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

Rádio IAN: Fotonů jako šafránu -- díl druhý

... aneb astronomie záření gama. Záznam přednášky z Ostravského astronomického víkendu 30. září 2001.

třetí část (39 min, 9,4 MB)

čtvrtá část (23 min, 5,5 MB)

Družice GRO - Compton

V dubnu roku 1991 vypustila NASA obří astronomickou družici GRO, později přezvanou na Compton na počest amerického fyzika Arthura Comptona (1892-1962), nositele Nobelovy ceny za fyziku z roku 1927. Byla to vůbec nejhmotnější vědecká družice kdy vypuštěná (17 tun), patřící do série čtyř "velkých observatoří" (HST, GRO, Chandra a SIRTF -- poslední ještě nebyla vypuštěna) -- vlajkových lodí americké kosmické astronomie. Pracovala velmi úspěšně na kruhové oběžné dráze ve výši asi 450 km nad Zemí až do svého řízeného zániku 4. června 2000, který byl patrně předčasný, ale vedení NASA se obávalo, že by po selhání většiny gyroskopů nemohlo později takto hmotnou družici aktivně navést do Pacifiku.

K úspěchu družice Compton paradoxně přispěla okolnost, že relativně brzo po startu selhal palubní magnetofon, instalovaný kvůli nahrávání měřených dat před jejich dávkovaným předáním sledovacím stanicím na Zemi. Dodatečně se proto zařídilo téměř trvalé spojení s družicí v reálném čase, což se velmi vyplatilo při studiu zábleskových zdrojů záření gama. Během prvních dvou let své činnosti vykonala družice novou přehlídku oblohy v energetickém pásmu 100 MeV. Pro studium fotonů gama o energiích do 30 GeV pracovala na palubě družice velmi úspěšně aparatura EGRET, jež umožňovala určit jak přibližnou polohu zdrojů na obloze, tak i jejich intenzitu a spektrální průběh.

Velmi záhy se publikace, založená na pozorování z družice Compton, dostaly do čela nejvíce citovaných prací v astrofyzice. Stalo se tak zvláště díky pozorováním z aparatury BATSE, jejímž úkolem bylo zaznamenávat polohy a světelné křivky proslulých zábleskových zdrojů záření gama, jimž věnuji v tomto přehledu samostatnou kapitolu. K úspěchu družice však přispěly i spektrometry COMPTEL a OSSE, které odhalily i první jaderné spektrální čáry zejména v pásmu 1-10 MeV.

 

Diskrétní stabilní zdroje záření gama

První přehlídka družice COS-B trvala 8 let a za tu dobu shromáždila údaje o pouhém 100 000 fotonů s energie nad 100 MeV. Ukázalo se, že nejvíce fotonů přichází z rozplizlé oblasti v centru Galaxie. Kromě toho se podařilo rozlišit pouze 25 bodových diskrétních zdrojů záření gama, ale jen 5 z nich bylo identifikováno: ve dvou případech šlo dle očekávání o mladé pozůstatky po supernovách a ve dvou případech o blízká aktivní jádra galaxií. Překvapením bylo ztotožnění pátého zdroje s mračnem temné mezihvězdné látky v okolí hvězdy ró Oph, vzdálené od nás asi 150 parseků.

Teprve o 13 let později byla přehlídka překonána zásluhou aparatury EGRET, jež pro pásmo 100 MeV nalezla na základě 4,5letých měření celkem 271 bodových zdrojů, z toho 20 ve směru ke galaktickému centru. Z nich se podařilo ztotožnit asi 65 s aktivními jádry galaxií a 5 s radiovými pulsary, tj. rychle rotujícími neutronovými hvězdami. EGRET dokonce našel první diskrétní zdroje v sousední galaxii Velkém Magellanově mračnu.

Naprostou záhadu však představuje asi 170 zdrojů, pro něž dodnes nemáme ani přibližnou identifikaci. Polovina z nich leží v rovině Galaxie, ale druhá polovina je poměrně blízko k nám mimo galaktickou rovinu -- tyto neznámé zdroje souvisejí patrně s tzv. Gouldovým pásem hmotných hvězd, vzdálených od Slunce jen 185 parseků. Odtud lze odhadnout zářivé výkony zdrojů až do řádu 1029 W.

