Dátum:
20. októbra 1996
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
3. Pulsary, neutronové hvězdy, zábleskové zdroje záření gama
Radiové pulsary jsou všeobecně považovány za pozůstatky po supernovách II. typu, tedy za rychle rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem. Podle A. Desphaudeho aj. vzniká v Galaxii jeden pulsar *výbuchem supernovy* každých 75 let. Osmina pulsarů se rodí v těsné dvojhvězdě s velmi hmotnými složkami poblíž galaktické roviny. V takovém případě způsobí první výbuch supernovy, že se dvojhvězda začne rychle vzdalovat od galaktické roviny, aniž by se rozpadla. Teprve při výbuchu druhé složky se dvojhvězda rozpadne a vytvoří se dva pádící osamělé pulsary s vysokou prostorovou rychlostí. Ta činí dle A. Lyneho a D. Lorimera v průměru 450 km/s. Někdy však dojde naopak ke splynutí obou složek, což vytvoří jediný *recyklovaný pulsar* s milisekundovou periodou. Četnost vzniku recyklovaných pulsarů činí jeden případ za tisíc let.
Zajímavou podskupinu tvoří široké páry, v nichž jednou složkou je pulsar a druhou hmotná hvězda B resp. Be. Autoři odhadují, že jich v Galaxii může být i několik set. Jejich učebnicovým představitelem je *pulsar B1259-63* s periodou impulsů 0,048 s, vzdálený od nás 4 kpc. Jeho hmotným průvodcem je hvězda Be SS 2883, dosahující vizuálně 10 mag. Podle R. Manchestera aj. obíhá pulsar kolem hvězdy Be v periodě 3,5 roku po velmi výstředné dráze (e = 0,87) s průmětem velké poloosy 2,6 AU a sklonem 35 deg. Hvězda Be o poloměru 6 RO má hmotnost 10 MO. V periastru je pulsar vzdálen od hvězdy Be jen 150 RO a tak není divu, že dochází k výrazné interakci s rozsáhlým plynným závojem kolem hvězdy.
Poslední průchod periastrem nastal 9. ledna 1994 a byl studován podrobně ve všech spektrálních oborech. Podle S. Johnstona aj. byly projevy interakce s plynným diskem hvězdy Be patrné již od srpna 1993 a až do října 1994. Od října 1993 do poloviny dubna 1994 se projevila depolarizace signálů na frekvenci 1,5 GHz, která postupně zasahovala stále vyšší frekvence. Po dobu pěti týdnů kolem periastra radiové impulsy zcela vymizely. Naproti tomu v období dvou týdnů kolem průchodu periastrem přibylo intenzívní vysokoenergetické záření s energiemi až do 200 keV, pozorované družicemi Compton a ASCA. Podle J. Groveho aj. šlo o synchrotronové záření relativistických částic ve hvězdném větru, urychleném rázovou vlnou. Přestože relativní hodnota brzdění rotace pulsaru je nepatrná (dp/p = 2,3.10^-15), zářivý výkon pulsaru 9.10^28 W je úctyhodný (225 LO). Indukce magnetického pole na povrchu pulsaru dosahuje 33 MT.
Podle P. Goldoniho aj. lze již dobře modelovat, jak se ztráta rotační energie osamělé neutronové hvězdy mění na radiové, optické, rentgenové i gama záření. Z 588 dosud známých pulsarů jich 15 můžeme pozorovat v měkké rentgenovém oboru, z nich pak 6 září také opticky, 3 v tvrdém rentgenovém oboru a 5 v pásmu záření gama. V loňském roce však P. Ramanamurthy aj. ohlásili objev šestého vysokoenergetického pulsaru PSR 1951+32, jehož emise v pásmu nad 100 MeV má touž periodu 0,04 s jako je perioda radiová. T. Kifune aj. nalezli pomocí aparatury EGRET na družici Compton dokonce teraelektronvoltové impulsy u vysokoenergetického *pulsaru PSR 1706-44* s periodou 0,1 s; navzdory tomu, že na teraelektronvoltové pásmo připadá stokrát méně energie, než vyplývá z extrapolace gigaelektronvoltové emise. V tomto oboru se tedy uvolňuje jen tisícina energie, zmařené zpomalením neutronové hvězdy. Tento nepoměr je ostatně pro pulsary typický. C. Markwardt a H. Ögelman však pomocí měření z družice ROSAT objevili u známého *pulsaru PSR 0833-45* v Plachtách, že podél jeho rotační osy vyvěrá jednostranný rentgenový výtrysk o délce 7 pc, jenž odnáší velkou část zmařené rotační energie neutronové hvězdy a navíc raketovým efektem zvyšuje prostorovou rychlost pulsaru na současných 570 km/s. Autoři odhadují, že za dobu existence pulsaru řádově 10^4 let se tak prostorová rychlost pulsaru zvýšila již o 90 km/s Tento pulsar je rovněž proslulý svými početnými skoky (náhlými zkráceními) pozvolna se prodlužující periody rotace neutronové hvězdy. Podle A. Lyneho aj. jich měl až dosud vůbec nejvíce, následován pulsarem 1737-30. Skoky v periodě byly již objeveny u 20 pulsarů; nejčastěji se vyskytují u pulsarů starých 10 - 30 tisíc let.
