Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 05. septembra 2007
S. Ransom aj. oznámili objev 21 milisekundových pulsarů v kulové hvězdokupě Terzan 5 (Sgr; vzdálenost 8,6 kpc), čímž jejich celkový počet v této velmi hmotné a kompaktní hvězdokupě dosáhl rekordu 24 (rozmezí jejich period činí 1,7 – 80 ms; 13 z nich jsou binární - z toho 2 na velmi výstředných drahách). Tím se dosud vedoucí známá kulová hvězdokupa 47 Tuc ocitla na druhém místě s 22 pulsary (periody 2 – 8 ms). Obecně platí, že četnost milisekundových pulsarů v kulových hvězdokupách je asi o řád vyšší než v galaktickém poli. A. King aj. ukázali, že pulsary, označované jako "černé vdovy", které již téměř vysály své původní průvodce, se rovněž vyskytují nejčastěji v kulových hvězdokupách. Průvodci mají obvykle hmotnosti menší než 0,1 M☉ a oběžné doby pod 10 h. Obecně tedy platí, že každý milisekundový binární pulsar s takto krátkou periodou patří mezi černé vdovy.
E. Splaver aj. zkoumali v letech 1992-2004 binární pulsar PSR J1713+07 (Oph), vzdálený od nás 1,1 kpc, který má mimořádně dlouhou oběžnou periodu 68 d, když jeho průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,3 M☉. Pulsar s rotační periodou 4,6 ms má hmotnost 1,3 M☉ a vykazuje téměř kruhovou dráhu o poloměru 9,7 mil. km. Je vzdálen 25° od hlavní roviny Galaxie a jeho příčná rychlost pohybu dosahuje 33 km/s. Indukce magnetického pole jen 20 kT svědčí o tom, že jde o velmi starý pulsar s charakteristickým stářím 8 mld. let.
F. Graham-Smith a M. McLauhglinová uveřejnili zatím nejpřesnější údaje o páru pulsarů J0737-30 AB (Pup), který je nyní nejslibnější soustavou pro ověřování efektů obecné teorie relativity. Pulsary A a B mají po řadě rotační periody 22,7 mas a 2,77 s při oběžné době 2,45 h a sklonu dráhy 90°. Velké poloosy jejich drah činí po řadě 420 tis. km a 450 tis km při výstřednosti 0,09. Hmotnosti obou složek dosahují 1,34 a 1,25 M☉. Následkem toho dosahuje relativistické stáčení periastra rekordních 16,9°/r a systém jeví i další dobře měřitelné relativistické efekty. Složka A má relativně nízkou indukci magnetického pole 600 kT, zatímco složka B plných 200 MT. Brzdění rotací uvolňuje u složky A výkon 5,8.1026 W, kdežto u složky B jen 2.1023 W. Podle R. Manchestera aj. obíhají pulsary kolem společného těžiště rychlostí 300 km/s. P. Podsiadlowski aj. určili mimořádně přesně hmotnost neutronové hvězdy B: (1,249 ±0,001) M☉. Odtud odvodili maximální možnou hmotnost neutronové hvězdy 1,37 M☉. To má velký význam pro ověřování stavových rovnic pro neutronové hvězdy.
M. Burgay aj. zjistili během 20 měsíců sledování radioteleskopem v Parkesu, že impulsní emise pulsaru A se mění jednak díky geodetické precesi a jednak též následkem stáčení periastra, což jsou dva předpokládané relativistické efekty. D. Lai a R. Rafikov ukázali, že jelikož pulsary procházejí při každém oběhu ve vzdálenosti jen 4 000 km vůči zornému paprsku a jelikož odpovídající Einsteinův poloměr zde činí plných 2 600 km, dochází přitom po dobu několika sekund ke zjasnění pulsaru A až o 10% efektem gravitační čočky. Současně se zvýší tzv. Shapirovo zpoždění příchodu impulsů milisekundového pulsaru o několik mikrosekund. O. Löhmer aj. objevili pomocí obřích antén v Arecibu a Effelsbergu Shapirovo zpoždění o velikosti 740 ns u binárního pulsaru PSR 1640+2224 (Her), kde je průvodcem pulsaru s impulsní periodou 3,2 ms bílý trpaslík o hmotnosti 0,15 M☉, obíhající kolem pulsaru v periodě 175 d ve vzdálenosti 17 mil. km po dráze, skloněné k zornému paprsku pod úhlem jen 6°.
Pomocí týchž radioteleskopů zkoumali D. Nice aj. binární milisekundový (3,4 ms) pulsar PSR J0751+1807 (Cnc; 620 pc; oběžná doba 6 h; poloměr dráhy 60 tis. km; výstřednost 2.10-6) a zjistili ze zkracování oběžné periody tempem -6.10-14 a ze Shapirova zpoždění, že neutronová hvězda v soustavě má rekordní hmotnost 2,1 M☉, zatímco průvodce je bílý trpaslík o hmotnosti jen 0,2 M☉. Problém vysoké hmotnosti neutronových hvězd u některých pulsarů (Cyg X-2; 4U 1700-37 či Vela X) je docela vážný, protože je v rozporu s výpočtem maximální hmotnosti neutronové hvězdy pro běžné stavové rovnice degenerovaného neutronového plynu. Zdá se, že tyto neutronové hvězdy prodělaly po svém vzniku při výbuchu supernovy delší období akrece, kdy svého bílého trpaslík ještě řádně vysály. Další možností je změna stavové rovnice díky existenci tzv. kvarkových (podivných) hvězd. Nicméně M. Alford aj. se domnívají, že s ohledem na zřejmou existenci neutronových hvězd s vysokou hmotností je existence kvarkových či hybridních (částečně neutronových a částečně kvarkových) hvězd vysoce nepravděpodobná.
A. Hotna aj. sledovali během pěti let vývoj impulsního profilu binárního pulsaru PSR J1141-6545 (Mus; rotační per. 0,4 s; oběžná doba 4,8 h; e = 0,2; vzdálenost >3,7 kpc). Za tu dobu se totiž šířka impulsního profilu zvětšila o polovinu původní hodnoty. Autoři to vysvětlili geodetickou precesí s periodou 265 let, předpovězenou obecnou relativitou. Precese má za následek, že podmínky viditelnosti silně relativistických pulsarů se s časem neustále mění. Zákon schválnosti praví, že ty nejzajímavější soustavy jsou se Země vidět v nejkratších časových epizodách, takže jejich vyhledávání nikdy neskončí. Neutronová hvězda v této soustavě má hmotnost 1,3 M☉ a je doprovázena bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,0 M☉.
