Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 26. októbra 2011
V r. 2009 překročil počet známých pulsarů 1 800, z toho jen jeden (objevený družicí Fermi brzy po jejím vypuštění v červnu 2008) vyzařuje pouze v pásmu paprsků gama (20 MeV - 300 GeV). Příčinou je nejspíš okolnost, že vrcholový úhel vyzařovacího kužele pulsaru závisí na vlnové délce, tj. je nejširší pro záření nejvyšších energií. Následkem toho užší svazky v rentgenovém až rádiovém oboru spektra míjí Zemi. Je však také možné, že záření gama vzniká v jiných oblastech na povrchu/nad povrchem neutronové hvězdy, než záření rádiové.
První pulsar objevený družicí Fermi v pásmu gama se nachází v SNR CTA 1 (Cep) ve vzdálenosti 1,4 kpc od Slunce. Pulsar s impulsní periodou 0,32 s má bolometrickou svítivost o tři řády vyšší než Slunce a jeho stáří se odhaduje na 10 tis. let. Jeho poloha se značně liší od geometrického středu mlhoviny SNR, což je zřejmě důsledkem asymetrického výbuchu supernovy, který dal pozůstalé neutronové hvězdě silný dynamický impuls, takže pulsar prchá z místa svého vzniku transverzální rychlostí 450 km/s.
A. Abdo aj. oznámili počátkem r. 2009, že známý pulsar J0835-4510 (Vel; impulsní per. 0,09 s; 290 pc; stáří 11 tis. r; prostorová rychlost 1 200 km/s) je podle měření družice Fermi vůbec nejjasnějším zdrojem záření gama na nebi v pásmu GeV.
Titíž autoři oznámili v průběhu roku, že blízký pulsar J0030+0451 (300 pc; impulsní perioda 5 ms) září podle měření aparaturou LAT na družici Fermi také v pásmu gama. Díky brzdění relativním tempem 10-20 vydává energii 3,5.1026 W a jeho stáří se odhaduje na plných 7,6 mld. roků. Není divu, že indukce jeho magnetického pole dosahuje jen 20 kT. Koncem roku pak autoři přidali do tohoto pozoruhodného seznamu další dva pulsary J01048-5832 a J2229+6114, takže začíná být téměř jisté, že v Galaxii se vyskytuje populace starých pulsarů v oboru gama.
Soustavná přehlídka oblohy aparaturou LAT Fermi v pásmu gama (0,1 – 100 GeV) vzápětí přinesla řadu dalších překvapujících objevů. Už v polovině r. 2009 stoupl podle R. Romaniho aj. počet pulsarů zářících výhradně v pásmu gama na 16 objektů. Sledování kulové hvězdokupy 47 Tuc ukázalo, že je tam minimálně 60 milisekundových pulsarů, které silně září právě v pásmu gama. Jde tedy o velmi staré objekty (řádově miliardy let). Tak se otevřela možnost zkoumat SNR po velmi dávných výbuších supernov.
Do hledání rádiových pulsarů zářících v pásmu gama (30 MeV – 30 GeV) se podle A. Pellizzoniho aj. zapojila také italské družice AGILE vypuštěná na dráhu v dubnu 2007. Většina ze zkoumaných 35 rádiových pulsarů však v pásmu gama září tak slabě, že detektory na družici nic nezjistily. Pouze v několika málo případech se identifikace povedla. Záření gama vysílá např. PSR 1821-24 v kulové hvězdokupě M28 a rovněž pulsar B1509-58, který vyniká vysokou indukcí magnetického pole >1 GT. Podobně W. Zhu aj. odhalili pomocí měření z rentgenové družice Newton velmi silné magnetické pole o indukci 1,6 GT u pulsaru B1916+14 s impulsní periodou 1,18 s vzdáleném od nás 2,1 kpc a starém asi 90 tis. let. Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 3.1024 W.
F. Aharonian aj. využili aparatury HESS ke sledování tvrdého záření gama (>100 GeV) u proslulého binárního pulsaru PSR B1259-63 (Cru; impulsní perioda 0,05 s; bolometrická svítivost 8.1028 W), který je lehčí složkou zákrytové dvojhvězdy SS 2883 (vzdálenost 1,5 kpc; spektrum primární složky B2e; hmotnost 10 M☉, poloměr 6 R☉; ) s velmi výstřednou drahou (e = 0,87) a dlouhou oběžnou dobou 3,4 roku. Pozorování započala během průchodu pulsaru periastrem v únoru 2004 a pokračovala až do dalšího průchodu periastrem v r. 2007. Autoři tak mohli pozorovat proměnné záření gama o svítivosti až 8.1025 W v období od dubna do srpna 2007, což zřetelně souvisí s výraznou interakcí obou složek v době jejich největšího přiblížení kolem periastra, tj. při vzájemné vzdálenosti ≈1 AU.
M. Livingstoneová aj. sledovali po více než 6 let chování pulsaru J0205+6449, který se promítá na plošný rádiový zdroj 3C 58, jenž souvisí se SNR 1181. Pulsar s impulsní periodou 66 ms vzdálený 2,6 kpc od Slunce dosahuje bolometrické svítivosti 3.1030 W a je pozorovatelný i ve tvrdém rentgenovém pásmu s energiemi fotonů až 40 keV, takže patří k nejsvítivějším v naší Galaxii. Během soustavného sledování pulsaru objevili autoři dva skoky v periodě optických i rentgenových impulsů o relativní velikosti 3.10-7 a 4.10-6 svědčící o jeho relativním mládí. Z brzdění rychlosti rotace neutronové hvězdy však vyplývá stáří 5 tis. let, což podle jejich názoru vylučuje možnost, že by pulsar souvisel se zmíněnou supernovou z r. 1181.
Ještě vyšší bolometrickou svítivost 4.1030 W vykazuje podle F. Camila aj. pulsar J1747-2809 (impulsní perioda 0,05 s; vzdálenost 13 kpc) v SNR G 0.9+0.1, objevený radioteleskopem GBT na frekvenci 2 GHz. Ani tento rekord však neměl dlouhé trvání, protože vzápětí oznámili E. Gotthelf a J. Halpern objev pulsaru CXOU J1813-1749 pomocí rentgenové družice Newton. Pulsar starý asi 5 tis. let s impulsní periodou 0,045 s se nachází ve vzdálenosti 5 kpc od Slunce a má velmi silné magnetické pole o indukci 300 MT; jeho bolometrická svítivost dosahuje hodnoty 7.1030 W. Pulsar zřejmě souvisí se SNR G 12.82-0.02 a zdrojem záření gama HESS 1813-178.
N. Tetzlaff aj. nalezli mateřskou hvězdnou asociaci typu pro pulsar B2224+65 (impulsní perioda 0,7 s ; vzdálenost 2,3 kpc), který je obklopen obloukovou rázovou vlnou ve tvaru kytary. Jde o asociaci Cygnus OB3 o poloměru 53 pc starou 8 mil. let, v níž se zrodil předchůdce pulsaru jako hvězda sp. třídy pozdní O s hmotností 21 – 37 M☉. Hvězda vybuchla jako supernova (kolapsar) před 800 tis. lety a přitom dostala gravitační štulec, který ji vymrštil z asociace rychlostí >30 km/s ve směru, který odpovídá tvaru zmíněné kytary.
J. Denevaová aj. objevili pomocí radioteleskopu GBRT na frekvenci 2 GHz tři pulsary v samotném centru Galaxie. Mají vesměs relativně dlouhé impulsní periody (1,0 – 1,5 s), což je nejspíš výběrový efekt. Jeden z pulsarů (1746-2850I) má velmi silné magnetické pole o indukci 4 GT, takže je nanejvýš 13 tis. let starý. Všechno tak nasvědčuje tomu, že v centru Galaxie se nachází na tisíc pulsarů, které vesměs obíhají kolem černé veledíry v periodách <100 let.
M. Keith aj. studovali vlastnosti binárního pulsaru J1753-2240 (stáří 1,6 mld. r; vzdálenost 3 kpc) s impulsní periodou 0,095 s. Kolem pulsaru obíhá hvězda o hmotnosti 0,5 M☉ v periodě téměř 14 d po protáhlé dráze s výstředností e = 0,3. Její povaha je nejistá; může to být bílý trpaslík, ale i neutronová hvězda, která je zřejmě odpovědná za roztočení pulsaru na vysoké obrátky. Indukce magnetického pole pulsaru dosahuje 1 MT.
