Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 14. februára 2015
O. Kargaltsev aj. zjistili pomocí družic Chandra a Newton, že v rentgenovém spektru obyčejného rádiového pulsaru J1740+1000 (impulsní perioda 0,15 s; brzdění rotace relativním tempem 2.10-14; energie vyzářená díky brzdění 2.1028 W; vzdálenost ≈1,3 kpc; stáří 100 tis. let) se vyskytují absorpční čáry v energetickém pásmu 550 – 650 eV, což dává možnost prozkoumat fyzikální poměry v okolí neutronové hvězdy. Především se tak podařilo naměřit prudký gradient elektrického pole v těsném okolí neutronové hvězdy řádu až PeV (!) a dále vysokou indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 200 MT. Odtud plyne, že v této oblasti probíhá intenzivní urychlování částic kosmického záření, vznik párů pozitron-elektron a vysoce energetického záření gama. Samotnou existenci absorpcí ve spojitém rentgenovém spektru neutronové hvězdy autoři vysvětlují analogií s van Allenovými radiačními pásy u Země, přirozeně s nesrovnatelně silnějším a komplikovanějším magnetický polem.
F. Camilo aj. objevili rádiový protějšek energetického pulsaru J0230+3641 v gal. šířce -1,4° nalezeného už dříve družici Fermi v pásmu měkkého záření gama. Jeho impulsní perioda 0,2 s se sekulárně prodlužuje, z čehož vyplývá zářivý výkon uvolněný brzděním 3.1027 W a jeho stáří 0,5 mil. roků. Autoři tak odhadli indukci magnetického pole na povrchu rotující neutronové hvězdy na 100 MT. Z velké disperse rádiových signálů vyplývá vzdálenost v rozsahu 1,5 – 3 kpc. Nový rádiový pulsar se tedy podobá známému pulsaru Geminga (0634+1746; vzdálenost 250 pc; stáří 300 tis.let); je však zřejmě starší a proto jeho zářivý výkon v pásmu gama představuje jen 1 % zářivého výkonu Gemingy. Na druhé straně je Geminga sice pozorovatelná opticky (25,5 mag), ale nikoliv rádiově. Současně to však svědčí o vynikající citlivosti aparatur na družici Fermi, která umožnila takový objekt objevit.
Neméně pozoruhodný je další objev F. Camila aj. rádiového pulsaru J1841-0500 (gal. šířka -0,03°) objeveného šťastnou náhodou během soustavného sledování magnetaru J1841-045 australským 64m radioteleskopem v Parkesu na frekvenci 3 GHz. Nový pulsar má impulsní periodu 0,9 s, stáří 400 tis. let a vyniká svou nespolehlivostí. Po prvním roce sledování totiž zmizel, aby se znovu objevil o 1,6 roku později. Profil pulsu se ani po té dlouhé pauze nezměnil; přechodný pulsar však udivuje rekordní dispersí rádiového signálu proměřenou v intervalu 9 – GHz neuvěřitelných 532 pc/cm3. Odtud vyplývá vzdálenost 7 kpc. Ze sekulárního brzdění periody lze odhadnout indukci magnetického dipólu neutronové hvězdy na 600 MT. Jeho rádiový tok ovšem dlouhodobě kolísá minimálně v rozsahu 0,2 – 5,4 mJy, podobně jako u dříve objeveného pulsaru B1931+24, jenž má ovšem podstatně kratší intervaly rádiové viditelnosti a neviditelnosti řádu dnů až desítek dnů. V době viditelnosti se brzdí o něco rychleji, než v době neviditelnosti, z čehož vyplývá, že jev souvisí se změnou indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy. Tyto případy poukazují na to, že řada pulsarů s tak výraznou časovou proměnností rádiového toku nutně uniká pozornosti.
A. Deller aj. však uspěli, když se jim zdařilo určit velmi přesnou hodnotu vzdálenosti přechodného binárního milisekundového pulsaru J1023+0038 s impulsní periodou 1,7 ms (588 obrátek/s !) pomocí interkontinentálního rádiového interferometru VLBA. Z trigonometrické paralaxy odvodili vzdálenost 1,37 kpc, prostorový pohyb rychlostí 126 km/s a dále hmotnost neutronové hvězdy (1,7 ±0,16) M☉. Oběžná perioda binárního pulsaru činí 4,75 h.
J. Khargaria aj. studovali milisekundový pulsar J1903+0327 objevený v r. 2006 J. Cordesem aj. pomocí radioteleskopu v Arecibu. Pulsar se vyznačuje extrémně vysokou hmotností 1,67 M☉ a impulsní periodou 2,5 ms. Autoři potvrdili, že jeho průvodcem je hvězda hlavní posloupnosti sp. třídy F5 – G0 o hmotnosti 1,1 M☉ rotující obvodovou rychlostí 66 km/s a obíhající kolem pulsaru ve výstředné (e = 0,44) dráze v periodě 95 dnů. Zatímco binární pulsary mají obvykle za průvodce bílého trpaslíka neřkuli neutronovou hvězdu, výskyt průvodce na hlavní posloupnosti v tak výstředné dráze a nízké rotační rychlosti je fakticky záhadný, protože není jednoduché vysvětlit, kde se vzal. S. Zwart aj. tvrdí, že šlo původně o hierarchickou trojhvězdu, skládající se z velmi hmotné (9 – 13 M☉) složky těsné dvojhvězdy, jejíž průvodce o hmotnosti 0,8 – 2 M☉ kolem ní obíhal v periodě <1,0 d ve vzdálenosti ≈15 mil. km. Třetí složka o hmotnosti <2 M☉ kolem těžiště těsné dvojhvězdy obíhala ve vzdálenosti >40 mil. km. Pomocí numerických simulací dokázali, že méně hmotná složka těsné dvojhvězdy byla nakonec ze soustavy vymrštěna a vzdálená třetí složka se u pozůstatku po supernově (pulsaru) udržela za cenu velmi výstředné dráhy.
Podle R. Bretona aj. pravým darem z radioastronomického nebe se stává dvojitý pulsar J0737-3039A/B (Pup; oběžná doba 2,4 h; vzdálenost ≈600 pc). Jde o zatím jediný případ, kdy kolem sebe obíhají dva rádiové pulsary, pochopitelně s rozdílnými impulsními periodami. Pulsar A (1,34 M☉) je recyklovaný (roztočený na vysoké obrátky dlouhodobým jednosměrným dodáváním plynu z druhé složky B [1,25 M☉] ve fázi obra, kdy vyplňovala svůj Rocheův lalok dříve, než se zhroutila a vybuchla jako supernova). Proto má velmi krátkou impulsní periodu 23 ms, zatímco složka B rotuje v důstojné periodě 2,8 s. Následkem toho vykazuje složka A o tři řády silnější hvězdný vítr než složka B. Současně jde o těsnou dvojhvězdu s daleko nejvýraznějšími pozorovatelnými efekty obecné teorie relativity, shodou okolností s přesnými hodinami na obou složkách, a s 30s zákryty vyvolanými pohlcováním rádiového toku složky A v magnetosféře složky B. Autoři studovali průběh zákrytů pomocí obřího 100m radioteleskopu GBT v Green Banku v Záp. Virginii v širokém rozsahu frekvencí 0,325 – 1,950 GHz a tak určili i rozsah magnetosféry složky B, jež je dvakrát menší, než se čekalo.
Slibný první výsledek rozsáhlé přehlídky PALFA (Pulsar Arecibo L-band Feed Array) popsali J. Deneva aj., když objevili dva milsekundové pulsary J1955+2527 a J1949+3106. První z nich má impulsní periodu 4,9 ms a druhý 13,1 ms. Druhý z nich je navíc binární a ze čtyřletého měření tzv. Shapirova zpoždění (4. relativistický efekt, vyvolaný zpomalením rychlosti elektromagnetické vlny v silném gravitačním poli poblíž bílého trpaslíka - průvodce pulsaru) se podařilo jednak určit hmotnost neutronové hvězdy/pulsaru (1,5 +0,4 -0,3) M☉ i hmotnost průvodce 0,85 M☉. Oběžná rovina se sklonem 80° nutně podléhá relativistické precesi a stáčení periastra, takže z delších měření bude možné zpřesnit údaje o hmotnostech složek a testovat tak s vysokou přesností efekty obecné teorie relativity. Přehlídka PALFA začala u 305m radioteleskopu v Arecibu v r. 2006. Radioteleskop systematicky prohledává na frekvencích 1,2 – 1,5 GHz okolí hlavní roviny Galaxie až do galaktických šířek ±5° a ve dvou segmentech galaktických délek 32 – 77° a 168 – 214°. Cílem je nalézt dosud nepozorované milisekundové pulsary. Do r. 2011 se jich tak podařilo nalézt už 15. Očekává se, že při skončení přehlídky však jejich počet vzroste na více než stovku.
Neméně zajímavě se vyvíjí identifikace milisekundových pulsarů v pásmu měkkého záření gama 0,1 – 100 GeV díky širokoúhlému detektoru LAT na družici Fermi. Zatímco až dosud družice sledovala milisekundové pulsary objevené pomocí radioteleskopů, takže redukční program dat z aparatury LAT už zahrnoval jejich impulsní periody, nyní se ukázalo, že citlivost a časové rozlišení samotných údajů LAT může stačit na odhalení pulsarů u předtím neidentifikovaných bodových zdrojů záření gama.
