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 2001 -- díl čtvrtý

Hvězdný vesmír, extrasolární planety a hnědí trpaslíci, prahvězdy, hvězdná astrofyzika, osamělé hvězdy, těsné dvojhvězdy, proměnné hvězdy, novy a kataklyzmické proměnné, fyzické proměnné, symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy, planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, supernovy a jejich pozůstatky, radiové pulsary, rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje, zábleskové zdroje záření gama (GRB), mezihvězdná látka.

Ilustrační foto... 2.6. Proměnné hvězdy
2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné
V poslední den r. 2000 byla objevena netypická nova V445 Pupv poloze 0738-2557 jako objekt 9 mag, jež dosáhla počátkem ledna2001 maxima 8,7 mag. Ve spektru byly nalezeny typické emisea profily typu P Cyg, avšak rychlost rozpínání plynného obalunepřesáhla 900 km/s. V průběhu ledna pak její jasnost kolísalav rozmezí 9 -- 10 mag. Infračervená spektra prokázala, že sev obálce kondenzovala zrnka prachu o teplotách 250 -- 1000 K a všenasvědčuje tomu, že jde fakticky buď o rekurentní novu nebopekuliární eruptivní proměnnou hvězdu, jež do konce dubna 2001zeslábla na 11 mag a od září téhož roku se zahalila do optickytlusté obálky uhlíkových sazí. Počátkem října 2001 zaznamenalaanténní soustava VLA silnou radiovou erupci hvězdy na frekvenci1,4 GHz.

Koncem února 2001 našel W. Liller na jižní polokouli další jasnounovu V4643 Sgr v poloze 1754-2614, jež dosáhla 24. února maxima7,7 mag a za pouhé 4 dny zeslábla na 10 mag. Z optických spekterse podařilo odvodit rychlost rozpínání plynné obálky na plných4700 km/s, avšak infračervená spektra dala rychlost dvojnásobnou!Nova patří k typu He/N a do poloviny března zeslábla na11,4 mag. Od července 2001 přešla nova spektrálně do koronálnífáze.

Další novu V1548 Aql objevil M. Collins 12. května 2001v poloze 1907+1145 jako objekt 11 mag. Archivní snímky prokázaly,že ještě koncem října 2000 byla nova slabší než 15 mag, ale jižkoncem února 2001 se zjasnila na 13 mag a počátkem května dokoncena 10,8 mag. Do 16. května však stačila zeslábnout na 13 mag.V polovině srpna objevili A. Tago a K. Hatajama novu V2275 Cygv poloze 2103+4846, jež dosáhla maxima V = 6,7 mag 19. srpna. Zespekter vyšla rychlost rozpínání plynné obálky na 1700 km/s.Koncem srpna pak A. Pereira našel novu V4739 Sgr, jež 27. srpnadosáhla maxima 6,4 mag, avšak během dalšího dne zeslábla na8 mag, 1. září na 11,4 mag a 12. září na 13,6 mag. Šlo opěto novu typu He/N s rychlostí rozpínání 2750 km/s a od nás velmivzdálenou, jak o tom svědčí výrazné interstelární absorpční čáry.Týž astronom a nezávisle W. Liller nalezli 5. září třetípředloňskou novu ve Střelci v poloze 1812-3031, která pak dostalaoznačení V4740 Sgr. Poslední archivní snímek ze 4. září jiukázal jako hvězdy 10 mag, při objevu byla však už 7 mag. a 9.září dosáhla maxima 6,7 mag, ale do poloviny září zeslábla nad7 mag a počátkem října nad 9 mag. Rychlost rozpínání plynnéobálky vyšla na 1500 km/s. W. Liller našel počátkem října novuV1039 Cen v poloze 1356-6416, která byla v té době 8,6 mag a do10. října zeslábla na 11,2 mag. Její obal se rozpínal rychlostí2000 km/s

Zajímavou studii dávné novy RW UMi, která vzplanula 24. září1956, uveřejnili A. Retter a Y. Lipkin. Přestože nova v maximudosáhla 6 mag, byla odhalena na archivním záběrech až r. 1962,kdy už bylo dávno po všem. Nicméně studiem archivních snímků sepodařilo jednak nalézt prenovu 21 mag a jednak ukázat, že běhemprvního roku po výbuchu klesla na 11,5 mag a do r. 1995 na18,8 mag. Přesná fotometrie z let 1995-97 prokázala periodickékolísání jasnosti s amplitudou 0,05 mag během 0,059 d (1,4 h),což je vůbec nejkratší oběžná perioda dosud u novy zjištěná.

Postnova DK Lac, jež vzplanula v r. 1950, byla v posledníchdesetiletích stabilně 16,8 mag, však v září 2000 začala dáleslábnout a v prosinci 2001 dosáhla 19,4 mag. To se dá vysvětlittím, že akrece látky z průvodce novy ustala a máme tak ideálnímožnost nerušeně zkoumat povrch bílého trpaslíka.

K. Vanlandinghamová aj. ukázali, že novy typu ONeMg majíkonstantní bolometrickou svítivost tak dlouho, dokud se veškerývodík v povrchové slupce na bílém trpaslíku zcela nezmění vhelium. Překotná termonukleární reakce ve vodíkové slupce napovrchu bílého trpaslíka začíná tehdy, když teplota na dně slupkypřesáhne pouhý 1 MK. Ukončení překotné termonukleární reakce seprojeví vypnutím emise měkkého rentgenového záření, jehožsvětelná křivka prokazuje, že teplota na dně vodíkové slupkyvrcholí těsně před vypnutím. Podle původních modelů měla tatofáze jaderného hoření trvat řádově sto roků, ale ve skutečnostije téměř o čtyři řády kratší (desítky hodin), patrně vinou ztrátyhmoty intenzívním hvězdným větrem. M. Oriová aj. zjistili, žedružice ROSAT zachytila během své existence rentgenové zářeníod 108 klasických a rekurentních nov. V pásmu tvrdého záření nad2 keV září novy po dobu několika měsíců výkonem až 1026 W.

J. José aj. propočítali vývojové posloupnosti pro novy typuONeMg s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,35 Mo a ukázali namimořádnou úlohu nuklidu 30P při vzniku prvků v rozmezíNe-Na -- Mg-Al během sledu překotných termonukleárních reakcí vevodíkové slupce na povrchu bílého trpaslíka. Zmíněné prvky se paksnadno dostanou do mezihvězdného prostoru a jelikož četnost novv Galaxii je velmi vysoká, přispívají významně k obohaceníGalaxie těžšími prvky ("kovy").

V r. 2000 byl pozorován druhý výbuch rekurentní novy a zákrytovédvojhvězdy CI Aql, která poprvé vzplanula r. 1917. Jak uvedliL. Kiss aj., v r. 1917 dosáhla nova maxima 8,6 mag, zatímco v r.2000 8,9 mag, ale jinak se průběh obou světelných křivek naprostoshodoval, zejména pokles o 2 mag od maxima trval v obou případechpřesně měsíc. Hvězda má v klidu 16 mag, ale občas se krátkodobězjasní až o 1,5 mag. V té době lze sledovat dobře zákryty bíléhotrpaslíka s amplitudou 0,6 mag. B. Schaefer našel vefotografickém archivu Harvardovy observatoře výbuch CI Aql téžv letech 1941-42, takže odhadl periodu rekurence na 20 roků,avšak data z let 1960 a 1980 nejsou k dispozici. Spektrum CI Aqlpřipomíná spektrum prototypu U Sco.

Podle I. Hachisa a M. Kata jsou rekurentní novy přímýmipředchůdci gigantických výbuchů supernov třídy Ia. Vyznačují setotiž velmi hmotnými bílými trpaslíky téměř na Chandrasekharověmezi (cca 1,36 Mo) a sekundárním složkou v podobě červenéhoobra, takže kompaktní složky jsou obklopeny akrečním diskem.Přenos hmoty mezi složkami se odehrává vysokým tempem10-7 Mo/rok a hmotnost slupky na povrchu bílého trpaslíkadosahuje před explozemi nov hodnoty 10-6 Mo. Po explozi sevětšina hmoty slupky rozmetá, takže čistý roční přírůstekhmotnosti bílého trpaslíka představuje pouze 10-8 Mo. Pokudvšak je bílý trpaslík složen převážně z kyslíku a uhlíku, tak jebrzký výbuch supernovy Ia za řádově milion roků nevyhnutelný.

