, když jeho intenzita kolísá v poměru až1:4 během sekundy a v poměru 1:500 během minuty. V optickémi infračerveném spektru jsou patrné silné emisní čáry. Spektrumsekundární složky, pořízené VLT, bylo klasifikováno jako A2V(Tef = 9 kK) a oběžná perioda dvojhvězdy činí 2,87 d. Primárníkompaktní složka má hmotnost větší než 2,55 Mo, což je nadhranicí konvenční hodnoty pro hmotnost neutronových hvězd. Z tétosložky vycházejí radiové výtrysky, pohybující se nadsvětelně.Soustava je od nás vzdálena 6 kpc. Zmíněnou silnou proměnnostobjektu lze pravděpodobně vysvětlit jako silně kolísající akrecimateriálu na neutronovou hvězdu či černou díru.

Koncem března 2000 vzplanula rentgenová nova XTE J1118+480 veVelké Medvědici, vzápětí ztotožněná opticky s hvězdouR = 12,9 mag, jejíž jasnost v následujících dnech kolísalas poloviční amplitudou 0,2 mag. Archivní záběry pak ukázaly, žeoptický protějšek byl až do prosince 1999 nepozorovatelný domezné hvězdné velikosti 15 mag, ale počátkem ledna 2000 se zjasnil na12,7 mag. Objekt byl dohledán také v pásmu gama pomocí přístrojůna družici Compton. Maximum toku gama 110 mCrab (Crab = úroveňtoku Krabí mlhoviny v témže spektrálním pásmu) se odehrálo již11. února 2000, zatímco v rentgenovém pásmu dosáhla nova39 mCrab koncem března 2000. Novu se podařilo poprvéidentifikovat také v pásmu extrémního ultrafialového zářenípomocí družice EUVE. V radiovém oboru dosáhla na frekvenci15 GHz průměrného toku 6 mJy. Je téměř jisté, že jde o černoudíru ve dvojhvězdě s oběžnou dobou 0,17 d, neboť funkce hmotnostisoustavy dosahuje hodnoty 6 Mo. Na světelné křivce se pozorujerychlé mihotání s periodou pod 10 s a dále tzv. superhrby jakou optických trpasličích nov. Do konce roku 2000 nova optickyzeslábla na 19 mag a v jejím spektru se objevily dvojité emisníčáry.

T. Hall aj studovali masivní rentgenovou dvojhvězdu2S 0114+650, objevenou již roku 1977, která se skládá z veleobraB1 Ia a neutronové hvězdy s nejdelší známou rotační periodou2,7 h. Oběžná doba soustavy, která vykazuje zákryty v rentgenovémpásmu, činí 11,6 d a výstřednost 0,16. Q. Liu aj. uveřejnilisouhrnný katalog masivních rentgenových dvojhvězd (HMXB),poprvé rozpoznaných jako samostatná třída kosmických objektů předtřiceti lety. Katalog obsahuje celkem 130 položek, z tohopolovinu zcela nových objevů.

Pomocí radiového interferometru v Green Banku v USA se podařilo19. dubna 2000 zaznamenat největší radiový výbuch rentgenovéhozdroje Cyg X-3 od památného vzplanutí v roku 1991, když radiovétoky na frekvencích 2 a 8 GHz dosáhly hodnot 11 a 17 Jy.Radiovému vzplanutí předcházelo delší období slábnutí tvrdéhorentgenového záření zdroje. Jak uvádějí P. Predehl aj., družiceChandra umožnila z pozorování rozptylu rentgenového záření zdrojena mezihvězdném prachu a z mihotání signálu určit oklikouvzdálenost objektu na 9 kpc s chybou asi 20 %. Jde o rentgenovoudvojhvězdu s oběžnou dobou 4,8 h. U jedné z nejjasnějšíchrentgenových dvojhvězd na obloze Aql X-1 = V1333 Aql sepodařilo určit správnou oběžnou periodu 4,3 h; na rozdíl od dosududávané hodnoty 9 h. Dne 11. května 2000 se dvojhvězda optickyzjasnila o 0,3 mag, podobně jako v květnu 1999, což se zdál býtstandardní interval mezi vzplanutími, i když nový úkaz měl jenšestidenní trvání, načež hvězda znovu zeslábla na klidovouúroveň. O tom, že všechno je jinak, se však astronomovépřesvědčili koncem září 2000, kdy se soustava začala opětzjasňovat přinejmenším o 0,45 mag v pásmu R.