S. Chatterjee aj. uspěli s měřením trigonometrických paralax a vlastních pohybů 14 pulsarů pomocí radiointerferometrie VLBA, což je velmi cenné pro kalibraci fyzikálních parametrů pulsarů. Nejvzdálenější změřená paralaxa náleží pulsaru B1541+09, který je vzdálen 7,2 kpc s chybou ±15 %. Z těchto měření vzdáleností vyplývá, že pulsary vznikají převážně v rovině Galaxie, odkud po výbuchu mateřské supernovy směřují šikmo nebo i kolmo k této rovině. Jejich kinematické stáří velmi dobře souhlasí se stářím, odvozeným z tempa brzdění jejich rychlé rotace. Naproti tomu vzdálenosti určované z dispersní míry jsou často až dvakrát podceněny, protože hustota volných elektronů v mezihvězdném prostoru, na nichž k disperzi signálů dochází, náhodně kolísá.
Příliv pozorovacích dat o pulsarech se zvyšuje takovým tempem, že se profesionální astronomové obrátili na počítačové nadšence s další variantou metody sdíleného počítání v programu Einstein@Home. Cílem je najít v datech z rádiových přehlídek co nejvíce binárních pulsarů s krátkými oběžnými periodami <2 h. Pokud se totiž podaří najít pulsary, které obíhají kolem kompaktní složky (nejlépe hvězdné černé díry), umožnilo by to další přesné testy obecné teorie relativity.
J. Nielsen a J. Leeová zkoumali mikrokvasar 1915+105 (V1457 Aql; 11 kpc) pomocí archivních údajů z rentgenové družice Chandra za období od dubna 2000 do srpna 2007. V jeho spektru pozorovali široké rentgenové emise a úzké absorpce, což vysvětlili jako superluminální výtrysky vyzařované z okolí černé díry, které ozařují akreční disk kolem ní. Akreční disk je napájen chladným podobrem sp. třídy K3 IV o hmotnosti 0,8 M☉, jenž obíhá kolem černé díry o hmotnosti 14 M☉ v periodě 33,5 d. Akreční disk ohřívaný na vnitřní straně horkým okolím černé díry se v nízkém stavu vypíná a přestává po tu dobu dodávat materiál do zmíněných výtrysků. Vysoká hmotnost hvězdné černé díry a téměř kritická perioda její rotace (<1 ms!) je příčinou jevů, které se v malém měřítku podobají těm, které známe u opravdových kvasarů, u nichž je "gravitačním motorem" černá veledíra. C. Foellmi zjistil, že mikrokvasar A0620-00 je od nás vzdálen jen 1 kpc, takže je vůbec nejbližším mikrokvasarem, který v současné době můžeme pozorovat.
M. Tavani aj. pozorovali silné erupce mikrokvasaru Cyg X-3 (vzdálenost 10 kpc), které se odehrály v oboru gama, rentgenovém i v rádiovém v letech 2007-2009, trvaly obvykle několik dnů a energie fotonů při nich přesahovala 100 MeV. Rentgenový zářivý výkon přitom dosahoval ve špičkách hodnot až 1031 W! Autoři odhadli hmotnost černé díry ve dvojhvězdě na 10 – 20 M☉. Průvodcem černé díry je zřejmě Wolfova-Rayetova hvězda. G. Bignami upozornil, že erupce zaznamenala také družice Fermi v pásmu záření energetického záření gama právě tehdy, když je potlačena emise v rádiovém a rentgenovém oboru spektra. Signál má periodu 4,8 h a svědčí o relativistické rychlosti výtrysků z okolí černé díry.
A. Archibaldová aj. objevili rádiový pulsar 1024+0038, jenž se nachází v rentgenové dvojhvězdě s nízkými hmotnostmi složek (LMXB), které kolem sebe obíhají po kruhových drahách o minimálním poloměru 100 tis. km v periodě 5 h. Impulsní perioda pulsaru 1,7 ms patří k nejkratším vůbec. Průvodcem neutronové hvězdy-pulsaru je zřejmě bílý trpaslík o hmotnosti 0,14 – 0,42 M☉. Indukce magnetického pole neutronové hvězdy nepřesahuje 30 kT.
F. Özel aj. objevili neutronovou hvězdu o hmotnosti 1,4 M☉ v kulové hvězdokupě Terzan 5 vzdálené od nás zhruba 6 kpc. Podle měření kamerou ACS HST je neutronová hvězda o poloměru 10 km členem těsné rentgenové dvojhvězdy EXO 1745-248. T. Muňoz-Darias aj. určili parametry optické složky UY Vol rentgenové dvojhvězdy EXO 0748-676. Odtud určili i rozmezí hmotností neutronové hvězdy v této dvojhvězdě typu LMXB 1,0 – 2,4 M☉, ale s velkou pravděpodobností její hmotnost přesahuje 1,5 M☉, čili je vyšší než Chandrasekharova mez.
B. Posselt aj. se pokusili najít substelární průvodce mladých (stáří 1 – 3 mil. let) a blízkých (170 – 360 pc) osamělých neutronových hvězd Geminga, RX J0720-31, RX J1856-37 a PSR J1932+10, protože takový objev by měl velký význam pro studium samotných neutronových hvězd, ale neuspěli. Určili jen spodní meze neexistence substelárních průvodců 11 – 42 Mj.
J. Orosz aj. určili parametry rentgenové dvojhvězdy LMC X-1, která se skládá z černé díry o hmotnosti 11 M☉ a mladé hvězdy (stáří 5 mil. let) o hmotnosti 32 M☉ a poloměru 17 R☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě necelých 4 dnů a podle modelových výpočtů vyplní hmotnější hvězda během několika set tisíc let Rocheovy meze, což povede k přenosu plynné látky do akrečního disku kolem černé díry.
Několik prací se soustředilo na další zajímavou rentgenovou dvojhvězdu V404 Cyg. J. Miller-Jones aj. zjistili, že prostorová rychlost soustavy dosahuje 64 km/s, kterou patrně získala při výbuchu supernovy buď ztrátou velkého množství hmoty ze soustavy, anebo spíše vinou nesouměrnosti samotného výbuchu. Hvězdná černá díra má hmotnost 12 M☉ a její průvodce sp. třídy K0 IV 0,7 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 6,5 d. Titíž autoři využili radiointerferometrie VLBI k určení trigonometrické vzdálenosti soustavy 2,4 kpc, která je jen poloviční v porovnání s předešlými odhady. Příčinou chyb bylo zřejmě podcenění vlivu mezihvězdné extinkce.
J. Albert aj. objevili pomocí teleskopu MAGIC pro energetické záření gama v pásmu 300 GeV - 3 TeV, že objekt LSI +61°303 (souřadnice 0241+6115; gal. šířka 1,1°; vzdálenost 2 kpc) je dvojhvězdou s oběžnou dobou 26,8 dne, jejíž kompaktní složka a akreční disk září v pásmu energií 0,3 – 3 TeV. Týž objekt pozorovala také družice Fermi od srpna 2008 do března 2009 v energetickém pásmu 20 MeV - 100 GeV; dostala touž modulační periodu jako MAGIC. M. Massi a M. Bernadó sledovali objekt radiointerferometrem ve dvou frekvenčních pásmech (2,2 a 8,3 GHz) po dobu téměř 7 let. Dvojhvězda vykazuje během každého oběhu dvojité periodické výbuchy. První z nich vychází z opticky tlustého prostředí, kdežto druhý z prostředí opticky tenkého. Autoři tyto úkazy vysvětlují střídáním fáze akrece materiálu na kompaktní složku s fází výtrysků založených na rázové vlně a Comptonově jevu. Podle C. Aragonaové aj. jde o rentgenovou dvojhvězdu s vysokou hmotností složek (HMXB) a mimořádným přebytkem v pásmu záření gama, kde protějškem kompaktní složky (neutronové hvězdy nebo černé díry) je hmotná hvězda sp. třídy B0 Ve. Obě složky kolem sebe obíhají po značně výstředné dráze (e = 0,54), takže k výrazné interakci mezi nimi dochází právě v okolí periastra, kdy se objevují zmíněné erupce.