Mezi kandidáty na brzké supernovy se dle autorů ocitlyrekurentní novy T CrB, RS Oph, V745 Sco a V3890 Sgr. Z nich je keSlunci nejblíže RS Oph ve zcela bezpečné vzdálenosti 600 pc.Ostatní hvězdy z tohoto krátkého seznamu jsou vesměs dál než1 kpc a nepředstavují tudíž pro Zemi žádnou hrozbu. PrototypU Sco je od nás vzdálen 6 kpc a vybuchne jako supernova asi za700 tisíc let, takže na pozemské obloze bude zářit jasněji nežVenuše. Podle B. Schaefera se podařilo dohledat téměř všechnyvýbuchy U Sco ve XX. stol. ve fotografických archivech a odtudvyplývá stálá perioda rekurence 11 roků. Chybějí tak pouze dataz let 1956 a 1967, kdy byla nova v době pravděpodobného výbuchuv konjunkci se Sluncem. T. Thoroughgood aj. uvedli, že U Sco jezákrytovou a dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou, což dávádobré parametry soustavy. Hmotnost bílého trpaslíka činí(1,55 +/- 0,24) Mo, zatímco červený obr má jen 0,9 Mo, ale zatopoloměr 2,1 Ro. Vzdálenost mezi složkami činí 6,5 Ro a oběžnádoba 1,2 d. Jelikož čistý roční přírůstek hmoty bílého trpaslíkadosahuje 10-7 Mo, potvrzuje se tak výbuch supernovy za necelých700 tisíc roků.

Na rozdíl od klasických a rekurentních nov mají výbuchy tzv.trpasličích nov odlišný průběh i příčinu. Podle V.Buata-Ménarda aj. je jejich amplituda výbuchů pouze 4 -- 6 maga rekurence v intervalu od dnů do 30 let. Kolem bílého trpaslíkase díky přenosu hmoty z průvodce vytváří tlustý akreční disk,v němž díky nestabilitám dochází k častým výbuchům, zatímcopovrch bílého trpaslíka zůstává klidný. E. Sion aj. však zkoumalitrpasličí novu VW Hyi těsně po superexplozi pomocí HST STISa objevili tam stopy po minulých překotných termonukleárníchreakcích na povrchu bílého trpaslíka, který se nyní chová jakotrpasličí nova. To znamená, že rozdíl mezi oběma kategoriemi novzřejmě není tak zásadní, jak se dosud soudilo. Také dosudzanedbávaní průvodci bílých trpaslíků se mohou překvapivě měnit,jak ukázali S. Howell a D. Ciardi pomocí infračervenýchpozorování trpasličích nov LL And a EF Eri. Neustálá ztrátahmoty ve prospěch bílého trpaslíka oškube průvodce -- trpasličíhvězdu hlavní posloupnosti -- natolik, že se z ní nakonec stanehnědý trpaslík o povrchové teplotě pod 1,65 kK a hmotnosti pod55 MJ. Zmíněné soustavy vynikají velmi krátkou oběžnou doboukolem 80 min.

Po delší přestávce došlo předloni k dalšímu obřímu výbuchutrpasličí novy WZ Sge, která v červenci 2001 dosáhla 8,6 mag.Předešlý obří výbuch tohoto typu se odehrál koncem r. 1978a vůbec největší výbuch na 7 mag byl zaznamenán už koncem r.1913. Hvězda v minimu mívá kolem 15,5 mag a je těsnou dvojhvězdous oběžnou periodou pouhých 81 min. Podle D. Steeghse aj. činíhmotnost bílého trpaslíka alespoň 0,7 Mo, kdežto jeho průvodcedosahuje stěží 0,1 Mo. Proto je přenos hmoty na bílého trpaslíkachabý a trvá kolem 30 roků, než dojde k obřímu výbuchu. Přinejnovějším výbuchu se díky tomogramům, získaným pomocí 2,5 mteleskopu INT, podařilo odhalit v okolí bílého trpaslíka dvěspirální vlny v akrečním disku, což nikdo nečekal. H. Schild aj.odhadují vzdálenost soustavy na nějakých 2,3 kpc. Průvodce sp.třídy M7 vykazuje oscilace jako mirida s periodou 527 d a jeobklopen tlustou prachovou obálkou o teplotě 380 K.

K. Hinkle aj. zkoumali světelnou křivku kataklyzmické proměnnéV605 Aql, jež vzplanula v letech 1919-1923. R. 1971 ukázalysnímky z Haleova pětimetru na Mt. Palomaru, že hvězda jeobklopena planetární mlhovinou a v r. 1983 zjistila družiceIRAS, že hvězda je silným infračerveným zdrojem v pásmu 60 mikrometrů,což potvrdila i pozorování z družice ISO. Pozorování potvrzují,že vzplanutí způsobil závěrečný termonukleární záblesk v héliovéslupce uvnitř hvězdy, podobně jako je tomu u známého objektuSakurai (V4334 Sgr). Autoři uvádějí, že v průběhu minuléhostoletí bylo objeveno už na 50 takových případů, ale V605 Aql jehistoricky první. S. Howell aj. připomněli, že oběžné periodykataklyzmických proměnných se pohybují v rozmezí od 80 min do8 h, ale vynechávají interval 2 -- 3 h, což má zjevně fyzikálnípříčinu; nejde o výběrový efekt.

2.6.2. Fyzické proměnné
J. Armstrong aj. měřili interferometrem americké Námořníobservatoře o proměnné základně 19 -- 38 m úhlové průměrykotoučků blízkých cefeid: delta Cep (1,520+/-0,014) milivteřin; éta Aql(1,69+/-0,04) milivteřin; beta Lac 1,909 milivteřin a 12 Aql 2,42 milivteřin. Vzdálenostizmíněných cefeid, určené pomocí družice HIPPARCOS, se pohybujív rozmezí 46 -- 357 pc. Podobně P. Kervella aj. stanovili pomocíinterferometru IOTA na Mt. Hopkinsu se základnou o délce5 -- 38 m úhlový průměr cefeidy zéta Gem s periodou pulsací10,15 d. Vyšlo jim 1,64 milivteřiny, zatímco ze zákrytu hvězdy Měsícemobdrželi 1,81 milivteřin. Podle družice HIPPARCOS vychází vzdálenost360 pc od Slunce, kdežto interferometrická měření odpovídajívzdálenosti 500 pc.

J. Bochanski a E. Sion využili archivu družice IUE pro určeníparametrů průvodce proměnné hvězdy Mira Ceti, vzdálené od nás128 pc. Průvodce má hmotnost 0,6 Mo a efektivní teplotu 9 kK,takže jde fakticky o mladého bílého trpaslíka o stáří pouze850 milionů let. G. Melnick aj. studovali pomocí družice SWASinfračervený objekt IRC+10216 = CW Leo, vzdálený od nás170 pc. Červený obr má svítivost 5 kLo a obsahuje velké množstvíuhlíku a kyslíku ve své rozsáhlé atmosféře. Kolem hvězdy se pakvyskytuje rozsáhlý oblak vodní páry o teplotě 2 kK a poloměru5 AU, který vznikl nejspíš díky ohřátí řádově 100 miliardkometárních jader v oblaku o poloměrech 75 -- 300 AU, který jeobdobou Edgeworthova-Kuiperova pásu kolem našeho Slunce. Autořiodhadují, že analogicky bude vypadat i naše Slunce, až dospěje za7,5 miliard let do stádia červeného obra.

A. Mirošničenkovi aj. se podařilo objasnit překvapivý výbuchproměnné hvězdy delta Sco, jež od r. 2000 se svou jasnostípřiblížila Antarovi a změnila tak vizuální vzhled souhvězdíŠtíra. Ze skvrnkové interferometrie se totiž zjistilo, že jdeo těsnou dvojhvězdu s oběžnou dobou 10,6 r a extrémně vysokouexcentricitou e = 0,94. Právě v létě 2000 procházela proměnnásložka s neradiálními pulsacemi periastrem, a to zřejmě vyvolalopozorované zjasnění, které přetrvávalo i po celý rok 2001, kdysoustava dosáhla 1,8 mag. D. Banerjee aj. klasifikovali hlavnísložku soustavy jako hvězdu B0.3e IV. Rychle rotující raná hvězdaodhazuje odstředivou silou hmotu podél rovníku.