Od poloviny července 2000 se začala zjasňovat rentgenovádvojhvězda EXO 1745-248 v kulové hvězdokupě Terzan 5a v polovině srpna dosáhla maxima 0,6 Crab v tvrdém rentgenovémpásmu. Při vzdálenosti 7,6 kpc to znamená, že kompaktní složkasoustavy se v té době přiblížila Eddingtonově zářivé mezia dosáhla efektivní teploty 3 MK. V rentgenovém spektru bylapřitom pozorována emisní čára železa o energii 6,6 keV.U rentgenové zákrytové dvojhvězdy MXB 1659-29 odhalila družiceRXTE rychlé oscilace s frekvencí 567 Hz, jež patrně odpovídárychlé rotaci neutronové hvězdy. Oscilace jsou nejzřetelnější vefázích 0,05 a 0,75 a lze je dobře vidět jedině v době, kdy jepřechodný rentgenový zdroj aktivní, což nyní platí od dubna 1999stále. Přechodný rentgenový zdroj a pulsar 4U 0115+63 se opětpo jedenapůlleté přestávce zjasnil počínaje srpnem 2000. Impulsymají periodu 3,6 s a při vzdálenosti zdroje 3,5 kpc činí zářivývýkon ve tvrdém pásmu rentgenového záření téměř 1030 W. Vespektru se pozorují cyklotronové absorpce o energiích 15a 23 keV. Družice RXTE zaznamenala koncem října 2000 nový výbuchpřechodného rentgenového a gama zdroje a pulsaruKS 1947+300 = GRO J1948+32 do úrovně 20 mCrab. Impulsní periodase od objevu roku 1994 prodloužila do loňska o 0,1 s na hodnotu18,7 s, tj. rotace neutronové hvězdy se zpomaluje tempem 8 ms/r.Oběžná doba dvojhvězdy činí 41,7 d. Počátkem prosince 2000 sepodařilo zdroj identifikovat opticky s modrou hvězdou J = 12mag, sp. třídy B0, v jejímž spektru byla nalezena silná emisev čáře Halfa. V polovině listopadu 2000 přešel do vysokého stavuznámý polar Her X-1, jenž je současně binárním rentgenovýmpulsarem.

J. McClintock a R. Remillard popsali historii rentgenové novyA0620-00, která vzplanula v souhvězdí Jednorožce na podzim roku1975, kdy dosáhla toku 50 Crab, což je nejjasnější mimoslunečnízdroj v krátkých dějinách rentgenové astronomie. Po návratu doklidu na podzim 1976, kdy rentgenový tok klesl o 6(!) řádů, sepodařilo stanovit oběžnou periodu těsné dvojhvězdy 7,8 ha spektrální třídu sekundární složky dK5. Dvojhvězda je od násvzdálena 1,2 kpc a podle archivních snímků vzplanula rovněž v roce1917. K témuž typu náleží též zdroj Cen X-4, který vybuchlv letech 1969 a 1979. Oběžná doba této těsné dvojhvězdy činí15,1 h a i v tomto případě je sekundární složka třídy K.

J. Martí aj. studovali pomocí VLT infračervené spektrummikrokvasaru GRS 1915+105, objeveného jako proměnný rentgenovýzdroj v roce 1992. Ukázali, že spektrum mikrokvasaru vykazujeprofily čar typu P Cyg, tj. že z jedné složky dvojhvězdy serozpíná plynná obálka. Druhá složka dvojhvězdy je sp. třídyOf/WN, takže mikrokvasar je fakticky velmi masivní rentgenovoudvojhvězdou, podobně jako objekt GRO 1655-40, objevený roku1995. K těmto dvěma již klasickým mikrokvasarům v Galaxii přibyldle J. Paredese aj. vloni třetí -- LS 5039, vzdálený od nás3 kpc a opticky dosahující 11 mag. V radiovém pásmu byly zjištěnyprotilehlé výtrysky, vybíhající z kompaktního objektu.Dosud nejmohutnější výbuch proměnného rentgenového zdrojev Galaxii pozorovali R. Cornelisse aj. pomocí družice BeppoSAX.Zdroj 4U1735-44 se zjasnil na plných 86 minut, což je patrněnejvětší termonukleární exploze na povrchu kompaktní složky kdypozorovaná.

P. Kaaret aj. určili parametry binárního rentgenového pulsaruSAX J0635+0533, jehož oběžná doba činí 11,2 d a průmět velképoloosy dráhy 25 milionů km při výstřednosti 0,3. Impulsníperioda 34 ms se prodlužuje relativní rychlosti 4.10-13, cožodpovídá stáří pulsaru 1400 roků. Rentgenový zářivý výkondosahuje úctyhodné hodnoty 5.1031 W a akrece hmoty na kompaktnísložku probíhá tempem 6.10-7 Mo/rok. F. Hulleman aj se věnovalinejjasnějšímu anomálnímu rentgenovému pulsaru 4U 0142+61, jehožstáří odhadli na 100 tisíc let. V roce 1994 se pomocí Keckovateleskopu podařilo nalézt optický protějšek s neobvyklýmibarevnými indexy, jehož minimální vzdálenost odhadli na 2,7 kpc.Odtud dostali zářivý výkon řádu 1030 W a poloměr hvězdy0,007 Ro, což je hodnota typická pro bílé trpaslíky. Autořisoudí, že jde o velmi horkého a hmotného (1,3 Mo) bíléhotrpaslíka, který však jeví vlastnosti typické pro magnetarys indukcí magnetického pole řádu 100 GT.

F. Walter aj. studovali nejbližší osamělou neutronovou hvězduRX J185635-3754 v souhvězdí Jižní koruny, vzdálenou od nás60 pc. Ze snímků HST v letech 1996-99 se totiž podařilo určit jakparalaxu tak vlastní pohyb hvězdy tempem 100 km/s, což znamená,že se k nám nejvíce přiblíží až za 300 tisíc let. Objekt bylobjeven družicí ROSAT roku 1992 a opticky identifikován roku 1995pomocí HST jako modrá hvězda 26 mag s poloměrem 11 kma povrchovou teplotou 600 kK. Snímek VLT nyní ukázal, že zahvězdou se táhne kuželová rázová vlna. Jde o pozůstateksupernovy, jež vybuchla před 1 milionem roků ve známé hvězdnéasociaci OB v souhvězdí Štíra. Neutronová hvězda tudíž chladnerychleji, než jak vyplývá z teorie.

