Zeň objevů 2000 -- díl čtvrtý

Zeň 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.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
Soustavné hledání supernov získává novou přístrojovou podporu díky zařízení QUEST, instalovanému u 1 m Schmidtovy komory ve Venezuele. V ohnisku komory je totiz umístěna mozaika 16 matic CCD, vyuzívající větsí části zorného pole komory. Během března 2000 tak tamějsí astronomové prozkoumali oblast 264 čtverečních stupňů oblohy do 20,8 mag v pásmu R a objevili přitom 33 supernov slabsích nez 18,8 mag, coz je více nez donedávna stihly za rok observatoře z celého světa dohromady.

Neobyčejně zvlástní proměnná 1052+3640 (SN 2000ch) se vynořila ve spirálním ramenu galaxie NGC 3432 (LMi) s červeným posuvem z = 0,002 počátkem května, kdy dosáhla 17,4 mag. Nebyla zaznamenána na archivních snímcích z let 1953-1996. Spektra prokázala týz červený posuv pro emise Balmerovy série, takze objekt určitě patří do zmíněné galaxie, ale expansní rychlosti byly překvapivě nízké -- jen 950 km/s, coz zprvu nasvědčovalo tomu, ze jde o extrémně svítivou klasickou novu, neboť její absolutní hvězdná velikost dosáhla pouhých -12 mag. Nakonec se vsak ukázalo, ze jde o vzácný případ výbuchu velmi hmotné svítivé modré proměnné hvězdy (LBV), při němz se její jádro nezhroutí gravitací, klasifikované jako podsvítivá supernova třídy IIn; jinými slovy hvězda takový výbuch přezila. Dalekohled VLT ESO ve spojení s polarimetrem sledoval průběh polarizace záření supernovy 1999em v galaxii NGC 1637 v intervalu od počátku listopadu 1999 do ledna 2000. Ukázalo se, ze spojité spektrum bylo zprvu polarizováno slabě (0,25 %), ale posléze se hodnota polarizace zdvojnásobila, coz svědčí o nesouměrnosti vlastního výbuchu.

Jako jiz tradičně v posledních letech soustřeďuje se pozornost pozorovatelů na pozůstatek po supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Uz od roku 1995 jsou totiz patrné projevy srázky rázové vlny po výbuchu supernovy s plynným prstencem, který pochází z doby asi 20 tisíc let před vlastním výbuchem, kdy byl předchůdce supernovy červeným veleobrem a intenzívně ztrácel hmotu. Pomocí 4 m teleskopu CTIO se těsně před koncem roku 1999 podařilo pozorovat nové struktury ve vnitřním prstenu v blízkém infračerveném pásmu. Horká skvrna, objevená jiz v říjnu 1998, se dále zjasnila a dosáhla pětiny jasnosti celého prstence, coz je ovsem jenom předzvěst dalsích poměrně dramatických efektů nejenom v optickém a infračerveném, ale i rentgenovém a radiovém oboru spektra.

Ostatně R. McCray aj. vyuzili vynikající rozlisovací schopnosti rentgenové druzice Chandra ke sledování pohybu vlastní rázové vlny. Z pozorování na přelomu let 1999 a 2000 odvodili rychlost jejího pohybu na 4500 km/s a zjistili, ze za čelem vlny stoupá teplota plynu v prstenci az na 10 MK. To vysvětlují zpětnou rázovou vlnou, která postupuje az za čelem vlastní rázové vlny. Nové horké skvrny v prstenci se vynořily na snímcích STIS a WFPC2 HST z konce ledna a počátku února 2000. Podle D. Burrowse aj. odpovídají jejich polohy maximum rentgenového záření na snímcích druzice Chan 18418h76s dra, kde se jejich vyzářené výkony pohybují v řádu 10²⁸ W, zatímco rentgenový výkon centrálního pozůstatku činí jen 2.10²⁷ W. V květnu 2000 se podařilo S. Lawrencovi aj. rozlisit pomocí STIS nejjasnějsí horkou skvrnu a měřit pohyby skvrn. Skvrny vseobecně letí napříč rovníkovým prstencem, ale místy se také vracejí rychlostmi az 200 km/s. Do podzimu 2000 se zvýsil celkový počet horkých skvrn na devět, takze je zřejmé, ze srázka rázové vlny s prstencem je uz v plném proudu. Naskýtá se tak báječná moznost zmapovat rozlození struktury prstence kolem supernovy. Z postupného přibývání skvrn lze usuzovat na výraznou nesouměrnost rovníkového plynného prstenu.

J. Middleditch aj. studovali rychlou proměnnost jasnosti pozůstatku po supernově řadou pozemních dalekohledů jiz od února 1992 a nalezli ve světelných změnách modulaci s periodou 2,14 ms, kterou povazují za rotační periodu pulsaru v centru exploze. V letech 1992-1996 se tato perioda soustavně prodluzovala relativním tempem řádu 10^-10, coz nenasvědčuje moznosti, ze by se neutronová hvězda byla jiz zhroutila na černou díru. Souhrnný optický výkon pozůstatku činil 1500 dnů po výbuchu nanejvýs 8.10²⁹ W a 3600 dnů po výbuchu jiz jen 2.10²⁹ W, tj. jasnost centrálního objektu klesla na 18,5 mag. Autoři téz vypočítali, ze výbuch neutrin trval 10 s a uvolněná neutrina nesla energie 6-39 MeV, takze v tomto pásmu činila celková vyzářená energie plných 2,5.10⁴⁶ J.

M. Weisskopf aj. studovali rentgenové snímky Krabí mlhoviny, pořízené druzicí Chandra koncem srpna 1999. Mlhovina, která je pozůstatkem supernovy z roku 1054, jeví bohatou strukturu, sestávající z vnitřního prstenu uvnitř duté trubice ve tvaru toru. Vnitřní prsten obsahuje drobné uzlíčky a výtrysky. Naprostým překvapením je válcový vzhled struktury, jenz řadí mlhovinu mezi pozůstatky typu plerion. F. Aharonian aj. sledovali Krabí mlhovinu pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech od září 1997 do dubna 1999 v oboru záření gama o energii od 500 GeV do 20 TeV. Zjistili, ze průběh závislosti intenzity záření na energii je v celém pásmu plynulý. Podle E. Gotthelfa aj. patří k pozůstatkům typu plerion také zdroj Kesteven 75 (G29.7-0.3)* v Orlu, vzdálený od nás 18 kpc, jenz obsahuje rentgenový pulsar J1846-0258 s periodou 0,325 s, jehoz pulsní perioda se prodluzuje relativním tempem 7.10^-12. Odtud vyplývá indukce magnetického pole 5 GT a stáří pozůstatku pouhých 720 let; jde o nejmladsí známý pulsar vůbec.

U. Hwang aj. vyuzili rentgenové druzice Chandra k podrobnému průzkumu rozlození prvků v pozůstatku po supernově Cas A v nasí Galaxii s úhlovým rozlisením lepsím nez 1arcsec. V rentgenovém pásmu 4-6 keV nalezli jednak spojitou emisi a jednak čáry, příslusející tězsím prvkům O, Si, S, Ar, Ca a Fe, coz dokazuje, ze supernovy dokází rozptýlit do kosmického prostoru produkty termonukleárních reakcí ve svém nitru. To podle J. Hughese aj. dobře odpovídá výpočtům o překotném termonukleárním spalování uhlíku, neonu a křemíku. Vzplanutí této záhadné supernovy mozná pozoroval J. Flamsteed roku 1680 a radiová pozůstatek objevil jako nejjasnějsí radiový zdroj mimo sluneční soustavu M. Ryle jiz roku 1948. D. Reichert a A. Stephens odhalili sekulární slábnutí radiové emise v pásmu 16,5 MHz az 16,5 GHz mezi lety 1949 a 1999 v závislosti na frekvenci od 0,65 % do 0,9 % za rok. To vse odpovídá faktu, ze jde o vůbec nejmladsí pozůstatek po supernově v nasí Galaxii, jenz je současně i nejjasnějsím rentgenovým pozůstatkem po supernově vůbec. Objekt Cas A je od nás vzdálen 3,4 kpc a poloměr optické slupky, rozpínající se rychlostí 5000 km/s, činí 1,7 pc. Tepelná slozka rentgenového záření odpovídá teplotě 2,8 MK. Podle G. Pavlova aj. sídlí v centru pozůstatku buď miniaturní neutronová hvězda s poloměrem pod 0,5 km(!), anebo nejspíse hvězdná černá díra. Slo tedy o supernovu třídy II.