Dalším nadějným párem pro ověřování obecné relativity je dle A. Faulknera aj. dvojice neutronových hvězd PSR 1756-2251 (Sgr) s úhrnnou hmotností složek 2,6 M☉, jež kolem sebe obíhají po dráze s výstředností e = 0,2 v periodě 7,7 h. Hmotnější neutronová hvězda s periodou rotace 0,03 s je pulsarem, který jeví relativistické stáčení periastra 2,6°/r. Obě složky se k sobě blíží po spirále smrti, která skončí jejich splynutím za 1,7 mld. let.
F. Aharonian aj. odhalili pomocí aparatury HESS pro studium záření gama silný signál v pásmu 280 GeV - 40 TeV z plošného zdroje v blízkosti pulsaru MSH 15-52. Pulsar při svém letu kosmickým prostorem vytváří kolem sebe nesouměrnou vlečku hvězdného větru, v níž dochází k inverznímu Comptonovu rozptylu relativistických elektronů na nízkoenergetických fotonech, což je příčinou tvrdého záření gama. Jde o první důkaz výskytu silného hvězdného větru kolem rychle rotující neutronové hvězdy. Podobně ohlásili titíž autoři objev hvězdného větru v pásmu TeV záření gama v mlhovině G18.0-0.7, spojené s pulsarem PSR B1823-13 (Sct; 4 kpc; stáří 21 tis. r; per 0,1 s).
B. Khélifimu aj. se podařilo touž aparaturou objevit mohutný vítr díky silnému záření gama kolem binárního pulsaru PSR B1259-63 (= SS 2883; Mus; výstřednost dráhy 0,9; oběžná doba 3,6 r) během průchodu pulsaru periastrem počátkem r. 2004. Při magnetickém poli pulsaru řadu 100 MT se během průchodu periastrem uvolňuje energie řádu 1042 J, což významně posílí intenzitu hvězdného větru. F. Aharonian aj. využili v téže době aparatury HESS k objevu impulsně modulovaného záření gama v pásmu nad 380 TeV. Silný avšak časově velmi proměnný signál pozorovali jak před vlastním průchodem pulsaru tak i po něm. Radiová pozorování průchodu periastrem, vykonaná S. Johnstonem aj., ukázala, že během půlročního intervalu kolem průchodu kolísala dispersní míra radiových signálů i stáčení polarizovaného signálu Faradayovou rotací. Lze to vysvětlit měnící se hustotou cirkumstelárního disku kolem průvodce třídy Be i složitou strukturou magnetického pole neutronové hvězdy.
L. Pellizza aj. zjistili, že proslulý pulsar Geminga se zrodil ve vzdálenosti 90 – 240 pc od Slunce jako hmotná hvězda 15 M☉ buď v asociaci Cas-Tau OB, anebo Ori OB1a. Po výbuchu supernovy před 340 tis. lety získal vysokou prostorovou rychlost přes 125 km/s. A. Tutukov modeloval vývoj těsných dvojhvězd s oběžnými periodami 0,1 – 100 dnů, v nichž hmotná složka posléze vybuchla jako supernova třídy Ib nebo Ic. Vyšlo mu, že z pozůstalé neutronové hvězdy se stane pulsar jen tehdy, pokud předchůdce s hmotností 2,5 – 10 M☉ rotoval dostatečně rychle. Proto je radiových pulsarů méně, než by odpovídalo četnosti supernov tříd Ib,c a II. Vysoké prostorové rychlosti pulsarů jsou pak odrazem velikosti orbitálního pohybu v těsné dvojhvězdě ještě před výbuchem.
U binárního milisekundového pulsaru PSR J1909-3744 (Sgr; 1,1 kpc) dostali B. Jacoby aj. jeho příčnou rychlost 200 km/s a téměř dokonalou kruhovou dráhu s výstředností řádu 10-7 (!). Jelikož rovina dráhy pulsaru téměř splývá se směrem zorného paprsku, odhalili též Shapirovo zpoždění, které umožnilo určit velmi přesně hmotnost neutronové hvězdy na 1,44 M☉. Vzápětí však S. Chatterjee aj. nalezli opravdový expres mezi pulsary B1508+55 (Dra; 2,4 kpc; stáří 2,3 Myr), jehož příčná rychlost činí 1080 km/s (!), takže uniká z Galaxie natrvalo. Jde o tak velkou rychlost, že se nedá vysvětlit Tutukovovým mechanismem. Pulsar s rotační periodou 0,74 s o magnetické indukci 200 MT se nachází daleko od hlavní roviny Galaxie v šířce 52°, ačkoliv se zrodil v galaktické rovině poblíž hvězdné asociace Cyg OB.
M. Falanga aj. pozorovali díky družici INTEGRAL v únoru-březnu 2003 extrémně silný výbuch rentgenového milisekundového (5,25 ms) binárního pulsaru XTE J1807-294 (Sgr; vzdálenost 8 kpc). Zatímco v klidu je jeho zářivý výkon v v pásmu 0,1 – 200 keV řádu 1024 W, během výbuchu vzrostl až o 7 řádů. Pulsar má nejkratší oběžnou periodu mezi všemi binárními pulsary - 40 min a vyniká též nízkou indukcí magnetického pole neutronové hvězdy jen 10 kT. Autoři odvodili z pozorování družic INTEGRAL, Newton a RXTE, že charakter spektra během výbuchu odpovídá záření černého tělesa, přes něž se překládá tepelný Comptonův jev. Záření vychází z disku o poloměru pouhých 30 km, tj. velmi blízko povrchu neutronové hvězdy. R. Turolla aj. zjistili, že radiový zdroj GCRT J1745-3009 (Sgr) vysílá na frekvenci 0,3 GHz série silných (1 Jy) rádiových záblesků v trvání 10 min, které se pravidelně opakují po 77 min. Autoři se domnívají, že úkaz lze nejlépe vysvětlit jako následek oběhu dvou neutronových hvězd kolem společného těžiště po protáhlé dráze. Když jsou hvězdy v pericentru, dostává se rázová vlna do světelného kužele méně energetického pulsaru a následkem toho se objeví silné rádiové záblesky.