K. Žebruň aj. hledali proměnné hvězdy v katalogu programu OGLEII (hledání gravitačních mikročoček), jenž byl pořízen v letech1997-2000 ve 21 vybraných polích, zahrnujících obě Magellanovamračna. Přehlídka pokryla 7 čtverečních stupňů oblohy s fotometrickoupřesností až +/-0,005 mag pro hvězdy do 19 mag. Autoři našli natěchto snímcích celkem 68 tisíc (!) proměnných hvězd, jež jsouk dispozici v elektronickém katalogu na internetu. Je zřejmé, žeobdobné přehlídky ještě většího rozsahu mohou v dohledné doběnaprosto změnit charakter výzkumu proměnných hvězd, neboťklasické metody hledání proměnných hvězd dokázaly běhemposledních dvou století odhalit jen něco přes 36 tisíc proměnnýchhvězd po celé obloze.

2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy
H. Schild aj odvodili parametry symbiotické dvojhvězdy AR Pav,která je od nás vzdálena 4,9 kpc a skládá se z červeného obrao poloměru 130 Ro a průvodce o hmotnosti 0,75 Mo ve střednívzdálenosti 2,0 AU. A. Skopal aj. odvodili analýzou světelnékřivky AX Per za období 1887-1999 oběžnou periodu zákrytovésymbiotické dvojhvězdy 680 d (1,9 r) a poměr hmotností složek2,4. Efektivní teploty složek činí po řadě 12 a 3,4 kK. Horkásložka je obklopena mlhovinou ionizovaného vodíku o poloměru192 Ro. Soustava je od nás vzdálena minimálně 1,7 kpc.

S. Eyres aj. zkombinovali pozorování symbiotické novy HM Sge,pořízená jednak HST a jednak anténou VLA a rozlišili tak poprvéobě složky dvojhvězdy, jež jsou od sebe vzdáleny 50 AU přivzdálenosti soustavy 1,25 kpc od Slunce. D. Chochol a R. Wilsonstudovali symbiotickou dvojhvězdu V1329 Cyg, vyznačující sekruhovou oběžnou drahou s periodou 955 d, a ukázali že, běhemjediného oběhu se tato perioda krátí o plné 2 dny. M. Bogdanova O. Taranovová sledovali symbiotickou dvojhvězdu V1016 Cyg vestředním infračerveném pásmu pomocí družic IRAS a ISO a zjistili,že soustava je obklopena prachem. E. Vitričenko a S. Plačindastanovili poměr hmot složek sp. třídy A a M na 0,19. Raná hvězdamá přitom 21 Mo a pozdní 3,9 Mo. Poloměry složek jsou téměřshodné, tj. 3,7 resp. 3,6 Ro.

Několik prací bylo věnováno pozoruhodnému symbiotickému objektuV4334 Sgr (Sakurai), jenž byl objeven japonským amatéremv únoru 1996 během vzplanutí, které se dnes považuje za závěrečnýhéliový záblesk v době, kdy hvězda končí fázi červeného obra.Podle J. Pavlenka a H. Dürbecka se ve spektru objektu projevujepřebytek uhlíku a nedostatek kyslíku při efektivní teplotě5250 K. V letech 1997-1998 prodělalo spektrum objektu skluz odrané třídy F po pozdní K. F. Herwig určil hmotnost obra na0,9 Mo a jeho vzdálenost od Slunce na 4 kpc. V. Šenavrin a B.Judin spočítali, že průměrná velikost zrnek grafitu v prachovéobálce dosahují rozměrů 0,05 mikrometru, a že hvězda ročně ztrácí veprospěch budoucí planetární mlhoviny hmotu 2.10-6 Mo.Infračervená jasnost hvězdy roste díky prachovému obalu velmivýrazně -- za poslední 2 roky se zvýšila o více než 2 mag.

S. Bagnulo aj. objevili magnetické pole u hvězdy HD 94660(sp. Ap) měřením kruhové polarizace pomocí VLT ESO (Antu). Jeto poprvé, co se podařilo změřit magnetické pole hvězdy toutocitlivou metodou. Konečně S. van Eck aj. využili spektrografů ESOv La Silla ke studiu tří obřích hvězd o hmotnostech 0,8 -- 8 Mos nízkou metalicitou a podařilo se jim v jejich spektruidentifikovat čáru neutrálního olova na vlnové délce 405,8 nm,což je pochopitelně velké překvapení. Autoři však upozorňují namálo známý fakt, že u hvězd chudých na "kovy" vznikají během fázeobrů v nitru hvězdy nejtěžší prvky procesem zachycování neutronůjádry železa. Je tedy možné, že difuzí se tyto prvky-- a především právě olovo -- dostávají na povrch hvězdy, odkud jeodnáší hvězdný vítr.

2.6.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci
E. Blackman aj. ukázali, že hvězdy, nacházející se naasymptotické větvi obrů (AGB) diagramu HR, mají díky efektudynama silné magnetické pole, které tvaruje vzhled planetárníchmlhovin. Tyto mlhoviny vznikají tehdy, když rychlý hvězdný vítrfáze AGB předstihuje pomalý vítr z fáze červeného obra. Protojsou planetární mlhoviny spíše osově než kulově symetrické, neboťdynamo vytváří dipólové pole. Nejnovější generální kataloggalaktických planetárních mlhovin publikoval L. Kohoutek jakopokračování původního katalogu, uveřejněného společně s L.Perkem v r. 1967. Nový katalog obsahuje základní údaje o 1510planetárních mlhovinách, rozpoznaných do konce r. 1999 a k tomutaké vyhledávací mapky. Z údajů v katalogu plyne, že na konci18. století znali astronomové pouhých 18 planetárních mlhovin a dokonce 19. století se tento počet téměř zpětinásobil. Rozkvět oborunastal až po II. světové válce, kdy bylo za půl století objeveno90 % dnes známých planetárních mlhovin. T. Bensby a I. Lundströmuveřejnili kritickou revizi vzdáleností pro 73 planetárníchmlhovin a zjistili, že čtvrtina všech katalogizovanýchplanetárních mlhovin patří do galaktické výduti.

Předloni byl uveřejněn zajímavý snímek dvojhvězdy Sírius AB,pořízený družicí Chandra v měkkém rentgenovém pásmu. Na tomtozáběru je totiž bílý trpaslík (B) jasnější než sám Sírius A,neboť má efektivní teplotu 25 kK proti pouhým 10 kK hvězdy hlavníposloupnosti. Naproti tomu H. Harris objevil při přehlídce SDSSzatím nejchladnějšího bílého trpaslíka 1337+00, který dosahuje19 mag v pásmu R a prozradil se vlastním pohybem 0,2arcsec/r. Dalšítři velmi chladné bílé trpaslíky s efektivní teplotou pod 4 kKnašli B. Oppenheimer aj. v tlustém disku naší Galaxie. M. SeanO'Brien aj. zkoumali pomocí HST GHRS zákrytovou dvojhvězduV471 Tau, která se skládá z bílého a červeného trpaslíkaa patří do hvězdokupy Hyády. Bílý trpaslík má hmotnost 0,8 Moa efektivní teplotu 34,5 kK, zatímco červený trpaslík třídy K2 máhmotnost 0,9 Mo a poloměr o pětinu větší než hvězdy srovnatelnéhmotnosti v Hyádách. Stáří bílého trpaslíka se odhaduje na 10milionů let, což je pro tak hmotnou hvězdu velmi překvapující.Autoři proto soudí, že bílý trpaslík je tzv. modrým loudalem, tj.vznikl splynutím obří hvězdy s červeným trpaslíkem. Podobněvysoké hmotnosti bílých trpaslíků v rozmezí 0,9 -- 1,0 Movycházejí dle C. Clayera aj. pro otevřenou hvězdokupu Prasepev Raku.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
První zprávu o zjasnění Tychonovy supernovy podal veskutečnosti Schulerus, který ji spatřil 6. listopadu 1572 veWittenberku; Tycho sám ji poprvé pozoroval na Hvenu až 11.listopadu. Supernova byla zpočátku viditelná i za denního světla,neboť byla zřetelně jasnější než Venuše. V prosinci zeslábla najasnost Jupiteru a ještě v únoru 1573 byla stejně jasná jakoSírius. Očima byla pozorovatelná až do února 1574. Během té dobyměnila barvu z bílé na žlutou a nakonec na měděně červenou.V našich zeměpisných šířkách byla cirkumpolární. Je už skutečněna čase, abychom si něco takového vychutnali znovu. Ačkoliv podlestatistik vybuchne v Galaxii více než jedna supernova za století,nejmladší úkaz pochází zhruba z r. 1680. Zachoval se po němmimořádně jasný radiový a rentgenový zdroj Cas A, ale očimatehdejší výbuch asi nikdo nespatřil.