J. Bell aj. studovali první radiový pulsar, objevený v Malém Magellanově mračnu *PSR J0045-7319 (=B0042-73)*. Jde o binární pulsar s impulsní periodou 1,0 s, kde hlavní složkou je hmotná (8,8 MO) hvězda třídy B1 V , kolem níž obíhá neutronová hvězda v periodě 51 dnů po výstředné (e = 0,8) dráze se sklonem 44 deg. Podle V. Lipunova aj. činí radiový výkon pulsaru 10^23 W, zatímco brzdění rotace představuje zmařený výkon 10^25 W.
P. Ray aj. zveřejnili výsledky *homogenní přehlídky pulsarů* pomocí 305 m radioteleskopu v Arecibu v pásmu 430 MHz, která probíhala v letech 1988-1993 na ploše 515 čtverečních stupňů do meze 1 mJy. Našli všechny dosud katalogizované pulsary, ale ani jeden další! To znamená, že existuje spodní hranice zářivého výkonu pulsarů - při určitém výkonu se prostě pulsary "vypnou". Přitom též zjistili, jak vzácné jsou osamělé milisekundové pulsary - v disku Galaxie se nalézají všeho všudy dva. Naprostá většina milisekundových pulsarů je členem těsné dvojhvězdy s výrazným rozptylem vůči galaktickému disku, takže tzv. škálová výška činí více než 600 pc kolmo ke galaktické rovině.
Milisekundovým pulsarům se ostatně věnuje stále velká pozornost, neboť některé jejich vlastnosti jsou překvapující. D. Lorimer aj. studovali *binární milisekundový pulsar PSR J1012+5307* s impulsní periodou 5,3 ms a oběžnou dobou 14,5 h a průmětem poloměru kruhové dráhy 174 000 km. Sekundární složka má hmotnost 0,15 MO; je to bílý trpaslík 19 mag, vzdálený od nás 520 pc, o zářivém výkonu 0,004 LO a teplotě 9,4 kK. Právě tato nízká teplota je příčinou rozporu, neboť z ní vyplývá stáří soustavy pouze 300 milionů let. Naproti tomu naprosto nepatrné brzdění rotační periody pulsaru dp/p = 1,5.10^-20 dává stáří pulsaru okrouhle 5 miliard let! Podle C. Bailyna je skutečné stáří soustavy krátké, tj. původně šlo o soustavu dvou bílých trpaslíků, z nichž jeden získal akrecí tolik hmoty, že se zhroutil na neutronovou hvězdu, jež dostala do vínku vysokou rotační rychlost právě ze zmíněné akrece před explozí supernovy.
A. Fruchter aj. studovali *zákrytový binární milisekundový pulsar B1957+20* ("černá vdova") pomocí fotometru na HST. Průvodce o hmotnosti 0,025 MO je zčásti již odpařený bílý trpaslík, jehož polokoule odvrácená od pulsaru má teplotu nižší než 2,8 kK, zatímco přivrácená polokoule je dvakrát teplejší vlivem ozáření neutronovou hvězdou. Bílý trpaslík obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 9,2 h a po 10% té doby pulsar zakrývá, neboť je nafouklý na poloměr 0,24 RO a bezmála vyplňuje svůj Rocheův lalok. Kolem bílého trpaslíku je patrná mlhovina kometárního vzhledu, jež při vzdálenosti pulsaru 1,6 kpc má rozměr asi 1 pc. Není však jasné, jakým mechanismem se bílý trpaslík odpařuje, neboť ztráta hmoty indukovaným hvězdným větrem je zcela nepatrná.
Všeobecně se soudí, že předchůdci milisekundových pulsarů jsou *rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností složek* (angl. LMXB). Proto studium rentgenových dvojhvězd bezprostředně navazuje na výzkum radiových pulsarů, zejména též proto, že mnoho rentgenových dvojhvězd vykazuje značnou aktivitu v podobě rentgenových impulsů, přechodného zvýšení rentgenového toku, anebo dokonce náhlých vzplanutí (rentgenové novy). Společným jmenovatelem rentgenových dvojhvězd je jednak existence vysoce degenerované složky (neutronové hvězdy nebo černé díry) a jednak výskyt mocných akrečních disků v jejich okolí. Interakcí se druhou, obvykle nedegenerovanou složkou pak vznikají pozorované rentgenové emise.