C. Aragonaová aj. sledovali obdobně tak další zajímavou dvojhvězdu typu HMXB s katalogovým označením LS 5039 (Sct; poloha 1826-1451; 3 kpc) s podstatně kratší oběžnou dobou 3,9 d, kde protějškem kompaktní složky je hvězda sp. třídy ON6.5 V, ale i v tomto případě je dráha dosti výstředná (e = 0,34). Přesto se v tomto případě žádné projevy zvýšené interakce nepozorují. Podle T. Kishishity aj., kteří prohlédli archivy družic Suzaku, ASCA, Newton a Chandra za léta 1999-2007, je modulace netepelného rentgenového záření LS 5039 během jednotlivých fází oběžné dráhy pozoruhodně stabilní včetně nejrůznějších podrobností zvýšení a snížení toku záření. Autoři to vysvětlují opakujícími se srážkami hvězdného větru složky O s relativistickými výtrysky z bezprostředního okolí složky kompaktní, jež je pozůstatkem supernovy, jež vybuchla zhruba před 1 mil. let. Dvojhvězda tento výbuch kupodivu přežila pouze za tu cenu, že vinou asymetrie výbuchu má nyní silně výstřednou dráhu a současně získala vysokou prostorovou rychlost 150 km/s, kterou nyní prchá od roviny Galaxie.
J. Hinton aj. oznámili objev další rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB se silným záření gama zásluhou aparatury HESS a družice Newton. Jde o objekt MWC 148 (Mon; souřadnice J0632+057; 1,5 kpc), jehož rentgenová světelná křivka prozradila, že jde o dvojhvězdu s primární složkou sp. třídy B0pe. Autoři též uvádějí, že aparatura HESS nalezla již více než 40 obdobných zdrojů gama v naší Galaxii, pro něž ovšem zatím identifikace zcela chybí. Všechny tři zmíněné dvojhvězdy HMXB tak patří mezi pouhý půltucet dvojhvězd s extrémně silným zářením v pásmu gama, ale v blízké době takových dvojhvězd gama pravděpodobně přibude díky družicím AGILE a Fermi i pozemním aparaturám HESS, MAGIC a VERITAS.
Kuriózní je případ přechodného zdroje původně považovaného za zábleskový zdroj záření gama GRB 060602B, který byl šťastnou shodou okolností v zorném poli pozemní aparaturou HESS již 5 h před vzplanutím a toto pole zůstalo v hledáčku aparatury nepřetržitě až do 5 h po zaznamenaném vzplanutí. Jak uvedli F. Aharonian aj., aparatura HESS zaměřila tuto oblast ještě po tři další noci, ale žádný další signál v pásmu TeV fotonů gama již nezaznamenala. Autoři proto vyslovili podezření, že šlo o přechodný zdroj záření gama v naší Galaxii, nikoliv o klasický GRB. Domněnku vzápětí potvrdili R. Wijnands aj. když v poloze GRB našli rentgenový zdroj Swift J1749-28, který byl pozorován družicí Newton již v r. 2000 a znovu v září 2006. Tak se ukázalo, že pozorujeme rentgenovou dvojhvězdu z kategorie LMXB, kde na povrchu neutronové hvězdy dochází ke krátkodobým překotným termonukleárním reakcím. Zmíněná dvojhvězda je od nás vzdálena 6,7 kpc a důvod, proč byla identifikována až po 10 letech od prvního pozorování, spočívá v rychlém slábnutí signálu o plné tři řády během jediného dne po vzplanutí. To prakticky znamená, že takových dvojhvězd s termonukleárními záblesky na povrchu kompaktní složky je mnoho, jenže pravděpodobnost jejich zpozorování a identifikace je nesmírně nízká.
Italská družice AGILE pro pásmo záření gama ostatně objevila podle G. Romera a G. Vily řadu přechodných zdrojů záření gama v naší Galaxii, které nemají žádné protějšky v méně energetických oblastech elektromagnetického spektra, takže svítí jen v pásmu energií 0,1 – 10 GeV, v němž jejich zářivý výkon dosahuje až 1028 W. Autoři odhadují, že jde o projevy akrece na kompaktní galaktické objekty, z nichž pak vycházejí usměrněné výtrysky v pozorovaném rozsahu energií, ale současně i vysoce energetické kosmické záření (urychlené hadrony).
C. Pittori aj. uveřejnili první katalog zdrojů záření gama, pozorovaných družicí AGILE v období od července 2007 do června 2008 v pásmu energií 30 MeV až 50 GeV. Protože u 47 zdrojů záření gama se podařilo nalézt rentgenové protějšky v pásmu energií 18 – 60 keV, vyplývá odtud, že mezi těmito zdroji se vyskytuje 21 pulsarů, 13 blazarů (AGN), 2 objekty typu HMXB, 2 SNR a 1 vysokoenergetická dvojhvězda se silnou interakcí hvězdných větrů obou složek. Zbylých 8 objektů nemá dosud žádný protějšek v jiném spektrálním oboru, takže jejich povaha zůstává záhadou.
A. Tiengo aj. monitorovali chování prvního objeveného magnetaru SGR 0526-66 (Dor), jenž se zjasnil počátkem března 1979 a vyvolal tehdy rozruch nevídanou energií i maximálním výkonem vzplanutí a četnými sekundárními záblesky až do r. 1983. Brzy se totiž ukázalo, že objekt skutečně patří do nejbližší sousední galaxie - Velkého Magellanova mračna a díky tomu se podařilo měřené hodnoty převést na zářivé výkony. Jak autoři uvedli, od r. 1983 jeho rentgenová aktivita natolik zeslábla, že byla překryta rentgenovým zářením příslušného pozůstatku po supernově N49 o stáří 5 – 10 tis. roků. Teprve v r. 2007 se podařilo družici Newton ověřit v rentgenovém oboru impulsní periodu 8,05 s, která je totožná s rotační periodou mateřské neutronové hvězdy a byla naposledy zaznamenána družicí Chandra v letech 2000-2001. Zatímco rentgenové spektrum magnetaru se během doby nezměnilo, rotační perioda se prodlužuje relativním tempem 6.10-11. Zářivý výkon v pásmu 1 – 10 keV je přitom díky uvedeném brzdění rotace stálý a dosahuje hodnoty 4.1028 W. Jak ukázali P. Esposito aj., družice Chandra odhalila zpomalení rotační periody 2,6 s dalšího magnetaru SGR 1627-41 o relativní míře 2.10-11. Tomuto brzdění odpovídá rentgenový zářivý výkon 4.1027 W a indukce magnetického pole neutronové hvězdy 20 GT. SNR je starý asi 2,2 tis. roků a nachází se ve vzdálenosti 11 kpc od nás.
N. Rea aj. se věnovali historii pozorování kandidáta na magnetar SGR 0501+4516, jenž byl pozorován družicí ROSAT v r. 1992 bez jakýchkoliv známek rentgenové aktivity. K jeho rentgenovému vzplanutí došlo 22. srpna 2008 a už den poté jej zaznamenala družice Newton, která jej sledovala až do konce září téhož roku. Další údaje poskytly družice Swift, Suzaku a INTEGRAL. Posledně jmenovaná družice zaznamenala podle T. Enota aj. tvrdé rentgenové záření zdroje v období od konce srpna do začátku září; měkké rentgenové záření zesláblo teprve 3 měsíce po výbuchu. Během náběhu k maximu družice viděly řadu krátkých vzplanutí, jejichž četnost však po maximu rychle klesala. V maximu vzrostla rentgenová jasnost zdroje až na 89 Krabů. Magnetické pole na povrchu rotující neutronové hvězdy dosahovalo indukce 20 GT. Podle R. Aptekara aj. zaznamenala aparatura Konus na družici Wind tepelné brzdné záření z tohoto magnetaru v pásmu 20 – 300 keV s maximálním výkonem >5.1033 W a celkovou vyzářenou energií 1032 J. Autoři se totiž domnívají, že magnetar lze ztotožnit s pozůstatkem po supernově HB9, který je od nás vzdálen 1,5 kpc.
B. Davies aj. využili 10m Keckova teleskopu k určení hmotnosti magnetaru SGR 1900+14 (Aql), který vzplanul 27. srpna 1998 a jehož indukce magnetického pole se odhaduje na 100 GT. Teoretické výpočty ukázaly, že kompaktní objekt (černá díra) měl podle velikosti vzplanutí hmotnost kolem 40 M☉, ale zmíněná pozorování určila horní mez hmotnosti pouze 17 M☉, což je v rozporu se současnou domněnkou, která obrovitá vzplanutí magnetarů vysvětluje. B. Abbott aj. využili aparatury pro gravitační vlny LIGO k hledání případného signálu od tohoto magnetaru při dalším výbuchu koncem března 2006, ale neuspěli.