V současné době patří supernovy k nejžádanějším novým objektůma tak se stále zdokonalují technické prostředky k jejichvyhledávání. Nejlépe to dokládá růst počtu objevených supernovod r. 1990, jak uvádí B. Paczynski: v r. 1990 bylo objeveno 38supernov, v r. 1995 jich bylo 57 a v r. 2000 už 173. (Paczynskido obvyklého poděkování v závěru své studie, věnované vztahusupernov a GRB, napsal, že jeho práce nebyla podporována žádnýmgrantem!) Pomocí mozaikové kamery QUEST složené ze 16 matic CCDse podařilo za pouhých 10 nocí pozorování v březnu 2001 objevitpomocí Schmidtovy komory ve Venezuele v polích o celkové výměře254 čtv. stupňů 11 supernov s jasností R < 20 mag.

Navzdory moderní technice se podařil husarský kousek proslulémulovci supernov R. Evansovi, jenž v r. 2001 objevil vizuálněpomocí 0,3 m reflektoru supernovy 2001du (14 mag) a 2001ig(14,5 mag). První z objevených supernov v poloze 0333-3608(galaxie NGC 1365, Fornax) byla před výbuchem patrně zachycena nasnímku HST jako objekt 23 mag, což by odpovídalo absolutníhvězdné velikosti -8 mag, tj. pozdnímu veleobru. Druhá zesupernov (galaxie NGC 7424, Grus) zase vynikla tím, že už týdenpo výbuchu bylo v pásmu 8,6 GHz zaznamenáno její radiové záření.

Pozůstatek po známé supernově 1993J v galaxii M81 (UMa) bylv březnu 2001 odhalen jako radiový zdroj na frekvenci 610 MHzpomocí obřího indického radioteleskopu GMRT. M. Bietenholz aj.odhadli hmotnost předchůdce (veleobr sp. K0 Ia) na 17 Mo přivzdálenosti galaxie 3,6 Mpc. Týmž radioteleskopem bylo zjištěnoradiové záření z pozůstatku po supernově 1979C z galaxie M100(Com).

G. Lewis a R. Ibata se věnovali otázce, zda pozorovaná jasnostproslulé supernovy 1997ff v HDF-N v poloze 1236+6212 nebylaovlivněna efektem gravitační čočky. Její červený posuvz = 1,77 je jednak rekordní a jednak slouží jako doklad protvrzení A. Riesse aj., že vesmír se v současné době rozpínázrychleně, neboť při odpovídající kosmologické vzdálenosti bylasupernova překvapivě jasná (27,0 mag). Lewis a Ibata všakukázali, že paprsky ze supernovy prošly po cestě k nám okrajovýmičástmi dvou mezilehlých galaxií se z = 0,56, takže jasnostsupernovy tak byla zesílena o 0,4 -- 1,2 mag. Když tento přebytekodečteme, vychází pak odtud, že vesmír se rozpíná stále stejnourychlostí, anebo že se dokonce rozpínání zpomaluje, ve shoděs nejjednodušším kosmologickým modelem. Na týž probléms gravitačním zesílením jasnosti vzdálené supernovy upozornilitaké E. Mörtsell aj., takže pro kosmologii se paradoxně tatosupernova příliš nehodí, navzdory své rekordní vzdálenosti.

Také v jižním poli HDF-S se podařilo nalézt velmi vzdálenousupernovu 1998ff v poloze 2232-6034, která v září 1998 dosáhla25 mag a byla pozorována i na opakovaném snímku z října 2001.Její červený posuv z = 1,20 patří rovněž mezi největší dosudpro supernovy zjištěné. Na přelomu září a října 2001 se díkymozaice 12 matic CCD podařilo u dalekohledu CFHT na Havajiobjevit supernovu se z = 1,3, která v maximu přesáhla 25 mag.

Neméně pozoruhodnou se stala supernova 1998bw pro možnousouvislost se zábleskovým zdrojem GRB 980425. F. Pata aj.shromáždili údaje o spektrech objektu od 16. dubna 1998 až dopočátku května 1999 a odtud určili typ supernovy Ic a rychlostrozpínání plynných obalů plných 30 tisíc km/s. Jak uvedl J. Katz,jde o radiově nejsvítivější supernovu v historii a z radiovýchměření vychází rekordní rychlost expanze až 60 tisíc km/s. Běhemcelého výbuchu se uvolnilo 3.1045 J energie, což je rovněžrekord, takže to vše posiluje názor, že šlo o tzv. hypernovua tudíž že souvislost se zmíněným zdrojem GRB je reálná.

G. Israelian uvedl, že od r. 1998 bylo objeveno už 7potenciálních hypernov, které rozmetávají do kosmického prostorumimořádně mnoho Li, Be, S a dalších těžkých prvků, takže hrályvýznamnou úlohu v raném chemickém vývoji Galaxie. Mateřské hvězdyhypernov mají totiž hmotnost větší než 30 Mo, a právě takovýchhmotných hvězd bylo v rané Galaxii hodně, a vyvíjely se faktickybleskurychle -- vybuchovaly jako supernovy už několik desítekmilionů let po svém vzniku. Jádra hypernov se při výbuchu hroutírovnou na černé díry, takže je pak už nikdy nelze přímopozorovat. Zatímco výbuch běžné supernovy ničí život kolem sebedo vzdálenosti asi 10 pc, u hypernov je "poloměr smrti" až1 kpc. Připomeňme ještě, že samotné slovo "supernova"vymysleli v r. 1931 W. Baade a F. Zwicky (američtí astronomovéněmeckého a švýcarského původu), když si uvědomili, že tyto jevyse zásadně odlišují od standardních nov.

V. Kaspiová a M. Roberts se zabývali multispektrálním pozorovánímpozůstatku G11.2-0.3 v souhvězdí Střelce po historickésupernově z r. 386 n.l., vzdálené od nás 4,6 kpc. Přesně docentra optické mlhoviny, odhalené v 70. letech XX. stol., byldružicí Chandra lokalizován rentgenový pulsar s impulsní periodou71 ms, jehož rotace se brzdí podobně jako u jiných pozůstatků posupernovách. Z tempa brzdění se dá odvodit kanonické stářípozůstatku, které vychází na 24 tisíc let, v příkrém rozporus identifikací se supernovou před pouhými 1615 lety. Odtud plyne,že kanonické stáří pulsarů může být v mnoha případech docelachybné, pokud nepřipustíme, že rentgenový pulsar s mlhovinounesouvisí a pouze náhodně se promítá do uvedeného směru...

Také slavná Řasová mlhovina v Labuti vzdálená od nás 460 pc jeurčitě pozůstatkem supernovy. Porovnáním jejích snímků z r. 1953s nejnovějšími záběry z HST se podařilo určit, že mlhovina serozpíná rychlostí 170 km/s, což dává stáří pozůstatku 5 tisícroků. Naši dávní předci museli mít vzhledem k blízkosti supernovynádhernou podívanou; bohužel to tehdy nikdo neuměl zapsat.

Nejproslulejším pozůstatkem po supernově je zajisté Krabímlhovina a tak není divu, že se jí pozorovatelé i teoreticivěnují stálou péči. A. Lyne aj. si všimli, že radiové impulsyz pulsaru v Krabí mlhovině se občas rozprostřou na několikmilisekund díky odrazům na ionizovaných mračnech, plujícíchv okolí neutronové hvězdy (impulsní perioda činí 33 ms). Tím lzemapovat strukturu látky v okolí pulsaru jemněji než na snímcíchHST. Podle J. Solermana aj. měl předchůdce supernovy z r. 1054původní hmotnost jen 9 Mo. Vlákna Krabí mlhoviny obsahují úhrnem4,6 Mo a rozpínají se rychlostí 1400 km/s. Zhroucením jádramasivní hvězdy se uvolnila energie 1044 J za předpokladu, žeobjekt je od nás vzdálen 2 kpc. Při explozi byla supernova podobu 23 dnů pozorovatelná i ve dne a po dobu 650 dnů v noci.