Unikátní postavení mezi rentgenovými dvojhvězdami si stále udržuje soustava *Cygnus X-3*, jež se proslavila radiovým supervzplanutím v září 1972, kdy se po krátkou dobu někteří radioastronomové domnívali, že v naší Galaxii vybuchla supernova. Podle C. Schalinského aj. se podobný velevýbuch zopakoval v říjnu 1985, kdy v pásmu vlnových délek 111 mm dvojhvězda dosáhla 18 Jy. Pomocí radiointerferometrických měření se podařilo ukázat, že hmota v té době tryskala z dvojhvězdy rychlostí 0,3 c, za předpokladu, že vzdálenost zdroje byla okrouhle 10 kpc. Podle S. Kitamota aj. se rotační perioda rentgenové složky dvojhvězdy před výbuchem v r. 1985 prodlužovala, kdežto poté se začala zkracovat. Soustava ročně ztrácí hmotu 0,6.10^-6 M, kde M je celková hmota soustavy.
Výbuchy v periodě 5,8 let byly odhaleny družicí ROSAT u *rentgenové dvojhvězdy 4U 0115+634*. která je zároveň přechodným zdrojem i rentgenovým pulsarem. Poslední výbuch nastal koncem listopadu 1995, kdy se jasnost zdroje zvýšila o řád, podobně jako předtím počátkem r. 1990. Tatáž družice odhalila v letech 1991-1994 v pásmu 20 - 100 keV šest výbuchů v periodě 241 dnů u dosud neidentifikovaného zdroje *GRO J1849-03* . Konečně P. Schmidtkemu aj. se zdařilo pomocí ROSAT odhalit první rentgenový pulsar ve Velkém Magellanově mračnu. Má impulsní periodu 4,1 s a obíhá kolem hvězdy Be v periodě zhruba 1 měsíc.
G. Bignami aj. využili komplexních údajů o objektu *Geminga* v pásmech EUV, UV a optickém k určení povrchové teploty této zatím nejbližší známé (160 pc) osamělé neutronové hvězdy na 250 kK. Indukce magnetického pole relativně mladé (340 000 let) neutronové hvězdy činí 150 MT. Velkou aktivitu v průběhu celého loňského roku vykazovala *rentgenová nova Scorpii 1994 (J1655-40)*, která se poprvé rentgenově zjasnila koncem července 1994 a opticky v srpnu r. 1994. Od té doby jeví nepřetržitou aktivitu ve všech sledovaných spektrálních oborech. Podle B. Harmona aj. lze vysledovat korelaci mezi rentgenovými výbuchy a následnými radiovými vzplanutími, zpožděnými o dny až týdny. Podle S. Tingaye aj. je nova vzdálena 3,5 kpc a v radiovém oboru vykazuje nadsvětelné rychlosti vzdalování složek až 1,5c - je to teprve druhý nadsvětelný zdroj v naší Galaxii. Interferometrické sledování novy v radiovém oboru je komplikováno rychlým vlastním pohybem novy 0,05"/den. Epizody rentgenových, optických a radiových výbuchů se od prvního vzplanutí mnohokrát opakovaly; v únoru a srpnu 1995 byla nova v rentgenovém pásmu 2 - 10 keV o 60 - 70% jasnější než známý zdroj v Krabí mlhovině. C Bailyn aj. vysvětlují tuto aktivitu jako přerušovanou masivní akreci plynu z druhé složky dvojhvězdy na neutronovou hvězdu nebo černou díru. Vzhledem k tomu, že pravděpodobná hmotnost zhroucené složky dosahuje 3,2 MO, lze objekt přiřadit k novým kandidátům na hvězdnou černou díru.
Druhý nadsvětelný rentgenový zdroj v Galaxii se nachází v souhvězdí Orla s označením *1915+105*. Byl objeven v srpnu 1992 jako přechodný objekt v pásmu tvrdého rentgenového záření a do konce r. 1994 jeho rentgenová emise kolísala od 26% do 60% záření Krabí mlhoviny. M. Boer aj. nalezli na místě zdroje optický protějšek 23,4 magnitudy v oboru I, jehož vzdálenost odhadli na 12,5 kpc. V r. 1995 zdroj prodělal řadu výbuchů v rentgenovém i radiovém pásmu, jež byly opět časově korelovány. K největším výbuchům došlo v dubnu, červenci a listopadu. Podle G. Boda a G. Ghiselliniho vycházejí ze zdroje dva protiběžné radiové výtrysky s rychlostmi 0,92 - 1,25 c, což nezávisle potvrdili L. Rodríguez aj.