N. Rea aj. dále uvedli, že fyzikálně patří do jediné třídy objektů magnetary (SGR), anomální rentgenové pulsary (AXP) i přechodné AXP (TAXP). Jejich společnou charakteristikou je rychlá (2 – 12 s) perioda rotace neutronové hvězdy, která se rychlým tempem brzdí a odpovídá tak indukci magnetického pole až 100 GT. Zatím je známo kolem 15 objektů těchto typů, ale jejich skutečný počet je určitě vyšší, protože pro vzácnost a krátkost jejich aktivity je zatím objevujeme jedině díky šťastným shodám okolností.
G. Vianello aj. uveřejnili souhrný katalog GRB sledovaných aparaturou IBIS na družici INTEGRAL od listopadu 2002 do září 2008. Družice zaznamenala celkem 56 GRB, z nichž asi polovina měla pozorovatelné optické dosvity. Rozložení energie vzplanutí v pásmu 200 – 20 keV bylo možné určit pro 43 GRB, ale většina jejich zářivé energie se vyskytovala v užším pásmu 190 – 35 keV. Naneštěstí jen vzácně (v 5 %) případů se podařilo změřit červené posuvy v optickém dosvitu a tím určit jejich vzdálenost od nás. F. Aharonian aj. se pokoušeli objevit pomocí aparatury HESS záření gama s energií >100 GeV u 22 GRB, jež vzplanuly v letech 2003-2007, ale ani v jednom případě neuspěli.
A. Klotz aj. zjistili, že robotický teleskop TAROT dokázal v letech 2001-2008 odhalit až u pětiny ohlášených GRB optické protějšky, které byly jasnější než R = 14 mag, a u více než poloviny GRB nalezli protějšky jasnější než 15,5 mag. Tyto poměrně příznivé výsledky jsou velmi cenné pro brzké zahájení multispektrálních pozorování, protože optická lokalizace je suverénně nejpřesnější.
Podobně F. Ferrero aj. uvedli, že družice Swift od svého vypuštění v listopadu 2004 do března 2009 zaznamenala přes 300 GRB s přesností polohy na <4′; v řadě případů dokonce s přesností kolem 1′. V 84 % případů se totiž podařilo lokalizace GRB pomocí rentgenové kamery XRT přímo na palubě družice. Díky tomu se u 72 % GRB podařilo najít optické nebo infračervené dosvity, případně i optické protějšky a ve 30 % případů tak určit vzdálenost GRB díky změřenému červenému posuvu spektrálních čar v dosvitu. Autoři začali pro detekci GRB používat nový integrální spektrograf u 3,5m teleskopu na Calar Alto ve Španělsku. Tím, že spektrograf má velké zorné pole, nečekají na poplach od družice Swift, ale snímkují vybraná pole na obloze. Tak se jim podařilo zaznamenat nezávisle GRB 060605 v poloze 2129-0602, který v oboru gama trval 20 s, ale optický teleskop UVOT na družici Swift viděl optický protějšek plných 6 h a kamera XRT pozorovala rentgenový dosvit po celých 24 h. Teleskop VLT ESO odhalil v dané poloze mateřskou galaxii R = 26,4 mag se z = 3,8 (vzdálenost 3,7 Gpc) a ze světelné křivky se podařilo určit vrcholový úhel usměrněného výtrysku 2,4° i počáteční Lorentzův faktor (250).
J. Greiner aj. pořídili pomocí VLT ESO infračervené i optické spektrum dosvitu GRB 080913 (poloha 0423-2508) s mimořádně vysokým červeným posuvem z – 6,7 (vzdálenost 3,9 Gpc). Světelná křivka dosvitu začala na 20 mag a skončila na 25 mag. Epizoda záření gama trvala jen 8 s a z extrapolace jasnosti optického protějšku vychází, že byl v té chvíli krátce viditelný očima jako objekt 5 mag. V. D'Elia aj. sledovali týž objekt spektrografem UVES VLT již 8,5 min po vlastním vzplanutí, kdy optický protějšek byl stále ještě 12 mag v pásmu R. V ultrafialovém a optickém spektru tam našli řadu absorpcí Fe II, které vycházely z oblastí vzdálených 2 – 6 kpc a dávají představu o struktuře interstelárního materiálu v mateřské galaxii. Další silné absorpce našli kolem červeného posuvu z ≈ 0,94, což je nejspíš mezilehlá galaxie ve vzdálenosti 2,3 Gpc od nás.
Titíž autoři nalezli vzápětí pomocí družice Fermi GRB 080916C v poloze 0759-5638 (Car), jenž v energetickém pásmu 10 keV - 10 GeV vyzářil během necelé minuty tolik energie jako 8 tisíc (!) supernov, což odpovídá anihilaci 5 M☉! Zatímco běžné GRB nevysílají měřitelné záření gama s energiemi >800 keV, v tomto případě přišly fotony v energetickém rozsahu neuvěřitelných 7 řádů. Navíc se ukázalo, že fotony nejvyšších energií dorazily na palubu družice o plných 16 sekund později, než fotony nejnižších energií, což by mohlo nasvědčovat tomu, že opravdu existuje prostoročasová "pěna" na stupnici dané Planckovým časem (≈10-43 s) a Planckovou délkou (10-35 m). Autoři dále zjistili, že superrelativistické částice se v usměrněných výtryscích pohybovaly rychlostí jen o desetitisícinu procenta menší než je rychlost světla, protože Lorentzův faktor v tomto případě dosáhl rekordní hodnoty >1090! Optický dosvit pozorovaly teleskopy v Chile (GROND MPI na La Silla a Gemini S) a 1,4m v Jižní Africe. Odtud se podařilo určit z = 4,35 (vzdálenost 3,8 Gpc). Infračervený dosvit ve filtrech J, H a K dosahoval ještě po jednom dnu od výbuchu hodnot <21 mag.
Nicméně tatáž družice Fermi pozorovala podle A. Abda aj. aparaturou LAT další GRB 090510 (z = 0,9), kde vzplanutí gama v pásmu energie 31 GeV nebylo měřitelně opožděno proti signálu na nejnižších energiích fotonů, což potvrzuje platnost Lorentzovy transformace i pro čas a délku jen nepatrně vyšší než jsou zmíněné hodnoty kvantové pěny. Jinými slovy je toto měření v silném rozporu s důsledky kvantové teorie gravitace.
S. Komissarov aj. upozornili na vysoké hodnoty Lorentzova faktoru (řádu 100) v ultrarelativistických výtryscích z GRB ve vzdálenosti <10 mil. km od kompaktní hvězdy. Z toho usuzují na významný vliv silných magnetických polí při urychlování elektricky nabitých částic ve zmíněných výtryscích. Tomu odpovídají jedinečná polarimetrická pozorování GRB 090102 uskutečněná I. Steelem aj. aparaturou RINGO 2m liverpoolského teleskopu na ostrově La Palma počínaje 161. sekundou po začátku vzplanutí gama, které samo trvalo plných 27 s. Naměřené hodnoty polarizace svědčí o emisi synchrotronového záření leptonů v uspořádaných magnetických polích v okolí kompaktního objektu. Potřebnou energii získávají leptony Blandfordovým-Znajekovým mechanismem vytažení gravitační energie rotující černé díry pomocí magnetického pole v akrečním disku kolem díry.
P. Kumar a R. Barniol usoudili na základě skutečnosti, že družice Fermi je schopna sledovat energetické záření GRB v tak širokém rozsahu energií, že ve skutečnosti se v těchto zdrojích uplatňuje současně více mechanismů urychlování protonů. Protony s energiemi >100 MeV se urychlují ve vnější rázové vlně díky synchrotronovému záření, zatímco nízkoenergetické protony vznikají v rázově stlačeném magnetickém poli o původní indukci 2nT v cirkumstelárním prostoru. Výskyt magnetických polí v okolí zdroje GRB je totiž nutným předpokladem k pochopení existence následujících optických dosvitů těchto zdrojů.
N. Kuinovi aj. se podařilo získat pomocí kamery UVOT družice Swift zatím nejčasnější ultrafialové spektrum pro GRB 081203A pouhých 251 s po vzplanutí, kdy v pásmu U dosáhl optický protějšek 13,4 mag. Odtud se podařilo určit červený posuv z = 2,05, tj. vzdálenost zdroje od nás 3,2 Gpc.