J. Hughes odvodil z pozorování druzice ROSAT současné tempo rozpínání pozůstatku po Tychonově supernově z roku 1572 o 0,12 % za rok, coz je vyssí hodnota, nez vyplývá z radiových pozorování, která dávají rychlost rozpínání 4600 km/s. Pozůstatek je od nás vzdálen 2,3 kpc a energie exploze vychází na 5.10⁴³ J. Druzice Chandra poslouzila k objevu bodového rentgenového zdroje poblíz centra pozůstatku po supernově G332.4-0.4 (1E 161348-5055), vzdáleného od nás 3,3 kpc, takze jeho současný rentgenový zářivý výkon činí asi 2.10²⁶ W. Záření je modulováno v periodě 6,0 h, coz je mimořádně dlouhá obězná doba těsné rentgenové dvojhvězdy, kde druhou slozkou je hvězda o malé hmotnosti. V. Zavlin aj. nasli díky téze druzici rentgenové pulsace s periodou 0,42 s v pozůstatku po supernově PKS 1209-51/52, jenz je od nás vzdálen jen 2,1 kpc. Pozůstatek nemá měřitelné radiové záření a je starý asi 7 tisíc let.

A. Hamilton a R. Fessen zobrazili pomocí HST pozůstatek po supernově S And, coz je proslulá supernova, krátce pozorovaná (leč tehdy jako supernova nerozpoznaná!) ve velké spirální galaxii M 31 v Andromedě v srpnu roku 1885, kdy byla na hranici viditelnosti očima, coz odpovídá absolutní hvězdné velikosti -18,7 mag. Dnes je na tom místě tmavá skvrna o průměru 0,5" se silnými ultrafialovými čarami Fe II, coz ji řadí k podsvítivým supernovám třídy Ia. B. Dunne aj. zkoumali pomocí HST a druzice ROSAT pozůstatek po supernově MF16 ve spirální galaxii NGC 6946, vzdálené od nás 5,1 Mpc, který má v rentgenové oblasti přepočtený zářivý výkon o plné tři řády vyssí, nez jiz zmíněný pozůstatek Cas A. Domnívají se proto, ze předchůdcem supernovy byla velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda nebo svítivá modrá proměnná LBV, která před výbuchem vytvořila rozpínající se cirkumstelární plynné obaly bohaté na dusík.

J. Sollerman aj. odvodili z průběhu světelné křivky a spektra "podivné" supernovy 1998bw, pravděpodobně totozné se zdrojem GRB 980425, ze během výbuchu supernova odhodila az 0,9 M_o radionuklidu ⁵⁶Ni; tj. o řád více nez je tomu u standardních supernov. T. Matheson aj. zpracovali optická spektra supernovy 1993J třídy IIb v galaxii M81 mezi 3. a 2454. dnem po výbuchu. Supernova dosáhla v maximu 10,8 mag, takze se stala druhou nejjasnějsí supernovou severní polokoule ve druhé polovině 20. stol. S výjimkou SN 1987A jde také o vůbec nejlépe sledovanou supernovu v dějinách astronomie.

Podle A. Burrowse vzplanulo dosud v Galaxii celkem 100 milionů supernov, z nichz kazdá vyzářila během výbuchu v průměru 10⁴⁴ J. Supernovy se tak zaslouzily o obohacení mezihvězdného prostoru o prvky, počínaje uhlíkem a konče zelezem; v mensí míře pak i o prvky počínaje mědí a konče uranem. Jsou také hlavním zdrojem kosmického záření o energiích řádu PeV az snad EeV. K. Nomoto aj. se zabývali případným vlivem evoluce vesmíru a galaxií na maximální zářivý výkon supernov třídy Ia, které -- jak známo -- astronomové pouzívají při odhadech kosmologických vzdáleností galaxií jako tzv. standardní svíčky. K tomu cíli počítali vlastnosti bílých trpaslíků poblíz Chandrasekharovy meze 1,37-1,38 M_o a zjistili, ze hélioví trpaslíci s atmosférou uhlíku a kyslíku mohou vybuchnout jestě dříve, nez dospějí k Chandrasekharově mezi, čímz vzniká zřejmý vývojový efekt, týkající se maxima zářivého výkonu supernov. Dále pak ukázali, ze splynutí dvou bílých trpaslíků nevede vůbec k výbuchu supernovy, nýbrz k jejich gravitačnímu zhroucení.

P. Maxted aj. odvodili, ze pulsující podobr KPD 1930+2752 se nachází v těsné dvojhvězdě s oběznou dobou 2,3 h a má hmotnost 0,5 M_o. Jeho průvodcem je bílý trpaslík s hmotností 1,0 M_o. Podobr nevykazuje čáry vodíku ani hélia, ale zato silné čáry křemíku. Autoři soudí, ze díky gravitačnímu vyzařování splynou obě slozky soustavy asi za 200 milionů let, čímz se překročí Chandrasekharova mez pro bílé trpaslíky a dojde k explozi supernovy Ia.

Podle P. Höflicha aj. závisí maximální jasnost supernov třídy Ia na jejich metalicitě, tj. od doby výskytu hvězd populace II k hvězdné populaci I se změnila absolutní hvězdná velikost supernov o 0,25 mag a délka náběhu k maximu jasnosti o 1 den. Nalezli totiz vztah mezi maximem jasností supernov Ia a rychlostí poklesu jasnosti po maximu. Supernovy třídy Ia se vyvinou z těsných dvojhvězd, v němz je hlavní slozkou hvězda hlavní posloupnosti s hmotností az 8 M_o, která při evolučním směřování k červeném obru ztrácí hmotu ve prospěch hmotného bílého trpaslíka rychlostí řádu 10^-8 M_o/r. Bílý trpaslík se tak přiblízí k Chandraskharově mezi a na jeho povrchu probíhají termonukleární reakce, měnící vodík na hélium, a to dále na uhlík a kyslík. Celý proces pak skončí překotným výbuchem bílého trpaslíka, čímz se trpaslík zničí. Autoři se domnívají, ze z pozorování vývoje supernov Ia vyplývá, ze standardní hmota vesmíru představuje jen 20 % kritické hustoty, nutné k jeho geometrickému uzavření, tj. vesmír je zcela určitě otevřený a bude se věčně rozpínat.

C. Porciani a P. Madau tvrdí, ze supernovy Ia jsou homogennějsí populací nez galaxie či dokonce kvasary, takze lze počítat, ze prvním přiblízení jde o objekty s maximální absolutní vizuální hvězdnou velikostí -19,45 mag. Pro supernovy s kosmologickým červeným posuvem z = cca. 1 odtud plyne, ze kazdá 12. supernova je zesílena efektem mezilehlé gravitační čočky alespoň o 0,1 mag. Supernovy Ia mají početní převahu nad supernovami třídy II az do I = 25 mag. Vzdálenějsí z nich mohou být gravitační čočkou zesíleny az 50x! Tato statistika bude vylepsena novými přehlídkami, které dokází objevit az 500 supernov ročně.

3.2. Radiové pulsary
Jak uvádějí B. Zhang aj., radiový pulsar PSR 2144-3933 s rekordně dlouhou rotační periodou 8,5 s, objevený roku 1999, se nachází za "hranicí smrti" pro radiové pulsary, neboť v jeho magnetosféře by jiz neměly vznikat páry pozitron-elektron, které ve svém důsledku vedou k produkci radiového záření. Jak uz to vsak bývá, příroda o tomto omezení neví, a proto pulsar radiově září... K. Torii aj. upozornili, ze rentgenový a posléze i 6. nejmladsí radiový pulsar AXS J1617-5055 s rotační periodou 69 ms musel prodělat mezi srpnem 1993 a zářím 1997 obrovský skok v impulsní periodě, převysující relativně hodnotu 10^-6, coz znamenalo nový rekord pro pulsary.

Loni vsak hned na počátku roku zaznamenali radioastronomové na observatoři Mt. Pleasant v Tasmánii ve frekvenčním pásmu 635-1390 MHz dosud největsí skok v periodě proslulého pulsaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Relativní zkrácení periody dosáhlo totiz hodnoty 3,1.10^-6. Tím více překvapilo, ze druzice Chandra nezjistili po nástupu skoku zvýsení teploty neutronové hvězdy z obvyklé hodnoty, která činí 2 MK. Na rentgenovém snímku z této druzice je patrná mlhovina, obklopující pulsar, z níz vybíhají dva protilehlé výtrysky, vnořené kolmo do rovníkových prstenců. Výtrysky mají směr shodný se směrem letu pulsaru prostorem. To znamená, ze intenzita výtrysků je asymetrická - jinak by nemohlo dojít k takovému "raketovému efektu" a asymetrie by spíse souvisela se směrem rotační osy neutronové hvězdy.