Konečně třetí "trvalkou" mezi přechodnými rentgenovými zdroji se stala *rentgenová nova V518 Persei (GRO J0422+32)*, objevená družicí ROSAT počátkem srpna r. 1992. Stala se tehdy vůbec nejjasnějším tvrdým rentgenovým zdrojem na obloze, když dosáhla trojnásobku jasnosti Krabí mlhoviny, ač její vzdálenost od nás se odhaduje na 2,5 kpc. Projevila se posléze i opticky jako hvězda B = 13,5 mag. Ze světelné křivky a spekter určili J. Orosz a C. Bailyn oběžnou dobu dvojhvězdy 0,21 dne a spektrální třídu sekundární složky M2 V. Kolem zhroucené složky je patrný mocný akreční disk, jehož vnější okraj rotuje rychlostí 455 km/s. Poněvadž sekundární trpaslík má hmotnost jistě nižší než 0,5 MO, musí být primární složka hmotnější než 3 MO a stává se tak dalším kandidátem na černou díru. Tyto údaje nezávisle potvrdili J. Casares aj. Od výbuchu v r. 1992 se dle P. Callanana aj. rentgenová jasnost novy velmi zvolna snižuje, s četnými sekundárními zjasněními. Také rentgenová *nova Ophiuchi (GRS 1716-249)*, jež poprvé vzplanula v září 1993, se v průběhu roku 1995 opět zjasnila v únoru a dubnu, a to jak v tvrdém rentgenovém záření tak i opticky.
Pomocí Keckova teleskopu se zdařilo získat spektra dalšího *přechodného rentgenového objektu GS 2000+25 (QZ Vul)*, jenž poprvé vzplanul v měkkém rentgenovém oboru v dubnu r. 1988. A. Filippenko aj. zjistili, že sekundární složka dvojhvězdy je trpasličí hvězda třídy K5 s hmotností nanejvýš 0,6 MO, což při f(M) = 5,0 MO dává pro primární složky hmotnost vyšší než 6 MO. Oběžná doba soustavy činí 8,3 h a oběžná rychlost sekundární složky dosahuje 518 km/s. Tyto údaje nezávisle potvrdili J. Casares aj., takže právě tento objekt se stal dalším velmi nadějným kandidátem na hvězdnou černou díru. To se ostatně zdá být pro rentgenové novy spíše pravidlem. Jak uvádějí P. Callanan aj., obsahuje patrně 9 z dosud zjištěných 13 rentgenových nov černé díry. Podle W. Roseho lze mezi kandidáty na hvězdné černé díry přiřadit i slavný *objekt SS 433* , jehož zhroucená složka má hmotnost v rozmezí 4,3 - 10 MO a přibírá hmotu nadkritickým tempem, takže v optickém oboru je její zářivý výkon 4.10^32 W a v rentgenovém 3.10^28 W; pokud jde vskutku o černou díru, tak toto záření vydává přirozeně okolní akreční disk.
F. Cheng aj. se zabývali spektrální analýzou již klasické *rentgenové dvojhvězdy Her X-1 = HZ Her* , jejíž neutronová hvězda má rotační periodu 1,24 s, zatímco oběžná doba soustavy činí 1,7 dne. Neutronová hvězda přibírá hmotu od svého chladného průvodce spektrální třídy A7 tempem 6,5.10^-9 MO/rok. Odvrácená polokoule hvězdy A má teplotu 8,1 kK, ale spektrální typ průvodce se mění v závislosti na ohřátí neutronovou hvězdou od B do F. Vnější okraj akrečního disku kolem neutronové hvězdy má teplotu 10 kK, která však směrem dovnitř stoupá až na solidních 10 MK. Zcela unikátní objev učinili G. Fishman aj. pomocí aparatury BATSE na družici Compton, když počátkem prosince 1995 objevili v oblasti galaktického centra silně *proměnný zdroj J1744-28* v pásmu tvrdého rentgenového záření 10 - 50 keV. Zdroj doslova blýskal zprvu až 18krát za hodinu, když jednotlivá vzplanutí trvala od 8 do více než 30 s. Postupně se četnost blýsknutí snižovala zhruba na dva úkazy za hodinu, ale současně stoupala intenzita zdroje na maximum v polovině ledna 1996, kdy dosáhla 4,4násobku tvrdého rentgenového záření Krabí mlhoviny. Při poloze zdroje poblíž centra Galaxie to odpovídá rentgenovému výkonu 4.10^31 W. Zdroj navíc jeví pulsní složku s periodou 0,48 s. Přesná poloha zdroje byla určena pomocí družice XTE, ale v takto vymezené chybové plošce se nepodařilo nalézt žádný optický nebo infračervený protějšek. Podle všeho jde o silně magnetický rentgenový pulsar, jenž v epizodách přibírá hmotu z akrečního disku kolem neutronové hvězdy.