První takový úspěch zaznamenali autoři programu Fermi LAT právě v r. 2012, kdy H. Pletsch aj. identifikovali binární milisekundový pulsar J1311-3430 s impulsní periodou 2,6 ms (391 Hz). Velmi jasný zdroj záření gama nalezla aparatura EGRET družice Compton už v r. 1994, ale předešlé pokusy ho identifikovat s některým typem známých objektů selhaly. Z dat družice Fermi autoři navíc zjistili, že nový pulsar má průvodce, s nímž obíhá kolem společného těžiště po kruhové dráze o poloměru >3 mil. km v extrémně krátké periodě 93 min. Jde tedy o nejtěsnější dosud známý milisekundový binární pulsar. Zářivý výkon z brzdění rotace pulsaru dosahuje 5.1027 W a charakteristické stáří soustavy téměř 2 mld. let. Odtud vyplývá současná hodnota indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 20 kT. Je zřejmé, že pulsar se roztočil na vysoké obrátky díky dlouhodobému jednosměrnému přenosu hmoty z blízkého průvodce, který už je docela otrhán, neboť jeho současnou hmotnost odhadli na pouhé 1 % M☉ (!), ačkoliv jeho původní hmotnost mohla dosahovat 2 M☉.
N. Degenaar aj. sledovali nejrychleji rotující (518 Hz; tj. rotační perioda 1,9 ms) rentgenový milisekundový pulsar J1749.4-2807, objevený družicí Swift v červnu 2006. Měření družice Newton stanovilo klidový zářivý výkon pulsaru v pásmu 0,5 – 10 keV na 1026 W za předpokladu, že je pulsar od nás vzdálen <6,7 kpc a leží tedy před centrem Galaxie ve směru k nám. Naproti tomu v pásmu měkkého záření gama (0,01 – 100 keV) vydává v klidu výkon <2.1026 W. Pulsar se roztáčel na vyšší obrátky svým průvodcem, který mu posílal přes Lagrangeův bod hmotu; je tedy dosud členem těsné dvojhvězdy. Jeho průvodce sp. třídy (K-G V) má díky zmíněnému přenosu hmotnost <0,6 M☉ a obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě necelých 9 h.
C. Germana aj. pozorovali během pouhých dvou nocí v říjnu 2008 optickou světelnou křivku pulsaru v Krabí mlhovině (Tau; B0531+21; SNR 1054; rotační perioda 0,034 s; vzdálenost 2 kpc) pomocí kvantového detektoru Aqueye u 1,8m Kopernikova reflektoru observatoře na hoře Cima Ekar (1 370 m) v severní Itálii. Obdrželi tak periodu pulsaru s rekordní přesností ±1,7 ps a také její relativní zpomalování 3,7.10-13 s chybou ±1,6 promile. Optické maximum hlavního pulsu předchází maximum rádiového pulsu o 230 μs.
Podle C. Hobbse aj. se měření impulsních period pulsarů po čím dál delší časové intervaly zlepšilo natolik, že může sloužit jako nezávislá časová základna pro fyzikální měření. Obří 64m radioteleskop v australském Parkesu provozuje časovou základnu PTA (Pulsar Timing Array) s přesností, která konkuruje mezinárodnímu atomovému času (TAI) udržovanému baterii atomových hodin, jak je vidět z podobného průběhu odchylek od ideálního času TT (Terrestrial Time). Neutronové hvězdy v pulsarech jsou totiž téměř dokonalé setrvačníky, jejichž brzdění je minimální a lze je zpětně dobře ošetřit právě proto, že pulsarů s dlouhodobými časovými měřeními a různým brzděním je už opravdu hodně. Autoři proto soudí, že v dohledné budoucnosti překoná základna PTA svou dlouhodobou stálostí i systém TAI a poslouží tak možná i k nepřímému objevu gravitačních vln procházejících Zemí.
R. Abbasi aj. v rámci projektu Ice Cube podrobně analyzovali údaje o vysoce energetických mionových neutrinech, které by mohly být vyzářeny z pulsaru v Krabí mlhovině během silné erupce rentgenového a měkkého záření gama 3 – 100 keV kolem 10. září 2010. Nenašli však žádný signál mionových neutrin, a to ani během 375 dnů sledování neutrinového toku, takže tím jsou již vyloučeny optimistické scénáře o produkci neutrin z tohoto nejznámějšího pozůstatku po supernově.
R. Boehler aj. ohlásili na základě pozorování družice Fermi, že k dalšímu vzplanutí v Krabu došlo 9. 4. 2011, kdy se pulsar v pásmu záření gama (>100 MeV) zjasnil na dvojnásobek klidové hodnoty během 8 h a posléze dosáhl maxima 30x vyššího (pro energii 375 MeV) než má v klidu. Celá epizoda zjasnění trvala 9 dnů. Svazek záření gama byl relativisticky usměrněn do úzkého kužele, který šťastnou shodou okolností směřoval téměř přímo k Zemi. Šlo již o čtvrté vzplanutí gama od r. 2007; zatím nejjasnější.
Podobně J. Aleksic aj. využili dvou mozaikových zrcadel (průměr 17 m; základna 85 m) aparatury MAGIC na ostrově La Palma ke stereoskopickému sledování pulsaru v Krabí mlhovině po dobu 73 h souhrnného expozičního času. Našli tak signály hlavního pulsu i interpulsu ve spektrálním pásmu záření gama 50 – 400 GeV, přičemž intenzita v interpulsu představovala 54 % energie v hlavním pulsu. Vysoce energetické záření gama vzniká v okolí pulsaru inverzním Comptonovým rozptylem (srážkami relativistických elektronů s fotony, které tím získávají energie v pásmu tvrdého záření gama).
Jak však uvedli F. Aharonian aj., vysílá pulsar v Krabu silný chladný ultrarelativistický vítr pozitronů a elektronů z povrchu světelného válce, v němž se korotační rychlost rovná rychlosti světla, čili jde o přeměnu kinetické energie částic na záření gama. K přeměně dochází v úzké válcové zóně vně zmíněného světelného válce ve vzdálenosti 20 – 50násobku jeho poloměru. Lorentzův faktor zde dosahuje přízračných hodnot řádu 106! Nejde však o trvalý úkaz, ale o krátké epizody, jako byla již zmíněná erupce z 10. 9. 2010. Podobně se chovají i jiné milisekundové pulsary, což se projevuje obloukovou rázovou vlnou před pulsarem ve směru jeho prostorového pohybu vůči okolnímu mezihvězdnému prostředí naší Galaxie.
T. Tauris ukázali, že určování stáří milisekundových pulsarů z tempa brzdění jejich rotace bývá systematicky chybné. Nebral se totiž v úvahu fakt, že zatímco zpočátku se rotace silně magnetické neutronové hvězdy urychluje díky jednosměrnému přetoku hmoty z jejího průvodce (hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti ≈1 M☉ přes Lagrangeův bod L1 v těsné dvojhvězdě, později, když se průvodce hroutí na bílého trpaslíka a odpoutává se tak od Rocheovy meze, přenáší se na pulsar moment brzdící, který rotaci neutronové hvězdy zpomaluje. Může za to rozpínající se magnetosféra neutronové hvězdy. Zatímco mladé rotující neutronové hvězdy vysílají především rentgenové záření a jejich průměrná rotační perioda činí jen 3,5 ms, tak následné recyklované rádiové milisekundové pulsary mají rotační periody v rozmezí 1,4 – 20 ms. Epocha proudění plazmatu z průvodce na neutronovou hvězdu bývá velmi dlouhá (≈ 1 mld. roků), ale poslední pětina této doby probíhá během odpoutání průvodce od Rocheovy meze a jeho proměnu na bílého trpaslíka. Tehdy začíná ono magnetické brzdění rádiového pulsaru. Výsledkem je, že charakteristické stáří pulsarů, odvozované z jejich současného brzdění rotace soustavně převyšuje stáří odvozené z vychládání průvodce - bílého trpaslíka, což byla dosud velká záhada.
J. Tomsick aj. sledovali obloukovou rázovou vlnu pozůstatku po supernově MSH 11-61A jednak pomocí rentgenové družice Chandra, ale též radioteleskopem v Parkesu. Příslušný rentgenový pulsar pozorovala také družice INTEGRAL (ESA) v pásmu měkkého záření gama 20 – 100 keV. Oblouková vlna vzniká v důsledku nadzvukové prostorové rychlosti pulsaru vůči mezihvězdnému prostředí a obvykle jde o přímý následek výbuchu supernovy ve dvojhvězdě, kdy se pulsar "utrhne z gravitačního řetězu" druhé složky. Naneštěstí vzdálenost pozůstatku po supernově není známa příliš přesně (8 – 11 kpc) a rentgenový pulsar nemá svůj rádiový protějšek. Proto je i měření jeho lineárního vlastního pohybu nejisté. Kdybychom brali dosavadní měření změn polohy pulsaru za bernou minci, tak by šlo o rekordní rychlost (2,4 – 2,9 tis. km/s) pro dosud známé pulsary.