A. De Luca aj. určili na základě snímků z HST vlastní pohyb pulsaru 0,052"/r, coz pro pravděpodobnou vzdálenost pulsaru od nás 500 pc dává poměrně nízkou příčnou rychlost 130 km/s. Stáří pulsaru odhadují F. Seward aj. na pouhých 11 tisíc let. Titíz autoři sledovali pomocí rentgenové druzice ROSAT 3 skoky v periodě za 2,5 roku sledování. Skoky samy dosáhly relativní hodnoty 10^-6 a jejich derivace dokonce 10^-2. Relaxace probíhá na časové stupnici od 10 do 100 dnů. Průběh změn intenzity rentgenového záření sleduje jen zčásti profil radiového záření během jedné otočky neutronové hvězdy a také tvar samotného impulsu zřetelně závisí na energii, v níz úkaz pozorujeme.

A. Kinkhabwala a S. Thorsett pozorovali na vysokých frekvencích 430 -- 2380 MHz radioteleskopem v Arecibu u známého binárního pulsaru B1937+21 tzv. obří impulsy s extrémně vysokou intenzitou, objevené poprvé r. 1995. Impulsy trvají nanejvýs 2 micros a vyskytují se náhodně 55 -- 70 micros po hlavním impulsu resp. interpulsu. Je zajímavé, ze podobné obří impulsy jsou známy i pro pulsar v Krabí mlhovině, od něhoz se vsak binární pulsar podstatně lisí ve vsech hlavních parametrech: je starý celých 200 milionů let, má desettisíckrát slabsí magnetické pole a rotuje 20krát rychleji.

M. van Kerkwijk aj. zkoumali průvodce binárního milisekundového pulsaru PSR B1855+09 pomocí HST a Keckova desetimetru. Zjistili, ze jde o bílého trpaslíka 25 mag o hmotnosti 0,26 M_o a efektivní teplotě 4,8 kK. Odtud vychází stáří soustavy na 10 miliard let, coz je dvakrát více, nez odhad stáří z brzdění rotace pulsaru. To naznačuje, ze něco není v pořádku; buď jsou spatně modely chladnutí bílých trpaslíků, anebo scénáře brzdění rotace v silném magnetické poli neutronové hvězdy. Průvodci binárních pulsarů jsou obvykle hélioví bílí trpaslíci malých hmotností 0,1 -- 0,4 M_o a zhruba kazdá dvacátý radiový pulsar je binární. Podobný rozpor v určení stáří nalezli téz B. Gaensler a D. Frail pro pulsar B1757-24 ve Střelci s impulsní periodou 125 ms. Podle brzdění rotace dostáváme stáří 16 tisíc let, kdezto z rozpínání přilehlé radiové mlhoviny "Kachna" kolem pozůstatku supernovy G5.4-1.2 vychází stáří přes 39 tisíc roků, jenze to by zase znamenalo absurdně velkou příčnou rychlost pulsaru alespoň 1500 km/s. Stáří určované z tempa brzdění rotace proto představuje spíse dolní mez stáří skutečného.

I. Stairsová aj. objevili precesní pohyb s periodou asi 1000 dnů pro rotační osu pulsaru B1828-11 o impulsní periodě 0,4 s, minimálním stáří 110 tisíc roků a indukci magnetického pole 500 MT. Během precesní periody se totiz mění jak tvar impulsů tak okamzitá délka impulsní periody. Odtud lze spočítat, ze pozorovanou precesi vyvolává odchylka tvaru neutronové hvězdy od ideální koule o velikosti pouhé 0,1 mm! Tatáz teorie vsak tvrdí, ze díky interakci supratekutého jádra a tuhé kůry neutronové hvězdy by se tato precese měla utlumit během několika minut, takze 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 níz evidentně dochází k silnému urychlování elektronů Fermiho mechanismem, které pak vysílají synchrotronové záření s energiemi fotonů řádu az 10 GeV.

R. Mignani aj. určili ze snímků HST vlastní pohyb pulsaru B0656+14 s impulsní periodou 0,385 s, jenz je od nás vzdálen zhruba 760 pc, coz je vsak dost nejistý údaj. Objekt se jeví jako osamělá neutronová hvězda 25 mag a při citované nejistotě vzdálenosti se pohybuje transverzální rychlostí 50 -- 160 km/s, v dobrém souhlase s radiovým měřením polohy pulsaru. Jeho stáří je asi 100 tisíc roků. V. Kaspiová aj. nasli velmi mladý binární radiový pulsar J1141-6545 s impulsní periodou 0,4 s a oběznou periodou 5 hodin o stáří 1,4 milionů roku ve vzdálenosti 3,2 kpc. Výstřednost eliptické dráhy dosahu 0,17 a velká poloosa 0,56 milionu km. Neutronová hvězda má hmotnost mensí nez 1,35 M_o, kdezto průvodcem je bílý trpaslík o vysoké hmotnosti nad 0,97 M_o. To dává velmi dobré vyhlídky na určení relativistických parametrů soustavy, počínaje stáčením periastra (přiblizně 5,3°/r je současný rekord!) a konče detekcí gravitačního záření, jez způsobí slití obou slozek za 1,5 miliardy roků.

M. Pivovaroff aj odhalili extrémně silné magnetické pole pulsaru PSR J1914-1744 s impulsní periodou 4 s a tempem brzdění rotace 7,4.10^-13. Odtud totiz vyplývá jeho indukce 5,5 GT. A. Lyne aj. a R. Mignani určili parametry binárního pulsaru PSR J1811-1736 s impulsní periodou 104 ms, objeveného v srpnu 1997. Ukázalo se, ze součet hmotností obou slozek dvojhvězdy dosahuje 2,6 M_o, coz velmi pravděpodobně znamená, ze i v tomto případě jde o soustavu dvou neutronových hvězd, obíhajících kolem tězistě v periodě 18,8 d s poloosami 10,4 milionů km po rekordně výstředné dráze s excentricitou 0,83! Stáčení periastra soustavy dosahuje 0,009°/r. Z dispersní míry vychází vzdálenost 6 kpc a z relativního prodluzování periody 1,8.10¹⁸ stáří pulsaru plných 900 milionů let. Indukce magnetického pole činí jiz jen 1,4 MT a protoze gravitační vyzařování relativně vzdálených slozek dvojhvězdy je nepatrné, má pulsar téměř neomezenou zivotnost řádu bilionu let.

F. Rasio aj. hledali krátkoperiodické binární pulsary v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Objevili celkem 20 případů s poloosami 0,1 -- 1,0 AU a hmotnostmi průvodců v rozmezí 1 -- 3 M_o, coz značí, ze páry, v nichz druhou slozkou dvojhvězdy je bílý trpaslík, jsou bězné. A. Wolszczan aj. se vrátili k rozboru kolísání periody pulsaru B1257+12 s impulsní periodou 6,2 ms, z něhoz jiz roku 1992 odvodili existenci dvou extrasolárních planet v soustavě. Ačkoliv o reálnosti objevu se zprvu pochybovalo, dnes po objevu extrasolárních planet u hvězd hlavní posloupnosti, není o správnosti Wolszczanova tehdejsího objevu pochyb. Nyní k tomu přibyla třetí exoplaneta s oběznou dobou 25,3 d ve vzdálenosti 0,19 AU od neutronové hvězdy. Autoři odhadují, ze její hmotnost je srovnatelná s nasim Měsícem, čili jde o dosud nejnizsí spolehlivě určenou hmotnost exoplanety. Díky přesným časovým měřením lze tak u pulsarů v současné době objevovat exoplanety podstatně nizsích hmotností, nez jak do umozňuje metoda radiálních rychlostí u hvězd hlavní posloupnosti.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje
R. Wijnands a M. van der Klis odstranili zmatek v identifikaci rentgenové proměnné V4641 Sgr 14 mag, která byla zaměněna s blízkým objektem GM Sgr. Rentgenový zdroj je označen jako SAX J1819.3-2525 a stal se nápadným rychle proměnným optickým i rentgenovým zářením v únoru 1999. V polovině září 1999 byl ztotozněn s proměnným radiovým zdrojem, coz umoznilo odhadnout jeho vzdálenost v rozmezí 0,5 -- 1,0 kpc. Jeho rentgenový zářivý výkon se dlouhodobě mění v rozmezí tří řádů 10²⁷ --10³⁰ W. Vyniká i krátkodobými neuvěřitelnými amplitudami toku ve vsech spektrálních oborech, kdyz jeho intenzita kolísá v poměru az 1:4 během sekundy a v poměru 1:500 během minuty. V optickém i infračerveném spektru jsou patrné silné emisní čáry. Spektrum sekundární slozky, pořízené VLT, bylo klasifikováno jako A2V (T_ef = 9 kK) a obězná perioda dvojhvězdy činí 2,87 d. Primární kompaktní slozka má hmotnost větsí nez 2,55 M_o, coz je nad hranicí konvenční hodnoty pro hmotnost neutronových hvězd. Z této slozky vycházejí radiové výtrysky, pohybující se nadsvětelně. Soustava je od nás vzdálena 6 kpc. Zmíněnou silnou proměnnost objektu lze pravděpodobně vysvětlit jako silně kolísající akreci materiálu na neutronovou hvězdu či černou díru.