3.3. Multispektrální pozorování
Jistou obdobu předchozího případu je dle M. Briggse aj. *přechodný zdroj 1H 1822-371* v pásmu měkkého záření gama, objevený v centru Galaxie družicí HEAO-1 v v září 1977, jenž však vymizel o rok později. Podle autorů šlo o rentgenovou dvojhvězdu typu LMXB, vzdálenou 8 kpc se zářivým výkonem v pásmu gama 4.10^30 W a oběžnou periodou 5,6 h. Objekt září v oboru gama pětkrát intenzívněji než v pásmu rentgenovém. Dalším zajímavým přechodným objektem v pásmu tvrdého záření gama se stal *zdroj J1629-49*, který podle G. Kanbacha aj. vzplanul koncem června 1995 a patřil v pásmu nad 100 MeV k nejjasnějším objektům na obloze. Počátkem července nalezl R. McNaught v chybové plošce tohoto zdroje, zjištěné aparaturou EGRET, optický protějšek 18 mag, ale předběžná sdělení o radiové identifikaci zdroje se nepotvrdily. Zdroj však ani výrazněji nezářil v pásmu tvrdého rentgenového záření pod 100 keV - aparatura BATSE ho marně hledala mezi 29. červnem a 7. červencem 1995. Proto jeho povaha zůstává záhadou. R. Mukherjee aj. soudí, že takových případů, odhalených aparaturou EGRET, je povícero: podél galaktické roviny již bylo zjištěno přes 30 zdrojů záření gama, jejichž pravděpodobné vzdálenosti činí 1,2 - 6 kpc od nás; mají tedy zářivé výkony v oboru gama v rozsahu 0,7 - 16,7.10^28 W, a nepodobají se rentgenovým pulsarům jako je známá Geminga, takže jejich fyzikální podstata je naprosto nejasná. Na opačném konci vysokoenergetického spektra, totiž v pásmu extrémního ultrafialového záření (EUV) objevila družice ALEXIS přechodné zdroje *J1139-685* (pásmo 70 eV; březen 1995) a *J1644-032* (pásmo 66 eV; květen 1995). Protože se nezdařila identifikace v jiném spektrálním oboru, je i povaha těchto zdrojů naprosto neznámá. Družice ROSAT se v červenci 1990 zaměřila na podrobné rentgenové mapování obří spirální *galaxie M31 v Andromedě*. Podle G. Israele aj. se podařilo rozlišit 13 bodových zdrojů s rentgenovým zářivým výkonem řádu 10^31 W. Jeden z nich jeví sinusové kolísání jasnosti v periodě 76, 9 s. Patrně tedy jde o první rentgenový pulsar za hranicí Velkého Magellanova mračna.
T. Fleming aj. porovnali *přehlídky hvězdných rentgenových zdrojů*, vykonaných v intervalu deseti let družicemi Einstein a ROSAT. Ukázalo se, že rentgenové záření hvězd třídy F se v mezidobí většinou nezměnilo, zatímco hvězdy tříd G a M v průměru rentgenově zeslábly. Naproti tomu těsné dvojhvězdy typu RS CVn mají nyní vyšší rentgenové intenzity než před desetiletím.
D. Thompson aj. uveřejnili *II. katalog zdrojů záření gama* v pásmu 30 MeV - 20 GeV podle měření aparatury EGRET na družici Compton za období duben 1991 až září 1993. Katalog obsahuje celkem 129 diskrétních zdrojů, z nichž se podařilo identifikovat v jiných spektrálních oborech necelou polovinu. Zhruba 50 zdrojů bylo ztotožněno s aktivními jádry galaxií, 5 s radiovými pulsary a celkem 71 zdrojů se zatím vůbec nepodařilo identifikovat.
R. Ramaty aj. objevili díky aparatuře COMPTEL na družici Compton *jaderné čáry uhlíku a kyslíku v oboru měkkého záření gama* o energiích 4,44 (C) a 6,13 (O) MeV, jejichž zářivý výkon dosahuje 4.10^31 W. Podle A. Camerona je to důkaz, že v mlhovině vzniká kosmické záření o nízké energii. Podle autora je zdrojem čárové emise dávná supernova s původní hmotností nad 40 MO, která skončila jako černá díra, ale ještě předtím stačila urychlit jádra uhlíku, kyslíku i radionuklidu ^26Al a vstřiknout je do blízkého obřího molekulového mračna. Pokud je vzdálenost supernovy a mračna řádu parseků, dojde pak v mračnu ke vzniku planetární soustavy. Cameron též soudí, že právě takto kdysi povstala též sluneční soustava, přičemž "naše" mateřská supernova vybuchla ve vzdálenosti menší než 10 pc od zárodečného molekulového mračna.