A. Abramowski aj. odhalili obloukovou rázovou vlnu u prvního extragalaktického milisekundového pulsaru J0537-6910 ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost 48 kpc). Využili k tomu obřího Čerenkovova teleskopu H.E.S.S. v Namibii, když příslušný pulsar sledovali po celkovou expoziční dobu 46 h v letech 2004-2009. Obdrželi tak rozdělení energie v rázové vlně v oboru záření gama 0,6 – 12 TeV. Příslušná supernova o hmotnosti 15 M☉ vybuchla před 4 tis. lety. Zásobu energie uložené při výbuchu ve vznikajících párech pozitron-elektron, jejichž anihilací dochází k emisi záření gama, odhadli na 4.1042 J (podobnou energii ve všech oborech spektra vyzáří Slunce za ≈300 mil. let). Táž skupina autorů využila teleskopu H.E.S.S. k objevu další rázové vlny u pulsaru J1303-6305. Vlnu lze pozorovat v pásmu 0,1 – 7 TeV.
Dvojhvězdy, které září výhradně v pásmu záření gama, jsou celkem pochopitelně vzácné, protože jejich složky musí mít extrémní fyzikální charakteristiky. Jednou z mála takových dvojhvězd objevila před časem aparatura LAT na družici Fermi (1FGL J1018-5856). Jak uvedl I. Mirabel, vzápětí však objekt identifikovala družice Swift také v pásmu rentgenového a UV záření. Odtud plyne, že primární složka patří k horkým hvězdám sp. třídy O6 V o hmotnosti >20 M☉ a jeho průvodcem je neutronová hvězda (pulsar?), jež kolem ní obíhá v periodě necelých 17 d. Vzdálenost soustavy se odhaduje zhruba na 5 kpc, což dává v energetickém pásmu <10 GeV úhrnný zářivý výkon 8.1028 W. Soustava je dokonce i slabým rádiovým zdrojem pozorovatelným na frekvencích (5,5 a 9) GHz, avšak její rádiový tok silné kolísá v čase. Z obou složek soustavy vychází bipolární relativistický hvězdný vítr dále urychlovaný silným magnetickým polem neutronové hvězdy. Tak se fotony záření UV vysílané z rané složky dvojhvězdy urychlují na fotony záření gama a hvězda dokonce musí vysílat i energetická neutrina. Družice Fermi již odhalila v naší Galaxii na 1,4 tis. bodových zdrojů záření gama, ale jelikož přesnost v určení poloh zdrojů dosahuje řádu obloukových minut, bude jejich identifikace časově velmi náročná.
M. Reidovi aj. se podařilo zlepšit radiointerferometricky (VLBA) určovanou vzdálenost prototypu rentgenových dvojhvězd Cyg X-1 na 1,86 kpc. Měření dále podle J. Orosze aj. potvrdila, že oběžná doba složek dvojhvězdy (modrý obr o hmotnosti 19 M☉ a poloměru 16 R☉ a černá díra o hmotnosti 15 M☉ a poloměru 45 km) činí 5,600 0 d a objekty kolem sebe obíhají po nepatrně výstředné dráze (e = 0,02) skloněné k zornému paprsku pod úhlem 27° (při pohledu od Země ve směru pohybu hodinových ručiček). A. Fabian aj. využili údajů z japonské družice Suzaku pracující v energetickém pásmu 0,9 – 400 keV ke stanovení hodnoty spinu a = 0,97 příslušné černé díry, což je téměř na horní hranici možné rychlosti rotace. Z měření dále vyplývá, že akreční disk obepínající černou díru leží ve vzdálenosti 2 Rg od centra černé díry, kde Rg je gravitační poloměr černé díry.
C. Wilkinsonová-Hodgeová aj. zveřejnili statistiku zdrojů pozorovaných družicí Fermi v pásmu měkkého záření gama (100 – 500 keV). Pro přesnou polohu zdrojů užili metody zakrývání zdrojů Zemí, která pro družici obíhající ve výšce 555 km představuje kruhový terč o úhlovém průměru 135°, takže 30 % oblohy je pro pozorování zakryto. Zorné pole detektorů Fermi dosahuje 30°, takže během jednoho oběhu Země postupně vidí 85 % oblohy a celá obloha se zobrazí aspoň jednou za 26 dnů. Za tři roky se autorům zdařilo rozlišit 209 energetických zdrojů. Z celkového počtu 209 samostatných zdrojů se podařilo zatím identifikovat necelou polovinu s astronomickými objekty v jiných oborech elektromagnetického záření, z toho nejvíce (31) rentgenových dvojhvězd s hmotným průvodcem (HMXB); dále následovaly těsné dvojhvězdy obsahující černou díru a galaxie s aktivnímmi jádry (AGN), shodně se 12 identifikacemi. Mezi nejjasnější zdroje na obloze patří v tomto spektrálním oboru Krabí mlhovina a naše Slunce.
Nejjasnějšími objekty pro družici Fermi je kromě již zmíněné Krabí mlhoviny také pozůstatek po supernově W44 (Aql) starý asi 20 tis. roků ve vzdálenosti 3,0 kpc, dále pak symbiotická rekurentní nova a dvojhvězda V407 Cyg složená z bílého trpaslíka a červeného obra o poloměru 500 R☉ ve vzdálenosti 2,8 kpc. Následuje binární milisekundový pulsar PSR J0101-6422 (Tuc; vzdálenost 0,55 kpc) s impulsní periodou 2,6 ms, jehož průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,2 M☉, obíhající kolem neutronové hvězdy ve vzdálenosti 0,5 mil. km. Pátým nejjasnějším zdrojem vzadu je pak objekt 2FGKL J0395+5410 (Cam) neznámé povahy v rovině Galaxie. Extragalaktickým objektům vévodí jádro rádiogalaxie Cen A (NGC 5128; vzdálenost 3,7 Mpc) s černou veledírou o hmotnosti 50 mil. M☉; po něm jádra galaxií M31 (And; 770 kpc); M82 (UMa; 3,7 Mpc) s překotnou tvorbou hvězd; blazar PKS 0537-286 (Leo; 3,5 Gpc!) a záhadný objekt 2FGL J1305+1152.
A. Moretti aj. se naopak zabývali otázkou, jaké nejslabší zdroje rentgenového záření jsme dnes schopni odlišit od šumu pozadí. Věnovali se přitom pásmu energií 1,5 – 7,0 keV, v němž pracuje jednak družice Chandra, ale také novější družice Swift vyzbrojená kamerou s velmi nízkým šumem XRT. Pro porovnání využili hlubokého pole družice Chandra CDF-S, kde dosáhli expozice 46 dnů a přitom objevili novou galaxii s aktivním jádrem (AGN). CDF-S má v každé čtvereční obloukové minutě průměrné 4 diskrétní zdroje. To, co je slabší, se pak v pozadí ztratí.
A. Lutovinov aj. využili v letech 2009-2011 kavkazského 6m teleskopu BTA a tureckého 1,5m teleskopu RTT v Antalii ke hledání optických protějšků zdrojů tvrdého záření rentgenového a gama, jež byly objeveny družicemi INTEGRAL a Swift. Z 6 identifikací patří 5 extragalaktickým objektům, především Seyertovým galaxiím s emisními čarami a poslední pak rentgenové dvojhvězdě IGR J1815-1052 a zároveň kataklyzmické proměnné v naší Galaxii.
M. Zamfir aj. odvodili z fyzikálních parametrů rentgenových výbuchů ve dvojhvězdě GS 1826-24 horní meze pro poloměr degenerované složky - neutronové hvězdy (9,0 – 13,2 km) a její hmotnost (1,2 – 1,7 M☉). Citovaná rozpětí údajů jsou ovlivněna nejistotou v určení vzdálenosti dvojhvězdy <4,0 – 5,5 kpc. Podobně V. Bhalerao aj. využili zákrytových rentgenových dvojhvězd v galaxii M33 (Tri; vzdálenost ≈800 kpc) ke stanovení dolních (0,9 – 1,3 M☉) a horních (1,97 ±0,04 M☉) mezí pro hmotnosti příslušných neutronových hvězd. Jejich optické protějšky patří k raným velmi hmotným (11 – 14 M☉) podobřím hvězdám sp. třídy rané B.
D. Cseh aj. objevili pomocí anténní soustavy VLA (Socorro, N. M.) rádiovou mlhovinu kolem extrémně jasného rentgenového zdroje ULX-1 v blízké spirální galaxii IC342 (Cam; vzdálenost 3,3 Mpc). Celková zásoba energie mlhoviny viditelné opticky dosahuje 6.1045 J, ale na rádiovou mlhovinu připadá stále úctyhodná hodnota 9.1043 J. Odtud vyplývá, že v centru mlhoviny se nalézá velmi hmotná černá díra s hmotností <1 kM☉.
M. Nowak aj. využili japonské družice Suzaku měřící v energetickém pásmu 0,3 – 600 keV k podrobnému sledování bodového rentgenového objektu 4U 1957+11 (V1408 Aql), který je evidentně akreující hvězdnou černou dírou vysoko v halu Galaxie ve vzdálenosti >10 kpc. Vysoká teplota zdroje svědčí o extrémně vysokém spinu a>0,9 černé díry za předpokladu, že hmotnost černé díry je blízká teoretické spodní mezi 3 M☉. Pokud je její hmotnost vyšší a/nebo její vzdálenost více přesahuje 10 kpc, pak musí být její spin velmi blízko horní mezi (a = 1), takže skoro určitě jde o nejrychleji rotující černou díru, kterou známe.