 

3.4. Diskrétní zdroje v pásmu záření gama
3.4.1. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)
F. Daigne připomněl začátky historie objevu GRB. Smlouvanukleárních velmoci o zákazu zkoušek jaderných zbraní v kosmickémprostoru byla podepsána 5. srpna 1963. Kvůli jejímu ověřovánívyvinuly Spojené státy družice Vela s detektory záření gamav pásmu 150 -- 750 keV, jež byly vypouštěny v párech na kruhovédráhy o poloměru 125 tis. km počínaje rokem 1969. První GRB byltakto zachycen v dubnu 1969 a první čtyři družice Vela odhalilyběhem dvou let celkem 73 GRB. Objev však byl zveřejněn R.Klebesadelem aj. až v roce 1973, kdy už bylo jasné, že jdeo mimosluneční zdroje, a nikoliv o rafinované porušování zmíněnésmlouvy. Teprve tehdy vznikl sám pojem GRB, jenž tak významněobohacuje soudobou astrofyziku.

K. Walkerová aj. ukázali z rozboru dat aparatury BATSE na družiciCompton, že těsně po vzplanutí GRB se na světelné křivce v pásmufotonů gama pozoruje rychlé mihotání na časových stupnicích od256 micros do 33 ms. To znamená, že mračna v rozpínajícím seplynném obalu nejsou větší než 16 AU, a že tzv. Lorentzovyfaktory, poukazující na relativistické efekty, dosahují hodnotyaž 1000. Podle M. Zapateriové-Osoriové je možné z mihotánía zpožďování emise na různých vlnových délkách určovat nezávislevzdálenosti GRB od nás, a právě tak by se měly najít objektys kosmologickými posuvy až z = 20. A. Lee aj. totiž usoudili,že teoreticky nadějná metoda určování kosmologických vzdálenostíGRB z dilatace času pro velmi vzdálená vzplanutí je praktickynepoužitelná, jelikož efekt je překryt několika dalšíminekosmologickými efekty.

Y. Huang aj. tvrdí, že rychlé slábnutí šesti dostatečně dlouhosledovaných optických dosvitů GRB svědčí o usměrnění záření dorelativně úzkých svazků. Tak lze snížit až o dva řády údajeo celkové vyzářené energii GRB, což značně usnadňuje fyzikálnívýklad vzplanutí gama. C. Akerlof aj. zpracovali výsledky měřeníz automatu ROTSE pro šest GRB z roku 1998, kdy do meze citlivostiaparatury (13 -- 16 mag) nebyly zaznamenány žádné dosvity, ačkolivROTSE reagovala na zprávu o vzplanutí GRB v dané chybové plošceběhem pouhých 3 s. Z toho odvozují, že neexistuje úměrnost meziintenzitou vzplanutí gama a jasností optického dosvitu.

D. Frail aj. studovali optickou a radiovou světelnou křivkudosvitu GRB 970508 se z = 0,835 v souhvězdí Žirafy(0653+7916) až 450 d po vzplanutí. Raná fáze dosvitu proběhlaběhem 25 d; zhruba 100 d po explozi pak nastal přechod dosubrelativistického kulově souměrného rozpínání plynné obálky,když celková energie exploze činila 5.1043 J -- o řád méně nežpři kulově souměrném případu. Odtud vyplývá, že energie explozebyla usměrněna do kužele o vrcholovém úhlu 30°. ©lo vskutkuo klíčový úkaz při řešení záhady povahy zábleskových zdrojů, kdyse podařilo určit kosmologickou vzdálenost zdroje, celkovouenergii výbuchu, elektronovou hustotu a sílu magnetického pole.Jde dodnes o nejdelší pozorovaný radiový dosvit vůbec. Podle T.Smirnovové a V. Čišova se při pozorování anténou VLA podařiloodhalit mezihvězdnou scintilaci radiového dosvitu a odtud odvoditi tempo jeho rozpínání na 0,025"/r. A. Fruchter aj. využili HSTSTIS k zobrazení mateřské galaxie 454. den po explozi GRB. Jdeo objekt V = 25,4 mag a GRB se nachází méně než 70 pc od jejíhocentra.

S. Ahn zjistil, že v okolí mimořádně intenzívního zábleskovéhozdroje GRB 971214 v anonymní mateřské galaxii s červenýmposuvem z = 3,4 se nachází obří oblast H II, jež se rozpínárychlostí 1500 km/s. Zářivý výkon v čáře Ly-alfa činí1,8.1035 W. D. Fiume aj. spočítali, že energetický výdaj běhemdosvitu, pozorovaného v optickém, blízkém infračervenéma rentgenovém oboru v době od 0,5 do 2,5 d, byl srovnatelnýs energií samotného vzplanutí. Pro mateřskou galaxii dostaliz mnohobarevné fotometrie hodnoty V = 26,5 až K = 24,5 mag.X. Wang aj. se věnovali mimořádnému vzplanutí GRB 990123s posuvem z = 1,6, kdy se během řádově sekund uvolnilafantastická energie řádu 1047 J a kdy Lorentzův faktor dosahovalzpočátku hodnotu až 1200, takže tvrdé záření gama se mohloneoslabeno tvorbou párů pozitron-elektron šířit do vnějšíhoprostoru. Šlo o vůbec nejjasnější zdroj gama, pozorovaný družicíBeppoSAX a mimořádně jasný byl i optický záblesk 9 mag, odhalenýrobotem ROTSE necelou minutu po GRB