Neúnavná družice Swift se postarala o objev dosud nejvzdálenějšího GRB 090423 (Leo; poloha 0956+1809) s červeným posuvem z = 8,26 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří vesmíru 625 mil. let po velkém třesku). N. Tanvir aj. nalezli pomocí UKIRT infračervený dosvit už 20 min po vlastním vzplanutí, protože hlavní autor dostává poplachové zprávy družice Swift přímo na svůj mobil a tak začal ihned operativně jednat: zburcoval obsluhy teleskopů UKIRT a Gemini-N na Havaji, ale také 2,2m MPI na La Silla, 3,6m TNG na La Palma a VLT ESO na Paranalu. I když GRB trval 12 s, bylo potřebí opravit toto trvání o relativistickou dilataci času, takže ve skutečnosti vzplanutí trvalo jen 1,3 s. Z údajů o vzdálenosti nepřímo vyplývá, že hvězdy I. generace (populace III) začaly vznikat nejpozději 370 mil. let po velkém třesku (z ≈ 12), ale možná ještě dříve už při z ≈ 20 (<200 mil. let po velkém třesku). Spektroskopické údaje o GRB 090423 potvrdili též R. Salvaterra aj., kteří objekt sledovali pomocí TNG ještě 14 h po vlastním vzplanutí.
Jak uvedl E. Berger, epochu objevů velkých červených posuvů zahájily v r. 1962 kvasary a dlouho to byly právě ony, kdo tabulku rekordních vzdáleností vedly. V r. 2000 se však podařilo objevit nejvzdálenější galaxii IOK-1 s červeným posuvem z = 7,0 (vzdálenost 3,96 Gpc; 780 mil. let po velkém třesku), zatímco kvasary to dotáhly "jen" na z = 6,4 (vzdálenost 3,92 Gpc; 870 mil. let po velkém třesku). Nyní se tedy do čela pelotonu propracovaly zábleskové zdroje záření gama, což se vzhledem k jejich až absurdně vysokému zářivému výkonu a usměrnění záření ve výtryscích dalo ostatně čekat.
P. D'Avanzo aj. našli pomocí VLT ESO několik hodin po vzplanutí optické dosvity a mateřské galaxie GRB 051227, 061006 a 071227. Ve všech případech se příslušné GRB nacházely uvnitř mateřských galaxií, ale mimo jejich centrum, což nasvědčuje tomu, že šlo vesměs o splynutí dvou kompaktních hvězd. Pokles optické jasnosti dosvitů byl prudší než pro rentgenovou světelnou křivku. Mateřské galaxie měly podobnou metalicitu jako Slunce a jevily se jako modré galaxie s intenzivní tvorbou hvězd.
Podobně J. Graham aj. získali světelnou křivku i spektrum optického dosvitu krátkého SGRB 070714B, Měření jasnosti započala ihned po vzplanutí GRB a pokračovala po celých 24 h. Světelná křivka jevila fázi plató v čase 5 – min po vzplanutí a pak klesala s 0,9. mocninou času. Autoři dokázali změřit červený posuv ve spektru mateřské galaxie (z = 0,92), odkud vyplývá vzdálenost GRB 2,25 Gpc, což je nový rekord pro vzdálenost SGRB a současně důkaz, že SGRB mohou vybuchovat i v mladém vesmíru. E. Ramirez-Ruiz a W. Lee soudí, že šlo o vznik magnetaru.
A. Corsiová a P. Mészáros připomněli, že díky promptním údajům družice Swift se podařilo zjistit, že rentgenový dosvit některých zábleskových zdrojů záření gama vykazuje fázi plató v čase od několika minut do několika málo hodin po vzplanutí GRB. Autoři soudí, že tato fáze souvisí se vznikem milisekundového magnetaru, jenž dodává energii do ohnivé koule vlastního GRB. Rodící se rychle rotující neutronová hvězda by se přitom měla brzdit výronem velkého množství gravitačního záření, takže po dobu trvání fáze plató by bylo možné pomocí citlivých detektorů toto záření dokonce zaznamenat III. generací gravitačních detektorů typu LIGO a VIRGO. Příkladem takového úkazu měl být GRB 060218, doprovázený výbuchem supernovy 2006aj.
Koncem r. 2009 ohlásili L. Antonelli aj., že GRB 090426 překonal rekord pro vzdálenost SGRB, neboť při trvání <2 s měl červený posuv z = 2,6 (vzdálenost 3,4 Gpc). Na snímku LBT se dokonce podařilo odhalit mateřskou galaxii, v níž ke vzplanutí gama došlo. Háček však spočívá v tom, že energetické spektrum úkazu i jeho světelná křivka v pásmu gama daleko lépe odpovídá LGRB.
S. Dado aj. se pokusili objasnit mechanismus záření krátkých (<2 s) GRB (SGRB), který je stále nejasný. Všeobecně se má za to, že jde o případy splynutí dvou kompaktních hvězd, které vybudí úzce směrované protilehlé výtrysky měkkého záření gama. Další možnosti jsou fázové přechody v některé kompaktní složce těsné dvojhvězdy, anebo akrece většího množství plynu na jednu ze složek. SGRB by tedy měly přednostně vznikat v hustých jádrech kulových hvězdokup, anebo i v mladých velmi hustých otevřených hvězdokupách, popřípadě v mladých pozůstatcích po supernovách, jež při výbuchu neztratily druhou složku těsné dvojhvězdy.
G. Ghirlanda aj. porovnali spektra a svítivosti 79 SGRB a LGRB pozorovaných aparaturou BATSE na družici Compton a zjistili, že v prvních 1 – 2 s po začátku vzplanutí mají oba typy prakticky shodná energetická spektra, což nasvědčuje tomu, že mechanismus vlastního výbuchu je týž; liší se pouze trváním úkazu. Tomu odpovídá i skutečnost, že špičkový výkon SGRB je vyšší než pro LGRB, ale celková vyzářená energie vzplanutí je u SGRB naopak nižší než u LGRB.
Naproti tomu D. Huja aj. tvrdí na základě srovnání průběhů 388 vzplanutí GRB z aparatur BATSE družice Compton a BAT družice Swift za období od listopadu 2004 do února 2009, že existují dokonce tři oddělené skupiny vzplanutí, tj. krátké (20 % úkazů), střední (10 %) a dlouhé (70 %). H. N. He aj. uvedli, že některé dlouhé GRB mají nápadně nízké svítivosti (např. GRB 980425, 031203 a 060218), což definuje další podskupinu třídy LGRB. Následně B. Zhang aj. se postarali o to, aby byl zmatek v klasifikaci SGRB a LGRB dovršen, neboť ukázali, že rekordně vzdálené GRB 080913 a 090423 vypadají sice po započtení vlivu dilatace času jak SGRB, ale jinak vykazují rysy LGRB!
Když už jsem natrefil na zmatky, tak se musím přiznat, že se jich podobně jako většina popularizátorů dopouštím také, když uvádím kosmologické vzdálenosti GRB, které jsou fakticky fiktivní, protože odpovídají času, který potřeboval signál k tomu, aby k nám od zdroje dorazil. Lze to ilustrovat na příkladu mimořádně jasného GRB 080319B s červeným posuvem z = 0,94, pro nějž uvádím vzdálenost 2,3 Gpc, ačkoliv objekt byl v době vyslání záblesku od nás vzdálen jen 1,6 Gpc, kdežto v přítomnosti je už vzdálen 3,25 Gpc. Nicméně tyto fiktivní vzdálenosti mají tu výhodu, že dávají vzájemně srovnatelnou představu o prostorovém rozložení objektů, i když přesně vzato jde jen o dobu, po kterou signál běžel k nám přepočtenou na "světelné parseky". Proto se této konvence budu přidržovat i nadále.
G. Sloan upozornil na skutečnost, že uhlíkové hvězdy v naší Galaxii mající metalicitu (příměs prvků od uhlíku výše) v průměru 25krát nižší než Slunce přispívají velmi vydatně k tvorbě uhlíkového prachu v mezihvězdném prostoru. Zrnka prachu mají rozměry srovnatelné s vlnovou délkou optického záření, takže vydatně rozptylují a pohlcují viditelné světlo - proto jsou mezihvězdná mračna v Mléčné dráze tak dobře "viditelná" i pouhým okem a optická extinkce v nich tam často dosahuje neuvěřitelných hodnot zeslabení přes 30 mag, tj. více než biliónkrát!