J. Li aj. pozorovali vzplanutí přechodného rentgenového zdroje IGR J1817-1621 na přelomu února a března 2012 pomocí družic INTEGRAL a Swift. Ve tvrdém rentgenovém pásmu 3 – 40 keV byl zdroj v té době velmi jasný a stabilní. V měkkém rentgenovém oboru 0,2 keV naproti tomu vykazoval pulsace s amplitudou 22 % v periodě 12 s. Autoři tak usoudili, že jde o rentgenovou dvojhvězdu s velmi silným magnetický polem na povrchu neutronové hvězdy 240 MT.
A. Kingová aj. se soustředili na přechodný rentgenový bodový zdroj IGR J1709-3624 v srpnu 2011; v období, kdy se přechodný zdroj už koncem ledna téhož roku probudil k životu a byl tedy v tzv. vysokém stavu. Sledovali jeho spektrální i světelnou křivku v rentgenovém oboru pomocí družice Chandra. Hned další den se do pozorování zapojila také zmodernizovaná obří anténní soustava EVLA v Socorru, N.M., která je proti původní aparatuře VLA až 20x citlivější, má vyšší rozlišovací schopnost 0,2″ a širší frekvenční rozsah 1 – 50 GHz (vlnové délky 300 – 6 mm). Z měření rentgenové spektrální čáry Fe XXV odvodili, že z akrečního disku rotujícího kolem hvězdné černé díry uniká vítr rychlostí >9 tis. km/s, cože je dosud nejvyšší pozorovaná hodnota pro akreční disk hvězdné černé díry. To znamená, že z disku se jen 5 % hmoty podaří na černou díru nakonec spadnout, kdežto naprostá většina disku se postupně rozptýlí do okolního prostoru.
Souběžná rádiová pozorování EVLA na frekvenci 8,4 GHz (36 mm) však neukázala žádnou rádiovou aktivitu, kdežto když je rentgenový zdroj vypnutý, je okolí černé díry viditelné pomocí klasických protilehlých klasických rádiových výtrysků. Jinými slovy, rentgenové vzplanutí potlačuje rádiové výtrysky a výtrysky potlačují rentgenová vzplanutí disku. Proto jde o přechodný rentgenový zdroj, jemuž materiál do disku dodává patrně druhá nedegenerovaná složka těsné dvojhvězdy.
P. Hadrava a J. Čechura ukázali, že v rentgenových dvojhvězdách s přenosem plynu od hvězdného průvodce ke hvězdné černé díře způsobí Coriolisova síla zaostření přetékajícího plynu do podoby plynového chvostu za kompaktní složkou. Hvězdný vítr tak soupeří s přetokem materiálu proudícího do akrečního disku kolem černé díry o to, který mechanismus bude pro průvodce černé díry ničivější.
R. Narayan a J. McClintock zjistili z pozorování rádiového záření (frekvence 5 GHz; vlnová délka 60 mm) přechodných balistických výtrysků z okolí černých děr v rentgenových dvojhvězdách, že rádiový tok koreluje s velikostí spinu hvězdné černé díry, popř. s druhou mocninou úhlové rychlosti na horizontu černé díry. To považují za důkaz, že výtrysky získávají energii z brzdění spinu, jak navrhli R. Penrose již v r. 1969 a podrobněji R. Blandford a R. Znajek v r. 1977. Tito autoři ukázali, že silné magnetické pole v okolí černé díry je relativisticky strháváno prostoročasem Kerrovy rotující černé díry. Autoři tak spočítali spiny a černých děr v pěti rentgenových dvojhvězdách - magnetarech. Nejnižší spin a = 0,12 má černá díra rentgenové Novy Mon 1975 (A 0620-00) a nejvyšší 0,975 dostali pro dvojhvězdu GRS 1915+105 (V1487 Aql; vzdálenost 11 kpc), jejíž mimořádně hmotná černá díra (10 – 18 M☉) víří tempem 1150 obrátek/s!
L. Kreidbergová aj. se zabývali funkcí hmotnosti hvězdných černých děr, která podle všeho začíná až u 5 M☉ a směrem k vyšším hmotnostem plynule roste k maximu pro hodnotu 8 M☉, načež se četnost začíná snižovat; od hodnoty 10 M☉ velmi strmě dolů.
Ačkoliv se může zdát, že zábleskové zdroje záření gama objevené již v r. 1973 jsou v zásadě vysvětleny, dokázal objev vzplanutí Sw1644+57, že překvapení stále nejsou vyloučena. Neúnavná družice Swift je totiž sledovala od 28. 3. 2011 v pásmu 10 keV po dobu celého měsíce v anonymní galaxii v souhvězdí Draka vzdálené od nás 1,2 Gpc! Podle E. Quataerta a D. Kasena existuje více možných, ale nepotvrzených variant, o jaký úkaz vlastně šlo. Jelikož poloha zdroje je shodná s těžištěm galaxie, nabízí se možnost, že šlo o vzplanutí živené pádem hmotné hvězdy do černé veledíry o hmotnosti 1 – 10 M☉. Může však také jít o velmi svítivou supernovu, tj. výbuch silně magnetické hmotné hvězdy, anebo o dvojhvězdu složenou z hvězdné černé díry a červeného veleobra, který kolem ní obíhá a předává ji svou hmotu po dobu několika měsíců. Všemi těmito způsoby lze uvolnit energii řádu 1032 J a dosáhnout zářivého výkonu až 1039 W, což tento jedinečný úkaz dokáže fyzikálně objasnit.
Podobně se podařilo objevit pomocí téže družice v pásmu 15 – 50 keV krátký 0,3s GRB 080910 objektu LS I +61°303 (vzdálenost 2 kpc), což je podivuhodná dvojhvězda tvořená složkou sp. třídy O nebo B a magnetarem. Dvojhvězda s oběžnou periodou 26,5 dne je zdrojem TeV záření gama, které patrně pochází z větru pulsaru interagujícího s větrem hvězdy rané spektrální třídy. Podle D. Torrese aj. jde o první magnetar, který je složkou dvojhvězdy, v němž obě složky obíhají kolem společného těžiště s výstředností 0,6. Když je magnetar v apastru, vysílá záření v pásmu TeV, které však vymizí v periastru dráhy. Autoři to vysvětlují tím, že v apastru magnetar rotuje klasicky kolem pevně definované osy, kdežto v periastru se rotační osa dostane do vývrtky.
O další překvapení se postaral GRB 110709B, pozorovaný nezávisle aparaturami BAT (Swift) a Konus (WIND). Jak uvedli B. Zhang aj., vzplanutí GRB v poloze 1058-2327 se totiž opakovalo po 11min přestávce! Pokaždé šlo o dlouhé vzplanutí gama doprovázené i erupcí v pásmu měkkého záření gama a průběhy obou světelných křivek byly shodné. Snaha najít optický protějšek nebo dosvit v příslušné poloze zcela selhala. Celý úkaz se tak stal zatím nerozluštěnou záhadou.
Možným klíčem k řešení by však mohl být rozbor dvou do jisté míry podobných případů, o nichž pojednali A. Penacchionni aj. Jde o GRB 090618 (vzdálenost 1,6 Gpc) a GRB 101023, kde byla pozorována rovněž dvě vzplanutí z téhož směru. Světelné křivky v obou případech se až neuvěřitelně přesně podobají. První epizoda trvala asi 45 s a druhá navzájem různě dlouho. Tvary křivek se však výrazně liší. První má jedno hladké nepříliš vysoké maximum v polovině epizody a plynulý pokles. Druhá epizoda vykazuje v obou případech rychlý náběh k vysokému maximu, po němž křivka klesá, ale na sestupné větvi jsou další výrazná zjasnění. U prvního GRB trvala 2. epizoda více než 100 s, kdežto u druhého GRB jen 45 s. Ve druhém případě neznáme vzdálenost GRB, protože dosvit nebyl pozorován. Nepřímo však autoři odhadli jeho vzdálenost na 2,3 Gpc.
Autoři soudí, že jsme svědky gravitačního zhroucení jádra velmi hmotné hvězdy (1. epizoda) a následně vzniku hvězdné černé díry - tedy klasického dlouhého GRB (2. epizoda). Jak uvedli L. Izzo aj., interpretaci GRB 090618 napomohla okolnost, že průběh úkazu sledovalo 5 různých družic a řada pozemních dalekohledů, takže se podařilo poprvé podrobně zdokumentovat jednotlivé fáze celého procesu gravitačního hroucení hmotného objektu. Autoři odhadli, že jádro předchůdce GRB mělo hmotnost 3 – 8 M☉ a výbuchem supernovy vznikající neutronová hvězda dosáhla hmotnosti 1,8 – 2,1 M☉, což je možné jen při její rychlé rotaci, která se však rychle zbrzdila a tak se tato "protočerná díra" brzy definitivně zhroutila na černou díru.
M. Axelsson aj. uveřejnili základní údaje o energetice GRB 110721A v poloze 2213-39, jenž byl sledován oběma aparaturami družice Fermi po dobu 24 s. V pásmu 15 MeV dosáhlo vzplanutí gama rekordní energie pro dosud pozorované GRB. ale navíc se zde objevila i tepelná složka o teplotě 800 MK (!); tato špička však trvala jen několik sekund. Předešlý rekord dosáhl maxima pro energii jen 5 MeV. Nejenergetičtější foton 6 GeV dorazil 4,5 s po začátku úkazu. Autoři ukázali, že tento případ nelze objasnit pouze standardním synchrotronovým zářením, ale že navíc se zde projevila i fotosféra objektu zářící tepelně.