M. Jura aj. se zabývali otázkou, proč má Krabí mlhovina takpodivný tvar a řešení našli při studiu okolí hvězdy HD 179281,která byla ještě před 1600 lety červeným veleobrem a běhempředešlých 3000 roků rozptýlila do prostoru plyn o úhrnnéhmotnosti 1 Mo. Nyní se ukázalo na základě optickýcha submilimetrových pozorování, že tento plyn se nalézáv polokruhu jen na jedné straně hvězdy, tj. že rozptylovánímateriálu probíhalo nesouměrně. Hvězda je klasifikována jakoG Ia a za nějakých 100 tisíc let vybuchne jako supernova obdobnáKeplerově supernově z r. 1604.

Poslední supernova v naší Galaxii, která vzplanula někdy kolem r.1680, po sobě zůstavila silný radiový zdroj Cas A -- dodnesnejsilnější radiový zdroj mimo sluneční soustavu. E. Gotthelf aj.využili družice Chandra k detekci rázových vln v pozůstatku posupernově a odtud odvodili jeho vzdálenost na 3,4 kpc. D.Chakrabartymu aj. se díky téže družici podařilo v centru mlhovinyobjevit anomální rentgenový pulsar (AXP) o teplotě 5 MK, živenýakrecí hmoty na neutronovou hvězdu. E. Ryan se proto pokusilnalézt na tomto místě optický protějšek, ale bezúspěšně, ačkolivexpozice dosáhla mezní hvězdné velikosti 26,3 mag. To znamená, žepoměr rentgenové a optické svítivosti pulsaru přesahuje 800.Naproti tomu F. Aharonian aj. objevili díky pozorováním aparaturyHEGRA v letech 1997-99, že Cas A je zdrojem fotonů v pásmu TeV.J. Vink aj. využili družic COMPTON a BeppoSAX k objevu jadernýchčar nuklidů 44Sc a 44Ca o energii 1,16 MeV ve zmíněném AXP.

Vývojem neutronových hvězd jako vlastních pozůstatků posupernovách se ve své nejnovější práci zabýval nestor světovéastrofyziky H. Bethe, kterému bylo předloni 95 roků... D. Clinepočítal průběh neutrinového záblesku pro supernovy II. typua srovnal tento model s novým rozborem údajů o neutrinech zesupernovy 1987A. T. Šimizu aj. ukázali, že emise neutrin probíhánesouměrně a odnáší sebou energii řádu 1044 J. T. Nakamura aj.se pokusili modelovat výbuch hypernovy, který jecharakterizován uvolněnou energií větší než 1045 J. Běhemexplozivní fáze hoří překotně kyslík, což vede k nadprodukcijader Si, S, Ar a Ca.

3.2. Radiové pulsary
R. Edwards a M. Bailes uveřejnili fyzikální a geometricképarametry dvou binárních pulsarů, které jsou zhruba stejně staréjako naše sluneční soustava. Pulsar PSR 1157-5112 byl objevenpočátkem r. 1999 a má impulsní periodu 44 ms; vznikl před 4,7miliardy let. Skládá se z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,27 Moa bílého trpaslíka o hmotnosti 1,14 Mo, jež kolem sebe obíhajípo kruhové dráze ve vzdálenosti 4,3 milionů km v periodě 3,5 d,ale oběžná perioda se zkracuje, takže oba objekty splynounejpozději za 9,5 miliardy let. Druhý pulsar PSR J1756-5322 máimpulsní periodu 8,9 ms a vznikl před 5 miliardami let. Jehoprůvodce obíhá kolem neutronové hvězdy po kruhové dráze v periodě0,45 d ve vzdálenosti 630 tis. km. Autoři se domnívají, že v oboupřípadech pozorujeme předchůdce budoucích zábleskových zdrojůzáření gama (GRB).

N. D'Amico aj. nalezli pomocí radioteleskopu v australskémParkesu krátkoperiodické binární milisekundové pulsary večtyřech kulových hvězdokupách, kde až dosud žádné radiové pulsarynebyly objeveny. Binární pulsary s impulsními periodami 3 -- 6 msa oběžnými dobami v řádu několika dnů vykazují vesměs kruhovédráhy. Jeden z nich s krátkou oběžnou periodou 1,7 h má zaprůvodce exoplanetu. Titíž autoři také identifikovali dva stálézdroje záření gama, pozorované aparaturou EGRET na družiciCompton, s mladými radiovými pulsary J1420-6048a J1837-0604. První z nich je od nás vzdálen 4 kpc, má impulsníperiodu 68 ms a indukci magnetického pole 240 MT, zatímco druhýje 10,5 kpc daleko, jeho impulsní perioda dosahuje 96 msa magnetická indukce činí 210 MT.

Podobně J. Halpern aj. identifikovali zdroj z 3. katalogu EGRETJ2227+6122 jako pulsar PSR J2229+6114 s impulsní periodou52 ms. I zde má neutronová hvězda vysokou magnetickou indukci200 MT. Družice Chandra objevila v témže směru bodový rentgenovýzdroj, který je zřejmě oblakem hvězdného větru, vyvěrajícíhoz pulsaru. Ze všech těchto pozorování se dá vyvodit, že alespoňněkteré dosud neidentifikované zdroje z katalogu EGRET mohou býtradiovými pulsary s extrémně silným magnetickým polem příslušnéneutronové hvězdy. A. Chandler aj. se však domnívají, že pouzevelmi mladé pulsary gama mají měřitelné radiové záření, a to jedůvod, proč se nedaří identifikovat větší část zdrojů v kataloguEGRET.

Velmi silné magnetické pole má dle G. Pavlova aj. také proslulýmilisekundový pulsar PSR 0833-45 v Plachtách, jak vyplýváz rentgenových pozorování družicí Chandra. V rentgenovém spektruneutronové hvězdy, vzdálené od nás 300 pc, nebyly sice nalezenyžádné spektrální čáry, ale přesto se podařilo se určit jejíhlavní parametry. Hvězda o hmotnosti 1,4 Mo má efektivní teplotu680 kK, poloměr 13 km, celkový zářivý výkon 2,6.1025 Wa magnetickou indukci plných 300 MT. P. Caraveová aj. odvodilaz pozorování optického protějšku 24 mag pomocí HST vlastní pohybpulsaru 65 km/s ve směru, jenž dobře souhlasí s osou souměrnostirentgenové emise mlhoviny kolem pulsaru, jak ji zobrazila družiceChandra. Odtud vyplývá i prostorová rychlost pulsaru 81 km/s.

Nejbližší (139 pc) a také nejjasnější binární milisekundovýpulsar J0437-4715 sledoval W. van Straten v letech 1997-2000pomocí radioteleskopu v Parkesu a získal tak neuvěřitelných50 TB údajů. Odtud vyplývá, že impulsní perioda pulsaru činí5,8 ms a oběžná perioda 5,7 d. Kolem neutronové hvězdyo hmotnosti (1,6+/-0,2) Mo obíhá po přesně kruhové dráze sesklonem 43 stupňů bílý trpaslík o hmotnosti pouhých 0,24 Mo.Z prodlužování impulsní periody se podařilo odvodit pravděpodobnéstáří soustavy 4,9 miliardy let. V soustavě je pozorováno stáčenípřímky apsid rychlostí 0,016 stupňů za rok a tzv. Shapirovo zpoždění signálův důsledku efektu obecné teorie relativity.

C. Lange aj. zkoumali binární milisekundový pulsar J1012+5307s impulsní periodou 5,3 ms a oběžnou dobou 14,5 h. Průvodcemneutronové hvězdy je bílý trpaslík s hmotností jen 0,15 Mo, jenžobíhá kolem těžiště soustavy po kruhové dráze s nejmenší změřenouvýstředností e = 8,10-7(!). Soustava je stará 8,6 miliardylet a výborně se hodí pro ověřování efektů obecné teorierelativity.

Naproti tomu binární pulsar B1259-63, vzdálený od nás 1,5 kpc,vyniká největší známou dráhovou výstředností e = 0,87, takžev periastru jednou za 3,4 roku se neutronová hvězda vnoří dorozsáhlé plynné obálky obří hvězdy typu Be o hmotnosti 10 Moa poloměru 6 Ro. S. Johnston aj. nyní popsali úkazy, jež seodehrály kolem průchodu periastrem 28. května 1997. Nejprve bylpozorován anomální nárůst dispersní míry pulsaru a poklesintenzity pulsních signálů. Posledních 16 dnů před periastremimpulsní signály zcela vymizely a objevily se znovu až 16 dnů poperiastru. Ukázalo se přitom, že hvězdný vítr v okolí hvězdy Bejeví silné turbulence při rychlostech až 2000 km/s ještě vevzdálenosti 50 hvězdných poloměrů od obří složky dvojhvězdy.