D. Kaplan a M. van Kerkwijk využili družice Chandra k objevu pulsací s periodou 8,4 s u osamělé neutronové hvězdy RX J0720-3125 (Pup). Během pětiletého sledování se podařilo zjistit, že se tato perioda sekulárně prodlužuje tempem 7.10-14, takže autoři z toho usoudili, že jde fakticky o radiový pulsar, pozorovaný mimo směrovaný svazek radiového záření. Podle těchto měření vychází indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy na 2,4 GT a charakteristické stáří pulsaru 2 mil. roků. E. Bonning a M. Falanxa prozkoumali pomocí družice INTEGRAL základní vlastnosti pozoruhodného rentgenového binárního pulsaru 2S 0114+65 (Cas; 7 kpc; oběžná doba 12 d). Jeho zvláštností je totiž rekordně dlouhá rotační perioda neutronové hvězdy - 2,8 h! Tato rotační perioda se však zkracuje tempem téměř 10-6, za což nejspíše může pokřivený akreční disk s rotační periodou 31 d. Soustava vydává v pásmu 5 – 100 keV zářivý výkon 2.1029 W a z intenzity cyklotronové čáry na 22 keV vychází indukce magnetického pole 250 MT. Není vyloučeno, že v době vzniku neutronové hvězdy dosahovala indukce hodnoty až 10 GT.
R. Duncan aj. studovali proměnnost anomálního rentgenového pulsaru AXP 1E 2259+58 (Cas; vzdálenost 3,1 kpc), objeveného již r. 1979. Ukázali, že na povrchu neutronové hvězdy dochází díky extrémně silnému magnetickému poli řádu až 10 GT čas od času k silným zábleskům o rentgenovém výkonu až 100 L☉. To jsou zářivé výkony až trilionkrát vyšší, než u rekordních erupcí na Slunci a uvolněné celkové energie záblesků dosahují až 10 bilionnásobku energie uvolněné v gigantické sluneční erupci. Dále zjistili, že rotační perioda neutronové hvězdy vzrostla za 25 let ze 7 na 8 s, což je přímý následek brzdění hvězdy interakcí s extrémně silnou magnetosférou. Dosud známe jen 8 AXP s rotačními periodami 5,5 – 11,8 s magnetickými poli o indukci 6 – 70 GT. Rentgenové záblesky takové mohutnosti by dokázaly zabít člověka ještě ve vzdálenosti 300 pc, takže dobrá zpráva praví, že známá AXP se nacházejí ve vzdálenostech 2 – 55 kpc od nás. Není příliš pravděpodobné, že AXP bližší než 500 pc by unikly naší pozornosti.
K nejzajímavějším objevům roku patří bezpochyby sdělení T. Strohmayera aj., kteří pomocí družice Chandra sledovali změnu oběžné periody (321,5 s) ultrakompaktní rentgenové dvojhvězdy RX 0806+1527 (Cnc) během 320 dnů. Zjistili, že perioda se zkracuje následkem gravitačního záření relativním tempem 10-16, což je efekt o pět řádů (!) větší než u již citovaných relativistických binárních pulsarů. Dává to rázem velkou naději, že nová generace detektorů gravitačních vln objeví takovou soustavu relativně snadno.
A. Nandi aj. se věnovali soustavnému téměř tříletému sledování rentgenové dvojhvězdy SS 433 pomocí družice RXTE. Pozorovali tak chování emisních čar vysoce ionizovaného železa a zjistili, že proslulé výtrysky směřují kolmo na akreční disk, jehož perioda precese činí 165,1 dne. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 13,1 d. Ve výtryscích, dosahujících rychlosti až 78 tis. km/s, jsou do vzdálenosti několika obl. vteřin od dvojhvězdy vidět pohybující se zhustky látky, zatímco ve větších vzdálenostech pozorujeme jen spojité rentgenové a radiové záření až do vzdálenosti 0,5° od zdroje. Samotný bodový zdroj září rentgenově jen slabě v pásmu energií do 30 keV. Jeho povaha je stále sporná. Může jít o neutronovou hvězdu anebo o hvězdnou černou díru. A. Čerepaščuk aj. se domnívají, že jde určitě o černou díru s hmotností kolem 9 M☉, zatímco druhá složka je veleobrem sp. třídy A6 o hmotnosti 30 M☉, jenž vyplňuje svůj Rocheův lalok. Akreční disk je skloněn pod úhlem 20° k oběžné rovině dvojhvězdy a přirůstá o 0,000 1 M☉/rok, takže akrece je vysoce nadkritická - žhavý plyn se při dopadu do akrečního disku pohybuje rychlostí 2 000 km/s.
E. de Gouveia Dal Pino a A. Lazarian se pokusili vysvětlit pozorované "nadsvětelné" ejekce plynu během radiových erupcí mikrokvasaru GRS 1915+105 (Aql; 12,5 kpc) pomocí prudké magnetické rekonexe. Podle jejich modelu je centrální černá díra o hmotnosti 10 M☉ obklopena akrečním diskem s indukcí magnetického pole 70 kT. K rekonexím dochází v koróně nad vnitřním okrajem akrečního disku při teplotě plynu do 500 MK. Tím lze objasnit energie záření až 1032 J.
J. Gonzálesová-Hernándezová aj. pozorovali rentgenovou dvojhvězdu o nízké hmotnosti Cen X-4, která se vyznačuje vysokou výstředností oběžné dráhy e = 0,85. Dvojhvězda je od nás vzdálena 1,2 kpc a nachází se plných 25° od roviny Galaxie, což naznačilo, že by mohla mít velký vlastní pohyb, protože téměř určitě vznikla v galaktické rovině. Autorům se podařilo určit vlastní pohyb soustavy tempem 190 km/s, z něhož vyplývá, že neutronová hvězda v této soustavě vznikla před 150 mil. lety výbuchem supernovy, a to vedlo jednak k vysoce výstředné dráze a jednak k retrográdnímu "vykopnutí" soustavy z galaktické roviny pod úhlem 110°. Podobně B. Williams aj. zjistili, že při nesouměrném výbuchu supernovy v soustavě GRO 1655-40 (Sco) došlo k vymrštění soustavy z galaktické roviny rychlostí 45 – 115 km/s. Soustava se nyní nachází asi 200 pc od roviny Galaxie. Kompaktní složka o hmotnosti vyšší než 3,5 M☉ se zhroutila na černou díru, zatímco průvodce, jenž dodává černé díře dodnes "rentgenovou zářivou munici", je stále hvězdou hlavní posloupnosti o hmotnosti 2,3 – 4,0 M☉.