L. Piotrowski aj. se vrátili k případu zatím opticky nejjasnějšího GRB 080319B, jehož optický protějšek dosáhl vizuální hvězdné velikosti 5,9 mag. Díky přehlídce "Pi of the Sky" našli totiž archivní data příslušné oblasti oblohy, která byla pořízena 20 minut před vzplanutím gama. V té době nebyl na stejném místě oblohy žádný optický zdroj jasnější než 12 mag.
Podle E. L. Floce aj. jsme měli velké štěstí při vzplanutí dlouhého GRB 980425 v blízké (36,5 Mpc) trpasličí galaxii typu SBc ESO0184-G82. GRB vzplanul asi 900 pc od centra galaxie v oblasti H II s vysokou koncentrací hmotných mladých hvězd třídy WR. Tuto oblast totiž prozkoumal Spitzerův kosmický teleskop pracující v pásmu 5 – 160 μm a tak se podařilo ukázat, že nejvíce zářivé energie (75 %) zmíněné oblasti pochází ze středního infračerveného pásma 25 – 30 μm, kdežto na optické pásmo B připadá jen 5 % hodnoty pro celou galaxii. To znamená, že oblast hvězd WR vydává v v celém infračerveném pásmu až po vlnovou délku 1 mm zářivý výkon 100 ML☉. O tento úžasný výkon se postaraly hmotné hvězdy mladší než 5 mil. let.
E. Levesqueová aj. se věnovali pozorování mateřské galaxie LGRB 120422A v poloze J0907+1401 vzdálené od nás 1,0 Gpc. Využili k tomu 6,5m Magellanova teleskopu na Las Campanas v Chile. Galaxie má nízkou metalicitu v porovnání s naší Galaxií a objekt LGRB vzplanul ve vzdálenosti 8 kpc od jejího centra. Vzplanutí trvalo jen 5 s a bylo relativně podsvítivé; doprovázel ho však vzápěti výbuch supernovy 2012bz třídy Ic.
E. Nakar a R. Sari ukázali, že v rázových vlnách vzniklých při gigantických výbuších supernov Ia je uložena cenná informace o probíhajících fyzikálních mechanismech, protože průvodním jevem relativistických rychlostí částic je výrazné záření gama. Z energie, teploty a trvání rázové vlny se dá spočítat jak lineární rozměr rázové vlny, tak i Lorentzův faktor, jenž charakterizuje stupeň relativistického pohybu částic. Navíc vzápětí po výronu záření gama přichází i rentgenový záblesk. Autoři zjistili, že různé dramatické úkazy (supernovy Ia, Ib, Ic, IIn a slabé i silné GRB) mají společnou příčinu v akreci velkého množství hmoty na degenerované jádro hvězdy, následný gravitační kolaps a pak gigantický výbuch. Lze tím např. vysvětlit, proč výbuchu supernovy 2002ap třídy Ib/c (galaxie M74; Psc; vzdálenost 10 Mpc), jež v maximu dosáhla absolutní hvězdné velikosti "jen" -17 mag, předcházel nepozorovatelně slabý GRB.
R. Lu aj. si povšimli díky velké statistice GRB z aparatury BAT družice Swift, že rozevření vrcholového úhlu pro GRB závisí na vzdálenosti objektu od nás, čímž vzniká výběrový efekt, protože čím užší je tento úhel, tím nižší je pravděpodobnost, že v dané vzdálenosti GRB vůbec spatříme. Problém však spočívá v tom, že příčinou jevu může být kosmologický vývoj GRB, anebo instrumentální efekt. Autoři zjistili, že kosmologický vývoj GRB roli nehraje, takže jde o efekt instrumentální, což znamená, že podceňujeme počet velmi vzdálených GRB v porovnání se skutečností. Průměrný plný vrcholový úhel rozevření výtrysku pro blízké GRB činí 6° a tomu odpovídá zářivý výkon v maximu 5.1042 W. Odtud také plyne, že jen 0,6 % supernov třídy Ib/c v lokálním vesmíru může být doprovázena jevem GRB, protože ve většině případů výtrysky nemíří k Zemi.
J. Abadie aj. z projektu LIGO uvedli, že vůbec nejbližší GRB 051103, který vzplanul v galaxii M81 (UMa; vzdálenost 3,6 Mpc) nebyl doprovázen měřitelným signálem gravitačních vln (v pásmu frekvencí 40 Hz - 3 kHz) ve zmíněné aparatuře. To znamená, že nemohlo jít o splynutí dvou degenerovaných hvězd, zejména pak těsného páru neutronová hvězda - černá díra, ale téměř jistě ani dvou neutronových hvězd. Autoři tak dovozují, že fakticky nešlo o klasické GRB, ale o dosud nejvzdálenější pozorovaný magnetar (SGR - Soft-Gamma Repeater nebo AXP - Anomalous X-Ray Pulsar) uvolňující energii přepojením siločar extrémně silného magnetického pole o indukci ≈100 GT.
S. Tendulkar aj. využili adaptivní optiky Keckova 10m teleskopu ke sledování vlastních pohybů magnetarů SGR 1806-20 (výbuchy v r. 1979 a 2004; vzdálenost ≈9 kpc) a SGR 1900+14 (výbuchy v r. 1979 a 1998; vzdálenost ≈12,5 kpc) během pěti let pozorování. První z nich se pohybuje rychlostí 350 km/s a druhý 130 km/s. Vektory rychlostí směřují pryč od kup hmotných hvězd. Rotační periody neutronových hvězd činí po řadě 7,6 s a 5.2 s. Předchůdci obou magnetarů měli počáteční hmotnosti po řadě 48 a 17 M☉ a vybuchli jako supernovy před 320, resp. 6 tis. lety.
N. Gehrels a P. Mészaros shrnuli významné údaje o jevu GRB v přehledové studii, v níž uvedli, že většina klasických GRB trvá méně než 100 s a uvolněná energie vzplanutí dosahuje řádu >1044 J, takže zářivé výkony z velmi nepatrného prostoru dosahují až milionnásobku maxima zářivého výkonu supernov! První statisticky významné údaje o GRB poskytly družice Compton (NASA) a Beppo SAX (Itálie-Holandsko) v letech 1990-2003. Tak se podařilo rozlišit dvě třídy GRB: krátké v trvání do 2,0 s a dlouhé, lišící se mechanismem, jak vzplanutí vzniká. Rovněž se podařilo zjistit, že vzplanutí jsou silně usměrněna relativistickými a magnetickými efekty do úzkých protilehlých svazků s vrcholovými úhly kolem 5°. To svědčí o vysokých Lorentzových faktorech ≈300, kdy rychlosti pohybu částic v usměrněných výtryscích jsou jen o zlomek promile nižší než rychlost světla ve vakuu.
První éra družic pro měkké záření gama připravila půdu pro konstrukci speciálních družic II. generace, především Swift (2004) a Fermi (2008). Swift dokáže během několika sekund předat přibližné údaje prostřednictvím internetu zhruba 50 pozemním robotickým dalekohledům. Tím se podstatně zvyšuje počet GRB s pozorovaným optickým protějškem nebo dosvitem, což umožňuje určit spolehlivě vzdálenost objektů. Před érou Swiftu se podařilo určit z červeného posuvu vzdálenosti jen 40 GRB, kdežto na jaře 2012 jejich počet překročil 200. Rozsah červených posuvů z je obrovský (0,0085 – 8,2), čemuž odpovídají vzdálenosti 0,036 – 4,0 Gpc.
Prakticky to znamená, že pozorujeme unikátní kosmické majáky, které mají kvůli mimořádným zářivým výkonům velkou cenu pro kosmologii. Tak např. galaxie vzdálené 3,8 Gpc mají v nejlepším případě optickou jasnost kolem 28 mag, ale stejně vzdálený GRB se vyznačuje optickým protějškem kolem 18 mag, takže ho zachytí i malý robotický dalekohled. Další výhodou je, že optické spektrum GRB je spojité bez čar, takže optický protějšek se výborně hodí jako světlomet, který krátce ozáří strukturu vesmíru podél celého zorného paprsku. Během jediné sekundy vyzařují GRB o rozměru zdroje sotva desítky kilometrů v maximu energii odpovídají anihilaci 1 M☉ podle známé Einsteinovy rovnice!