Koncem března 2000 vzplanula rentgenová nova XTE J1118+480 ve Velké Medvědici, vzápětí ztotozněná opticky s hvězdou R = 12,9 mag, jejíz jasnost v následujících dnech kolísala s poloviční amplitudou 0,2 mag. Archivní záběry pak ukázaly, ze optický protějsek byl az do prosince 1999 nepozorovatelný do mezné hvězdné velikosti 15 mag, ale počátkem ledna 2000 se zjasnil na 12,7 mag. Objekt byl dohledán také v pásmu gama pomocí přístrojů na druzici Compton. Maximum toku gama 110 mCrab (Crab = úroveň toku Krabí mlhoviny v témze spektrálním pásmu) se odehrálo jiz 11. února 2000, zatímco v rentgenovém pásmu dosáhla nova 39 mCrab koncem března 2000. Novu se podařilo poprvé identifikovat také v pásmu extrémního ultrafialového záření pomocí druzice EUVE. V radiovém oboru dosáhla na frekvenci 15 GHz průměrného toku 6 mJy. Je téměř jisté, ze jde o černou díru ve dvojhvězdě s oběznou dobou 0,17 d, neboť funkce hmotnosti soustavy dosahuje hodnoty 6 M_o. Na světelné křivce se pozoruje rychlé mihotání s periodou pod 10 s a dále tzv. superhrby jako u optických trpasličích nov. Do konce roku 2000 nova opticky zeslábla na 19 mag a v jejím spektru se objevily dvojité emisní čáry.

T. Hall aj studovali masivní rentgenovou dvojhvězdu 2S 0114+650, objevenou jiz roku 1977, která se skládá z veleobra B1 Ia a neutronové hvězdy s nejdelsí známou rotační periodou 2,7 h. Obězná doba soustavy, která vykazuje zákryty v rentgenovém pásmu, činí 11,6 d a výstřednost 0,16. Q. Liu aj. uveřejnili souhrnný katalog masivních rentgenových dvojhvězd (HMXB), poprvé rozpoznaných jako samostatná třída kosmických objektů před třiceti lety. Katalog obsahuje celkem 130 polozek, z toho polovinu zcela nových objevů.

Pomocí radiového interferometru v Green Banku v USA se podařilo 19. dubna 2000 zaznamenat největsí radiový výbuch rentgenového zdroje Cyg X-3 od památného vzplanutí v roku 1991, kdyz radiové toky na frekvencích 2 a 8 GHz dosáhly hodnot 11 a 17 Jy. Radiovému vzplanutí předcházelo delsí období slábnutí tvrdého rentgenového záření zdroje. Jak uvádějí P. Predehl aj., druzice Chandra umoznila z pozorování rozptylu rentgenového záření zdroje na mezihvězdném prachu a z mihotání signálu určit oklikou vzdálenost objektu na 9 kpc s chybou asi 20 %. Jde o rentgenovou dvojhvězdu s oběznou dobou 4,8 h. U jedné z nejjasnějsích rentgenových dvojhvězd na obloze Aql X-1 = V1333 Aql se podařilo určit správnou oběznou periodu 4,3 h; na rozdíl od dosud udávané hodnoty 9 h. Dne 11. května 2000 se dvojhvězda opticky zjasnila o 0,3 mag, podobně jako v květnu 1999, coz se zdál být standardní interval mezi vzplanutími, i kdyz nový úkaz měl jen sestidenní trvání, načez hvězda znovu zeslábla na klidovou úroveň. O tom, ze vsechno je jinak, se vsak astronomové přesvědčili koncem září 2000, kdy se soustava začala opět zjasňovat přinejmensím o 0,45 mag v pásmu R.

Od poloviny července 2000 se začala zjasňovat rentgenová dvojhvězda EXO 1745-248 v kulové hvězdokupě Terzan 5 a v polovině srpna dosáhla maxima 0,6 Crab v tvrdém rentgenovém pásmu. Při vzdálenosti 7,6 kpc to znamená, ze kompaktní slozka soustavy se v té době přiblízila Eddingtonově zářivé mezi a dosáhla efektivní teploty 3 MK. V rentgenovém spektru byla přitom pozorována emisní čára zeleza o energii 6,6 keV. U rentgenové zákrytové dvojhvězdy MXB 1659-29 odhalila druzice RXTE rychlé oscilace s frekvencí 567 Hz, jez patrně odpovídá rychlé rotaci neutronové hvězdy. Oscilace jsou nejzřetelnějsí ve fázích 0,05 a 0,75 a lze je dobře vidět jedině v době, kdy je přechodný rentgenový zdroj aktivní, coz nyní platí od dubna 1999 stále. Přechodný rentgenový zdroj a pulsar 4U 0115+63 se opět po jedenapůlleté přestávce zjasnil počínaje srpnem 2000. Impulsy mají periodu 3,6 s a při vzdálenosti zdroje 3,5 kpc činí zářivý výkon ve tvrdém pásmu rentgenového záření téměř 10³⁰ W. Ve spektru se pozorují cyklotronové absorpce o energiích 15 a 23 keV. Druzice RXTE zaznamenala koncem října 2000 nový výbuch přechodného rentgenového a gama zdroje a pulsaru KS 1947+300 = GRO J1948+32 do úrovně 20 mCrab. Impulsní perioda se od objevu roku 1994 prodlouzila do loňska o 0,1 s na hodnotu 18,7 s, tj. rotace neutronové hvězdy se zpomaluje tempem 8 ms/r. Obězná doba dvojhvězdy činí 41,7 d. Počátkem prosince 2000 se podařilo zdroj identifikovat opticky s modrou hvězdou J = 12 mag, sp. třídy B0, v jejímz spektru byla nalezena silná emise v čáře Halfa. V polovině listopadu 2000 přesel do vysokého stavu známý polar Her X-1, jenz je současně binárním rentgenovým pulsarem.

J. McClintock a R. Remillard popsali historii rentgenové novy A0620-00, která vzplanula v souhvězdí Jednorozce na podzim roku 1975, kdy dosáhla toku 50 Crab, coz je nejjasnějsí mimosluneční zdroj v krátkých dějinách rentgenové astronomie. Po návratu do klidu na podzim 1976, kdy rentgenový tok klesl o 6(!) řádů, se podařilo stanovit oběznou periodu těsné dvojhvězdy 7,8 h a spektrální třídu sekundární slozky dK5. Dvojhvězda je od nás vzdálena 1,2 kpc a podle archivních snímků vzplanula rovněz v roce 1917. K témuz typu nálezí téz zdroj Cen X-4, který vybuchl v letech 1969 a 1979. Obězná doba této těsné dvojhvězdy činí 15,1 h a i v tomto případě je sekundární slozka třídy K.

J. Martí aj. studovali pomocí VLT infračervené spektrum mikrokvasaru GRS 1915+105, objeveného jako proměnný rentgenový zdroj v roce 1992. Ukázali, ze spektrum mikrokvasaru vykazuje profily čar typu P Cyg, tj. ze z jedné slozky dvojhvězdy se rozpíná plynná obálka. Druhá slozka dvojhvězdy je sp. třídy Of/WN, takze mikrokvasar je fakticky velmi masivní rentgenovou dvojhvězdou, podobně jako objekt GRO 1655-40, objevený roku 1995. K těmto dvěma jiz klasickým mikrokvasarům v Galaxii přibyl dle J. Paredese aj. vloni třetí -- LS 5039, vzdálený od nás 3 kpc a opticky dosahující 11 mag. V radiovém pásmu byly zjistěny protilehlé výtrysky, vybíhající z kompaktního objektu. Dosud nejmohutnějsí výbuch proměnného rentgenového zdroje v Galaxii pozorovali R. Cornelisse aj. pomocí druzice BeppoSAX. Zdroj 4U1735-44 se zjasnil na plných 86 minut, coz je patrně největsí termonukleární exploze na povrchu kompaktní slozky kdy pozorovaná.