N. Takahaši aj. studovali vůbec nejrychleji rotující pulsarB1937+21 s impulsní periodou 1,56 ms (642 otoček neutronovéhvězdy za sekundu!) s velmi úzkým profilem samotného pulsu.Odhalili jej na záznamech z rentgenové družice ASCA jako bodovýzdroj a odtud odvodili jeho rentgenový zářivý výkon 6.1025 W zapředpokladu, že je vzdálen 3,6 kpc.

D. Nice aj. objevili pomocí obřího radioteleskopu v Arecibu nafrekvenci 430 MHz binární pulsar PSR J2019+2425 s rekordnědlouhou oběžnou dobou 76,5 d. Potřebovali k tomu souvislá data zaplných 9 let. Samotný pulsar má impulsní periodu 3,9 ms, která sevelmi zvolna prodlužuje relativním tempem 7.10-21, zatímcooběžná doba se zkracuje tempem -3.10-11. Hmotnost neutronovéhvězdy vychází na 1,35 Mo a průvodce kolem ní obíhá po praktickykruhové dráze ve vzdálenosti kolem 10 milionů km.

Podobně T. Šabanovová aj. sledovali po dobu plných 30 let pulsarB1642-03 s impulsní periodou 0,39 s, jež během té doby kolísalas amplitudami 15 -- 80 ms a sekulárně se prodlužovala tempem1,8.10-15. Pulsar je starý něco přes 3 miliony roků a vzdálenyod nás řádově kiloparsek. Podle autorů lze zmíněné kolísáníimpulsní periody vysvětlit jako volnou precesi rotační osyneutronové hvězdy v kuželu s vrcholovým úhlem pouze 0,8 stupňů.

A. Tennant aj. zjistili pomocí družice Chandra, že pulsarv Krabí mlhovině (PSR 0531+21) vydává v minimech mezi impulsystálé slabé rentgenové záření, takže mateřská neutronová hvězdamá teplotu nižší než 2,1 MK. G. Běskin a V. Něustrojev pořídilipomocí kavkazského šestimetru (SAO) vysokodispersní spektra tétoneutronové hvězdy, ale nenašli v nich žádné spektrální čáry. Y.Ljubarskij a D. Eichler rozpoznali ze zobrazení mlhoviny družicíChandra osově souměrný hvězdný vítr s polárním výtryskem, cožzřejmě povede k revizi kanonického modelu pulsarů.

S revoluční myšlenkou přicházejí M. Miller a D. Hamilton, kteřípopřeli standardní názor, že milisekundové pulsary se roztočilyna vysoké obrátky akrecí hmoty z průvodce, a tvrdí, že se tak jižzrodily, tj. že měly velmi slabé magnetické pole, které je protonezbrzdilo. Tento názor odvodili z analýzy dat o proslulém"Wolszczanově" milisekundovém pulsaru PSR 1257+12 s impulsníperiodou 6,2 ms, jenž je obklopen celou rodinou exoplaneto minimálním hmotnostech 0,015; 3,4 a 2,8 Mz, jež po řaděobíhají po kruhových drahách ve vzdálenostech 0,19; 0,36a 0,47 AU od neutronové hvězdy, jejíž magnetické pole dosahuje napovrchu indukce stěží 100 kT. Celá tato "sluneční soustava" jepřitom stará asi 800 milionů roků. Autoři přitom nevylučujímožnost, že ve vzdálenosti řádu 10 AU obíhá kolem pulsaru dalšíexoplaneta o hmotnosti řádově srovnatelné se Zemí.

Známý multispektrální pulsar Geminga (0633+1746), objevený r.1975 družicí SAS-2, v r. 1983 ztotožněný s rentgenovým zdrojem0630+18 a v r. 1987 se slabou hvězdou téměř 26 mag, byl v r.1992 identifikován jako rentgenový pulsar a v r. 1998 jako pulsaroptický. Podle J. Gila aj. jde o neutronovou hvězdu, která jezároveň souosým rotátorem s rotační periodou 0,24 s. J. Něšpora A. Stěpanjan odhalili z měření krymského teleskopu pro oborzáření gama (GT-48), že Geminga vysílá i fotony s energiemi nad1 TeV, čímž se stává pulsarem s nejširším spektrálním rozsahem,v němž je jeho záření registrováno.V pásmu energií gama je přitomjeho zářivý výkon řádu 1026 W. Oba autoři odhalili v záznamechdružic i krymského teleskopu další periodu, jež r. 1975 činila59 s, ale postupně se prodlužuje, takže v r. 1997 dosáhla hodnoty62 s; její příčina není známa.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje
M. Garcia aj. studovali pomocí družice Chandra 12 rentgenovýchnov v intervalech klidu mezi výbuchy. V šesti případech sepodařilo přímo pozorovat neutronovou hvězdu a v dalších šestipřípadech je zdrojem rentgenového záření vnější okolí za obzoremudálostí hvězdné černé díry. V těchto případech lze dokoncepozorovat, jak materiál padající do černé díry přestává naobzoru událostí svítit, což významně potvrzuje modelovépředstavy o černých děrách hvězdných hmotností nad 3 Mo. Autořiukázali, že zmíněné černé díry vydávají jen asi 1 % zářenív porovnání s neutronovými hvězdami. Přirozeně i toto 1 % přicházíz okolí černé díry, za hranou obzoru událostí, což autořipřirovnávají k vodě na hraně Niagarských vodopádů, která náhlezmizí v hlubinách. Podobně J. Dolan aj. zaznamenali pomocírychlého fotometru HSP HST dva případy mizejících sledů optickýchimpulsů na hraně obzoru událostí pro prototyp hvězdných černýchděr Cyg X-1.

Další pozoruhodná pozorování pocházejí z družice RXTE, jež podleT. Strohmayera aj. nalezla kvaziperiodické rentgenové oscilaceneutronových hvězd v rentgenových dvojhvězdách. Jejich délkaodpovídá oběžné době pro poslední stabilní dráhy částic přednevyhnutelným pádem na povrchu neutronové hvězdy. Nejnověji všaknašli podobné oscilace ve tvrdém rentgenovém záření o energii nad13 keV a vysokých frekvencích 300 a 450 Hz v okolí mikrokvasaruGRO 1655-40, jenž je od nás vzdálen 3 kpc a je podle J.Greenové a C. Bailyna těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou 2,6 d.Primární složka je černou dírou s hmotností 6,3 Mo, zatímcosekundární složka o poloměru 5 Ro má hmotnost 2,4 Mo. Díkyznačné hmotnosti černé díry jsou pak možné v jejím okolí stabilnídráhy s tak kratičkou oběžnou periodou. Jinými slovy, zmíněnérychlé oscilace nepřímo potvrzují, že jde opravdu o hvězdnoučernou díru, která však musí rychle rotovat, neboť rotující černádíra o uvedené hmotnosti má podle C. Wanjeka poslední stabilnídráhu o poloměru 49 km, kdežto nerotující díra alespoň 60 km(poloměr černé díry je menší než 21 km). Oscilace 450 Hz přitomodpovídá poloměru dráhy 50 km. Podle M. Abramowicze a W.Kluzniaka je pár oscilací způsoben resonancí mezi čistě oběžnýma epicyklovým pohybem nabírané hmoty a černá díra má ještěrezervu v rotaci, tj. není to ani čistá Schwarzschildova(nerotující) ani maximálně rychle rotující Kerrova černá díra.

T. Strohmayer nalezl pár kvaziperiodických oscilací v archivudružice RXTE rovněž pro mikrokvasar GRS 1915+105. V tomtopřípadě jde o frekvence 40 a 67 Hz a odtud nepřímo plyne, žev tomto mikrokvasaru jde o černou díru na horní mezi hmotnosti.Skutečně vzápětí J. Greiner aj. odhadli na základě pozorovánídalekohledem ESO VLT, že příslušná černá díra má extrémně vysokouhmotnost kolem 14 Mo. zatímco její průvodce je pozdním obremtřídy K-M o hmotnosti pouze 1,2 Mo. Objekt je od nás vzdálenminimálně 11 kpc a zeslaben v optickém oboru vysokou extinkcíalespoň 25 mag.