D. Hartmann odhaduje, že se v Galaxii nalézá řádově miliarda neutronových hvězd, takže nejbližší by mohla být snad jen 10 pc od Slunce. Podle S. Currana a D. Lorimera vyplývá ze statistických údajů pro pulsary, že bychom měli vidět asi 240 těsných dvojhvězd, kde obě složky jsou neutronové hvězdy - zatím však známe jen tři takové binární pulsary: *1534+12, 1913+16 a 2303+46*. První dva postupně splynou díky ztrátě energie gravitačním vyzařováním. Splynutí vede k *záblesku gravitačního záření*, jenže k těmto úkazům dochází v Galaxii jen jednou za několik milionů let (to se tedy naše budoucí gravitační detektory načekají!). V současné době se konstruuje první detektor II. generace (LIGO), ale autoři soudí, že citlivější detektory III. generace by byly s to zaznamenat všechna splynutí binární pulsarů až do vzdálenosti 1 Gpc - pak by takových úkazů bylo registrováno několik do roka. To by bylo obrovské vítězství obecné teorie relativity, ale tu lze pomocí pulsarů ověřovat i jinak. Gravitační energie Země totiž představuje jen desetimiliardtinu její klidové energie, takže v zemském gravitačním poli je prakticky vyloučeno ověřit experimentálně *platnost silného principu ekvivalence*, jenž je úhelným kamenem teorie relativity. Princip říká, že gravitační působení nemá vliv na rovnost setrvačné a tíhové hmotnosti tělesa. Naproti tomu gravitační energie neutronové hvězdy představuje asi 20% její klidové energie, takže v soustavách typu pulsar-bílý trpaslík by se případné odchylky od principu ekvivalence daly nalézt nesrovnatelně snadněji. Pro dosud známé binární pulsary však v mezích nepříliš velké přesnosti ( 6%) žádné takové odchylky nalezeny nebyly.
M. Liberman a B. Johansson se zabývali vlastnostmi atomů, molekul a tuhých látek v extrémně *silných magnetických polích* řádu 10^5 T, jaké panují v magnetosférách neutronových hvězd. Ukázali, že elektronové obaly jsou silně protaženy podél siločar magnetického pole a mění se i charakter meziatomových interakcí. Roste vazební a ionizační energie atomů a tyto změny určují stav látky v magnetosféře pulsaru. Vznikají tam polymerové řetězce, v nichž se střídají lehké a těžké atomy. Důsledkem je akrece lehkých atomů na povrch neutronové hvězdy. P. Haensel aj. studovali vztah mezi zvolenou stavovou rovnicí husté látky a nejvyšší možnou *rotační frekvencí neutronové hvězdy*. Pokud hmotnost neutronové hvězdy M vyjádříme v jednotkách MO a poloměr R v násobcích 10 km, pak je maximální rotační frekvence F = 0,77.10^4.M^1/2.R^-3/2, což prakticky znamená, že jsou "povoleny" rotační periody pulsarů až do 0,2 ms. (Nejkratší zjištěnou periodu 1,56 ms má milisekundový pulsar 1937+21).
N. Glendenning upozornil na možnost "změkčení" stavové rovnice neutronové hvězdy v průběhu gravitačního hroucení. Protoneutronová hvězda je totiž směsí neutronů, protonů, elektronů, mionů a uvězněných neutrin v nejnižším možném energetickém stavu, jenže uvězněná neutrina se během několika sekund "osvobodí" a hroutící se hvězdu opustí. To však dá hvězdě možnost zaujmout ještě nižší energetický stav buď tím, že se většina baryonů změní na hyperony, anebo se hadronová látka změní na kvarkovou právě "změknutím" stavové rovnice. To má dramatický důsledek, neboť tak se může neutronová hvězda vzápětí dále *zhroutit na černou díru*. Existuje zřejmě určitá kritická hmotnost hvězdy, nad níž dochází k tomuto nepatrně zpožděnému zhroucení na černou díru. To se patrně stalo se supernovou 1987A, kde - jak známo - nebyly dosud objeveny žádné důkazy o existenci rotující neutronové hvězdy, a podobně by se dal objasnit nápadný nedostatek koincidencí mezi známými pozůstatky po supernovách a výskytem neutronových hvězd v nich. V souladu s tímto názorem se I. Bombaci domnívá, že celá koncepce maximální hmotnosti neutronové hvězdy (Landauova-Oppenheimerova-Volkoffova mez) je nesprávná. Patrně spíše existuje určitý překryv pásma hmotností, v němž mohou existovat jak neutronové hvězdy tak černé díry. K tomu poznamenali H. Bethe a G. Brown, že pokud se vskutku neutronová hvězda po supernově 1987A následně zhroutila na černou díru, je to důkazem, že horní *mez hmotnosti stabilní neutronové hvězdy* činí nanejvýš 1,56 MO, takže je jen nepatrně vyšší než spodní (Chandrasekharova) mez 1,4 MO. V prvním přiblížení mají tudíž všechny neutronové hvězdy prakticky touž hmotnost.