H. Gupta aj. využili 100m radioteleskopu GBT v Green Banku k objevu anionu C6H- ve směru ke 24 obřím molekulovým mračnům v naší Galaxii. Zatímco kationty v mračnech jsou pozorovány už dlouho (zejména CH+, HCO+ a N2H+), po aniontech se delší dobu marně pátralo, ačkoliv teorie naznačovala, že by se v mračnech vyskytovat měly. První anion teď tedy konečně nalezli hned ve všech sledovaných mračnech; jeho výskyt dosahuje 4 % zastoupení neutrální molekuly C6H.
A. Belloche aj. nalezli pomocí 30m radioteleskopu IRAM v pásmu milimetrových vln komplexní molekuly ethylformátu (C2H5OCHO) a n-propyl kyanidu (C3H7CN) v mezihvězdných mračnech s teplotami až 150 K. Týmž přístrojem objevili M. Beltrán aj. v horkém (>300 K) jádře molekulového mračna H 31.41+0.31 (vzdálenost 8 kpc) nejjednodušší monosacharid - glykolaldehyd (CH2OHCHO). Tyto molekuly vznikají na povrchu uhlíkových zrníček ve vzdálenostech do 10 kAU od prahvězd v mračnech. Objevy svědčí o překvapivě komplexní organické chemii teplejších částí galaktických mezihvězdných mračen.
Podle M. Lattelaise aj. jsou v mezihvězdném prostoru zastoupeny především ty izomery komplexních molekul, které mají nejnižší energii, takže jsou nejstabilnější. Platí to jak pro molekulová mračna a zejména jejich teplá jádra, tak i pro "kouřící" hvězdy asymptotické větve obrů, jež jsou obklopeny prachem uhlíkových a křemíkových zrnek. Dále C. Lee aj. zkoušeli v laboratorních podmínkách ozařovat napodobeninu mezihvězdného ledu (zmrzlá voda, methylamin a CO2) silným ultrafialovým zářením a ukázali, že tak vzniká nejmenší známá aminokyselina glycin, který považujeme za jednoho z tzv. prekursorů života. To prakticky znamená, že organická chemie začala ve vesmíru dávno předtím, než vznikla Země. Pokrok milimetrové a submilimetrové astronomie zvýšil počet identifikovaných molekul v mezihvězdném prostoru nad 150.
A. Bamba aj. zjistili díky družici Suzaku, že zdroj vysoce energetického záření gama HESS J1745-303 vyzařuje rentgenovou čáru železa, jež vzniká rozptylem záření gama v molekulovém mračnu přímo v centru Galaxie. Objev mračna tak pomáhá vysvětlit záhadu, kde se v centru Galaxie nachází stavební materiál pro tvorbu pozorovaných velmi mladých hvězd v těsné blízkosti černé veledíry. Podle F. Aharoniana aj. energetické spektrum zdroje dosahuje vrcholu pro energii fotonů 16 TeV a zdroj sám je dlouhodobě stabilní.
M. Reid aj. rozvinuli program soustavného trigonometrického měření vzdáleností obřích molekulových mračen pomocí radiointerferometrie VLBA. Využívají k tomu maserového záření methanolu. Podařilo se jim tak lokalizovat polohu mračen S 252 a G 232.6+1.0 vůči spirálním ramenům Galaxie. S 252 je od nás vzdáleno 2,1 kpc, takže patří do spirálního ramene v Perseovi, zatímco G 232 je vzdáleno 1,7 kpc, takže se nalézá mezi ramenem v Perseovi a ramenem v souhvězdích Lodního kýlu a Střelce. Dosud měřené kinematické vzdálenosti jsou soustavně přeceňovány vůči přesnějším trigonometrickým (paralaktické úhly přitom dosahují jen zlomků úhlové milivteřiny!). Nyní je už totiž zřejmé, že tato mračna nedosahují kruhové oběžné rychlosti kolem centra Galaxie; jejich oběžná rychlost je v průměru o 13 km/s nižší než kruhová, takže se po spirále pomalu blíží k centru Galaxie. Podle týchž autorů je známé obří molekulové mračno Sgr B2 (zlatý důl pro objevy mezihvězdných molekul) od nás vzdáleno 7,9 kpc, tj. nachází se o 130 pc před černou veledírou v centru Galaxie.
Další studie v témže programu uveřejnili Y. Xu aj., B. Zhang aj., A. Brunthaler aj., A. Sanna aj a J. Baba aj. Týkají se přibližně tuctu dalších obřích molekulových mračen ve vzdálenostech 2,3 – 5,9 kpc od nás a kromě čar methanolu využívali také maserových čar ethanolu. Všechna jimi změřená mračna obíhají kolem centra Galaxie dokonce v protisměru (retrográdně) a mají rovněž soustavně nižší než kruhové oběžné rychlosti, a to až o 30 km/s. Příčina těchto odchylek není příliš jasná; skupina A. Brunthalera se domnívá, že jde o gravitační poruchy od středové příčky naší Galaxie.
K tomu přibyla také studie G. Moellenbrocka aj. o vzdálenosti mračna IRAS 0042+55, založená na vodním maseru, jehož kinematická vzdálenost 4,6 kpc je zřejmě zcela chybná, protože trigonometrie dává vzdálenost (2,17 ±0,05) kpc. Odtud ovšem vyplývá, že citované rameno v Perseu nemá ani poloviční vzdálenost, než se dosud myslelo, čili spirální struktura Galaxie je mnohem více "utažená". Linova teorie vzniku spirálních ramen galaxií pomocí hustotních vln tak utrpěla další šrámy a většina odborníků se začíná přiklánět k modelům, založeným na hydrodynamických simulacích vzniku spirálních ramen jako přechodných, ale klidně též rekurentních rysů spirálních galaxií.
Autoři posledně citované práce uvádějí, že pomocí vodních maserů lze nyní měřit vzdálenosti molekulových mračen až do 10 kpc! I v této vzdálenosti dosahuje přesnost trigonometrických paralax ještě velmi přijatelných ±10 %. Zatímco až donedávna byly vzdálenosti rozplizlých mračen naprosto neurčité, objev mezihvězdných maserů a existence interferometrů VLBA způsobily, že v tuto chvíli trigonometrické určování vzdáleností mračen podstatně překonává svým dosahem současné možnosti optické trigonometrie hvězd: známá družice HIPPARCOS měla pro osamělé hvězdy dosah necelý 1 kpc a pozemní trigonometrie jen 50 pc.
T. Currie aj. pozorovali známou otevřenou hvězdokupu h Persei (stáří 14 mil. let) pomocí rentgenové družice Chandra. Objevili v ní přes 140 jasných rentgenových zdrojů se zářivým výkonem až 2.1030 W. Toto záření vysílají mladé hvězdy o hmotnostech 0,4 – 2,0 M☉ v prvních desítkách milionů let své existence. V téže době ve hvězdokupě mohou vznikat i terestrické planety, protože z měření infračervené družice SST vyplývá, že v ekosférách těchto hvězd je dostatek prachu. Prakticky to znamená, že podobně se nejspíš chovalo i mladé Slunce, čili i Země byla zpočátku dokonale sterilizována rentgenovým zářením, neboť žádná ochranná vrstva atmosféry tehdy ještě neexistovala.
S. Meibon aj. určili vzdálenost staré otevřené hvězdokupy NGC 188 (Cen) pomocí elementů v ní se nacházející zákrytové dvojhvězdy V 12 s oběžnou periodou 6,5 d. Dvojhvězda s kruhovou dráhou je současně dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou o shodných hmotnostech složek 1,1 M☉, poloměrů 1,4 R☉ i teplot 5,9 kK. Obdrželi tak nejenom správnou vzdálenost hvězdokupy 1,8 kpc, ale i rozumnou hodnotu jejího stáří 6,2 mld. let (starší odhady totiž dávaly alarmující stáří 15 mld. let!). Podobně postupovali K. Yakut aj. v případě další staré otevřené hvězdokupy M67 (=NGC 2682; Cnc), když v ní pozorovali světelné křivky pěti zákrytových dvojhvězd i dalších proměnných hvězd pomocí teleskopů o průměru 1,2 m a 1,5 m. Obdrželi tak spolehlivou hodnotu vzdálenosti hvězdokupy 860 pc a odtud i její stáří 4 mld. let.