A. Val Baker aj. určili hmotnost neutronové hvězdy v zákrytové soustavě Sk160/SMC X-1, kde průvodce Sk 160 o hmotnosti 17 M☉ vyplňuje svůj Rocheův lalok. Protože minimální sklon oběžné roviny soustavy činí 65°, lze tak odvodit horní mezi hmotnosti neutronové hvězdy 1,2 M☉. Obecně platí, že zákrytové rentgenové pulsary dávají zatím nejspolehlivější údaje o hmotnostech a poloměrech neutronových hvězd.
A. Schwope aj. objevili pomocí družice Newton pulsní rentgenové záření u blízké (76 – 380 pc) osamělé neutronové hvězdy RBS 1223 a dostali tak její neproměnnou rotační periodu 10,3 s i poloměr 12 km. Na povrchu neutronové hvězdy se nacházejí dvě horké skvrny, vzdálené od sebe 160°. Stáří hvězdy odhadli na několik set tisíc roků. A. de Luca nalezli optické protějšky izolovaných neutronových hvězd Geminga, 0656+14 a 1055-52, vzdálených od nás po řadě 157, 288 a 750 pc, jež mají shodně 25 mag a přibližně stejné stáří řádu stovek tisíc let. Zpomalování rotace těchto hvězd uvolňuje ve všech případech energii řádu 1027 W, jež se vyzáří převážně v rentgenovém oboru spektra. Všechny hvězdy mají dosud velmi silné magnetické pole řádu 100 MT.
B. Williams aj. oznámili objev rentgenové novy 0044+4112 v galaxii M31 v Andromedě. Družice Chandra ji pozorovala od 9. 11. do 27. 12. 2003. Její maximální zářivý výkon dosáhl hodnoty 1031 W. Rentgenové novy byly objeveny také v Magellanových mračnech a v galaxii M32. Jejich maximální zářivé výkony se pohybovaly v rozmezí 1029 – 1033 W.
S, Rappapport aj. se zabývali určením povahy ultrasvítivých ( >1032 W) bodových rentgenových zdrojů, objevených družicemi ROSAT, Newton a Chandra v cizích galaxiích. Rozhodovali se mezi třemi možnosti: buď by mohlo jít o akreci na intermediální černé díry s hmotnostmi 100 – 1000 M☉, nebo o pokračování funkce svítivosti pro rentgenové dvojhvězdy s kompaktním příjemcem, popřípadě o dosud zcela neznámý typ objektů. Příslušné modelové výpočty jednoznačně upřednostnily druhou možnost, tj. že jde o extrémní případy těsných dvojhvězd s kompaktní neutronovou hvězdou či hvězdnou černou dírou a s velmi vysokou hmotností hvězdy-dárce ( >10 M☉). Tyto soustavy se nejčastěji vyskytují v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Na zajímavou možnost vývoje těsných dvojhvězd, obsahujících hmotnou klasickou hvězdu a dále neutronovou hvězdu, upozornili A. Bogomazov aj. Neutronová hvězda o minimální kritické hmotnosti 1,35 M☉ může postupně nabrat tolik hmoty, že nakonec dosáhne Oppenheimerovy-Volkoffovy meze 2,5 M☉ a spontánně se zhroutí na černou díru.
L. Ferrariová a D. Wickramasinghe ukázali, že poměrně vysoká indukce magnetických polí bílých trpaslíků je úměrná indukci magnetického pole jejich předchůdců - hvězd hlavní posloupnosti. Druhým faktorem je přitom rychlost rotace předchůdců: čím pomaleji rotují, tím je magnetické pole bílého trpaslíka vyšší. Autoři se proto domnívají, že tato závislost se dá protáhnout i směrem k daleko vyšším indukcím magnetického pole pro neutronové hvězdy, tj. až do oblasti 100 GT, což odpovídá magnetarům. Je-li tato úvaha správná, pak magnetary jsou potomky hmotných silně magnetických hvězd, které rotovaly velmi pomalu.
L. Zhang aj. upozornili, že z 271 bodových zdrojů záření gama, objevených aparaturou EGRET na družici Compton, není více než 60% dosud identifikováno. Přesto však autoři soudí, že naprostá většina neidentifikovaných zdrojů patří do naší Galaxie a nalézají se blíže než 50° od její hlavní roviny. Občas se daří identifikace těchto tajemných zdrojů s nově objevenými radiovými pulsary. F. Aharonian aj. objevili pomocí pozemního detektoru záření gama HEGRA plošný (přes 6 obl. minut) stálý zdroj J2032+4130 (Cyg), vysílající pouze záření gama v oblasti TeV, jenž zůstává neidentifikovaný rentgenově, opticky či radiově. Titíž autoři využili aparatury HESS k objevu 8 nových zdrojů >100 GeV záření gama poblíž galaktické roviny (do vzdálenosti 0,7° v galaktické šířce). Dva z nich nemají žádný radiový či rentgenový protějšek, kdežto tři další jsou totožné s pozůstatky supernov. Zbylé plošné zdroje nejsou zatím prozkoumány. J. Knödlsedar aj. dokončili pomocí družice INTEGRAL přehlídku 95% oblohy v anihilační čáře 511 keV. Tato emise se silně a souměrně koncentruje ke galaktické výduti. Záření disku Galaxie je více než o řád slabší. Nejčastějšími zdroji anihilačního záření jsou pozůstatky po supernovách Ia a rentgenové dvojhvězdy o nízké hmotnosti (LMXB).
První rentgenový dosvit GRB byl zpozorován v únoru 1997. Do konce r. 2004 však už počet pozorovaných rentgenových dosvitů dosáhl 55, přičemž prodleva mezi GRB a dosvitem činila 6 – 24 h. Při studiu zábleskových zdrojů záření gama začala nová kapitola úspěšným vypuštěním specializované družice Swift, která má na palubě tři spolupracující přístroje: přehlídkový teleskop BAT pro pásmo 15 – 150 keV; rentgenový teleskop XRT pro pásmo 0,3 – 10 kVe a optický dalekohled a spektrograf UVOT pro pásmo 170 – 650 nm. Tím se neobyčejně zkrátila doba mezi detekcí GRB a určením dostatečně přesné polohy, která je internetem předávána dalším družicím i pozemním aparaturám, což vzápětí vedlo k podstatně hlubšímu poznání procesů, jež probíhají během GRB a v prvních chvílích po jejich zhasnutí. Již nedlouho po vypuštění 20. 11. 2004 počala družice, zhotovená ve spolupráci amerických, britských a italských vědců a techniků, dodávat jedinečná data. Tak např. jeden z prvních družicí spatřených GRB 041219a trval rekordních 9 minut. Koncem roku zaznamenal Swift odrazem od Měsíce (!) i fantastickou erupci SGR 041227 (magnetar 1806-20 v Sgr).