P. Kaaret aj. určili parametry binárního rentgenového pulsaru SAX J0635+0533, jehoz obězná doba činí 11,2 d a průmět velké poloosy dráhy 25 milionů km při výstřednosti 0,3. Impulsní perioda 34 ms se prodluzuje relativní rychlosti 4.10^-13, coz odpovídá stáří pulsaru 1400 roků. Rentgenový zářivý výkon dosahuje úctyhodné hodnoty 5.10³¹ W a akrece hmoty na kompaktní slozku probíhá tempem 6.10^-7 M_o/rok. F. Hulleman aj se věnovali nejjasnějsímu anomálnímu rentgenovému pulsaru 4U 0142+61, jehoz stáří odhadli na 100 tisíc let. V roce 1994 se pomocí Keckova teleskopu podařilo nalézt optický protějsek s neobvyklými barevnými indexy, jehoz minimální vzdálenost odhadli na 2,7 kpc. Odtud dostali zářivý výkon řádu 10³⁰ W a poloměr hvězdy 0,007 R_o, coz je hodnota typická pro bílé trpaslíky. Autoři soudí, ze jde o velmi horkého a hmotného (1,3 M_o) bílého trpaslíka, který vsak jeví vlastnosti typické pro magnetary s indukcí magnetického pole řádu 100 GT.

F. Walter aj. studovali nejblizsí osamělou neutronovou hvězdu RX J185635-3754 v souhvězdí Jizní koruny, vzdálenou od nás 60 pc. Ze snímků HST v letech 1996-99 se totiz podařilo určit jak paralaxu tak vlastní pohyb hvězdy tempem 100 km/s, coz znamená, ze se k nám nejvíce přiblízí az za 300 tisíc let. Objekt byl objeven druzicí ROSAT roku 1992 a opticky identifikován roku 1995 pomocí HST jako modrá hvězda 26 mag s poloměrem 11 km a povrchovou teplotou 600 kK. Snímek VLT nyní ukázal, ze za hvězdou se táhne kuzelová rázová vlna. Jde o pozůstatek supernovy, jez vybuchla před 1 milionem roků ve známé hvězdné asociaci OB v souhvězdí Stíra. Neutronová hvězda tudíz chladne rychleji, nez 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. Smlouva nukleárních velmoci o zákazu zkousek jaderných zbraní v kosmickém prostoru byla podepsána 5. srpna 1963. Kvůli jejímu ověřování vyvinuly Spojené státy druzice Vela s detektory záření gama v pásmu 150 -- 750 keV, jez byly vypoustěny v párech na kruhové dráhy o poloměru 125 tis. km počínaje rokem 1969. První GRB byl takto zachycen v dubnu 1969 a první čtyři druzice Vela odhalily během dvou let celkem 73 GRB. Objev vsak byl zveřejněn R. Klebesadelem aj. az v roce 1973, kdy uz bylo jasné, ze jde o mimosluneční zdroje, a nikoliv o rafinované porusování zmíněné smlouvy. Teprve tehdy vznikl sám pojem GRB, jenz tak významně obohacuje soudobou astrofyziku.

K. Walkerová aj. ukázali z rozboru dat aparatury BATSE na druzici Compton, ze těsně po vzplanutí GRB se na světelné křivce v pásmu fotonů gama pozoruje rychlé mihotání na časových stupnicích od 256 micros do 33 ms. To znamená, ze mračna v rozpínajícím se plynném obalu nejsou větsí nez 16 AU, a ze tzv. Lorentzovy faktory, poukazující na relativistické efekty, dosahují hodnoty az 1000. Podle M. Zapateriové-Osoriové je mozné z mihotání a zpozďování emise na různých vlnových délkách určovat nezávisle vzdálenosti GRB od nás, a právě tak by se měly najít objekty s kosmologickými posuvy az z = 20. A. Lee aj. totiz usoudili, ze teoreticky nadějná metoda určování kosmologických vzdáleností GRB z dilatace času pro velmi vzdálená vzplanutí je prakticky nepouzitelná, jelikoz efekt je překryt několika dalsími nekosmologickými efekty.

Y. Huang aj. tvrdí, ze rychlé slábnutí sesti dostatečně dlouho sledovaných optických dosvitů GRB svědčí o usměrnění záření do relativně úzkých svazků. Tak lze snízit az o dva řády údaje o celkové vyzářené energii GRB, coz značně usnadňuje fyzikální výklad vzplanutí gama. C. Akerlof aj. zpracovali výsledky měření z automatu ROTSE pro sest GRB z roku 1998, kdy do meze citlivosti aparatury (13 -- 16 mag) nebyly zaznamenány zádné dosvity, ačkoliv ROTSE reagovala na zprávu o vzplanutí GRB v dané chybové plosce během pouhých 3 s. Z toho odvozují, ze neexistuje úměrnost mezi intenzitou vzplanutí gama a jasností optického dosvitu.

D. Frail aj. studovali optickou a radiovou světelnou křivku dosvitu GRB 970508 se z = 0,835 v souhvězdí Zirafy (0653+7916) az 450 d po vzplanutí. Raná fáze dosvitu proběhla během 25 d; zhruba 100 d po explozi pak nastal přechod do subrelativistického kulově souměrného rozpínání plynné obálky, kdyz celková energie exploze činila 5.10⁴³ J -- o řád méně nez při kulově souměrném případu. Odtud vyplývá, ze energie exploze byla usměrněna do kuzele o vrcholovém úhlu 30°. ©lo vskutku o klíčový úkaz při řesení záhady povahy zábleskových zdrojů, kdy se podařilo určit kosmologickou vzdálenost zdroje, celkovou energii výbuchu, elektronovou hustotu a sílu magnetického pole. Jde dodnes o nejdelsí pozorovaný radiový dosvit vůbec. Podle T. Smirnovové a V. Čisova se při pozorování anténou VLA podařilo odhalit mezihvězdnou scintilaci radiového dosvitu a odtud odvodit i tempo jeho rozpínání na 0,025"/r. A. Fruchter aj. vyuzili HST STIS k zobrazení mateřské galaxie 454. den po explozi GRB. Jde o objekt V = 25,4 mag a GRB se nachází méně nez 70 pc od jejího centra.

S. Ahn zjistil, ze v okolí mimořádně intenzívního zábleskového zdroje GRB 971214 v anonymní mateřské galaxii s červeným posuvem z = 3,4 se nachází obří oblast H II, jez se rozpíná rychlostí 1500 km/s. Zářivý výkon v čáře Ly-alfa činí 1,8.10³⁵ W. D. Fiume aj. spočítali, ze energetický výdaj během dosvitu, pozorovaného v optickém, blízkém infračerveném a rentgenovém oboru v době od 0,5 do 2,5 d, byl srovnatelný s energií samotného vzplanutí. Pro mateřskou galaxii dostali z mnohobarevné fotometrie hodnoty V = 26,5 az K = 24,5 mag. X. Wang aj. se věnovali mimořádnému vzplanutí GRB 990123 s posuvem z = 1,6, kdy se během řádově sekund uvolnila fantastická energie řádu 10⁴⁷ J a kdy Lorentzův faktor dosahoval zpočátku hodnotu az 1200, takze tvrdé záření gama se mohlo neoslabeno tvorbou párů pozitron-elektron sířit do vnějsího prostoru. Slo o vůbec nejjasnějsí zdroj gama, pozorovaný druzicí BeppoSAX a mimořádně jasný byl i optický záblesk 9 mag, odhalený robotem ROTSE necelou minutu po GRB

D. Frail aj. pozorovali v pásmu 1,4 -- 350 GHz radiodosvit mimořádně jasného GRB 991216, zaměřeného druzicí RXTE jako zdroj 0509+1117, od 1. dne po vzplanutí po dobu dalsích 80 dnů čtyřmi různými radioteleskopy ve Velké Británii a USA. J. Halpern aj. objevili po 11 h od vzplanutí optický dosvit R = 18,5 mag a ve 110. dnu po výbuchu odhalili mateřskou galaxii 24,6 mag s posuvem z =1,02. Podle L. Pira aj. byly těsně po vzplanutí pozorovány druzicí Chandra jaderné emisní čáry zeleza, hélia a vodíku s kosmologickým posuvem z = 1,0, odpovídajícím vzdálenosti zdroje 1,8 Gpc. V poloměru 350 AU se tam nacházelo jen 0,1 M_o hmoty, pohybující se rychlostí 30 tis. km/s, takze odtud plyne, ze nemohlo jít o srázku dvou neutronových hvězd resp. neutronové hvězdy s černou dírou, nýbrz o výbuch hypernovy, jejíz vnějsí oblasti se rychle rozpínají, zatímco nitro se hroutí na černou díru. Vlastní supernova vsak mohla vybuchnout dávno před GRB. Za předpokladu izotropního záření by GRB vyzářila úhrnem 6,7.10⁴⁶ J, ale při usměrnění do dvou výtrysků s vrcholovými úhly 6° by se tato hodnota musela snízit 200krát. Zdá se pravděpodobné, ze právě nejenergetičtějsí GRB jeví silné usměrnění výbuchu.