R. Mark Wagner aj. objevili první hvězdnou černou díruv galaktickém halu, když sledovali přechodný rentgenový zdrojXTE J1118+480 v galaktické šířce 62 stupňů. Zdroj je od nás vzdálen1,9 kpc a nachází se 1,7 kpc nad hlavní rovinou Galaxie. Jesložkou dvojhvězdy 19 mag s oběžnou dobou 0,17 dne a byl objeventeprve koncem března 2000. Zatímco jeho průvodce je trpasličíhvězdou hlavní posloupnosti třídy K-M s hmotností nižší než0,5 Mo, černá díra má hmotnost v rozmezí 6,0 -- 7,7 Mo. Kolemčerné díry se prostírá akreční disk, který se kývá v precesníperiodě 52 dnů. J. McClintock aj. sledovali týž zdrojdalekohledem MMT s novým zrcadlem o průměru 6,5 m a potvrdili takpředešlé údaje. Podle I. Mirabela aj. se vyznačuje vysokouprostorovou rychlostí, takže se pohybuje do galaktického hala.

J. Orosz aj. upozornili na podivuhodnou rentgenovou dvojhvězduJ1819-2525 = V4641 Sgr s oběžnou dobou 2,8 d a masivní černoudírou o hmotnosti minimálně 9 Mo, kolem níž obíhá hvězda pozdnítřídy B o hmotnosti minimálně 6 Mo. Dvojhvězda je od násvzdálena zhruba 10 kpc. Dvojhvězda se projevuje častýmirentgenovými erupcemi a vyniká též "nadsvětelnými" rychlostmirozpínání rádiových uzlíčků o rychlostech přes 9,5c.

P. Bond zpozoroval tříhodinový výbuch rentgenové dvojhvězdy4U 1820-30, jenž podle T. Strohmayera aj. byl o tři řády delšía intenzívnější než vše, co bylo dosud u rentgenových dvojhvězdpozorováno. Podle těchto autorů šlo o překotnou termonukleárníreakci uhlíku na povrchu neutronové hvězdy. Jak uvedl J. Irion,je průvodcem této neutronové hvězdy bílý trpaslík, který jizásobuje hmotou, takže na jejím povrchu se vytvoří až 30 m tlustávrstva hélia, překrytá několik set metrů tlustou vrstvou uhlíku,jenž nakonec dramaticky vybuchne s intenzitou až o tři řády většínež by měla exploze helia.

F. Walter studoval nejbližší osamělou neutronovou hvězduRXJ 1856-3754, vzdálenou od nás pouhých 60 pc, pomocí snímkůz HST v průběhu posledních tří let. Získal tak dobré údajeo rychlém vlastním pohybu hvězdy 0,33arcsec/r. Podle všeho vzniklaneutronová hvězda při výbuchu supernovy v OB asociaci Sco-Cen asipřed 900 tis. roky a za dalších 280 tis. roků bude ke Sluncinejblíže ve vzdálenosti 52 pc. Autor nevylučuje, že se tehdyrozpadla dvojhvězda, jejíž druhou složkou je jasná hvězda2,7 mag zéta Oph sp. třídy O9.5 V. V. Burwitz aj. sledovalineutronovou hvězdu pomocí družice Chandra a objevili tak na jejímpovrchu horkou skvrnu o poloměru 2 km a teplotě 60 kK.

Podle J. Okogawy aj. je zcela překvapující, jak mnohorentgenových pulsarů se podařilo nalézt v Malém Magellanověmračnu, jehož hmotnost je o řád nižší než hmotnost VelkéhoMagellanova mračna a dokonce o dva řády nižší než hmotnost našíGalaxie. Přitom v MMM bylo objeveno již na dva tucty rentgenovýchpulsarů, zatímco ve VMM je jich známo jen 8 a v naší Galaxii asi80. V. Hambaryan aj. odhadují současný počet neutronových hvězdv Galaxii na 1 miliardu.

A. King aj. zjistili, že když splynou dva bílí trpaslíci typC-O, vznikne supernova třídy I, po níž zbude magnetar, tj.vysoce magnetická neutronová hvězda Odhadli, že v Galaxii vznikájeden magnetar v průměru za tisíc roků. V. Kalogera aj. uvedli,že také páry neutronových hvězd mohlou splynout a uvolnit přitomvelké množství gravitačního záření v krátkém záblesku.Z modelových výpočtů pak vyplynulo, že pokročilá generacedetektorů gravitačních vln by měla zaznamenat minimálně 2splynutí a maximálně až 300 takových úkazů za rok.

W. Ketterle aj. ukázali, že lze připravit laboratorní verzirotující neutronové hvězdy v podobě Boseova-Einsteinovakondenzátu silně ochlazeného sodíkového plynu. Kondenzát lzeumístit do magnetické pasti a roztočit laserovým svazkem. Takmohou fyzikové simulovat skoky v rotační periodě pulsarůa supratekuté víry v suprakapalině neutronové hvězdy.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)
Druhý nejjasnější zábleskový zdroj zaznamenaný družicí BeppoSAXvzplanul 22. února 2001 (GRB 010222) v poloze 1452+4301 a jehooptický dosvit byl zpozorován necelých 5 h po výbuchu, kdy dosáhl18,6 mag (J. in 't Zand aj.). Radiový dosvit byl nalezen na22 GHz již 7,7 h po nástupu vzplanutí gama, jež trvalo plných170 s a rentgenové vzplanutí dokonce po 280 s. Ve spektruoptického dosvitu objevili S. Jha aj. úzké absorpce, z nichž sepodařilo odvodit červený posuv pro GRB z = 1,48. Zásluhoudalekohledu VLT ESO sledoval P. Vreeswijk aj. optické dosvity proGRB 990510 a 990712, i když jejich jasnost klesala nad 28 mag.Odtud pak vyplynuly po řadě hodnoty z < 1,6 a 0,4.

Podle P. Mészárose se do konce října 2000 podařilo změřit posuvyz pro 17 GRB, nejčastěji se vyskytují posuvy těsně podz = 1,0. Současný rekord z = 4,5 drží GRB 000131. V. Šimonaj. zjistili, že barevné indexy dosvitů v pásmu BVRI majístandardní kladné hodnoty v rozmezí +0,40 -- 0,47. D. Freedmanováa E. Waxman stejně jako V. Lipunov aj. tvrdí, že maximálníuvolněná energie při vzplanutí gama nemůže přesáhnout5.1044 J; pokud se uvádějí vyšší hodnoty, tak je na viněnesplněný předpoklad o izotropním vyzařování.

Spoluprací družice RXTE a sond Ulysses a NEAR se podařilo vymezitpolohu GRB 000301C a odtud najít optický dosvit 19,6 mag 42 hpo explozi a sledovat jej až do 11. dne po vzplanutí (23,1 mag).Opět zásluhou VLT určil B. Jensen z = 2,0. Mateřskou galaxii senepodařilo najít, takže je určitě slabší než 27,8 mag. Sledovánímčasového vývoje mnohobarevné jasnosti dosvitu GRB 000926 sepodařilo P. Priceovi aj. ukázat, že zdroj záření byl těsně povýbuchu kolimován do svazku s vrcholovým úhlem jen 5 stupňů. Tím sesníží odhadovaný zářivý výkon GRB 275krát v porovnánís tradičními předpokladem o izotropním vyzařování.

Jedinečný magnetar SGR 1900+14 v souhvězdí Orla, který seproslavil gigantickým zábleskem gama koncem srpna 1998, se znovupřihlásil o slovo, když 18. dubna 2001 opět zahltil širokoúhloukameru družice BeppoSAX. Do pozorování se však zapojily takédružice Chandra a sonda Ulysses. Vzplanutí naběhlo na maximumběhem pouhých 8 s a na světelné křivce byly patrné pulsaces periodou asi 5 s, vyvolané zřejmě rotací magnetaru. Po 40 scelé vzplanutí opět skončilo. Pravděpodobně šlo o tepelné brzdnézáření o teplotě plných 300 MK, doprovázející roztržení kůryneutronové hvězdy. C. Thompson a R. Duncan odtud odhadli indukcimagnetického pole na povrchu magnetaru na rekordních 100 GTa svítivost zdroje ve výbuchu na milionnásobek (!) Eddingtonovyluminosity. S. Eikenberry aj. tvrdí, že se jim kombinací údajůz rozličných družic podařilo natolik zpřesnit polohu magnetaruSGR 1806-20, že se mohli odvážit najít infračervený protějšekv přeplněném hvězdném poli v poloze 180839-202440. Pokud jeidentifikace správná, je zdroj od nás vzdálen plných 14,5 kpc.