Pozorování z pozemních zařízení mají proti drahé a těžké družici Compton tu výhodu, že díky podstatně větší sběrné ploše dostávají statisticky velmi cenné údaje pro ty zdroje záření gama, které se honosí nejvyššími energiemi -- podle všeho není vyloučeno, že se záhy podaří odhalit i zdroje s energiemi nad 100 TeV. Fotonů o těchto energiích je tak málo, že větší sběrná plocha je nutnou podmínkou pro jejich spolehlivé rozlišení vůči pozadí. V pásmu TeV je vůbec nejjasnějším objektem blazar Markarjan 501 -- tedy jádro aktivní galaxie, vzdálené od nás asi 150 Mpc. Polohu zdroje se díky aparatuře HEGRA podařilo určit s přesností 0,1 stupně a s chybou 20 procent se daří stanovit i energie jednotlivých fotonů, z nichž některé dosáhly až 24 TeV. Zmíněný blazar však rozhodně není v tomto pásmu zdrojem stabilním; během souvislých pozorování byly zjištěny jak krátkodobé, tak i dlouhodobé výrazné změny intenzity záření. Ještě v roce 1995 měl jen 10 % intenzity toku gama Kraba, ale v roce 1997 dosáhl 1,4násobku Kraba při rychlých variacích i na časové stupnici pouhých hodin. Na jaře 2000 stoupla jeho intenzita až na 4,7násobek intenzity Kraba. Jde o vůbec nejjasnější objekt v pásmu TeV, které dosud známe. Zdá se, že periodická kolísání jasností o trvání 23 dnů lze objasnit existencí páru supermasivních černých děr o hmotnosti 108 a 105 Sluncí v centru blazaru.

Také dva blízké kvasary 3C-273 (z = 0,16) a 3C-279 (z = 0,54) jsou nápadně proměnné v pásmu měkkého záření gama na časové stupnici měsíců až let. V roce 1995 byl tok záření gama od kvasaru 3C-279 nejvyšší od roku 1991.

Jedním z nejzajímavějších bodových zdrojů záření gama je nepochybně objekt Geminga (J0633+1746 = 2GC 195+04), jenž byl rozpoznán nejprve jako pulsar s periodou 0,237 s v oboru gama a rentgenovém a později rovněž opticky. Měření ruským 6 m dalekohledem BTA počátkem roku 1996 prokázalo optické pulsace v pásmech B a V, dosahující v maximu 26,0 resp. 25,5 mag, jež přesně sledují fáze impulsů v oboru tvrdého rentgenového i měkkého gama záření. Zcela nepochybně jde totiž o poměrně blízkou (160 pc) osamělou neutronovou hvězdu, jejíž tepelné záření (cca 250 kK) lze pozorovat i v pásmu měkkého záření gama. V jejím spektru však byla nalezena i cyklotronová čára, svědčící o silném magnetickém poli 40 MT na povrchu neutronové hvězdy. Předchůdce neutronové hvězdy vybuchl jako supernova II.typu zhruba před 350 tisíci lety.

Pozoruhodný nový objekt 1744-28 poblíž centra Galaxie v souhvězdí Střelce se vynořil v pásmu měkkého záření gama dne 2. prosince 1995 a během prvního dne vyslal 140 krátkých záblesků gama, trvajících od 6 do 100 sekund. Naprosto nevídaná četnost záblesků se však vzápětí snížila a ustálila na 20 záblescích za den. Počátkem roku 1996 šlo o vůbec nejjasnější zdroj měkkého záření gama a tvrdého rentgenového záření na obloze. Jevil současně charakteristiky zábleskových zdrojů i rentgenových pulsarů, přičemž pulsní perioda činila 0,467 s, což je zřejmě rotační perioda neutronové hvězdy. Záblesky patrně vznikají dopadem materiálu na neutronovou hvězdu, což je proces energeticky 24krát účinnější než termonukleární reakce. V jediném 10 sekund trvajícím záblesku se tak vyzáří tolik energie, kolik vydá Slunce za den.

Ačkoliv celková statistika 20 objektů v Galaxii, jež současně září ve všech energetických oborech spektra není nijak velká, zajisté není náhodou, že pokud se vůbec podařila identifikace, vždy šlo buď o pozůstatky po supernovách nebo o osamělé neutronové hvězdy. Galaxie je navíc téměř dokonale průhledná pro záření gama s energiemi řádu 1 MeV, což usnadňuje detekci čáry s energií 1,16 MeV, vznikající při rozpadu radioaktivního nuklidu 44Ti s poločasem rozpadu 90 let. Právě tuto čáru našla družice Compton aparaturou COMPTEL v mladém radiovém pozůstatku supernovy Cas A v roce 1994 a tak se otvírá možnost dohledat touto cestou všechny mladší supernovy v Galaxii.