D. Frail aj. pozorovali v pásmu 1,4 -- 350 GHz radiodosvitmimořádně jasného GRB 991216, zaměřeného družicí RXTE jakozdroj 0509+1117, od 1. dne po vzplanutí po dobu dalších 80 dnůčtyřmi různými radioteleskopy ve Velké Británii a USA. J. Halpernaj. objevili po 11 h od vzplanutí optický dosvit R = 18,5 maga ve 110. dnu po výbuchu odhalili mateřskou galaxii 24,6 mags posuvem z =1,02. Podle L. Pira aj. byly těsně po vzplanutípozorovány družicí Chandra jaderné emisní čáry železa, héliaa vodíku s kosmologickým posuvem z = 1,0, odpovídajícímvzdálenosti zdroje 1,8 Gpc. V poloměru 350 AU se tam nacházelojen 0,1 Mo hmoty, pohybující se rychlostí 30 tis. km/s, takžeodtud plyne, že nemohlo jít o srážku dvou neutronových hvězdresp. neutronové hvězdy s černou dírou, nýbrž o výbuch hypernovy,jejíž vnější oblasti se rychle rozpínají, zatímco nitro se hroutína černou díru. Vlastní supernova však mohla vybuchnout dávnopřed GRB. Za předpokladu izotropního záření by GRB vyzářilaúhrnem 6,7.1046 J, ale při usměrnění do dvou výtryskůs vrcholovými úhly 6° by se tato hodnota musela snížit 200krát.Zdá se pravděpodobné, že právě nejenergetičtější GRB jeví silnéusměrnění výbuchu.

P. Garnavich aj. pozorovali náhlé zjasnění na sestupné částisvětelné křivky optického i radiového dosvitu GRB 000301Cv souhvězdí Severní koruny, vzdáleného od nás 3 Gpc (z = 2,0),jehož mateřská galaxie je 24 mag. Sám zdroj GRB se nachází 2" odcentra galaxie a jeho přesná poloha byla určena triangulacípomocí družice RXTE a sond Ulysses a NEAR. Čtvrtý den povzplanutí se dosvity náhle zjasnily asi o 1 mag a opět zesláblyo další 4 dny později. Autoři se domnívají, že příčinouachromatického zvýšení okamžité jasnosti dosvitů byl efektgravitační mikročočky o hmotnosti 0,5 Mo, jež se nachází zhrubav poloviční vzdálenosti mezi GRB a pozorovatelem, takže jejíjasnost odhadli na 51 mag! Celý úkaz proběhl ve shoděs předpovědí, kterou zveřejnili A. Loeb a R. Perna v roce 1998. R.Sagar aj. si všimli, že optický dosvit, pozorovatelný od 1,5. dnepo explozi, jevil v prvních 8 dnech výrazné krátkodobé variacejasnosti, což nasvědčuje silnému usměrnění do svazku s vrcholovýmúhlem pouhých 9°, čímž se sníží bezmála o dva řády odhad vyzářenéenergie v porovnání s izotropním modelem, tj. na 1044 J.

L. Antonelli aj. našli v rentgenovém spektru GRB 000214jadernou čáru železa Kalpha o energii 4,7 keV, tj. kosmologickyposunutou se z = 0,47. Čára o šířce 2 keV byla pozorovatelnéněkolik desítek hodin, takže od vlastního výbuchu byla vzdálenaalespoň 200 AU a hmotnost slupky přesáhla 1,4 Mo. Teoretiky všaktato pozorování příliš netěší, neboť jsou v rozporu s oběmahlavními dnes přijímanými modely, tj. splynutí kompaktnídvojhvězdy i výbuch hypernovy. S. Klose aj. pozorovali mimořádněčervený dosvit od 2,5 d po výbuchu GRB 000418 po dobu téměř 7týdnů. Zčervenání vysvětlují prachovou extinkcí záření v mateřskégalaxii, kterou charakterizuje překotná tvorba hvězd. Tomu pakodpovídají mimořádně dlouhá vzplanutí GRB.

L. Germanyová aj. a M. Turatto aj. nalezli souvislost mezisupernovou 1997cy, jež vzplanula v polovině červencea GRB 970514 s červeným posuvem z = 0,063. Odtud vycházíminimální absolutní hvězdná velikost supernovy R = -20,1 mag, což jerozhodně nejvyšší optická svítivost supernovy vůbec. Od 60. dnepo vzplanutí se tempo slábnutí supernovy zpomalilo, zřejměnásledkem srážky expandující obálky s hustším interstelárnímprostředím. Patrně šlo o zhroucení supermasivní hvězdyo hmotnosti 25 Mo, při němž byla vyvržena hmota 2,6 Mo v podoběradionuklidu 56Ni. Její světelná křivka se podobá supernově1998bw třídy Ic, která vzplanula jako hvězda B = 15 mag v oblastipřekotné tvorby hvězd v podsvítivé spirální galaxii třídy SBc,vzdálené od nás podle J. Fynba aj. nanejvýš 43 Mpc, a pro níž užbyla dříve prokázána souvislost s GRB 980425. R. Stathakis aj.souběžně upozornili na rekordní úhrnnou vyzářenou energiisupernovy 1998bw. Šlo rovněž o nejjasnější radiovou supernovuv dějinách astronomie.