3.5. Zábleskové zdroje záření gama
První zpráva o zábleskových zdrojích záření gama (GRB - z angl. Gamma-Ray Bursters) pochází z r. 1973. Zasloužily se o to americké vojenské družice VELA, obíhající kolem Země v párech po kruhové dráze o poloměru 250 000 km v periodě 4 dnů. Poněvadž čidla záření gama jsou prakticky všesměrová, byly přibližné polohy zdrojů určovány ze zpoždění signálů mezi vzdálenými družicemi, takže tím se dařilo vymezit jen určité protáhlé pásy na obloze, popřípadě značně velké chybové plošky, a to neobyčejně komplikovalo případnou identifikaci záblesků s nějakými astronomickými objekty. Od té doby byly zábleskové zdroje sledovány celými bateriemi družic i kosmických sond, což občas přinášelo i dosti přesné určení polohy záblesku na obloze. Od r. 1991 je však v provozu *aparatura BATSE* na družici Compton, jež umožňuje určit přibližnou polohu (chybový kroužek s průměrem do 13 deg) záblesku přímo, bez souběžného pozorování dalšími družicemi. Tak postupně vzniká rozsáhlá a homogenní statistika, která koncem r. 1995 čítala již 1121 GRB v trvání od 0,03 s do 1000 s.
Navzdory tomu až do dnešního dne neexistuje fakticky jediná *spolehlivá identifikace záblesku* v jiné spektrálním oboru, ať už v reálném čase, nebo z archivních údajů. Setkáváme se tedy s jedinečným úkazem v celých dějinách astronomie, kdy existují objekty, které krátkodobě zazáří v jediném spektrálním oboru, a o jejichž povaze nemáme tušení. Neexistují-li totiž identifikace, nelze určit ani přibližně vzdálenost zdrojů od nás, takže pozorované veličiny nelze převést na údaje o zářivém výkonu. Z tohoto hlediska představují zábleskové zdroje záření gama jakýsi protějšek populárnějších - leč pochybných - jevů UFO; na rozdíl od UFO určitě existují, ale jejich identifikace se navzdory více než 2000 vědeckým pracím na toto téma již publikovaným vůbec nedaří.
Není divu, že k vysvětlení povahy zábleskových zdrojů bylo dle D. Hartmanna a S. Woosleyho navrženo již 135 nejrůznějších mechanismů, které se mohou uskutečňovat kdekoliv mezi periférií sluneční soustavy (v Oortově kometárním oblaku) a periférií pozorované části vesmíru! Ve dvou třetinách navržených mechanismů však hrají významnou úlohu neutronové hvězdy. Možným vodítkem pro objasnění povahy těchto tajemných zdrojů by se mohlo stát pozorování nemnoha *rekurentních zdrojů měkkého záření gama* (SGR, z angl. Soft-Gamma Repeaters). M. van Kerkwijkovi aj. se zdařilo pořídit infračervené spektrum průvodce zdroje *SGR 1806-20*, v němž se nalézají silné emisní čáry podobně jako u svítivých modrých proměnných hvězd, což jsou spektrálně typy O9 - B2 a hmotnostně výjimečně nadprůměrné objekty, takže jich v celé Galaxii existuje jen několik set. Zmíněný objekt je od nás dále než 6 kpc, takže jde vskutku o jednu z nejsvítivějších hvězd v Galaxii.
J. Shull a S. Stern však soudí, že zábleskový mechanismus ve zdrojích SGR není totožný s tím, který funguje v klasických zábleskových zdrojích. SGR by mohly vznikat dopady komet z extrasolárních Oortových mračen na mateřské neutronové hvězdy. Jelikož však dosud známe jen čtyři SGR, je i tato možnost málo pravděpodobná, pokud ovšem nejsou záblesky po dopadu komet usměrněny do úzkých svazků, které by většinou Zemi minuly.