W. Park aj. se zabývali sestrojením barevných diagramů pro 242 hvězdokup ve známé spirální galaxii typu Scd M33 (Tri; vzdálenost 900 kpc) Použili k tomu údajů z kamery WFPC2 HST a zhruba pro 100 hvězdokup tak dokázali odvodit jejich stáří. Nejstarší hvězdokupy se utvořily před 1 mld. let, nejvíce jich však vznikalo před 60 mil. let a nejmladší před necelými 10 mil. let.
F. van Leeuwen uveřejnil výsledky měření paralax a vlastních pohybů 20 otevřených hvězdokup, založených na důkladné revizi údajů z katalogu družice HIPPARCOS. Přesnost v určení paralax a tedy i vzdáleností stoupla proti údajům z původního katalogu 2,5krát a přesnost vlastních pohybů dokonce 4krát. Vůbec nejbližší otevřená hvězdokupa C 1222+263 (Com) se nalézá ve vzdálenosti 87 pc; nejvzdálenější spolehlivě trigonometricky určené vzdálenosti otevřených hvězdokup dosahují hodnot ≈500 pc. Stáří zkoumaných hvězdokup se pohybuje v rozmezí 100 – 1 000 mil. let. Stále však přetrvává problém s nekompatibilní vzdáleností známých Plejád. Zatímco z revize dat družice HIPPARCOS nyní vychází jejich vzdálenost 120 pc, přesná pozemní astrometrické měření dávají soustavně vzdálenosti >130 pc.
Jedničkou mezi kulovými hvězdokupami naší Galaxie je bezpochyby obří kulová hvězdokupa ω Centauri (=NGC 5139; vzdálenost 4,8 kpc), která je na jižní obloze snadno viditelná pouhým okem. Někdy se dokonce považuje za trpasličí galaxii, protože obsahuje více populací hvězd různého stáří a její hmotnost se odhaduje na 6 MM☉. Nyní se však ukazuje, že i další kulové hvězdokupy jsou tvořeny různě starými populacemi, jak zjistili J. Lee aj. a P. Ferraro aj. pro celkem 8 hvězdokup, mezi nimiž figuruje známé hvězdokupy Terzan 5 a M22. Populace se od sebe liší zastoupením těžších prvků, např. Ca nebo Fe. Podle J. Leeho aj. stojí za touto chemickou diferenciací supernovy, které při výbuchu obohacují stavební materiál další populace hvězd o "kovy".
A. Abdo aj. objevili pomocí družice Fermi silné záření gama s energiemi >200 MeV ve směru od galaktické "dvojky" - obří kulové hvězdokupy 47 Tucanae (5 mag; vzdálenost 5,1 kpc), které považují za souhrnné záření očekávaných ≈60 milisekundových pulsarů v této hvězdokupě. Naproti tomu se H. Anderhubovi aj. nepodařilo najít pomocí aparatury MAGIC takové záření pro známou kulovou hvězdokupu M13 (Her; 7,7 kpc), což přičítají nedostatečnému výskytu pulsarů v této hvězdokupě. Svou roli však může hrát i větší vzdálenost této hvězdokupy v porovnání s předešlou.
M. Niederste-Ostholt aj. se zabývali kulovou hvězdokupou Segue-1, objevenou teprve nedávno díky přehlídce SDSS. Jde přitom o jednu z největších kulových hvězdokup naší Galaxie s průměrem 60 pc, jež však vykazuje mimořádně nízkou svítivost (absolutní hvězdná velikost činí jen -3 mag). Autoři zjistili, že je od nás vzdálena plných 23 kpc v galaktické šířce 50°, takže vznikla v satelitní galaxii Sgr, která se právě v současné době rozplývá v Mléčné dráze.
C. Knigge aj. přinesli důkazy, že nezvykle hmotné modré hvězdy v kulových hvězdokupách, které by se v tak starých hvězdných soustavách už dávno neměly vyskytovat a jímž se říká "modří loudalové" (angl. blue stragglers), nevznikají ani v hustých centrech hvězdokup přímými srážkami (zachycením), ale že jde o výsledek mocného přenosu hmoty v soustavách těsných dvojhvězd. Je ovšem pravda, že k urychlení přenosu přispívají poruchy od okolních blízkých hvězd, zejména právě v jádrech hvězdokup. Nicméně F. Ferraro aj. zjistili na základě barevného diagramu ze snímků HST pro kulovou hvězdokupu M30 (=NGC 7099; 8,8 kpc), že v této soustavě se vyskytují modří loudalové z obou scénářů, tj. o něco více modřejší loudalové ze zachycení a následné srážky před >2 mld. let, ale také poněkud červenější modří loudalové z původních těsných dvojhvězd přenosem hmoty mezi složkami. R. Mathieu a A. Geller ukázali, že v již zmíněné staré otevřené hvězdokupě NGC 188 patří 16 z objevených 21 modrých loudalů do soustav dvojhvězd s oběžnou dobou řádově 1 tis. dnů. Ve všech případech rotují loudalové ve dvojhvězdách rychleji, než odpovídající generické hvězdy hlavní posloupnosti.
R. Badyopadhay aj. se zabývali záhadou, odkud se v jádře Galaxie bere anihilační čára 511 keV, která svědčí o tom, že tam vzniká velké množství pozitronů. Nyní se podařilo ukázat, že v jádře Galaxie se nacházejí tisíce zdrojů tvrdého rentgenového záření, což je zřejmě produkt interakce těsných dvojhvězd, kde dochází k akreci materiálu na kompaktní (degenerovanou) složku. To vede nutně k výtryskům energetického záření ve směru osy silného magnetického pole a tam jsou podmínky pro vzniku párů pozitron-elektron, které vzápětí anihilují.
S. Gillessen aj. pozorovali po dobu 16 let v blízkém infračerveném oboru spektra pomocí kamery SHARP na La Silla a kamery NACO s adaptivní optikou na VLT ESO pohyby hvězd v bezprostřední blízkosti černé veledíry uprostřed Galaxie. Pro 28 hvězd do úhlové vzdálenosti 1″ od veledíry tak získali polohy s přesností 3.10-4 obl. vteřiny a v případě hvězdy S2 už pozorování pokryla celou Keplerovu elipsu. Odtud vyplývá, že excentricita její dráhy dosahuje "kometární" hodnoty e = 0,88. (Infračervená pozorování mají tu výhodu, že v daném směru dosahuje extinkce jen 3 mag, kdežto v optickém oboru by hvězdy S nebyly vůbec viditelné, jelikož extinkce zde stoupá až na 30 mag.) Z těchto měření vyplynula jednak hmotnost černé veledíry (4,3 ±0,4) MM☉ a jednak vzdálenost veledíry od nás (8,3 ±0,5) kpc.
D. Merritt aj. zjistili, že dráhy hvězd S jsou v prostoru rozloženy náhodně, stejně jako orientace jejich rotačních os. Autoři to přičítají existenci intermediální černé díry ve vzdálenosti řádu 10 miliparseků od černé veledíry. Podle S. Doelemana se hvězdy S mohou přiblížit na svých protáhlých eliptických drahách až na pouhých 45 AU k černé veledíře (to odpovídá vzdálenosti vnitřního okraje Edgeworthova-Kuiperova pásu od Slunce). E. Griv se domnívá, že hvězdy S vznikly v centrálním disku Galaxie gravitačním rozpadem jeho plynné složky na zárodečné chuchvalce a následným zhroucením na prahvězdy. Od místa zrodu však hvězdy migrovaly směrem k černé veledíře, takže odtud lze odvodit horní hranici jejich dnešního stáří <10 mil. roků.
R. Schödel aj. změřili pomocí kamery NACO/CONICA VLT ESO vlastní pohyby více než 6 tis. hvězd do vzdálenosti 1 pc od centrálního rádiového zdroje Galaxie Sgr A*. Odtud dostali hmotnost černé veledíry jen 3,6 MM☉, ale současně zjistili, že v toru o vnitřním poloměru 0,4 pc a vnějším poloměru 1,0 pc, jenž veledíru obklopuje, se nachází rozptýlená hmota (hvězdy a mezihvězdná látka) o úhrnné hmotnosti 1 MM☉. Konečně F. Yusef-Zadeh aj. využili infračervených kamer a fotometru v pásmech 4,5 a 24 μm na SST k prozkoumání oblasti o poloměru 200 pc od centra Galaxie. Zjistili, že na sever od centra tam převažuje molekulový plyn, kdežto na jih od centra mladé hvězdy typu YSO (angl. Young Stellar Objects). Tempo tvorby hvězd je v celé oblasti stejně vysoké jako v bezprostřední blízkosti veledíry. S. Ramirezová aj. ukázala, že v kouli o poloměru 100 pc od centra Galaxie se nachází plných 10 % plynné složky celé Galaxie. V jádře Galaxie našla hvězdy staré jen 1 mil. let.