Na rozdíl od klasických GRB, které vesměs vzplanuly v cizích galaxiích, šlo v případě SGR o nevídaný záblesk měkkého záření gama uvnitř naší vlastní Galaxie, naštěstí v bezpečné vzdálenosti od Země. V době záblesku se magnetar nacházel v zorném poli nad Tichým oceánem v úhlové vzdálenosti jen 5° od Slunce, takže vizuální pozorování nebyla možná. Nicméně ani v ostatních oborech spektra nebylo jednoduché záblesk pro jeho vysokou intenzitu kvantitativně zaznamenat. Celkem 15 družic a sond bylo signálem zahlceno, naštěstí jen po krátký čas 0,2 s. Během té doby magnetar vyzářil tolik energie jako Slunce za čtvrt milionu let a překonal podobné záblesky předešlých magnetarů o dva řády! Není divu, že na to reagovala zemská ionosféra stlačením z obvyklé denní výšky 70 km napolovic - k normálu se vrátila až za hodinu.
Po tomto gigantickém záblesku gama následovalo podle K. Hurleye aj. exponenciální doznívání v trvání 380 s, které bylo modulováno v periodě 7,6 s - evidentně šlo o rotační periodu magnetaru. Podrobný průběh světelné křivky s časovým rozlišením 5,5 ms popsali T. Terasawa aj. Magnetar dosáhl vrcholu světelné křivky již 50 ms po začátku úkazu, avšak další injekce energie přišla o 60 ms později. Odtud vyplývá, že se celkem uvolnilo asi 1040 J energie, což přesně odpovídá magnetické energii magnetaru při indukci magnetického pole 100 GT. To zároveň naznačuje, že indukce magnetického pole uvnitř neutronové hvězdy je patrně ještě vyšší! K podobným závěrům dospěli též R. Yamazaki aj., kteří využili měření z nezahlcené japonské družice Geotail. Po 500 ms od začátku jevu tak zjistili výrazný pokles jasnosti, který byl zřejmě následkem zúžení rozpínající se relativistické ohnivé koule do úzkého výtrysku o vrcholovém úhlu kolem 20° díky silnému magnetickému poli. Obrovská svítivost v maximu odpovídá počáteční teplotě ohnivé koule kolem 2 GK!
Patrně nejpodrobnější výsledky získali S. Schwartz aj. díky náhodným pozorováním úkazu dvěma družicemi soustavy Cluster a čínskou družicí Double star TC-2. Rentgenový náběh světelné křivky byl téměř okamžitý, kratší než 0,25 ms. Pak následoval exponenciální nárůst během pouhých 4,9 ms a další v 70. ms po začátku úkazu. Celé hlavní divadlo se tedy odehrálo během pouhých 100 ms. Autoři z těchto údajů usuzují, že jsme byli svědky vzniku trhliny v kůře neutronové hvězdy, která se rychle šířila. Magnetary v klidu vysílají s výkonem 1028 W a drobné trhlinky v kůře se projevují kratičkými záblesky. Blesková obří exploze však byla důsledkem rekonexe ve vnější magnetosféře neutronové hvězdy, která se odehrála během zlomku milisekundy. Trhlina v kůře o délce 5 km vznikla během 4,9 ms a 100 ms je čas, potřebný k přestavbě celého magnetického pole. Je pozoruhodné, že zmíněné družice byly konstruovány ke studiu rekonexí v magnetosféře Země a nyní se prokázalo, že kvalitativně jde o stejné procesy navzdory diametrálně odlišným energetickým měřítkům těchto procesů v okolí Země a neutronové hvězdy.
B. Gaensler aj. pozorovali pomocí antény VLA na frekvenci 1,4 GHz od 6. do 19. dne po explozi kolem polohy SGR radiovou mlhovinu, rozpínající se rychlostí 0,25 c. P. Cameron aj. sledovali týž radiový dosvit pomocí řady aparatur v širokém pásmu frekvencí 0,2 – 250 GHz v intervalu od 3. 1. do 24. 2. 2005. Odtud mj. odvodili rozmezí vzdálenosti magnetaru od nás 6,4 – 9,8 kpc. Naproti tomu X. Wang aj., kteří sledovali radiové záření v pásmu 0,2 – 8,5 GHz, určili tempo rozpínání mlhoviny na 0,35 c, protože odhadli vzdálenost magnetaru na plných 15 kpc. Autoři se též domnívají, že asi 3 h po explozi mohl optický dosvit zdroje dosáhnout 13 mag, jenže to na denním nebi nebylo možné zpozorovat. Také S. Merenghetti aj. dospěli na základě pozorování družice INTEGRAL k dlouhé stupnici vzdálenosti 15 kpc a odtud pak odvodili maximální zářivý výkon magnetaru na neuvěřitelných 1037 W a energii vyzářenou během výbuchu na 1039 J. Autoři také zjistili z archivních údajů, že magnetar byl mimořádně činný několik let a zejména pak v posledních měsících před explozí. Totéž potvrdili také G. Israel aj., kteří monitorovali magnetar pomocí teleskopu VLT ESO již od října 2003. Optický tok rostl nejvíce v infračerveném oboru spektra zejména v období od června do října 2004. Naprosto tvarově shodné světelné křivky pořídila též družice Chandra a anténa VLA. To znamená, že chování magnetaru bylo konzistentní v rozsahu pěti řádů energie fotonů.
A. Tiengo aj. využili družice Newton k následnému monitorování magnetaru od března 2005, kdy se zdroj dostatečně vzdálil od Slunce. Zjistili, že rentgenové spektrum změklo a záblesková činnost zdroje v podstatě ustala, jakmile skončila celková rekonfigurace magnetosféry. Ve spektru se objevila také tepelná složka, odpovídající záření žhavého černého tělesa. Rotace magnetaru se nyní brzdí tempem 10-11, podobně jako tomu bývá u AXP. Ostatně řada autorů se domnívá, že všechny AXP jsou fakticky rovněž magnetary. Vysílají běžně záření o výkonu 1029 W; rotují s periodami 5 – 12 s a na rozdíl od akreujících milisekundových pulsarů se jejich rotace s časem zpomaluje vinou extrémně silného magnetického pole o indukci až 100 GT. Jde vesměs o osamělé objekty, obvykle velmi blízko hlavní roviny Galaxie, jež nejsou starší než 100 tis. roků.