Další koincidence mezi supernovou a GRB se týkají vzplanutíGRB 970228 a 980326. Podle T. Galamy aj. šlo v případěGRB 970228 rovněž o supernovu třídy Ic, jejíž jasnost po maximurychle klesala, ale od 6. března se tempo poklesu snížilo, abyopět narostlo po 7. dubnu 1997. Červený posuv mateřské galaxiečiní z = 0,7. Nejnovější koincidenci ohlásili K. Sahu aj. proGRB 990712, jehož optický protějšek sledovali ve třech barváchod času 4,2 h po vzplanutí až do stáří více než měsíc. Mateřskáspirální galaxie 0509-7205 s posuvem z = 0,86 dosahuje v pásmuR 21,75 mag. Jak zjistili L. Amati aj., vyplývá z pozorováníjaderných čar železa v GRB, že zastoupení železa převyšujesluneční hodnotu 75krát, takže jde zřejmě o produkty masivnísupernovy, jež vybuchla zhruba 10 let před GRB a která se poslézezhroutila během úkazu GRB jako tzv. supranova.

Jak uvádějí D. Lamb a D. Reichart, hodí se zábleskové zdroje jakosondy do velmi vzdáleného vesmíru. Je zřejmé, že souvisejís galaxiemi, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd, což vedek častým hroucením masivních hvězd, anebo splývání těsnýchdvojhvězd. Kosmologická GRB byla dosud objevena pro intervalčervených posuvů z v rozmezí 0,4 -- 3,4, ale teoreticky jemožné, že najdeme i GRB v rozmezí 10 <= z >= 20! Do loňského rokuvšak mělo jen 8 GRB dobře změřené posuvy z. F. Fiore aj. soudí,že pro tento účel se nejlépe hodí absorpce, pozorovanév rentgenových dosvitech. GRB jsou totiž v prvních sekundách povzplanutí automaticky zdaleka nejjasnější rentgenové zdrojev kosmologických vzdálenostech a mohou tudíž dobře testovat horkéintergalaktické prostředí v rozmezí teplot 100 kK až 10 MK, jakobychom ho nakrátko ozářili bleskem v pozadí. Přitom právě totoprostředí obsahuje plných 40 % baryonů celého vesmíru. Zcelajedinečnou roli tak mohou sehrát obě stávající obří rentgenovédružice Chandra a Newton, ale ještě lepší výsledky s ohledem nanutnost rychlé odezvy nabídne plánovaná družice Swift.

D. Cline aj. se věnovali statistice pro extrémně krátkávzplanutí gama s trváním pod 0,1 s a ukázali, že se nacházejíbuď přímo ve slunečním okolí, anebo rozhodně patří do našíGalaxie, jelikož vykazují anizotropní rozložení po oblozea jejich hodnota V/V_max činí 0,52. J. Kommers aj. se zasezabývali mimořádně slabými vzplanutími záření gama, jejichžintenzita byla pod prahem iniciace aparatury BATSE, za šest letprovozu družice Compton. Odvodili odtud poměr V/V_max = 0,177,což nasvědčuje tomu, že jde o lokální zdroje.

K. Hurley aj. určovali polohy GRB z triangulace pomocí sondUlysses, Pioneer Venus Orbiter, SIGMA, WATCH a PHEBUS a družicGRANAT a EURECA, jejichž intervaly životnosti se zčástipřekrývaly; tj. poslední Ulysses byl vypuštěn v říjnu 1990a první PVO skončila v říjnu 1992. Jelikož vzdálenosti mezijednotlivými aparaturami dosahovaly řádově astronomické jednotky,podařilo se tak určit dobré chybové plošky pro 15 vzplanutí gama,od GRB 9012044 až po 921004. Triangulace pokračovala díky sondámUlysses a NEAR a družici Compton až do května roku 2000. Nevýhodoutěchto identifikací je poměrně dlouhé období zpracování údajů,takže dobrá chybová ploška je známa až několik dnů po vzplanutí.Průměrně jednou za deset dnů se tak daří určit polohu některéhovzplanutí gama. Velkým úspěchem skupiny K. Hurleye byla rychláa přesná identifikace GRB 991208 pomocí sond Ulysses, NEARa WIND, kdy dobrá poloha byla známa již za 1,8 d a tak sepodařilo najít nejjasnější radiový i mikrovlnný dosvit až0,7 mJy aparaturou VLA již 2,7 d po výbuchu. Odtud byl pakodvozen posuv z = 0,71 a z toho izotropní zářivý výkon1,3.1045 W. Skutečný výkon byl však určitě nižší, neboť svazekbyl zřetelně usměrněný. Triangulace je obecně výhodnější proradiové dosvity, neboť začátek sledování nezávisí na denní doběa na počasí. Nejlepší polohy se přirozeně dají získat pro conejkratší vzplanutí. Optický dosvit nalezli P. Garnavich aj. již15 h po explozi a sledovali jej až do 3,8 d po vzplanutí. V obouspektrálních pásmech šlo o vychládající synchrotronové záření.