 

Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Historie objevu zábleskových zdrojů záření gama začíná koncem 60. let XX. stol., kdy USA začaly monitorovat dodržování smlouvy o zákazu nukleárních výbuchů za hranicemi zemské atmosféry pomocí soustav družic Vela, jež obíhaly vždy v párech na kruhových drahách s poloměrem 125 tisíc km kolem Země. Družice měly na palubě všesměrové detektory měkkého záření gama, neboť z předešlých pokusů se vědělo, že výbuch vodíkové pumy je vždy doprovázen výronem měkkého záření gama, jež nelze žádným prostředkem zakrýt. Brzy po analýze prvních dat bylo zřejmé, že družice téměř denně registrují krátké několikasekundové záblesky, přicházející téměř určitě z kosmického prostoru a nesouvisející s výbuchy vodíkových pum. Tyto záblesky jsou však v maximu podstatně jasnější než toky záření gama od stabilních kosmických zdrojů téhož záření, což podtrhuje jejich astrofyzikální význam. Trvalo však několik let, než se podařilo výsledky utajovaných měření zveřejnit v astronomickém časopise.

Konečně v roce 1973 vyšla v prestižním The Astrophysical Journal zpráva R. Klebesadela aj. ona překvapující zpráva. Jedinou možností, jak polohu vzplanutí gama na obloze lokalizovat, bylo využít časového zpoždění mezi příchodem signálu na obě družice, vzdálené od sebe 250 tisíc km. To ovšem ani v nejpříznivějším případě, kdy signál přicházel přímo ze směru okamžité spojnice obou družic, nedávalo jednoznačné hodnoty; pro časovou triangulaci bylo přirozeně zapotřebí minimálně tří družic (pak jsme dostali dvě polohy na nebi), či ještě lépe čtyř družic, což již vedlo k jednoznačnému výsledku.

To se postupně podařilo teprve tehdy, když byly detektory měkkého záření gama instalovány na kosmických sondách, jako je např. Pioneer Venus Orbiter, Ulysses či NEAR. Vzrostla tak výrazně délka základen, a tím i přesnost určení polohy zdrojů. Triangulace však není ideální metodou, neboť jednak zpracování měření trvá obvykle několik dnů, jednak je stanovená chybová ploška stále ještě příliš velká -- obvykle jde o desítky obloukových minut, což téměř znemožňuje rychlou identifikaci se známými typy kosmických objektů.

Nemožnost identifikace velmi zpomalila pokrok v pochopení povahy zábleskových zdrojů záření gama, označovaných anglickou zkratkou GRB a datem pozorování ve tvaru rrmmdd, na celá desetiletí. Zpočátku bylo zveřejňováno více domněnek o povaze tajemných záblesků, než kolik vzplanutí bylo triangulací zachyceno. Paradoxně se pak záležitost dále zkomplikovala, když 5. března 1979 zaznamenaly všechny družice naprosto nevídané vzplanutí gama GRB 790305, o několik řádů silnější než všechny předtím pozorované, a to se triangulací podařilo umístit do blízkosti zbytku supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Velká vzdálenost pozůstatku kolem 50 kpc pak totiž znamenala naprosto šílený zářivý výkon, vyšší než zářivý výkon celé naší Galaxie, což vypadalo tak nesmyslně, že většina autorů považovala navrhovanou identifikaci za chybnou a soudila, že vzplanutí se jen náhodně promítlo do uvedeného směru.

Výrazný pokrok nastal až počátkem 90. let minulého století, po vypuštění družice Compton se specializovanou aparaturou BATSE. Ta totiž umožňovala nejenom záznam i slabých vzplanutí gama, ale dovolovala poprvé určit bez triangulace téměř ihned přibližnou polohou vzplanutí na obloze, byť jen s přesností na obloukové stupně. Tak se totiž podařilo postupně získat statisticky cenné údaje o polohách asi 1800 vzplanutí gama, obsažené v katalogu 4B. Výsledek byl mírně šokující: v rozložení zdrojů po obloze nebyla nalezena žádná koncentrace např. k rovině Galaxie nebo poloze ekliptiky, a ani však třeba k nejbližším sousedním galaxiím.