D. Figer aj. zkoumali hvězdokupu v okolí SGR 1806-20 a zjistili, že obsahuje řadu dalších hmotných hvězd, z nichž tři klasifikovali jako Wolfovy-Rayetovy hvězdy a jednu jako raného veleobra třídy OB. Stáří hvězdokupy odhadli na 4 mil. roků. Autoři se domnívají, že předchůdce magnetaru měl hmotnost přes 50 M☉ - navzdory tomu však neskončil jako černá díra, nýbrž jako silně magnetická neutronová hvězda.
T. Strohmayer a A. Wattsová zjistili, že při výbuchu magnetaru SGR 1900+14 (Aql) v r. 1998 zaznamenala družice RXTE na sestupné větvi světelné křivky kvaziperiodické oscilace na frekvencích 84, 53,5 a 155,1 Hz. Podobné oscilace se objevily také na rentgenových záznamech výbuchu magnetaru SGR 1806-20. Autoři soudí, že jde o torzní vibrace kůry neutronové hvězdy v extrémně silném magnetickém poli. Odtud též vyplývá, že indukce magnetického pole SGR 1806 je asi dvojnásobná v porovnání se SGR 1900.
B. Thomas aj. zkusili propočítat rizika pro život na Zemi v případě, že by některý magnetar vybuchl ve vzdálenosti do 1 kpc od nás. Obrovský příliv záření gama by zřejmě vážně poškodil ozonosféru Země - nejvíce by byly postiženy mírné a nízké zeměpisné šířky. To by následně vedlo k řádově četnějšímu poškozování DNA v živých organismech a nepřímo ke globálnímu ochlazení a kyselým dešťům. Devastace životního prostředí na Zemi by trvala řadu let a nepochybně by způsobila masové vymírání planktonu, rostlin i živočichů a tudíž rozvrácení potravinových řetězců. Autoři dokonce soudí, že za velkým vymíráním v pozdním ordoviku před 443 mil. lety mohl být výbuch blízkého magnetaru.
Již zmíněný GRB 041219a, pozorovaný družicí Swift, se stal dle W. Vestranda aj. teprve druhým zábleskovým zdrojem gama, u něhož byl souběžně zaznamenán optický protějšek. Jistě k tomu přispěla okolnost, že šlo o mimořádně dlouhý zdroj v trvání 520 s, který byl pozorován v poloze 0024+6250 (Cas) optickou kamerou RAPTOR v Los Alamos, N.M. již 8 s po doručení avíza ze Swiftu. Jasnost protějšku dosáhla R = 18,6 mag. Světelná křivka protějšku se tvarově naprosto shoduje s prvním pozorovaným optickým protějškem u GRB 990123 s tím rozdílem, že u něho trvalo celé vzplanutí gama jen 80 s, takže i optická světelná křivka se vyvíjela rychleji. C. Blake aj. zaznamenali infračervený záblesk v 7. min po začátku GRB, což dle názoru autorů odpovídá průchodu vnitřní rázové vlny materiálem v okolí GRB. Podobně D. Burrows aj. využili rychlé identifikace GRB 041223 družicí Swift k optické detekci dosvitu pomocí VLT v čase 16 – 87 h po vzplanutí GRB, které trvalo 130 s. Na začátku zmíněného intervalu měl optický dosvit jasnost J = 19,5 mag a na konci 21,7 mag.
Díky rychlé identifikaci GRB 021004 (Psc; 0027+1855) družicí HETE-2 pořídili R. Starling aj. spektra jeho dosvitu pomocí velkých dalekohledů WHT a VLT v časech 0,5 – 6,6 dne po vzplanutí. Ve spektru nalezli absorpční čáry se z = 1,4 a 1,6, které přísluší mezilehlým útvarům mezi GRB a pozorovatelem; dále pak silné absorpční čáry mateřské galaxie se z = 2,3 jakož i modře posunuté čáry H I, Si IV a C IV, které náležely dosvitu a odpovídají rychlosti 2900 km/s vůči centru výbuchu. Autoři dále odvodili, že výtrysk z GRB je silně usměrněn - nejužší vrcholový úhel zářícího kužele vykazuje záření gama, kdežto optický svazek dosvitu je mnohem širší. Povrch rozpínající se ohnivé koule byl v té době vzdálen asi 100 mld. km od vlastního kolapsaru, jehož předchůdcem byla patrně velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda. Titíž autoři studovali pomocí rentgenové a optické světelné křivky dosvitu optické vlastnosti prachu a plynu v mateřské galaxii jednoho z nejvzdálenějších pozorovaných GRB 050730 (Vir; 1408-0346; z = 4,0). H. Chen aj. využili 4 h po explozi ešeletu u obřího 6,5 m Clayova teleskopu k pořízení vysokodisperzního spektra dosvitu, jenž byl v té době 18 mag. Spektrum obsahuje kromě kontinua celou soustavu absorpčních čar (O, C, Si, Ni, Fe, N) s červenými posuvy od 1,8 po 3,6. Jde o vynikající nástroj pro studium intergalaktického prostoru do velké vzdálenosti od pozorovatele.
G. Tagliaferri aj. v široké mezinárodní spolupráci prostudovali podrobně rekordně vzdálený dosvit GRB 050904 (Psc; 0055+1405; z = 6,3; vzdálenost 3,9 Gpc!) s trváním 225 s. Spolupráce 45 autorů z 25 institucí umožnila sledovat světelnou křivku dosvitu v rentgenovém, optickém i blízkém infračerveném pásmu. Ze zlomu na optické křivce se dala odvodit kolimace světelného svazku a tím odvodit i výslednou uvolněnou energii při explozi řádu 1045 J. Samotný GRB tak slouží jako světlomet, ozařující jako blesk krajinu mezi vzdálenou galaxií a pozorovatelem. Současně jde podle V. Bromma a A. Loeba o mocný nástroj pro zkoumání vzniku (nekovových) hvězd I. generace v galaxiích v nejstarších epochách vesmíru.