H. Falcke využili radiointerferometru VLBI v pásmu centimetrových a milimetrových vln ke sledování výtoku látky z bezprostřední blízkosti obzoru událostí černé veledíry. Okolí veledíry je pozoruhodně klidné, protože tempo ztráty hmoty nedosahuje ani 10-7 M☉/r. B. Balick a R. Brown zjistili pomocí radioteleskopu ATCA poblíž Narrabri v Austrálii, že v polovině srpna 2006 kolísala intenzita rádiového zdroje Sgr A* na vlně 3 mm až o pětinu během pouhých dvou hodin. To odpovídá minimálnímu tempu ztráty látky z okolí černé veledíry 10-9 M☉/r.
S. Doeleman aj. využili milimetrové radiointerferometrie VLBI ke studiu fyzikálních poměrů v úhlové vzdálenosti jen 10 obl. mikrovteřin, tj. pouhé 4 Schwarzschildovy poloměry (cca 50 mil. km) od veledíry. To dává zatím nejlepší podporu tvrzení, že kompaktní objekt v centru Galaxie je opravdu černá veledíra ve shodě s obecnou teorií relativity (a Hawking by už konečně mohl dostat Nobelovu cenu). A. Broderick aj. odhadli maximální hodnotu poloměru obzoru událostí galaktické veledíry na <30 obl. mikrovteřin a její spin a ≈ 0,9.
C. Francis a E. Anderson určili na základě přesných údajů o polohách a prostorových vlastních pohybech více než 20,5 tis. blízkých hvězd z katalogu družice HIPPARCOS polohu a pohyb místního těžiště v okolí Slunce vůči centru Galaxie. Dostali tak tři složky vektoru rychlostí po řadě 7,5; 13,5 a 6,8 km/s a gradient kruhové rychlosti v okolí Slunce v radiálním směru od centra Galaxie -9,3 km/s/kpc. Přestože jde o zatím nejlépe určené hodnoty, jejich přesnost není podle autorů nijak oslňující a tak se čeká až na družici Gaia, která by mohla potřebné hodnoty výrazně zlepšit. Údaje o místním těžišti jsou totiž klíčové pro všechny modely rozložení hmoty a kinematiky rychlostí v Galaxii a tedy pro určení celkové struktury naší hvězdné soustavy.
D. Majaess aj. využili k určení vzdálenosti Slunce od centra Galaxie poloh cefeid a obdrželi v závislosti na typu cefeid hodnoty v rozmezí 7,6 – 7,8 kpc. Pro poloměr galaktické výdutě (angl. bulge) obdrželi hodnotu 1,3 kpc a pro vzdálenost Slunce kolmo od hlavní roviny Galaxie 26 pc. Naproti tomu N. Matsunaga aj. odvodili pomocí infračervených měření rozložení proměnných typu Mira vzdálenost Slunce od středu Galaxie (8,2 ±0,5) kpc.
H. Morrisonová aj. zjistili, že v halu Galaxie se nacházejí skupiny hvězd s výstřednými drahami a odlišným směrem pohybu. To znamená že se v halu, které považujeme za nejstarší část Galaxie, vyskytují také hvězdy, které se tam dostaly mnohem později, nejspíš při kanibalizaci některých okolním satelitních galaxií. Vzápětí M. Revnitsev aj. dokázali pomocí studia rozložení horkého difuzního rentgenového záření v galaktickém hřebenu, jenž má v jaderné čáře Fe s energií 6,7 keV průměrnou teplotu 100 MK, že i v disku Galaxie se nachází alespoň 470 diskrétních zdrojů - bílých trpaslíků a hvězd s aktivními korónami. Autoři zjistili, že tyto objekty se nalézají ve dvojhvězdách, takže od svých průvodců přibírají hmotu a dosahují přitom rentgenového zářivého výkonu řádu až 1025 W. Souhrnný výkon těchto diskrétních zdrojů, které se při nižším rozlišení předešlé generace družice jevilo jako difuzní, dosahuje dokonce 1036 W, čili je srovnatelné s optickým zářivým výkonem Galaxie.
H. Peters ukázal, že hvězdy v galaktickém halu, které se vyznačují vysokými (únikovými) prostorovými rychlostmi, pocházejí buď z galaktického disku nebo dokonce přímo z centra Galaxie. To však je na první pohled nemožné, protože stáří těchto hvězd na tak dlouhou cestu z centra do hala prostě nestačí. Peters se však domnívá, že zmíněné objekty "omládly", jelikož původně patřily k tzv. modrým loudalům, tj. hvězdám, které se v hustém prostředí centra a disku setkávaly a splývaly s jinými hvězdami a tím jakoby omládly. Autor ve své práci zveřejnil seznam minimálně 15 velmi rychlých hvězd, jejichž hmotnosti se pohybují v intervalu 5,5 – 22 M☉, tj. v intervalu stáří 8 – 79 mil. roků, kdežto jejich dnešní poloha v halu dává jejich minimální stáří 23 – 272 mil. let. Autor však našel tři možné vývojové scénáře pro zmíněné hmotné hvězdy, z nichž každý prodlužuje jejich životnost až na čtyřnásobek, čímž lze zmíněný dlouhodobě neřešený rozpor elegantně vysvělit.
W. Huang aj. upozornili na nezvyklou polohu rychlé modré (sp. B) hvězdy HD 69686, která může být nanejvýš 73 mil. let stará, a přesto se nalézá ve vzdálenosti 12 kpc od centra Galaxie a současně 1,8 kpc od hlavní roviny Galaxie, tj. v gal. šířce +23°. Jelikož její pekuliární rychlost dosahuje 190 km/s a v témže směru se v různých vzdálenostech od nás nalézá ještě 12 dalších hvězd s podobnou kinematikou drah, lze podle autorů považovat celou tuto soupravu hvězd za pozůstatek kanibalizované cizí galaxie, anebo za hvězdy, které se zrodily v tzv. vysokorychlostních mračnech (HVC), padajících zvenčí do roviny Galaxie.
S prvním vysvětlením souhlasí M. Abadi aj., kteří ukázali, že velké množství hvězd s vysokými prostorovými rychlostmi se nachází ve směru k souhvězdí Lva a jejich stáří se pohybuje v mezích 100 – 200 mil. let. Ve vzdálenosti 50 kpc od centra Galaxie je úniková rychlost 600 km/s, takže tak vysoké rychlosti zmíněné hvězdy ani zdaleka nedosahují. Proto se autoři domnívají, že rychlé hvězdy vznikají při průchodu trpasličí galaxie v těsné blízkosti jádra Galaxie, kde vinou silných slapů se některé hvězdy cizí galaxie působením slapových sil od své mateřské galaxie utrhnou a vytvoří chvost prchajících hvězd, jenž se dostane až do galaktického hala.
M. Reid aj. pokračovali v soustavném trigonometrickém proměřování paralax spirálních ramen Galaxie pomocí radiové interferometrie VLBA. Dostali tak pomocí přesných měření poloh a vzdáleností 18 obřích molekulových mračen kruhovou oběžnou rychlost pro okolí Slunce (254 ±16) km/s, která je o 15 % vyšší, než dosud přijímaná hodnota 220 km/s. Kruhová rychlost se s rostoucí vzdáleností od centra Galaxie jen velmi mírně zvyšuje. V tomto modelu je pak Slunce vzdáleno od centra (8,4 ±0,6) kpc. Rotační křivka v závislosti na vzdálenosti od centra Galaxie se tak výrazně sblížila s průběhem obdobné křivky pro galaxii M31 v Andromedě a hmotnost naší Galaxie stoupla proti dosavadním odhadům na dvojnásobek. Je tedy prakticky shodná s hmotností galaxie M31. To také znamená, že ke stabilitě obou soustav přispívá výrazně skrytá látka (angl. dark matter). Podle G. Shattowové a A. Loeba má vyšší rotační rychlost místního těžiště zajímavý důsledek pro vztah Velkého Magellanova mračna k naší Galaxii. Dosud se zdálo, že tato nejbližší sousední galaxie není k naší Galaxii gravitačně vázána, ale nyní je zřejmé, že platí opak.
Dátum poslednej zmeny: 26. októbra 2011