To se dalo interpretovat tak, že buď jde o zdroje v halu Galaxie, které má potřebnou kulovou souměrnost, anebo o mimořádně vzdálené extragalaktické objekty. Diskuse byla docela bouřlivá, neboť první případ vyžadoval existenci velkého počtu neutronových hvězd daleko mimo rovinu Galaxie, a druhý znamenal opět ony šílené zářivé výkony dosahující hodnot 1044 W, tedy až o tři řády vyšší než u kvasarů, avšak pocházející z objemu o průměru nanejvýš 100 kilometrů. V roce 1995 uspořádala Americká astronomická společnost tzv. Velkou debatu mezi D. Lambem a B. Paczynskim, moderovanou M. Reesem, v níž první autor snášel argumenty pro polohu zdrojů v halu Galaxie, zatímco B. Paczynski hájil kosmologickou domněnku. Debata, jak se dalo očekávat, dopadla nerozhodně, neboť stále chyběla jakákoliv identifikace se zdroji, jejichž vzdálenost astronomové alespoň orientačně znají.

Patová situace však měla brzy skončit zásluhou italsko-holandské družice BeppoSAX, vypuštěné 30. dubna 1996. Družice je nazvána přezdívkou italského fyzika Giuseppe Occhialiniho ("Beppo"), který s tímto nápadem přišel, zatímco SAX je italská zkratka označení "satelit pro astronomii záření X". Na palubě družice se totiž kromě širokoúhlého detektoru gama (pásmo 40 -- 700 keV) nacházejí dvě pevné rentgenové kamery (pásmo 2 -- 26 keV), zabírající neustále asi 5 procent oblohy, a dále přesnější nastavitelné úzkopásmové teleskopy (pásmo 0,1 - 300 keV), jež dokáží zaměřit chybovou plošku polohy vzplanutí gama během hodiny od samotného úkazu.

V tu dobu ještě vzplanutí obvykle doznívá v měkčím rentgenovém záření a z povahy rentgenových fotonů vyplývá, že takové určení polohy zdroje je relativně přesnější; lokalizace zdroje s přesností na 1 úhlovou minutu je otázkou několika hodin. Skutečnost je ovšem poněkud složitější -- k takto příznivé shodě návazností pozorování v oboru gama a X dochází jen několikrát do roka, ale i to byl obrovský krok vpřed. Navíc krok poměrně nečekaný -- družice nebyla pro takovou identifikaci původně vůbec zamýšlena a až po jejím vypuštění a prvních datech si astronomové uvědomili její jedinečné postavení.

V únoru a květnu 1997 se tak podařilo spolehlivě identifikovat optické a dokonce i radiové protějšky vzplanutí gama. Dál už to byla téměř rutina. Jakmile se zásluhou spektrografu u Keckova 10 m teleskopu podařilo zaznamenat dostatečně kvalitní spektra optického dosvitu kolem 20 mag, bylo ihned zřejmé, že ve velké debatě vyhrál Paczynski: ve spektru byly totiž objeveny silně posunuté absorpční čáry s červenými posuvy z kolem 1,0. Šílené zářivé výkony zábleskových zdrojů záření gama se tak staly astrofyzikální skutečností, s níž se musejí umět teoretici nějak vyrovnat.

Zatím snad nejcennější výsledky přineslo komplexní sledování GRB 990123, neboť zásluhou přehlídkové kamery ROTSE byl nalezen optický protějšek 12 mag pouhých 22 s po vzplanutí gama, jenž se v další půlminutě zjasnil dokonce na 9 mag, aby během následujících 10 minut zeslábl na 14,5 mag a tak se vytratil ze zorného pole kamery. To však umožnilo sledovat dosvit i následující noci velkými dalekohledy, pořídit optické spektrum a odtud změřit červený posuv z = 1,6, odpovídající vzdálenosti zdroje 2,8 Gpc. Snímek HST, pořízený o 16 dnů později, odhalil v daném směru nepravidelnou galaxii 25,5 mag, jež je evidentně mateřskou galaxií pro GRB, které se nalézá asi 5,5 kpc od jejího středu. Kromě toho byl i v tomto případě nalezen rádiový dosvit v pásmu mikrovln; nezvyklý je brzký nástup radiového záření pouhý den po GRB.