R. Atkins aj. hledali signály vzplanutí gama pomocí prototypupozemní aparatury pro detekci vysokoenergetických fotonů gamaMILAGRITO v Novém Mexiku mezi únorem 1997 a květnem 1998.Pozemní přístroj je v principu citlivější, jelikož má podstatněvětší sběrnou plochu, než detektory na družicích, jenž velmivysoce energetické fotony řádu TeV se dají zachytit jenom problízké zábleskové zdroje s červeným posuvem z >= 0,5-- vzdálenější energetické fotony nepřežijí průlet infračervenýmpozadím vesmíru. Během té doby zaznamenala aparatura BATSE nadružici Compton v zorném poli pozemní aparatury celkem 54 GRBa alespoň v jednom případě (GRB 970417A) vskutku vzrostl tokvysokoenergetických fotonů v pozemním detektoru. Podle T.Totaniho při posuvu z = 0,7 činila za předpokladu izotropníhozdroje vyzářená TeV energie plných 1047 J, což lze objasnit jakosynchrotronové záření protonů. Obdobná aparatura EGRET pro MeVaž GeV fotony nalezla celkem 7 GRB. Odtud je zřejmé, že intenzitazdrojů v pásmu TeV není vůbec závislá na intenzitě zdrojů v pásmu100 keV, kde se GRB pozorují nejčastěji. Další GRB zachytilav jednom případě pozemní aparatura ARGO v Tibetu a ve dvoupřípadech aparatura HEGRA na Kanárských ostrovech. Plnohodnotnýamerický pozemní detektor MILAGRO zahájil provoz v prosinci 1999.

Podle T. Clina aj. zaznamenaly přístroje na družicích Compton,GRANAT a Ulysses v červnu 1997 opakované vzplanutí v poloze1801-23, což nasvědčuje tomu, že jde o další magnetar,vysílající velmi měkké záření gama (typ SGR). T. Strohmayer a A.Ibrahim zjistili, že při gigantickém výbuchu magnetaruSGR 1900+14 dne 29. srpna 1998 byla družicí RXTE na krátkoudobu patrná v emisi jaderná čára železa Kalfa o energii 6,4 keV,takže její zdroj se nacházel minimálně 80 km nad povrchemneutronové hvězdy, jelikož čára neměla gravitační červený posuv.Její intenzita byla modulována rotací hvězdy s periodou 5,16 s.Rentgenový zářivý výkon v maximu dosáhl hodnoty 1034 W. C.Thompson aj. zjistili, že rotace magnetaru se před výbuchemv srpnu 1999 již od června téhož roku výrazně zpomalovala a povýbuchu naopak zrychlovala v relativní míře až o hodnotu 0,0001v délce periody. Autoři se proto domnívají, že extrémně silnémagnetické pole minimálně 40 GT brzdilo rotaci neutronové hvězdydíky plastické deformaci její kůry. Podobně jako u prototypuSGR 790305 pak v srpnu došlo k vyzáření extrémně intenzívníhosuperpulsu v trvání 0,3 s a na sestupné větvi světelné křivkyv pásmu superměkkého záření gama pak byla pozorována modulace sestálou periodou 5,16 s, jež zřejmě odpovídá rotační perioděneutronové hvězdy.

 

3.4.2. Stálé zdroje a teoretické práce
Jak uvádějí N. Gehrels aj., našli pomocí družice Comptons aparaturou EGRET v pásmu 100 MeV celkem 271 diskrétníchzdrojů záření gama, z nichž se však plných 170 nepodařilo vůbecidentifikovat. Polovina z tohoto počtu se nachází poblížgalaktické roviny, ale druhou polovinu představují zdroje poměrněblízké Slunci daleko od roviny Galaxie, jejichž rozložení sledujetzv. Gouldův pás blízkých (= cca.185 pc) hmotných hvězd a plynnýchmračen. Na početnější identifikace bude asi zapotřebí vyčkatvýsledků plánované přesnější a citlivější družice GLAST. Jepravděpodobné, že jde o zcela novou třídu zdrojů záření gama. B.Schaefer se zabýval statistikou 16 GRB, které byly až dosudopticky identifikovány. V 10 případech byla posléze odhalenamateřská galaxie, jejíž červený posuv se podařilo změřit. Autorzjistil, že všechny takto identifikované galaxie patří k běžnýmtypům v poli; tj. úkazy GRB postihují stejnoměrně všechnygalaxie, včetně té naší -- naštěstí pro nás jsou v dané galaxiivelmi vzácné.

N. Glendenning a C. Kettnerová rozvinuli starší myšlenku J.Wheelera, že může existovat látka ještě hustší, než je tomu přineutronové degeneraci. Zatímco Wheeler nenašel žádnou takovoustabilní konfiguraci, nová třída stavových rovnic prodegenerovaný plyn takovou možnost podporuje. T. Baumbarte aj. sezabývali stanovením horní hranice hmotnosti pro diferenciálněrotující neutronovou hvězdu, která vzniká splynutím dvoustandardních neutronových hvězd. Jak známo, osamělé neutronovéhvězdy v pulsarech mají nejčastěji hmotnosti na spodní hranici(Chandrasekharově mezi pro bílé trpaslíky) kolem 1,4 Mo. Pakjejich splynutí vede ke vzniku objektu o hmotnosti bezmála3 Mo, což je nad horní (Landauovou-Oppenheimerovou-Volkoffovou)mezí pro neutronové hvězdy nanejvýš 2,3 Mo. Autoři však ukazují,že takto přetučnělé neutronové hvězdy mohou alespoň po přechodnoudobu existovat, jelikož jejich diferenciální rotace oddálízhroucení na černou díru a tudíž se opozdí i závěrečný zábleskgravitačního záření. Jakmile začnou pracovat gravitačníinterferometry typu LIGO, bude možné tuto domněnku ověřit.