Do dubna 2012 se podařilo zaznamenat již skoro 670 GRB a v poslední době jich ročně přibývá kolem 90. Krátké SGRB nemají však téměř nikdy rentgenový dosvit, zatímco dlouhé LGRB ho mají téměř vždy. I když u SGRB známe vzdálenosti - a tedy i zářivé výkony - jen u 15 případů z dosud známých 65, nejsou tyto jevy nikdy provázeny výbuchem supernovy, takže lze říci, že jejich výsledkem je vždy černá díra. Proto se soudí, že SGRB patrně vznikají splynutím těsného páru dvojice neutronových hvězd, popřípadě kombinace černá díra - neutronová hvězda. Naproti tomu je již téměř jisté, že LGRB jsou dokladem gravitačního zhroucení velmi hmotných osamělých hvězd - kolapsarů - na rychle rotující hmotné hvězdné černé díry. Díky družici Fermi víme, že z těchto objektů přicházejí se zpožděním osamělé fotony energetického záření gama o energiích GeV. Navzdory výraznému pokroku ve statistice i kvalitě pozorování jde však stále o hraniční obor astrofyziky s celou řadou nevyřešených záhad, protože GRB představují unikátní fyzikálné laboratoře, v nichž bleskurychle probíhají fyzikální děje, které nelze napodobit nejen na Zemi, ale pro vysokou nebezpečnost ani v okruhu do tisíce světelných roků od Sluneční soustavy.
Nepochybně nejúžasnější astronomickou laboratoří v naší Galaxii přímo předurčenou pro studium vzniku hvězd z mezihvězdné látky je nádherná mlhovina Carina (NGC 3372; vzdálenost 2,3 kpc) v souhvězdí Lodního kýlu na jižní polokouli. Její divukrásné barevné snímky pořízené jak HST, tak obřími širokoúhlými pozemními teleskopy berou opravdu dech. M. Salatino aj. nyní proměřili spektrální závislost jejího zářivého toku od daleké infračervené oblasti spektra až po rádiové vlny. V tomto pásmu září převážně chladný mezihvězdný prach o Planckově teplotě 34,5 K. Ten dává souhrnně vysoký infračervený zářivý výkon mlhoviny 7 mil. L☉. Odtud vyplývá úhrnná hmotnost stavebního materiálu pro vznik hvězd 9,5 tis. M☉! Ostatně v mlhovině bylo dosud rozpoznáno přes 60 mladých hmotných hvězd sp. třídy O, které patří ke hvězdám populace I (II. generace, dvakrát obohacené příměsemi prvků těžších než He). V mlhovině nacházíme jak prachové pilíře ("sloupy stvoření"), tak zárodky hvězd v podobě temných globulí, ale i protoplanetární disky kolem hvězd a velmi hmotné a svítivé modré proměnné nadhvězdy typu éta Car.
T. Preibisch aj. využili Herschelova infračerveného kosmického teleskopu (ESA), jenž pracoval v daleké infračervené oblasti spektra, k podrobnému zmapování teplotního pole v mlhovině Carina. Zatímco v centru mlhoviny dosahuje teplota prachu 40 K, směrem k periférii klesá pod 20 K. V centrální oblasti mlhoviny o průměru 1° (lineární průměr ≈45 pc) se nacházejí prachová mračna o hmotnosti ≈650 tis. M☉ a 890 tis. M☉ plynu, v němž 3/4 hmoty tvoří atomy a zbytek molekuly. Tvorba hvězd v mlhovině probíhá už několik milionů let a dosud zbývá prostavět ještě materiál o hmotnosti 10 tis. M☉.
A. Abramowski aj. nalezli ve spirálním ramenu Galaxie, jež prochází souhvězdím Lodního kýlu vysoce energetické záření gama pomocí Čerenkovova teleskopu H.E.S.S. v Namibii. Plošný zdroj H J1018-589 zřejmě souvisí s pozůstatkem po supernově SNR G284.3-1.8, nebo s dvojhvězdou objevenou družicí Fermi (1FGL J1048.6-5856), popř. vysoce energetickým pulsarem J1016-5857. Tytéž objekty pozorovala i rentgenová družice Newton a známá vysokoenergetická družice Swift. Souběh pozorování umožnil rozlišit bodový netepelný zdroj v centru SNR s difúzním prodloužením ke zmíněnému pulsaru. Celý komplex je od nás vzdálen 2,9 kpc.
P. Caselliová aj. prozkoumali díky teleskopu Herschel molekulové mračno Lynds 1544 (Tau), které obsahuje gigantické množství vodního ledu, jehož rozpuštěním by se dalo naplnit vodou 3 mil. pozemských oceánů. Ještě větším překvapením v mračnu je však výskyt dalších 2 mil. pozemských oceánů vodní páry. Již v r. 1994 předpověděli D. Pfenniger aj. že molekulová mračna jsou oteplována kosmickým zářením, takže více svítí, a nyní se zdá, že právě proto se ve zmíněném mračnu část vodního ledu stačila vypařit. Měření z Herschela rovněž odhalilo, že mračno se smršťuje díky gravitaci a v budoucnu se tak stane kolébkou nových hvězd.
M. Long aj. nalezli v údajích o jasnostech kvasarů z přehlídky SDSS anomálie v jejich rozložení v oblasti o úhlovém rozměru ±15° poblíž severního okraje obřích bublin záření gama sahající do vysokých galaktických šířek a objevených v r. 2010 družicí Fermi. E. Giraud se domnívá, že za tuto anomálii může gigantické obří molekulové mračno na severní periférii galaktického hala, které je osvětlováno kosmickým zářením. Giraud odhadl jeho rozměry na 9 x 9 x 7 kpc3, vzdálenost od galaktické roviny 20 kpc a úhrnnou hmotnost na 30 mld. M☉. Mračno by se mělo skládat z bloků o rozměrech 30 pc a hmotnostech 500 tis. M☉. Takový komplex složený převážně ze studených molekul H2 by mohl být účinnou gravitační čočkou zesilující ve zmíněném směru jasnosti vzdálených kvasarů o 0,2 mag v porovnání s ostatním směry na obloze.
Významnou složkou mezihvězdné látky jsou sloučeniny uhlíku zvané polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH - Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Výpočty potřebné pro identifikaci jejich infračervených spekter jsou přirozeně velmi obtížné, protože jde o molekuly s vysokým počtem uhlíkových atomů. Nesnadného úkolu se ujali A. Riccaová aj. a propočítali tak spektra PAH, které obsahují až 384 (!) uhlíkových atomů. Zjistili tak, že PAH se symetrickou strukturou jsou dlouhodobě stabilní a právě ty se daří v interstelárním prostoru postupně identifikovat.
W. Clarkson aj. proměřovali vlastní pohyby hvězd v mladé hvězdokupě Arches (Oblouky), která se nalézá pouhých 26 pc od centra naší Galaxie a vznikla teprve před 2 mil. lety. Měření poloh hvězd za pomocí laserové adaptivní optiky umožnilo zpřesnit jejich vlastní pohyby zhruba pětkrát proti dosavadnímu stavu. Jde o velmi bohatou kupu, která do vzdálenosti 1 pc od svého těžiště obsahuje hmotu 15 tis. M☉; z toho na již existující hvězdy připadá 9 tis. M☉. Kupa se pohybuje vůči okolnímu pozadí prostorovou rychlostí 170 km/s.
J. Strader aj. hledali pomocí nedávno zmodernizované anténní soustavy VLA (radioteleskop K. G. Janského) v Socorru, N.M. důkazy o existenci hypotetických IMBH, jež by se na základě počítačových simulací mohly nacházet v těžištích kulových hvězdokup M15 (Peg; vzdálenost 10 kpc; hmotnost 0,6 MM☉; stáří 12,0 Gr), M19 (Oph; 9 kpc; 1,1 MM☉; 11,9 Gr) a M22 (Sgr; 3,3 kpc; 2,9 MM☉; ≈12 Gr). Radioteleskop pracoval na frekvenci 6 GHz (50 mm) a jeho citlivost dosahovala 2 μJy. Navzdory těmto špičkovým parametrům nenašli v těžištích hvězdokup žádné stopy po IMBH s horními mezemi hmotností >360 – 980 M☉. K témuž závěru pro hvězdokupu M15 dospěli pomocí měření radiointerferometrem VLBI na frekvenci 1,6 GHz (187 mm) F. Kirsten a W. Vlemmings, kteří dostali horní mez hmotnosti pro IMBH <500 M☉. To znamená, že patrně v kulových hvězdokupách nevznikají IMBH s hmotnostmi >1 kM☉, anebo existují IMBH s hmotnostmi >0,1 – <1 kM☉, které se vyznačují zanedbatelnou mírou další akrece hmoty ze svého okolí.
J. Strader aj. však upřesnili v další práci, že v kulové hvězdokupě M22 (NGC 6656) našli ve vzdálenostech 0,4 pc, resp. 0,25 pc od jejího těžiště dva rádiové zdroje, které mají ve svém nitru hvězdné černé díry o hmotnostech 10 – 20 M☉. Jejich rádiový zářivý výkon na frekvenci 8 GHz (37 mm) dosahuje totiž hodnot až 600 EW, ale rentgenový zářivý výkon v pásmu energií 3 – 9 keV je určitě nižší než 200 ZW. Autoři také odhadli, že celkový počet hvězdných černých děr v této hvězdokupě může dosáhnout až stovky.
I. Jang aj. využili archivních snímků HST hal blízkých galaxií M81 a M82 (UMa, vzdálenost ≈3,6 Mpc) k objevu dvou kulových hvězdokup, které jsou tak daleko od obou galaxií, že nemají ani žádné slapově deformované okraje. Od nejbližšího hala galaxie M81 jsou vzdáleny minimálně 400 kpc a ještě více od M82. Jejich absolutní hvězdné velikosti -10,5 mag a -9,3 mag nasvědčují tomu, že jde o mimořádně hmotné hvězdokupy s dobře definovanou větví obrů. Metalicita hvězd je více než o 2 řády nižší než u Slunce, což svědčí o stáří obou soustavou ≈14 mld. let, tj. obě takto osamělé soustavy vznikly poměrně brzo po velkém třesku a od centrálních galaxií tohoto subsystému se docela rychle vzdalují tempem 200 km/s. Celý subsystém M81/M82 má hmotnost 4 TM☉, z toho M81 je dvakrát hmotnější než M82. Úhrnná hmotnost všech složek subsystému dosahuje téměř 4/5 hmotnosti naší Místní soustavy galaxií.