Družice Swift se tak rázem vyšvihla do čela optických přehlídek nejvzdálenějších hlubin vesmíru, protože střední červený posuv pro dlouhé GRB, objevené touto družicí, se posunul až k z = 2,8 a mezi GRB, které pozoruje, představují zániky hvězd I. generace (populace III) asi 10% úkazů. Podle E. Bergera se díky Swiftu daří nalézt optické a rentgenové dosvity u plné poloviny pozorovaných GRB (dříve byla výtěžnost jen 1/3). Navíc se zvýšila četnost identifikací mateřských galaxií pro jednotlivé GRB. Asi u 10% případů GRB se však optický dosvit nenajde, protože GRB je buď příliš daleko, anebo je zdroj zahalen rozsáhlými prachovými mračny. Radiové dosvity jsou stále vzácné, neboť se je daří nalézt jen u 10% GRB - za to však zčásti může nedostatečná citlivost antény VLA.
Ve výčtu prvenství bychom neměli opomenout husarský kousek brněnských pozorovatelů, kteří pozorovali první dosvit GRB u nás. Šlo o GRB 050922c (Aqr; 2109-0846; z = 2,2), jehož dosvit 18 mag zachytili kamerami CCD pomocí 0,4 a 0,6 m reflektorů na Kraví hoře. Uprostřed přesvětleného velkoměsta tak zaznamenali objekt, vzdálený od nás 10 mld. světelných let!
N. Butler aj. studovali rentgenové vzplanutí XRF 030723 pomocí družic HETE-2, Chandra a Ginga i jejich dosvit pomocí 6,5 m Clayova reflektoru, které se odehrálo v poloze 2149-2742 (Cap). Optický dosvit dosáhl R = 21 mag v čase 1,2 d po rentgenovém vzplanutí a vykázal z = 0,4. Dosvit se překvapivě zjasnil plných 9 dnů po vzplanutí. Podobně jako u zhruba třetiny záblesků, pozorovaných HETE-2 nebo družicí Ginga, i v tomto případě leželo maximum vyzářené energie kolem 10 keV, v porovnání s klasickými GRB, které mají maximum kolem 200 keV. Autoři se domnívají, že ve skutečnosti není mezi oběma typy úkazů rozdíl. XRF jsou zkrátka GRB, které vidíme mimo osu úzkého svazku záření gama. E. Ramirez-Ruiz aj. dospěli ke shodnému závěru pro GRB 031203, jehož radiový dosvit byl o dva řády slabší, než je běžné a jehož vyzářená energie dosáhla "jen" 1043 J, oproti typickým energiím pro GRB řádu 1045 – 1046 J. I v tomto případě však posléze vzplanula supernova 2003lw, což lze dohromady nejjednodušeji vysvětlit mimoosovým pohledem se Země.
A. Levan aj. zjistili, že GRB 020410 měl slabý dosvit v 6 h po výbuchu, ale pomocí HST spatřili na témže místě podstatně jasnější dosvit v časech 7 – 28 d po GRB. Podle všeho šlo výbuch vzdálené supernovy třídy Ib/c se z = 0,5. Podobně J. Deng aj. nalezli supernovu 2003dh, která vzplanula na místě dosvitu po GRB 030329. Její světelná křivka byla celkově kratší než u prototypu - supernovy 1998bw (u GRB 980425). Měla tedy velmi strmý náběh, nižší maximum a rychlejší pokles. Odtud vyplynulo, že předchůdcem supernovy 2003dh byla hvězda o hmotnosti 25 – 40 M☉, která však před výbuchem hodně hmoty ztratila, protože při vlastní explozi rozhodila do okolí jen 7 M☉ a z toho 0,4 M☉ izotopu 56Ni. Celkem při výbuchu vyzářila 4.1045 J. Nejnověji K. Stanek aj. nalezli hypernovu 4. den po explozi GRB 041006 (z = 0,7) jako výrazný "hrbol" 24 mag na exponenciálně klesající světelné křivce klasického dosvitu, pozorovaného už 15 min po explozi. Hypernova klesla na 25 mag až dva měsíce po výbuchu GRB.
J. Petrovic aj. hledali vhodné předchůdce "dlouhých" GRB a dospěli k závěru, že musí jít o velmi hmotné dvojhvězdy kvůli dostatečnému momentu hybnosti obnaženého hmotného jádra s hmotností alespoň 35 M☉. To znamená, že pravděpodobnými předchůdci těchto GRB mohou být Wolfovy-Rayetovy hvězdy, představující závěrečné vývojové stádium červených veleobrů. Za předpokladu, že těsná dvojhvězda měla hmotnost složek 56 a 33 M☉, se lehčí hvězda přenosem hmoty mezi složkami roztočí na velké obrátky a nakonec se stane magnetarem. D. Xu aj. uvažovali o možnosti, že by se dlouhé GRB staly analogicky jako supernovy třídy Ia standardními svíčkami pro určování kosmologických vzdáleností, protože jsou často ještě svítivější než tyto supernovy. Z různých kalibrací odvodili hodnotu energie pro standardní svíčku GRB na 5.1043 J na základě údajů pro 17 GRB.
M. Davies aj. se zabývali přenosem hmoty a vývojem těsných dvojhvězd, kde jsou obě složky kompaktní, tj. jedna je hvězdnou černou dírou a druhá neutronovou hvězdou. V první fázi přenosu hmoty z neutronové hvězdy na černou díru se vinou ztráty momentu hybnosti gravitačním záření dostává neutronová hvězda na protáhlou dráhu a když tak ztratí dost hmoty, rozepne se na normální nedegenerovanou hvězdu. Tím ovšem vyplní svůj Rocheův lalok a přenos hmoty se tak velmi zrychlí, zejména v pericentru dráhy. Kolem černé díry se vytvoří akreční disk, jenž nakonec může vyvolat záblesk záření gama ve dvou protilehlých výtryscích ve směru osy rotace. To znamená, že hmotnost neutronové hvězdy při jejím zániku je konstantní, čili totéž platí i pro konečnou fázi akrečního disku a to je další důvod, proč dlouhé GRB lze považovat za standardní svíčky. Podobné výpočty uveřejnili také C. Fryer a A. Heger pro vývoj dvou kompaktních heliových hvězd, které nakonec splynou na kolapsar. M. Colema Miller se však domnívá, že v kombinacích černá díra-neutronová hvězda se vůbec nevytváří akreční disk a po přiblížení neutronové hvězdy ke hmotnější černé díře následkem gravitačního vyzařování se obě tělesa okamžitě slijí na kolapsar. Jak patrno, dosavadní kusá pozorování ještě nestačí k odlišení tak rozdílných vývojových scénářů pro vznik dlouhých GRB.