P. Garnavich aj. pozorovali náhlé zjasnění na sestupné části světelné křivky optického i radiového dosvitu GRB 000301C v souhvězdí Severní koruny, vzdáleného od nás 3 Gpc (z = 2,0), jehoz mateřská galaxie je 24 mag. Sám zdroj GRB se nachází 2" od centra galaxie a jeho přesná poloha byla určena triangulací pomocí druzice RXTE a sond Ulysses a NEAR. Čtvrtý den po vzplanutí se dosvity náhle zjasnily asi o 1 mag a opět zeslábly o dalsí 4 dny později. Autoři se domnívají, ze příčinou achromatického zvýsení okamzité jasnosti dosvitů byl efekt gravitační mikročočky o hmotnosti 0,5 M_o, jez se nachází zhruba v poloviční vzdálenosti mezi GRB a pozorovatelem, takze její jasnost odhadli na 51 mag! Celý úkaz proběhl ve shodě s předpovědí, kterou zveřejnili A. Loeb a R. Perna v roce 1998. R. Sagar aj. si vsimli, ze optický dosvit, pozorovatelný od 1,5. dne po explozi, jevil v prvních 8 dnech výrazné krátkodobé variace jasnosti, coz nasvědčuje silnému usměrnění do svazku s vrcholovým úhlem pouhých 9°, čímz se snízí bezmála o dva řády odhad vyzářené energie v porovnání s izotropním modelem, tj. na 10⁴⁴ J.

L. Antonelli aj. nasli v rentgenovém spektru GRB 000214 jadernou čáru zeleza Kalpha o energii 4,7 keV, tj. kosmologicky posunutou se z = 0,47. Čára o sířce 2 keV byla pozorovatelné několik desítek hodin, takze od vlastního výbuchu byla vzdálena alespoň 200 AU a hmotnost slupky přesáhla 1,4 M_o. Teoretiky vsak tato pozorování přílis netěsí, neboť jsou v rozporu s oběma hlavními dnes přijímanými modely, tj. splynutí kompaktní dvojhvězdy i výbuch hypernovy. S. Klose aj. pozorovali mimořádně červený dosvit od 2,5 d po výbuchu GRB 000418 po dobu téměř 7 týdnů. Zčervenání vysvětlují prachovou extinkcí záření v mateřské galaxii, kterou charakterizuje překotná tvorba hvězd. Tomu pak odpovídají mimořádně dlouhá vzplanutí GRB.

L. Germanyová aj. a M. Turatto aj. nalezli souvislost mezi supernovou 1997cy, jez vzplanula v polovině července a GRB 970514 s červeným posuvem z = 0,063. Odtud vychází minimální absolutní hvězdná velikost supernovy R = -20,1 mag, coz je rozhodně nejvyssí optická svítivost supernovy vůbec. Od 60. dne po vzplanutí se tempo slábnutí supernovy zpomalilo, zřejmě následkem srázky expandující obálky s hustsím interstelárním prostředím. Patrně slo o zhroucení supermasivní hvězdy o hmotnosti 25 M_o, při němz byla vyvrzena hmota 2,6 M_o v podobě radionuklidu ⁵⁶Ni. Její světelná křivka se podobá supernově 1998bw třídy Ic, která vzplanula jako hvězda B = 15 mag v oblasti překotné tvorby hvězd v podsvítivé spirální galaxii třídy SBc, vzdálené od nás podle J. Fynba aj. nanejvýs 43 Mpc, a pro níz uz byla dříve prokázána souvislost s GRB 980425. R. Stathakis aj. soubězně upozornili na rekordní úhrnnou vyzářenou energii supernovy 1998bw. Slo rovněz o nejjasnějsí radiovou supernovu v dějinách astronomie.

Dalsí koincidence mezi supernovou a GRB se týkají vzplanutí GRB 970228 a 980326. Podle T. Galamy aj. slo v případě GRB 970228 rovněz o supernovu třídy Ic, jejíz jasnost po maximu rychle klesala, ale od 6. března se tempo poklesu snízilo, aby opět narostlo po 7. dubnu 1997. Červený posuv mateřské galaxie činí z = 0,7. Nejnovějsí koincidenci ohlásili K. Sahu aj. pro GRB 990712, jehoz optický protějsek sledovali ve třech barvách od času 4,2 h po vzplanutí az do stáří více nez měsíc. Mateřská spirální galaxie 0509-7205 s posuvem z = 0,86 dosahuje v pásmu R 21,75 mag. Jak zjistili L. Amati aj., vyplývá z pozorování jaderných čar zeleza v GRB, ze zastoupení zeleza převysuje sluneční hodnotu 75krát, takze jde zřejmě o produkty masivní supernovy, jez vybuchla zhruba 10 let před GRB a která se posléze zhroutila během úkazu GRB jako tzv. supranova.

Jak uvádějí D. Lamb a D. Reichart, hodí se zábleskové zdroje jako sondy do velmi vzdáleného vesmíru. Je zřejmé, ze souvisejí s galaxiemi, v nichz probíhá překotná tvorba hvězd, coz vede k častým hroucením masivních hvězd, anebo splývání těsných dvojhvězd. Kosmologická GRB byla dosud objevena pro interval červených posuvů z v rozmezí 0,4 -- 3,4, ale teoreticky je mozné, ze najdeme i GRB v rozmezí 10 <= z >= 20! Do loňského roku vsak mělo jen 8 GRB dobře změřené posuvy z. F. Fiore aj. soudí, ze pro tento účel se nejlépe hodí absorpce, pozorované v rentgenových dosvitech. GRB jsou totiz v prvních sekundách po vzplanutí automaticky zdaleka nejjasnějsí rentgenové zdroje v kosmologických vzdálenostech a mohou tudíz dobře testovat horké intergalaktické prostředí v rozmezí teplot 100 kK az 10 MK, jako bychom ho nakrátko ozářili bleskem v pozadí. Přitom právě toto prostředí obsahuje plných 40 % baryonů celého vesmíru. Zcela jedinečnou roli tak mohou sehrát obě stávající obří rentgenové druzice Chandra a Newton, ale jestě lepsí výsledky s ohledem na nutnost rychlé odezvy nabídne plánovaná druzice Swift.

D. Cline aj. se věnovali statistice pro extrémně krátká vzplanutí gama s trváním pod 0,1 s a ukázali, ze se nacházejí buď přímo ve slunečním okolí, anebo rozhodně patří do nasí Galaxie, jelikoz vykazují anizotropní rozlození po obloze a jejich hodnota V/V_max činí 0,52. J. Kommers aj. se zase zabývali mimořádně slabými vzplanutími záření gama, jejichz intenzita byla pod prahem iniciace aparatury BATSE, za sest let provozu druzice Compton. Odvodili odtud poměr V/V_max = 0,177, coz nasvědčuje tomu, ze jde o lokální zdroje.