Tak máme komplexní obraz o průběhu vzplanutí prakticky ve všech spektrálních pásmech, z čehož vyplynul za předpokladu izotropního vyzařování maximální zářivý výkon 5.1043 W a celková uvolněná energie vzplanutí 4.1047 J. To jsou tak šílené hodnoty, že pravděpodobně představují pouze horní mez a skutečné hodnoty jsou nižší úměrně tomu, jak úzký byl počáteční svazek záření. Pravděpodobně šlo tedy "jen" o výkon 5.1041 W (o řád více než u kvasarů) a energii 4.1045 J, tj. asi 5 % energie, která by se uvolnila úplnou anihilací neutronové hvězdy.

Podotýkám, že o tento úspěch se nepřímo zasloužilo již zmíněné selhání palubního magnetofonu na družici Compton, neboť právě z toho důvodu se musejí měření z BATSE předávat na Zemi v reálném čase a pak už není problém je rozesílat internetem během cca 2 sekund mj. i k robotickým teleskopům, která dokáží bleskově zareagovat a mají dostatečně široká zorná pole. V tomto případě se dokázal ROTSE spustit do 10 sekund po obdržení příslušné přibližné polohy z BATSE.

To, co následovalo, a co vlastně dosud pokračuje, je soustředění zájmu pozorovatelů i teoretiků na obor, které ještě před 4 lety budil u mnoha konzervativních odborníků jedině úsměšky či neskrývané opovržení. Kolega R. Hudec, jenž před pouhými šesti lety žádal o udělení grantu na výzkum optických protějšků, byl odmítnut na základě posudku anonymního oponenta, jenž doslova uvedl, že jelikož se navrhovatel přiklání k nesmyslné domněnce o kosmologické povaze zábleskových zdrojů záření gama, udělení grantu nedoporučuje.

V současné době, kdy jsou známy údaje již pro asi 20 optických dosvitů, nikdo o kosmologické povaze zábleskových zdrojů záření gama nepochybuje. Nejvzdálenější z nich je zatím GRB 000131, pro jehož dosvit 24 mag byl změřen červený posuv z = 4,5. Přesto se však objevily některé háčky, z nichž asi nejdůležitější jsou pochybnosti o izotropním vyzařování v počátcích vzplanutí. Existují totiž zřetelné, byť nepřímé důkazy, že právě v počáteční, nejvíce energetické fázi vzplanutí je záření ze zdroje usměrněno, což znamená, že obvyklý přepočet pozorovaného toku záření na zářivý výkon je soustavně chybný a přeceňuje skutečný zářivý výkon až o dva řády. Pokud však přijmeme tento výklad, automaticky to znamená, že o dva řády stoupá četnost úkazů vzplanutí gama ve vesmíru, neboť ve většině případů takto usměrněné svazky záření Zemi prostě minou. Je otázka, zda pro tak velký počet vzplanutí je ve vesmíru dostatek zdrojů. Domněnky o povaze vzplanutí gama totiž postupně konvergují ke dvěma scénářům. Buď jde o důsledek srážky či spíše splynutí dvou neutronových hvězd v těsné dvojhvězdě, která ztrácí energii gravitačním zářením, anebo o gravitační zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru, jenž není doprovázen výbuchem supernovy. Paradoxně právě tato druhá domněnka získává v poslední době na významu, neboť v několika případech se zdá, že vzplanutí gama souvisí s výbuchem neobvyklého typu supernovy, tzv. hypernovy. Zdá se totiž, že ve velmi vzácných případech může proběhnout výbuch supernovy jaksi na pokračování, tj. nejprve jde o klasické zhroucení velmi masivní hvězdy na rychle rotující neutronovou hvězdu na hranici stability. Jakmile pak rychlost rotace neutronové hvězdy poklesne, zhroutí se pro svou vysokou hmotnost dodatečně na černou díru, a to vede k závěrečnému vyzáření záblesku v pásmu měkkých fotonů gama.

Dalším háčkem je pak již zmíněné obří vzplanutí v březnu 1979 (GRB 970305), lokalizované do Velkého Magellanova mračna (0522-66) s maximálním zářivým výkonen 2.1038 W, neboť se posléze ukázalo, že obdobné, byť menší výbuchy se na daném místě oblohy opakují v nepravidelných intervalech. To je v rozporu s předešlými domněnkami, které vedou ke zničení původního zdroje, takže GRB v daném místě se nikdy neopakuje.