F. Ferraro aj. určovali relativní stáří kulových hvězdokup z jejich dynamiky a četnosti výskytu hvězdných loudalů (blue stragglers). Z dynamiky vyplývá, že nejhmotnější hvězdy ve hvězdokupě mají tendenci postupně sklouznout do těžiště hvězdokupy, což zvyšuje pravděpodobnost vzniku modrých loudalů splynutím dvou hvězd. Následkem toho mohou mít i absolutně stejně staré hvězdokupy různou strukturu. Autoři tak rozlišili ve zkoumaných 21 hvězdokupách více rodin podle pozorovaných rozličných struktur a odtud určili jejich relativní stáří v rozmezí 12 – 13 mld. let. Nejmladší hvězdokupou souboru je soustava Palomar 14 (Her; Arp 1; GCl38; vzdálenost 75 kpc; hmotnost ≈30 tis. M☉), stará "jen" 10,5 mld. let.
J. Kalirai aj. odhadli stáří nejstarších kulových hvězdokup v Galaxii na 13,5 mld. let, ale kulová hvězdokupa M4 (Sco; 2,2 kpc; 67 kM☉) je stará jen 12,5 mld. let. Stáří hvězd v halu Galaxie určili na (11,4 –0,7) mld. let. Nejmladší vzniklí bílí trpaslíci svítí více (22,5 mag) než nejstarší (29 mag). V kulových hvězdokupách se podařilo objevit zcela mladé bílé trpaslíky. Jejich průměrná hmotnost dosahuje 0,5 M☉, což je srovnatelné s odhadem hmotnosti bílého trpaslíka, kterým se po 6,5 mld. let stane naše Slunce.
J. Bovy aj. využili údajů z projektu APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), kde pracuje řada teleskopů od nejmenšího 0,5m ARCSAT, přes 2,5m SDSS až ke 3,5m ARC, ke zlepšení údajů o rotaci Galaxie. Proměřili přes 3,3 tis. hvězd ve 14 polích v hlavní rovině Galaxie v galaktických délkách 30° - 210° do vzdálenosti až 10 kpc od centra soustavy. Potvrdili tak známý fakt, že křivka oběžné rychlosti ve vnějších oblastech Galaxie je plochá, což je důkazem výskytu velkého množství skryté látky v naší hvězdné soustavě (8.1011 M☉ v halu Galaxie). Kruhová rychlost ve vzdálenosti Slunce od centra Galaxie činí (218 ±6) km/s, ale Slunce samo se v současné době pohybuje rychlostí 242 km/s. Odtud by plynulo, že Slunce obíhá kolem centra Galaxie po dosti protáhlé elipse, protože pekuliární rychlost Slunce činí jen 12 km/s!
Naštěstí pro Slunce uveřejnili vzápětí N. Sakai aj. první výsledky projektu VERA (VLBI Exploration of Radio Astrometry) trigonometrického měření vzdálenosti infračerveného objektu IRAS 05168+3634, který představuje hvězdnou kolébku, o níž se soudilo, že patří do tzv. vnějšího spirálního ramene Galaxie ve vzdálenosti 6 kpc. Přesná trigonometrie však ukázala, že vzdálenost kolébky od Slunce je jen 1,9 kpc, takže se do vnějšího ramene jenom promítá, ale ve skutečnosti patří do bližšího Perseova ramene. V tomto rameni už známe 7 rádiových a infračervených zdrojů, jejichž rychlost rotace činí jen 227 km/s, takže zřejmě směřují do nitra Galaxie, ačkoliv jsou od centra stejně daleko jako Slunce. Trigonometrická metoda se pro tyto objekty hodí až do vzdáleností 5 kpc, kdy je stále přesná alespoň na ±10 %. Z měření v projektu VERA vyplývá pro kruhovou rychlost ve vzdálenosti (8,05 ±0,45) kpc od centra hodnota 240 km/s ve shodě s výsledkem projektu APOGEE. Podle M. Honma aj., kteří vycházeli z trigonometrických vzdáleností pro 52 maserových zdrojů v Galaxii (projekty VERA, VLBA a EVN) pak vychází, že rotační křivka pro hvězdy vzdálené od centra Galaxie v rozmezí 4 – 13 kpc je skutečně plochá a Slunce má téměř přesně kruhovou rychlost (238 ±14) km/s, když vezmeme v úvahu jeho již uvedenou pekuliární rychlost.
Programy sdíleného pozorování pomohly díky dobrovolníkům nalézt množství bublin teplého plynu a prachu v Galaxii na snímcích ze Spitzerova kosmického teleskopu (SST). Ukázalo se, že lidé dokáží takové bubliny v podobě obloučků, prstýnků a minikroužků v kroužcích rozpoznat mnohem lépe než automatické vyhledávací počítačové programy. Díky spolupráci dobrovolníků s profesionály se podařilo v Galaxii identifikovat na 5 tis. bublin rozptýlených horkými hvězdami napříč celou soustavou. Počet bublin tak převýšil očekávní odborníků více než o řád.
K. S. Cheng aj. se pokusili vysvětlit původ obřích bublin záření gama, jež obklopují souměrně hlavní rovinu Galaxie až do vzdálenosti 10 kpc (úhlově do gal. šířek ±50°), jak ukázala družice Fermi. Autoři tvrdí, že bubliny vznikly a stále se udržují díky tomu, že v průměru jednou za 30 tis. let pohlcuje černá veledíra v centru Galaxie nějakou hmotnější hvězdu, čímž se postupně vyzáří energie 3.1045 J. Do hala Galaxie tak putuje horké plazma rychlostmi ≈1 tis. km/s. Perioda těchto epizod vede k sérii rázových vln, v nichž energetické protony jsou dále urychlovány, když se potkávají s dalšími rázovými vlnami, takže jde o klasický případ stochastického urychlování protonů Fermiho mechanismem II. druhu. Jelikož v pozůstatcích po galaktických supernovách v disku Galaxie se protony urychlí až na energie 1 PeV (tzv. koleno energetického spektra kosmického záření), následný pobyt takto urychlených protonů v bublinách dokáže jejich energie zvednout i nad tuto hranici.
F. Guo a W. Mathews a F. Guo aj. modelovali vznik a trvalou existenci bublin hydrodynamickou interakcí s kosmickým zářením, přičemž uvažovali, že na počátku každé explozivní epizody se vytvořily souměrné úzce směrované bipolární výtrysky z okolí černé veledíry rovnoběžné s osou rotace Galaxie, jež zůstaly aktivní po stovky tisíc let. Ostré vnější okraje bublin prý lze objasnit tím, že rozptyl kosmického záření napříč bublinám je silně potlačen, neboť materiál bublin má vysokou viskozitu. Tak lze vysvětlit, proč černá veledíra nepatrných rozměrů (≈25 mil. km) může tak výrazně ovlivňovat stavbu a vývoj celé Galaxie o poloměru ≈50 kpc. Rovněž H. Y. Yang aj. odvodili z počítačových simulací, že vysoce nadzvukové rychlosti částic ve výtryscích dokáží vytvořit bubliny kolem aktivního jádra kterékoliv galaxie během řádově milionu let.
A. Guptaová aj. objevili rozborem údajů z družice Chandra, že vnější halo Galaxie je tvořeno horkým plynem o teplotě 0,1 – 10 MK až do vzdálenosti 100 kpc od jejího centra. Jeho úhrnná hmotnost představuje významnou složku hmotnosti Galaxie v rozmezí 10 – 60 GM☉! Z nejnovějších údajů o struktuře Galaxie v širokém pásmu vlnových délek podle A. Finkbeinerové vyplývá, že Galaxie měla značně chaotický počátek, a že ji očekává velmi divoká budoucnost, naštěstí až za několik miliard let. Mikrovlnná aparatura ALMA znamená opravdový převrat v našem chápání turbulentních dějů i v současném vesmíru, protože se výrazně zlepšila jak citlivost mikrovlnných měření, tak i jejich rozlišovací schopnost. Navíc je v tomto pásmu dobře průhledné i velmi chladné interstelární prostředí.
O vznik Galaxie se totiž postarala neviditelná skrytá látka, které je minimálně pětkrát více než látky zářící. Fluktuace hustoty skryté látky se s plynoucím časem zvětšovaly. Následkem toho vzniklo obrovité kulovité halo Galaxie o rozměru stovek kiloparseků a hmotnosti 1 TM☉. Uvnitř hala se zárodečný plyn tvořený vodíkem a héliem ochladil a to umožnilo vznik hvězdných zárodků a samotných hvězd. Souběžně se utvářely tisíce trpasličích galaxií, resp. kulových hvězdokup, které se navzájem prolínaly a odtud povstala dnešní struktura hvězdné části Galaxie. Skládá se z hvězdného hala o hmotnosti 1 GM☉, jež má vnější a vnitřní složku. Vnější složka rotuje retrográdně, kdežto vnitřní prográdně, podobně jako galaktický disk a černá veledíra v těžišti soustavy.