T. Totani rozebral možnost, že při vzniku GRB dochází téžk urychlování fotonů na energie řádu 10 TeV a zároveň i kevzniku kosmického záření o extrémně vysokých energiích100 -- 1000 EeV. Za předpokladu izotropie by však nejsilnější GRBuvolnily nepředstavitelně velkou energii nad 1048 J, takžeusměrnění záření do úzkých svazků je více než pravděpodobné. Jakopříklad autor uvádí GRB 940217, jenž vskutku dlouho doznívalv pásmu GeV fotonů. Týž mechanismus urychlování navrhli nezávisleG. Pelletier a E. Kersalé. Také P. Madau aj. snesli nepřímédůkazy, že úkazy GRB jsou usměrněné; jde o tzv. kolimovanésvazky.

H. Umeda rozvinul myšlenku, že zábleskové zdroje záření gamavznikají díky interakci relativistických chuchvalců, vyvrženýchdo interstelárního prostoru při výbuších supernov tříd Ib a Ic.Lorentzovy faktory chuchvalců přesahují zpočátku hodnotu 100a nutně se brzdí nárazem na mezihvězdná mračna. Naproti tomu H.Lee aj. spatřují příčinu vzplanutí GRB ve vytažení rotačníenergie černé díry z její magnetosféry tzv.Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. M. Livio a E. Waxmantvrdí, že dlouhotrvající GRB vskutku vznikají gravitačnímzhroucením některých velmi hmotných hvězd, anebo alternativněsplynutím černé díry s masivní héliovou hvězdou. Nejpodrobněji seproblémem zabývali G. Brown, H. Bethe aj., kteří vyšliz populárního modelu hypernov. Podle nich jsou předchůdci GRBdvojhvězdy s velmi hmotnou héliovou hvězdou, které se zhroutí narotující černou díru a přitom vydává obrovské množství energiejiž zmíněným Blandfordovým-Znajekovým procesem. Příkladem jemikrokvasar v naší Galaxii, jenž vybuchl roku 1994 v souhvězdíŠtíra a je znám jako zdroj záření gama GRO J1655-40.S nezvyklým nápadem přišel J. Jefremov, jenž hledá původ GRBv hustých hvězdokupách.

G. Schilling se domnívá, že k řešení otázky o povaze GRB významněpřispěje družice HETE-2, vypuštěná počátkem října 2000, kteráby měla hledat GRB po dobu alespoň 4 let a která je schopnápředávat údaje o poloze zdrojů nepřetržitě, jelikož spojení s níprobíhá v reálném čase. Zejména si od ní slibuje zlepšeníznalostí o krátkodobých vzplanutích trvajících méně než 2 s. Kesledování rentgenových dosvitů se pak hodí dosud fungujícídružice BeppoSAX a ovšem ještě lépe Chandra a především Newton,jež má nejvyšší citlivost. Autor soudí, že v současné době spolusoupeří dvě domněnky, co to vlastně je GRB. Podle té prvnía ortodoxnější se jedná o splynutí dvou neutronových hvězd načernou díru. Podle druhé jde o gravitační zhroucení jádra rychlerotující velmi hmotné hvězdy na černou díru, zatímco vnějšívrstvy vybuchnou a stanou se zdrojem záření gama. Alternativou jepřípad, kdy hroutící se hmotná hvězda nejprve vybuchne jakosupernova, po níž zůstane extrémně rychle rotující neutronováhvězda, která se však díky brzdění ve velmi silném magnetickémpoli brzdí a následkem toho se pak zhroutí rovněž na černou díru,přičemž dochází ke druhé explozi tzv. hypernovy. Výskyt čarželeza v GRB 990725, 991216 a 000214 podporuje věrohodnostdomněnky o hypernovách.

I tato domněnka však má další alternativu, zvanou supranova,podle níž velmi hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernovaa rozpráší do svého okolí velké množství železa. Pak se rychlerotující neutronová hvězda během několika měsíců zpomalía zhroutí na černou díru, což je vlastní supranova, která ozářírozptýlené železo, takže pozorujeme dlouhotrvající GRB. Prodlevaněkolika měsíců však představuje dle M. Reese a P. Mészároseteoretický problém - podle nich by mělo k druhotnému hroucenídojít už za pár minut po vzniku neutronové hvězdy. Zmínění autořidokonce pochybují o tom, že pozorované emise a absorpce jadernýchčar železa jsou reálné.

L. Li tvrdí, že dobrým laboratorním modelem pro GRB jsoumagnetické nádoby pro řízenou termonukleární reakci, známé podnázvem tokamak. I v tokamaku se totiž uvolňuje čistá energie,pokud je obklopena prstencem dostatečně silného magnetickéhopole. Podobně je rotující černá díra obklopená torem magnetickéhopole, ale jelikož jde o vzácné případy, jsou GRB o 4 řádyméně časté než supernovy třídy II. E. Waxman a J. Bahcallzjistili, že podstatná část energie uvolněné při výbuchu GRB senakonec změní na extrémně energetická neutrina s energiemi až10 EeV, a dále na GeV fotony. Neutrinový dosvit se přitom opozdíza náběhem GRB zhruba o 10 s. Protony kosmického záření získávajípostupně energii Fermiho mechanismem a mohou dosáhnout hodnot až100 EeV.