K. Hurley aj. určovali polohy GRB z triangulace pomocí sond Ulysses, Pioneer Venus Orbiter, SIGMA, WATCH a PHEBUS a druzic GRANAT a EURECA, jejichz intervaly zivotnosti se zčásti překrývaly; tj. poslední Ulysses byl vypustěn v říjnu 1990 a první PVO skončila v říjnu 1992. Jelikoz vzdálenosti mezi jednotlivými aparaturami dosahovaly řádově astronomické jednotky, podařilo se tak určit dobré chybové plosky pro 15 vzplanutí gama, od GRB 9012044 az po 921004. Triangulace pokračovala díky sondám Ulysses a NEAR a druzici Compton az do května roku 2000. Nevýhodou těchto identifikací je poměrně dlouhé období zpracování údajů, takze dobrá chybová ploska je známa az několik dnů po vzplanutí. Průměrně jednou za deset dnů se tak daří určit polohu některého vzplanutí gama. Velkým úspěchem skupiny K. Hurleye byla rychlá a přesná identifikace GRB 991208 pomocí sond Ulysses, NEAR a WIND, kdy dobrá poloha byla známa jiz za 1,8 d a tak se podařilo najít nejjasnějsí radiový i mikrovlnný dosvit az 0,7 mJy aparaturou VLA jiz 2,7 d po výbuchu. Odtud byl pak odvozen posuv z = 0,71 a z toho izotropní zářivý výkon 1,3.10⁴⁵ W. Skutečný výkon byl vsak určitě nizsí, neboť svazek byl zřetelně usměrněný. Triangulace je obecně výhodnějsí pro radiové dosvity, neboť začátek sledování nezávisí na denní době a na počasí. Nejlepsí polohy se přirozeně dají získat pro co nejkratsí vzplanutí. Optický dosvit nalezli P. Garnavich aj. jiz 15 h po explozi a sledovali jej az do 3,8 d po vzplanutí. V obou spektrálních pásmech slo o vychládající synchrotronové záření.

R. Atkins aj. hledali signály vzplanutí gama pomocí prototypu pozemní aparatury pro detekci vysokoenergetických fotonů gama MILAGRITO v Novém Mexiku mezi únorem 1997 a květnem 1998. Pozemní přístroj je v principu citlivějsí, jelikoz má podstatně větsí sběrnou plochu, nez detektory na druzicích, jenz velmi vysoce energetické fotony řádu TeV se dají zachytit jenom pro blízké zábleskové zdroje s červeným posuvem z >= 0,5 -- vzdálenějsí energetické fotony nepřezijí průlet infračerveným pozadím vesmíru. Během té doby zaznamenala aparatura BATSE na druzici Compton v zorném poli pozemní aparatury celkem 54 GRB a alespoň v jednom případě (GRB 970417A) vskutku vzrostl tok vysokoenergetických fotonů v pozemním detektoru. Podle T. Totaniho při posuvu z = 0,7 činila za předpokladu izotropního zdroje vyzářená TeV energie plných 10⁴⁷ J, coz lze objasnit jako synchrotronové záření protonů. Obdobná aparatura EGRET pro MeV az GeV fotony nalezla celkem 7 GRB. Odtud je zřejmé, ze intenzita zdrojů v pásmu TeV není vůbec závislá na intenzitě zdrojů v pásmu 100 keV, kde se GRB pozorují nejčastěji. Dalsí GRB zachytila v jednom případě pozemní aparatura ARGO v Tibetu a ve dvou případech aparatura HEGRA na Kanárských ostrovech. Plnohodnotný americký pozemní detektor MILAGRO zahájil provoz v prosinci 1999.

Podle T. Clina aj. zaznamenaly přístroje na druzicích Compton, GRANAT a Ulysses v červnu 1997 opakované vzplanutí v poloze 1801-23, coz nasvědčuje tomu, ze jde o dalsí magnetar, vysílající velmi měkké záření gama (typ SGR). T. Strohmayer a A. Ibrahim zjistili, ze při gigantickém výbuchu magnetaru SGR 1900+14 dne 29. srpna 1998 byla druzicí RXTE na krátkou dobu patrná v emisi jaderná čára zeleza Kalfa o energii 6,4 keV, takze její zdroj se nacházel minimálně 80 km nad povrchem neutronové hvězdy, jelikoz 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, ze rotace magnetaru se před výbuchem v srpnu 1999 jiz od června téhoz roku výrazně zpomalovala a po výbuchu naopak zrychlovala v relativní míře az o hodnotu 0,0001 v délce periody. Autoři se proto domnívají, ze extrémně silné magnetické pole minimálně 40 GT brzdilo rotaci neutronové hvězdy díky plastické deformaci její kůry. Podobně jako u prototypu SGR 790305 pak v srpnu doslo k vyzáření extrémně intenzívního superpulsu v trvání 0,3 s a na sestupné větvi světelné křivky v pásmu superměkkého záření gama pak byla pozorována modulace se stálou periodou 5,16 s, jez zřejmě odpovídá rotační periodě neutronové hvězdy.

3.4.2. Stálé zdroje a teoretické práce
Jak uvádějí N. Gehrels aj., nasli pomocí druzice Compton s aparaturou EGRET v pásmu 100 MeV celkem 271 diskrétních zdrojů záření gama, z nichz se vsak plných 170 nepodařilo vůbec identifikovat. Polovina z tohoto počtu se nachází poblíz galaktické roviny, ale druhou polovinu představují zdroje poměrně blízké Slunci daleko od roviny Galaxie, jejichz rozlození sleduje tzv. Gouldův pás blízkých (= cca.185 pc) hmotných hvězd a plynných mračen. Na početnějsí identifikace bude asi zapotřebí vyčkat výsledků plánované přesnějsí a citlivějsí druzice GLAST. Je pravděpodobné, ze jde o zcela novou třídu zdrojů záření gama. B. Schaefer se zabýval statistikou 16 GRB, které byly az dosud opticky identifikovány. V 10 případech byla posléze odhalena mateřská galaxie, jejíz červený posuv se podařilo změřit. Autor zjistil, ze vsechny takto identifikované galaxie patří k bězným typům v poli; tj. úkazy GRB postihují stejnoměrně vsechny galaxie, včetně té nasí -- nastěstí pro nás jsou v dané galaxii velmi vzácné.

N. Glendenning a C. Kettnerová rozvinuli starsí myslenku J. Wheelera, ze můze existovat látka jestě hustsí, nez je tomu při neutronové degeneraci. Zatímco Wheeler nenasel zádnou takovou stabilní konfiguraci, nová třída stavových rovnic pro degenerovaný plyn takovou moznost podporuje. T. Baumbarte aj. se zabývali stanovením horní hranice hmotnosti pro diferenciálně rotující neutronovou hvězdu, která vzniká splynutím dvou standardních neutronových hvězd. Jak známo, osamělé neutronové hvězdy v pulsarech mají nejčastěji hmotnosti na spodní hranici (Chandrasekharově mezi pro bílé trpaslíky) kolem 1,4 M_o. Pak jejich splynutí vede ke vzniku objektu o hmotnosti bezmála 3 M_o, coz je nad horní (Landauovou-Oppenheimerovou-Volkoffovou) mezí pro neutronové hvězdy nanejvýs 2,3 M_o. Autoři vsak ukazují, ze takto přetučnělé neutronové hvězdy mohou alespoň po přechodnou dobu existovat, jelikoz jejich diferenciální rotace oddálí zhroucení na černou díru a tudíz se opozdí i závěrečný záblesk gravitačního záření. Jakmile začnou pracovat gravitační interferometry typu LIGO, bude mozné tuto domněnku ověřit.

T. Totani rozebral moznost, ze při vzniku GRB dochází téz k urychlování fotonů na energie řádu 10 TeV a zároveň i ke vzniku kosmického záření o extrémně vysokých energiích 100 -- 1000 EeV. Za předpokladu izotropie by vsak nejsilnějsí GRB uvolnily nepředstavitelně velkou energii nad 10⁴⁸ J, takze usměrnění záření do úzkých svazků je více nez pravděpodobné. Jako příklad autor uvádí GRB 940217, jenz vskutku dlouho dozníval v pásmu GeV fotonů. Týz mechanismus urychlování navrhli nezávisle G. Pelletier a E. Kersalé. Také P. Madau aj. snesli nepřímé důkazy, ze úkazy GRB jsou usměrněné; jde o tzv. kolimované svazky.