Hmotné hvězdy v disku velmi záhy vybuchují jako supernovy a obohacují tak stavební materiál pro další pokolení hvězd o těžší prvky (metalicita Galaxie roste s časem). Tempo vzniku hvězd dosahuje ještě nyní několika M☉/r, na což by původní materiál hvězdné složky Galaxie nestačil. Velmi pravděpodobně do hvězdné složky nepřetržitě stéká horký plyn z vnějšího hala. V současné době asi 10 GM☉ obsahuje galaktická výduť tvořená velmi starými trpasličími hvězdami, jež obklopuje centrální černou veledíru vzdálenou od nás 8 kpc. Mladší než výduť je galaktická příčka dlouhá až 4 kpc.
Dalekou budoucnost Galaxie nejvíce ovlivní skutečnost, že podobně velká a hmotná galaxie M31 v Andromedě vzdálená 770 kpc se k nám čelně blíží vzájemnou rychlostí 109 km/s. K prolnutí obou galaxií tak dojde asi za 6 mld. let, čímž se obě galaxie zbrzdí a začnou kolem sebe obíhat po zužující se spirále smrti, takže po další miliardě let splynou na obří eliptickou galaxii. Tvorba hvězd v nich ustane, ale hvězdy s hmotností ≈0,1 M☉ budou stále ještě zdatně svítit, protože jejich životnost dosahuje 1 bilionu let!
B. Bromley aj. zkoušeli najít scénář, který způsobil, že v okolí černé veledíry v centru Galaxie uvnitř silného rádiového zdroje Sgr A* vidíme stovku mladých jasných hmotných hvězd na silně protáhlých eliptických drahách. Hvězdy jsou označovány písmenem S a pořadovým číslem objevu. Autoři se domnívají, že pokud se do blízkosti veledíry dostane osamělá hvězda, je velmi brzo černou veledírou pohlcena. Větší naději na přežití mají těsné dvojhvězdy, které se vlivem gravitačních poruch rozpadnou, takže jedna složka nakonec spadne do černé veledíry, ale druhá je odmrštěna vysokou (únikovou) rychlostí a natrvalo opustí naši Galaxii. Protože dvojhvězd je mezi hmotnými hvězdami hodně, stačí jejich výskyt na udržení stálého přísunu hvězd S náhradou za ty, které už do černé veledíry spadly. K slapovém rozpojování dvojhvězd v blízkosti veledíry dochází v průměru jednou za 300 – 30 000 let, což právě stačí na zmíněný přísun. Současně se tak dlouhodobě zvyšuje hmotnost černé veledíry na mnohonásobek dnešní hodnoty.
Podle L. Meyera aj. se polohy hvězd S sledují již od r. 1995 pomocí Keckových 10m teleskopů a nejlepší pokrytí dráhy poskytuje v současné době hvězda SO-102, která má oběžnou dobu jen 11,5 r a prošla pericentrem v polovině r. 2009, kdy se četnost měření pochopitelně zvýšila. Odtud pak vychází hmotnost černé veledíry 4,1 MM☉ a vzdálenost od nás 7,7 kpc. Hvězda už opisuje druhou měřenou dráhu, čímž se parametry dráhy i veledíry výrazně zpřesňuje a hvězda se tak stává vhodným testem pro obecnou teorii relativity v okolí černé veledíry. Také hvězda SO-2 má podle L. Meyera aj. poměrně krátkou periodu 16 let.
W. Brown aj. zkoumali pomocí 6,5 teleskopu na Mt. Hopkinsu v Arizoně právě ty hvězdy, které vysokou rychlostí unikají z centra Galaxie a dnes se už nacházejí ve vnějším halu. Objevili v r. 2012 dalších 5 případů, takže celkový počet známých prchajících hvězd stoupl na 16. Pohybují se vesměs rychlostmi vyššími než je úniková, tj. 380 – 720 km/s. Mezi nim převažují hvězdy pozdní spektrální třídy B.
M. Nowak aj. monitorovali v průběhu roku 2012 vlastní rádiový zdroj Sgr A* rentgenovou družicí Chandra, protože už od r. 2002 víme díky družici Newton, že zdroj občas krátce vzplane v pásmu rentgenového záření. Do r. 2012 se zdařilo náhodně pozorovat dva takové úkazy, které mají vždy pomalý nárůst k maximu a pak následuje velmi prudký pokles. Chandra měla úspěch hned 9. února 2012, kdy celé vzplanutí v pásmu energií 2 – 8 keV trvalo 1,5 h, ale v maximu vzplanutí dosáhl nárůst více než 5 mag ! Tomu odpovídá vyzářená energie až 1032 J, kterou lze získat přeměnou 1016 kg nějaké látky s účinností 10 %. Nejspíš šlo o pád planetky do černé veledíry.
S. Gillessen aj. objevili pomocí aparatur NACO a SINFONI VLT na Paranalu v těsném sousedství černé veledíry v jádře naší Galaxie (Sgr A*) prachoplynové mračno G2, jež směřuje rychlostí 1,7 tis.km/s do pericentra své oběžné dráhy kolem veledíry. Jeho svítivost 5 L☉ a teplota prachu 550 K umožnily podrobné snímkování pohybu, takže odtud vyplynula přibližná hodnota výstřednosti jeho velmi protáhlé eliptické dráhy e = 0,94 a vzdálenost pericentra od černé veledíry 40 mld. km (270 AU), neboli 3,1 tis. Schwarzschildových poloměrů. Oblak G2 se proti předešlým letům zřetelně protahuje ve směru letu. Jeho oběžná perioda se odhaduje na (137 ±11) let a průchod pericentrem na léto 2013. (Astronomové však již delší dobu pozorují jasné hvězdy S2 a S14 staré jen několik milionů let, které mají svá pericentra 2,1krát, resp. 3,3krát blíže).
Podle J. Miralda-Escudé má plynná složka mračna teplotu 10 kK a apocentrum mračna se nalézá ve vzdálenosti 8 tis. AU od černé veledíry. R. Narayan aj. odhadli průchod pericentrem na červen 2013 a rychlost jeho pohybu v té době na 5,4 tis. km/s. To znamená, že před čelem mračna se objeví oblouková rázová vlna a po dobu několika měsíců vzroste tok rádiového záření na decimetrových a milimetrových vlnách na několikanásobek klidové hodnoty.
Další simulace budoucího chování oblaku G2 pocházejí od M. Schartmanna aj. Využili přitom předobjevových pozorování mračna již od léta 2008 a předpověděli, že k průchodu pericentrem dojde počátkem července 2013, kdy rentgenový zářivý výkon vzroste 80krát, ale nebude stabilní; variace jasnosti o 1 mag budou pozorovatelné po dobu několika měsíců. Autoři též spočítali, že předešlý průběh mračna apocentrem ve vzdálenosti 4,3 tis. AU se odehrál na jaře 1927 a oběžná doba kolem veledíry dosahuje 138 let. Hmotnost oblaku odhadli na 1,7 1025 kg, tj. zhruba 3 Mz.
Se zajímavým vysvětlením povahy objektu G2 přišli F. Meyer a E.Meyerová-Hoffmeisterová, kteří se domnívají, že oblak vznikl výbuchem novy, které uvolňují při explozi prachovou mlhovinu o hmotnosti řádu 10-5 Mz. Předobjevová pozorování G2 z r. 2004 dávají oběžnou rychlost oblaku 1,2 tis km/s a z r. 2011 již 2,35 tis. km/s. Není divu, že veškerá vhodná pozorovací technika na Zemi i v kosmu se od chvíle, kdy byl objekt G2 objeven, zaměřuje podle D. Marroneho aj. nyní zcela soustavně na sledování vzácného úkazu v blízkosti obzoru událostí zmíněné veledíry.
M. Su a D. Finkbeiner se pokusili najít výtrysky z černé veledíry v centru Galaxie, protože u cizích galaxií téměř vždy takové rentgenové a gama výtrysky z veleděr pozorujeme. Nakonec uspěli, když v datech z družice Fermi našli v jižní obří bublině výtrysk s energiemi v rozsahu 1 – 100 GeV, jehož zářivý výkon dosahuje 2.1028 W. Podobně se S. Matsumurovvi aj. podařilo najít molekulové mračno v těsné blízkosti jádra Galaxie, které má bizarní tvar zakrouceného prasečího ocásku o rozměrech 20 x 20 pc2. Hmotnost mračna odhadli na 400 tis. M☉. Zakroucení je důkazem přítomnosti silných magnetických polí v centrální molekulové zóně Galaxie.
H. B. Liu aj. zjistili, že černá veledíra v centru Galaxie je obklopena cirkumnukleárním diskem o vnitřním poloměru 1,5 pc a vnějším poloměru 4 pc. Disk pozorovaný submilimetrovým radiointerferometrem SMA na Mauna Kea a 100 radioteleskopem GBT v Green Banku má vločkovitou strukturu a procházejí ním spirálová molekulová ramena. Disk tak dynamicky reguluje proměnlivý přísun materiálu do hladové gravitační jámy černé veledíry.
Dátum poslednej zmeny: 14. februára 2015