T. Nakamura aj. potvrdili genetickou souvislost meziGRB 980425 a supernovou 1998bw v poloze 1935-5250. Podle nichvybuchla hvězda o hmotnosti 14 Mo, složená převážně z uhlíkua kyslíku, přičemž se uvolnila kinetická energie kolem 5.1045 Ja vzniklo 0,4 Mo radioaktivního nuklidu 56Ni. K. Weiler aj. sedomnívají, že supernova vybuchla jen několik málo dnů před GRB.Nezvyklý úkaz lze klasifikovat jako hypernovu Ic, jež bylabezprostřední příčinou vzplanutí gama následkem zhrouceníneutronové hvězdy na černou díru. Hypernovy vznikají nejčastějiv oblastech překotné tvorby hvězd a naopak tuto tvorbu svýmvýbuchem opět podněcují.

Podle G. Björnssona aj. a D. Reicharta stály hypernovy takéu zrodu GRB 970228 (tj. vůbec první identifikovaný optickýdosvit), 970514, 980326, 980703 a 000418. Zatím nejspolehlivějšídůkaz o souvislosti GRB se vzplanutím hypernovy podali D. Lazzatiaj. pro GRB 000911 v poloze 0218+0744. Už za den po vzplanutí,které trvalo plných 500 s, se podařilo najít optický dosvita fotometricky jej sledovat po dobu 8 týdnů. Od 30. dne povzplanutí se však světelná křivka sekundárně zjasnila, neboťdoznívání po výbuchu supernovy, jež vzplanula asi týden před GRB,bylo povlovnější než pokles optického dosvitu GRB. Objekt vykázalposuv z = 1,06.

R. Kehoe aj. uvedli, že pro poznání vztahu mezi GRB a optickýmidosvity sehrává důležitou úlohu automatický přehlídkový systémkamer ROTSE I, který má díky čtyřem teleobjektivům na společnémontáži průměr zorného pole 16,4 stupně. Od března 1998 do června 2000se tak podařilo sledovat 57 GRB, ale dosvity se nalezly jen velmivzácně. Podle všeho jsou optické dosvity soustředěny dovrcholového úhlu kolem 12 stupňů, zatímco vzplanutí gama má tentokolimační úhel až o dva řády užší! Zatím je velmi nesnadné najítoptické dosvity pro krátká vzplanutí (> 2 s), jelikož to obvyklenestačí na rentgenové zaměření samotného GRB. Naproti tomu A.Panaitescu a P. Kumar odhadují vrcholové úhly pro vzplanutí gamana 1 až 4 stupně, což je patrně mnohem realističtější odhad, jenž vedek energiím vzplanutí do řádu 1044 J.

B. Schaefer se pokusil určit svítivost 112 GRB z příméúměrnosti mezi svítivostí a tvrdostí spektra gama běhemvzplanutí. Jestliže GRB 830801 byl vůbec nejjasnější GRBv krátké historii oboru, tak jeho svítivost 8,5.1042 W bylavůbec nejnižší, z čehož vyplývá, že byl velmi blízko, vevzdálenosti pouhé 3 Mpc (?). Naproti tomu nejvzdálenějšípozorovaný GRB by měl z = 5,9 -- kdyby byl pozorován takéoptický dosvit. D. Guetta aj. se domnívají, že GRB musí býtzdrojem mocného toku neutrin s energiemi nad 100 TeV. To byovšem znamenalo, že z týchž zdrojů pocházejí i tajemné částicekosmického záření o extrémně vysokých energiích.

C. Porciani a P. Madau tvrdí, že je už zřejmé, že GRB souvisejís existencí mimořádné hmotných hvězd, a ty zase označují místapřekotné tvorby hvězd ve vzdáleném vesmíru. Prostorové rozloženíGRB tak slouží jako znamenitý indikátor dějin překotné tvorbyhvězd ve vyvíjejícím se vesmíru. Hvězdy I. generace měly totižhmotnost až 100--300 Mo, takže ukončily svou existencí výbuchemhypernovy v průměru již za 3 miliony roků. D. Lamb se protodomnívá, že nebude problém spatřit občas GRB se z = cca. 15 -- 20,čímž roste význam GRB pro kosmologii. M. Schmidt nenašel žádnýrozdíl mezi špičkovou svítivostí krátkých (trvání do 2 s)a dlouhých GRB; pro oba typy dostal hodnotu 6.1043 J v prvních60 ms vzplanutí. Zato se liší prostorovou hustotou; krátké GRBjsou třikrát vzácnější.

Podle D. Fraila aj. lze vskutku považovat GRB za novéstandardní svíčky pro měření kosmologických vzdáleností.Jelikož jsou svazky záření GRB usměrněné do úzkého vrcholovéhoúhlu, je jejich skutečný počet 500krát vyšší, než můžemepozorovat. Ve viditelné části vesmíru pak vzniká jedna hvězdnáčerná díra každou minutu! Nicméně další pokrok ve zkoumání GRBlze spíše očekávat od nových pozorování po vypuštěníspecializované družice SWIFT, která by měla odstartovat na podzimr. 2003.

4. Mezihvězdná látka
P. Papadopoulos aj. objevili o dva řády více molekulárníhovodíku ve směru ke kvasaru APM 0827+52 se z = 3,9, než sedosud předpokládalo. W. Thi aj. nalezli díky měřením z družiceISO molekulární vodík v prachových discích kolem hvězd typubeta Pic. L. Knee a C. Brun využili radiových měření mračenneutrálního vodíku ve vnějších partiích naší Galaxie k odhaduteploty, jež tam panuje. Chladná mračna o rozměrech řádukiloparseků mívají teplotu nižší než 100 K a uvnitř dokonce jenpouhých 10 K. Právě tam se vyskytuje nejčastěji i molekulárnívodík. Naproti tomu v horkých atomových vodíkových mračnechteplota dosahuje až 10 MK.

H. Throop aj. studovali velkou mlhovinu v Orionu pomocí snímkůz HST. Ukázali, že mezihvězdná zrnka v mlhovině jsou asi 25krátvětší než tomu v mezihvězdném prostoru bývá, a dosahují takprůměru až 5 mikrometrů. I když se může zdát, že mlhovina je předurčenak tvorbě exoplanet, problémem jsou asi dva tucty velmi hmotnýchhvězd sp. třídy O, které díky silnému ultrafialovém zářenírozbíjejí vše do poloměru 0,1 pc od sebe. Exoplanety mohouvznikat tedy jen v těch oblastech mlhoviny, které jsou chráněnyprachem před řáděním modrých hvězd O. Naštěstí je životnost hvězdO omezena na maximálně 100 milionů let. Známá temná mlhovinaKoňská hlava v Orionu je od nás vzdálena 490 pc.

L. Allamandola aj. zjistili v laboratoři, že při teplotě 10 K,jež panuje uvnitř obřích molekulových mračen, lze působenímultrafialového záření vytvořit přes stovku organickýchsloučenin, z nichž mnohé jsou vhodné jako stavební látka proživé organismy. W. Sorrell se zabýval tímto procesem teoretickya ukázal, že uvnitř ledových zrnek vznikají působenímultrafialového záření (fotolýzou) volné radikály v pláštíchzrnek. Srážky zrnek postačí ke spuštění chemických reakcí meziradikály, čímž vzniknou organické molekuly, které se pak rozprášído okolního plynného prostředí. Autor se domnívá, že právě takvzniká glycin, glykolaldehyd, etylkyanid i aceton, jež bylyradioastronomy nalezeny ve známém mračnu Sgr B2. Nejnověji B.Turner a A. Apponi nalezli pomocí 12-m mikrovlnnéhoradioteleskopu na Kitt Peaku ve frekvenčním pásmu 72 -- 154 GHzv tomto mračnu vinylalkohol, acetaldehyd a oxid etylénu. T.Smith aj. našli v reflexní mlhovině NGC 7023 na vlnové délcekolem 1,5 mikrometrů pásy FeSi_2 a další prachová zrnka s příměsíželeza.

(pokračování)

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Pošlete jméno na Mars!
Ilustrační foto...
Rádio IAN: Planeta s prstencem
Ilustrační foto...
Voda na Marsu
Ilustrační foto...
STS-116: Discovery – souhrnné informace
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 43
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