S. Popov aj. odhadují úhrnný počet neutronových hvězdv Galaxii až na 1 miliardu, což je méně než 1 % z úhrnného počtuhvězd. Autoři dále soudí, že radiové pulsary představují jen0,1 % z počtu neutronových hvězd, takže je jich v Galaxii nanejvýšmilion. B. Zhang a A. Hardingová tvrdí, že mezi magnetary patřítéž anomální rentgenové pulsary, a naopak: neměly by tedyexistovat radiové pulsary s indukcí magnetického pole přesahující20 GT. Radiová emise totiž vzniká díky koherentnímu zářeníplazmatu, tvořeným páry pozitron-elektron. V silných políchmagnetarů jsou páry rozbíjeny díky energetickým fotonům.

B. Zhang aj. se domnívají, že při výbuchu některých supernovyvznikají obnažené podivné kvarkové hvězdy, jež se projevujíjako magnetary. Mocné záblesky magnetarů pak vysvětlují jakoprůchod oné podivné hvězdy "Oortovým mračnem" komet -- to sezejména týká již zmíněného magnetaru SGR 1900+14 v Orlu. Pokud jedomněnka správná, mělo by k další aktivitě tohoto magnetaru dojítv letech 2004-05. Nejpodrobněji se magnetary a jejich případnousouvislostí s klasickými GRB zabývali M. Rees a P. Mészáros. Vesvém modelu spojili všechny předešlé nápady do konzistentnídomněnky, která začíná výbuchem klasické supernovy několik dnů ažtýdnů před úkazem GRB. K němu dochází buď na povrchu magnetickybrzděného superpulsaru (neutronové hvězdy) nebo v silněmagnetickém toru kolem hvězdné černé díry, a jeho trvánínepřesáhne 100 s. Přitom vzniká magnetický relativistický vítr,který dopadá na rozpínající se obálku supernovy, bohatou naželezo a vzdálenou od centra přibližně 3000 AU. Tím lze vysvětlitzářivé výkony kolem 1040 W; tj. úhrnem vyzářené energie řádu1045 J.

S. Morsink zdůraznil, že v neutronových hvězdách se projevujíkvantové jevy, tj. supravodivost a supratekutost. Díky družiciRXTE lze proto od doby jejího vypuštění roku 1995 studovat efektysilného gravitačního pole, a tak ověřovat v jedinečném prostředíefekty obecné teorie relativity. Jelikož oběžné frekvencehmotných částic poblíž povrchu neutronových hvězd dosahují1 kHz, skýtá to možnost testovat jejich obíhání pomocípříslušných pozorování s dobrým časovým rozlišením. To se vskutkudaří, jelikož družice RXTE již v asi 20 případech odhalilakvaziperiodické oscilace s těmito vysokými frekvencemi. Jelikožna povrchu neutronových hvězd dochází navíc k miniaturnímtermonukleárním vzplanutím, vznikají tak zázněje, které lze velmidobře sledovat a teoreticky interpretovat.

 

4. Mezihvězdná látka
Pomocí HST byla zobrazena mlhovina N81 v Malém Magellanověmračnu. Velmi se podobá galaktickým mlhovinám Trifid nebo Laguna- je ovšem vzdálena plných 60 kpc. V rámci programu HST Heritage(dědictví po HST) byla snímkována mlhovina NGC 1999 nedalekoznámé mlhoviny v Orionu (M 42). Prach a plyn je v tomto případěozářen mladou proměnnou hvězdou V380 Ori a na snímku je patrnýzárodek nové hvězdy v podobě Bokovy globule. Podobně je podle A.Fuenta aj. ozařována známá reflekční mlhovina NGC 7023v Cefeovi mladou Herbigovou hvězdou HD 200775 sp. B3Ve.Infračervená pozorování družicí ISO ukázal, že je od nás vzdálena440 pc.

J. Hollis aj. objevili pomocí 12 m mikrovlnného radioteleskopu naKitt Peaku na frekvencích 71,5 --103 GHz první mezihvězdný cukrv molekulových mračnech zdroje Sgr B2 poblíž centra Galaxie. Jdeo osmiatomový glykolaldehyd (CH2OHCHO). Je proto velká škoda,že z úsporných důvodů musel být tento jedinečný radioteleskop loniuzavřen. Mikrovlnná družice SWAS měří již půldruhého roku pásyjednoduchých molekul v mezihvězdném prostoru. V chladnýchmračnech našla při teplotě 30 K jen nepatrné množství vody,relativně 10-9, zatímco v horkých mračnech je vody o řád více.Naproti tomu se vůbec nepodařilo najít molekuly kyslíku, což jeprostě nepochopitelné.

 

(pokračování)

Věnováno památce astronoma-amatéra Ing. Václava Hübnera (1922-2000) z Vysokého Mýta, čestného člena České astronomické společnosti Josefa Kodýtka (1910-2000) z Chocně a českého astronoma Mgr. Jindřicha Šilhána (1944-2000) z Brna.

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
Vánoční hvězda Kamila Hornocha
Ilustrační foto...
TX Cam v negližé
Ilustrační foto...
What is IAYC?
Ilustrační foto...
Diamantový prach 6
Ilustrační foto...
Stručně z kosmonautiky XXVI
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