H. Umeda rozvinul myslenku, ze zábleskové zdroje záření gama vznikají díky interakci relativistických chuchvalců, vyvrzených do interstelárního prostoru při výbusích supernov tříd Ib a Ic. Lorentzovy faktory chuchvalců přesahují zpočátku hodnotu 100 a nutně se brzdí nárazem na mezihvězdná mračna. Naproti tomu H. Lee aj. spatřují příčinu vzplanutí GRB ve vytazení rotační energie černé díry z její magnetosféry tzv. Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. M. Livio a E. Waxman tvrdí, ze dlouhotrvající GRB vskutku vznikají gravitačním zhroucením některých velmi hmotných hvězd, anebo alternativně splynutím černé díry s masivní héliovou hvězdou. Nejpodrobněji se problémem zabývali G. Brown, H. Bethe aj., kteří vysli z populárního modelu hypernov. Podle nich jsou předchůdci GRB dvojhvězdy s velmi hmotnou héliovou hvězdou, které se zhroutí na rotující černou díru a přitom vydává obrovské mnozství energie jiz zmíněným Blandfordovým-Znajekovým procesem. Příkladem je mikrokvasar v nasí Galaxii, jenz vybuchl roku 1994 v souhvězdí Stíra a je znám jako zdroj záření gama GRO J1655-40. S nezvyklým nápadem přisel J. Jefremov, jenz hledá původ GRB v hustých hvězdokupách.

G. Schilling se domnívá, ze k řesení otázky o povaze GRB významně přispěje druzice HETE-2, vypustěná počátkem října 2000, která by měla hledat GRB po dobu alespoň 4 let a která je schopná předávat údaje o poloze zdrojů nepřetrzitě, jelikoz spojení s ní probíhá v reálném čase. Zejména si od ní slibuje zlepsení znalostí o krátkodobých vzplanutích trvajících méně nez 2 s. Ke sledování rentgenových dosvitů se pak hodí dosud fungující druzice BeppoSAX a ovsem jestě lépe Chandra a předevsím Newton, jez má nejvyssí citlivost. Autor soudí, ze v současné době spolu soupeří dvě domněnky, co to vlastně je GRB. Podle té první a ortodoxnějsí se jedná o splynutí dvou neutronových hvězd na černou díru. Podle druhé jde o gravitační zhroucení jádra rychle rotující velmi hmotné hvězdy na černou díru, zatímco vnějsí vrstvy vybuchnou a stanou se zdrojem záření gama. Alternativou je případ, kdy hroutící se hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernova, po níz zůstane extrémně rychle rotující neutronová hvězda, která se vsak díky brzdění ve velmi silném magnetickém poli brzdí a následkem toho se pak zhroutí rovněz na černou díru, přičemz dochází ke druhé explozi tzv. hypernovy. Výskyt čar zeleza v GRB 990725, 991216 a 000214 podporuje věrohodnost domněnky o hypernovách.

I tato domněnka vsak má dalsí alternativu, zvanou supranova, podle níz velmi hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernova a rozprásí do svého okolí velké mnozství zeleza. Pak se rychle rotující neutronová hvězda během několika měsíců zpomalí a zhroutí na černou díru, coz je vlastní supranova, která ozáří rozptýlené zelezo, takze pozorujeme dlouhotrvající GRB. Prodleva několika měsíců vsak představuje dle M. Reese a P. Mészárose teoretický problém - podle nich by mělo k druhotnému hroucení dojít uz za pár minut po vzniku neutronové hvězdy. Zmínění autoři dokonce pochybují o tom, ze pozorované emise a absorpce jaderných čar zeleza jsou reálné.

L. Li tvrdí, ze dobrým laboratorním modelem pro GRB jsou magnetické nádoby pro řízenou termonukleární reakci, známé pod názvem tokamak. I v tokamaku se totiz uvolňuje čistá energie, pokud je obklopena prstencem dostatečně silného magnetického pole. Podobně je rotující černá díra obklopená torem magnetického pole, ale jelikoz jde o vzácné případy, jsou GRB o 4 řády méně časté nez supernovy třídy II. E. Waxman a J. Bahcall zjistili, ze podstatná část energie uvolněné při výbuchu GRB se nakonec změní na extrémně energetická neutrina s energiemi az 10 EeV, a dále na GeV fotony. Neutrinový dosvit se přitom opozdí za náběhem GRB zhruba o 10 s. Protony kosmického záření získávají postupně energii Fermiho mechanismem a mohou dosáhnout hodnot az 100 EeV.

S. Popov aj. odhadují úhrnný počet neutronových hvězd v Galaxii az na 1 miliardu, coz je méně nez 1 % z úhrnného počtu hvězd. Autoři dále soudí, ze radiové pulsary představují jen 0,1 % z počtu neutronových hvězd, takze je jich v Galaxii nanejvýs milion. B. Zhang a A. Hardingová tvrdí, ze mezi magnetary patří téz anomální rentgenové pulsary, a naopak: neměly by tedy existovat radiové pulsary s indukcí magnetického pole přesahující 20 GT. Radiová emise totiz vzniká díky koherentnímu záření plazmatu, tvořeným páry pozitron-elektron. V silných polích magnetarů jsou páry rozbíjeny díky energetickým fotonům.

B. Zhang aj. se domnívají, ze při výbuchu některých supernovy vznikají obnazené podivné kvarkové hvězdy, jez se projevují jako magnetary. Mocné záblesky magnetarů pak vysvětlují jako průchod oné podivné hvězdy "Oortovým mračnem" komet -- to se zejména týká jiz zmíněného magnetaru SGR 1900+14 v Orlu. Pokud je domněnka správná, mělo by k dalsí aktivitě tohoto magnetaru dojít v letech 2004-05. Nejpodrobněji se magnetary a jejich případnou souvislostí s klasickými GRB zabývali M. Rees a P. Mészáros. Ve svém modelu spojili vsechny předeslé nápady do konzistentní domněnky, která začíná výbuchem klasické supernovy několik dnů az týdnů před úkazem GRB. K němu dochází buď na povrchu magneticky brzděného superpulsaru (neutronové hvězdy) nebo v silně magnetickém toru kolem hvězdné černé díry, a jeho trvání nepřesáhne 100 s. Přitom vzniká magnetický relativistický vítr, který dopadá na rozpínající se obálku supernovy, bohatou na zelezo a vzdálenou od centra přiblizně 3000 AU. Tím lze vysvětlit zářivé výkony kolem 10⁴⁰ W; tj. úhrnem vyzářené energie řádu 10⁴⁵ J.

S. Morsink zdůraznil, ze v neutronových hvězdách se projevují kvantové jevy, tj. supravodivost a supratekutost. Díky druzici RXTE lze proto od doby jejího vypustění roku 1995 studovat efekty silného gravitačního pole, a tak ověřovat v jedinečném prostředí efekty obecné teorie relativity. Jelikoz obězné frekvence hmotných částic poblíz povrchu neutronových hvězd dosahují 1 kHz, skýtá to moznost testovat jejich obíhání pomocí příslusných pozorování s dobrým časovým rozlisením. To se vskutku daří, jelikoz druzice RXTE jiz v asi 20 případech odhalila kvaziperiodické oscilace s těmito vysokými frekvencemi. Jelikoz na povrchu neutronových hvězd dochází navíc k miniaturním termonukleárním vzplanutím, vznikají tak zázněje, které lze velmi dobře sledovat a teoreticky interpretovat.

4. Mezihvězdná látka
Pomocí HST byla zobrazena mlhovina N81 v Malém Magellanově mračnu. Velmi se podobá galaktickým mlhovinám Trifid nebo Laguna - je ovsem vzdálena plných 60 kpc. V rámci programu HST Heritage (dědictví po HST) byla snímkována mlhovina NGC 1999 nedaleko známé mlhoviny v Orionu (M 42). Prach a plyn je v tomto případě ozářen mladou proměnnou hvězdou V380 Ori a na snímku je patrný zárodek nové hvězdy v podobě Bokovy globule. Podobně je podle A. Fuenta aj. ozařována známá reflekční mlhovina NGC 7023 v Cefeovi mladou Herbigovou hvězdou HD 200775 sp. B3Ve. Infračervená pozorování druzicí ISO ukázal, ze je od nás vzdálena 440 pc.

J. Hollis aj. objevili pomocí 12 m mikrovlnného radioteleskopu na Kitt Peaku na frekvencích 71,5 --103 GHz první mezihvězdný cukr v molekulových mračnech zdroje Sgr B2 poblíz centra Galaxie. Jde o osmiatomový glykolaldehyd (CH₂OHCHO). Je proto velká skoda, ze z úsporných důvodů musel být tento jedinečný radioteleskop loni uzavřen. Mikrovlnná druzice SWAS měří jiz půldruhého roku pásy jednoduchých molekul v mezihvězdném prostoru. V chladných mračnech nasla při teplotě 30 K jen nepatrné mnozství vody, relativně 10^-9, zatímco v horkých mračnech je vody o řád více. Naproti tomu se vůbec nepodařilo najít molekuly kyslíku, coz je prostě 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 Silhána (1944-2000) z Brna.

Jiří Grygar