Podle D. Guetty a T. Pirana je mnohem obtížnější výzkum "krátkých" GRB s trváním do 2 sekund, jež představují asi třetinu všech pozorovaných GRB. Teorie předpokládá, že jde o splynutí dvou neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdy s černou dírou. Jelikož vrcholový úhel optických výtrysků dosahuje v těchto případech jen 1,5°, nedaří se zatím zpozorovat dosvity od krátkých GRB a tak spektrální údaje, potřebné pro interpretaci pozorování, zcela chybí. X. Wang aj dokonce soudí, že výtrysky optického dosvitu nemají tvar kuželů, nýbrž úzkých válců. E. Berger aj. uvádějí, že krátké GRB mají tvrdší spektrum než dlouhé.
I zde však došlo k průlomu díky družicím HETE-2 a Swift, které zaznamenaly GRB 050509b s trváním jen 0,03 s poblíž (33 kpc) obří eliptické galaxie (Com; 1236+2859; 17 mag; z = 0,22), vzdálené od nás 800 Mpc. Již za 53 s byl na místě GRB viditelný rentgenový dosvit, který po 5 min vymizel. Slabý optický dosvit objevili po 33 h J. Hjorth aj., avšak k pozdější explozi supernovy v tomto případě prokazatelně nedošlo. Jelikož zmíněná galaxie obsahuje převážně velmi staré hvězdy, vyplynulo odtud, že tento krátký GRB vyvolalo splynutí dvou neutronových hvězd, které kolem sebe obíhaly po spirále smrti stovky milionů až miliardy let. J. Villaseno aj. objevili rentgenový a D. Fox aj. a J. Horth aj. vzápětí též optický dosvit dalšího krátkého (0,07 s) GRB 050709 (Gru; 2302-39; z = 0,16) ve vzdálenosti asi 3,5 kpc od centra trpasličí galaxie, vzdálené od nás 750 Mpc. Odtud vyšla energie GRB řádu 1043 J, v souladu s modelem splývajících kompaktních hvězd, jež je typická pro krátké GRB. Zdá se, že krátké GRB se vyskytují nejčastěji dále od centra galaxií, v nichž je tvorba nových hvězd již potlačena na hodnoty řádu 0,01 M☉/r. Podle N. Tanvira aj. díky nižší svítivosti vidíme většinu krátkých GRB v bližším okolí naší Galaxie do vzdálenosti 25 Mpc.
E. Polehampton aj. ohlásili objev absorpcí metylénu (CH2) v molekulových mračnech Sgr B2 a W49N. Využili k tomu pozorování z družice ISO v dalekém infračerveném pásmu 93 – 154 µm. Nejsilnější pásy nalezli na vlnové délce 128 µm. Je zajímavé, že tato molekula nebyla dosud nalezena ve spektrech komet. A. Markvick aj. objevili v mračnu TMC-1 deuterovaný izotopomer metylacetylénu - CH3CCD na frekvencích 93 a 97 GHz, což je prebiotická molekula. S. Weaverová a G. Blake nalezli v jádře mračna Sgr B2 první interstelární ketózu DHA - CO(CH2OH)2 o rotační teplotě 220 K. Jde o další prebiotickou sloučeninu, což zvyšuje naději na syntézu stavebních prvků biomolekul v příhodném mezihvězdném prostředí. Naproti tomu L. Snyder aj. zpochybnili interstelární objev nejjednodušší aminokyseliny glycinu, ohlášený Y. Kuanem aj. v r. 2003, neboť soudí, že šlo o chybnou identifikaci čar.
D. Friedel aj. nalezli 28 emisí interstelárního acetonu - (CH3)2CO pomocí milimetrového radiointerferometru BIMA v horkém jádře objektu Orion-KL (vzdálenost 480 pc). Jde o první případ takového výskytu v oblasti, kde se právě nyní tvoří velmi hmotné hvězdy. Y. Wu aj. objevili pomocí bolometru SCUBA u 15m submilimetrového radioteleskopu JCMT na Mauna Kea hustý zárodek o úhlovém průměru 10″ v poloze 1835-0649 (Sct; průměr 0,3 pc; vzdálenost 5,7 kpc na vlnových délkách 450 a 850 µm. Spektra molekul HCN, HCO vykazují zřetelná smršťování zárodku, zatímco plyn CO se rozpíná rychlostí 38 km/s. Autoři odhadli hmotnost plynoprachového zárodku na 820 M☉ (!), což by mělo bohatě stačit na vznik velmi hmotné prahvězdy nebo i celé hvězdokupy..
D. Ojha aj. zkoumali McNeilovu mlhovinu u hvězdy V1647 Ori (IRAS 0544-00), objevenou autorem v lednu 2004. K objevu přispěl výbuch osvětlující prahvězdy, která se na přelomu let 2003/04 zjasnila o 5 mag patrně díky překotné akreci plynu z vlastního akrečního disku. Mlhovina má v infračervených pásmech JHK úhlový průměr asi 70″ a uvnitř je doslova dutá. Výbuch postupně slábnul, což se v průběhu r. 2005 odrazilo též na slábnutí jasnosti mlhoviny.
I. Grenierová aj. nalezli v okolí Slunce nepřímo pomocí studia rozložení difúzního záření gama rozsáhlá mračna chladného plynu, skládajícího se chemicky z neutrálního vodíku a oxidu uhelnatého. Jejich hmotnost je srovnatelná s již dávno známými obřími molekulovými mračny a tudíž i chladná mračna hrají významnou úlohu v proměnách mezihvězdného prostředí.
A. Dey aj. nalezli pomocí infračerveného kosmického teleskopu SST obří mlhovinu o průměru 200 kpc v kosmologické vzdálenosti 3,7 Gpc. Mlhovina je ozařována infračerveným zdrojem o zářivém výkonu 1,7.1037 W a průměru 160 kpc. V mlhovině se nacházejí diskrétní infračerveného zdroje záření a autoři se proto domnívají, že zde pozorujeme vznik celé soustavy galaxií o úhrnné hmotnosti asi 6 TM☉ (!).
Dátum poslednej zmeny: 05. septembra 2007