Postupem doby se však přišlo na to, že tato gigantická vzplanutí se vyskytla i na jiných místech oblohy, a ve všech případech jsou rekurentní. Na rozdíl od kosmologických vzplanutí se týkají velmi měkkého záření gama a na křivkách poklesu jasnosti jsou pozorovány přísně periodická kolísání v délce několika sekund, což téměř určitě souvisí s rychlou rotací mateřské neutronové hvězdy, která evidentně zničena není. Proto se pro tyto vzácné úkazy (na obloze dosud známe jednom čtyři případy) zavedl samostatný název Soft Gamma Repeater (SGR), tj. rekurentní zdroj měkkého záření gama.

Naprostým přeborníkem v tomto ezoterickém oboru astronomie se stal objekt SGR 1908+14 v souhvězdí Orla, jenž zablýskl 27. srpna 1998 tak mocně, že to vedlo k měřitelným změnám v zemské ionosféře, která na krátkou dobu reagovala asi tak, jako když nad ní náhle vyjde Slunce. Výpadky ve spojení zaznamenali operátoři družice RXTE a kosmické sondy NEAR, což nemá v historii kosmonautiky obdobu, neboť příčinou poruch v tomto případě nebyla sluneční činnost, ale aktivita objektu, jenž je od Země vzdálen plných 6 kpc! Řada detektorů na družicích byla na několik minut až hodin zcela oslepena.

Pro tato vzplanutí se proto navrhuje odlišné vysvětlení. Rychle rotující neutronová hvězda je obklopena extrémně intenzívním magnetických polem řádu 100 GT a více. Čas od času dochází k magnetické rekonexi (zkratu), při níž se výbuchem uvolní nesmírné množství energie v pásmu gama, ale neutronová hvězda to přežije a dál si rychle rotuje... Příslušné silně magnetické neutronové hvězdy dostaly souhrnný název magnetary a patří k nim odhadem asi 10 % existujících neutronových hvězd, naštěstí pro nás vesměs dostatečně vzdálených od Země.

 

Budoucí vyhlídky

Po zániku družice Compton a zazimování kosmické sondy NEAR na planetce Eros je tažným koněm výzkumu GRB již jen družice BeppoSAX, která už trojnásobně překonala plánovanou životnost a její další osud je proto nejistý. Nicméně v říjnu 2000 byla na rovníkovou dráhu ve výši 600 km vypuštěna nová družice HETE-2, která by měla dokázat určit polohy GRB s přesností +/-10" během 15 sekund a spektra pro desítku GRB ročně a tím posloužit i pro jejich optickou a radiovou identifikaci po dobu nejbližších 4 let. Vyhledávací systém ROTSE dostane v dohledné době podstatně lepší optiku a bude přenesen do klimaticky vhodnějšího prostředí, takže jeho mezná hvězdná velikost se zlepší asi o 5 mag na 19 mag. V září roku 2003 by měla odstartovat další specializovaná družice pro hledání GRB, nazvaná SWIFT, s plánovanou životností 3 roky.

Evropská agentura ESA dále chystá velmi výkonnou družici INTEGRAL pro pozorování kosmických zdrojů záření gama, kterou by měla v dohledné době vynést na dráhu ruská raketa Proton. NASA ve spolupráci s Japonci, Francouzi, Italy a Švédy chystá obří teleskop GLAST v ceně 200 milionů dolarů, jenž by pokryl s vysokou citlivostí pásmo 10 MeV - 1 TeV a jenž by měl odstartovat kolem roku 2005. Od tohoto dalekohledu se zejména očekává, že přispěje k identifikaci objektů z katalogu aparatury EGRET. Také pozemní detektory se postupně rozšiřují a zdokonalují, což skoro určitě povede k rozšíření pozorovaného pásma fotonů gama směrem k vyšším energiím. Dosavadní krátká zkušenost s kosmickým zářením gama naznačuje, že v tomto extrémním spektrálním pásmu nás čekají ještě mnohá nečekaná překvapení.

(konec)

Jiří Grygar

| Zdroj: Ostravský astronomický víkend pořádala Hvězdárna a planetárium Johanna Palisy v Ostravě. Uveřejňujeme s laskavým svolením pracovníků hvězdárny i autora. Na přípravě mp3 záznamu spolupracoval Tomáš Havlík. Tento přehled vznikl v Centru částicové fyziky v rámci projektu č. LN00A006 MŠMT ČR. 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
Vesmírný týden 2005 / 40
Ilustrační foto...
Instantní pozorovatelna 9
Ilustrační foto...
Dawn: zrušeno!
Ilustrační foto...
Hvězdné nebe digitálním okem II
Ilustrační foto...
Meteority klíčem k pochopení Sluneční soustav
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