L. Hanlon dokonce uvažoval o tom, že by rekurentní zábleskové zdroje mohly být vyvolány efektem gravitační čočky, což by však vyžadovalo, aby se na stejném místě oblohy opakoval týž profil záblesku a totéž energetické spektrum, což však zatím nebylo nikdy pozorováno. C. Meegan aj. hledali rekurence v II. katalogu BATSE, jenž obsahuje 585 záblesků od dubna 1991 do března 1993 a nenalezli ani jedinou. Naproti tomu V. Wang a R. Lingenfelter si povšimli, že v témže katalogu se vyskytují páry záblesků v intervalu několika dnů přibližně na témže místě oblohy. Statistika z katalogu 2B však není dostatečná pro jednoznačný závěr, takže chtějí analýzu zopakovat po zveřejnění katalogu 3B, jenž bude obsahovat přes 850 zdrojů. J. Dickel aj. hledali protějšek pro nejznámější *rekurentní zdroj GBS 0525-66* v optickém, infračerveném i rádiovém spektrálním pásmu v okolí pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu, ale žádný vhodný objekt nenašli a soudí, že polohová koincidence s pozůstatkem supernovy je jen náhodná. F. Vrba aj. konstatovali, že ani *hledání optických protějšků* pro zábleskové zdroje v katalogu BATSE citlivými kamerami s maticemi CCD nedalo po pěti letech žádný kladný výsledek, přestože dosáhli mezné hvězdné velikosti 24 mag. R. Becker-Szendy aj. ověřovali na měřeních z amerického podzemního detektoru IMB v letech 1986-1991, zda v době záblesků gama nevzrostl tok kosmických neutrin o energiích od 60 MeV do 2 GeV. Nenašli však ani jedinou korelaci pro 53 různých GRB. Podobně negativní byl však i pokus W. Webbera aj. nalézt korelace mezi polohami vybraných zdrojů GRB a hlavními třídami extragalaktických objektů jako jsou galaxie, kvasary atd. Pro 60 GRB s dostatečně malými chybovými ploškami (pod 1/4 čtverečního stupně) nenalezli žádné odpovídající extragalaktické objekty. N. Shaviv a A. Dar si povšimli podobností mezi GRB a výtrysky v oboru gama z aktivních jader galaxií. Tvrdí, že podobnost je následkem společné příčiny, jíž je inverzní Comptonův rozptyl fotonů na relativistických elektronech. Autoři uvádějí, že takové výtrysky vznikají při *splynutí dvou neutronových hvězd* resp. páru hvězdná černá díra-neutronová hvězda. Tak lze vysvětlit zejména vzplanutí gama, která trvají déle než 1 sekundu. Naproti tomu krátkotrvající záblesky mají odlišný původ a vznikají uvnitř Galaxie.
Podle D. Hartmanna aj. dosavadní *statistika rozložení zdrojů GRB* z 3. katalogu BATSE poukazuje jednak na naprosto bezvadnou izotropii poloh objektů na obloze a jednak na zřetelný nedostatek slabých zdrojů. To znamená, že již lze vyloučit populace GRB v disku Galaxie, ale stále ještě zbývá možnost, že GRB náležejí do rozsáhlého kulového hala Galaxie. Nicméně pravděpodobnost, že zdroje GRB se nacházejí za hranicemi Galaxie, je čím dál vyšší. R. Rutledge aj. odvodili z počtu GRB různých intenzit, že nejslabší pozorované zábleskové zdroje se nacházejí v kosmologické vzdálenosti, odpovídající červeným posuvům z v rozmezí hodnot 0,8 - 3,0, resp. s poněkud nižší pravděpodobností v rozmezí 1,0 - 2,2. Ještě odvážnější jsou E. Fenimore a J. Bloom, kteří vyšli z pravděpodobné dilatace času u slabých zdrojů GRB a odvodili tak jejich vzdálenost na ekvivalent červeného posuvu většího než 6, tj. dále než dosud známé galaxie a kvasary. Pak by činil zářivý výkon GRB v oboru gama plných 10^45 W.
Tím více překvapuje, když C. Winkler aj. nalezli pro *dlouhotrvající vzplanutí GRB 940217*, kdy po 162 s hlavním záblesku v pásmu MeV se po plných 90 minutách objevily vysokoenergetické fotony v pásmu GeV, rozmezí vzdáleností od 145 AU (!) do 11,7 kpc. Přitom šlo o nejintenzívnější vzplanutí za celou dobu činnosti družice Compton. Pro relativně blízký galaktický původ zdrojů GRB se na základě statistických i fyzikálních argumentů vyslovil také G. Bisnovatyj-Kogan, jenž hledá souvislost mezi GRB a osamělými blízkými neutronovými hvězdami jako je Geminga. I. Mitrofanov poznamenal, že zatímco do r. 1977 neexistovala vůbec žádná solidní představa o povaze GRB, v následující epoše až do r. 1991 převládalo všeobecné mínění, že GRB jsou nějakými projevy aktivity neutronových hvězd v naší Galaxii. Po vypuštění družice Compton se však začaly váhy naklánět ve prospěch extragalaktického původu zdrojů GRB. O tom, že problém povahy zábleskových zdrojů záření gama nabyl na důležitosti, svědčí nepřímo i zcela ojedinělá *"velká debata"*, uspořádaná v sobotu 22. dubna 1995 v Smithsonově přírodovědeckém museu ve Washingtonu, D.C. Šlo teprve o druhou velkou debatu v historii americké astronomie, když ta první se konala před 75 lety v témže sále - tehdy na téma, jaká je povaha spirálních mlhovin. Tentokrát tedy šlo o povahu zábleskových zdrojů záření gama, čili v podstatě o hledání jasné odpovědi na otázku, jak daleko jsou zmíněné zdroje od Země. Hlavními protagonisty nynější debaty se stali americký astronom Donald Lamb z Chicaga a polský astronom Bohdan Paczynski z Princetonu, jejichž duel moderovala prof. Virginia Trimblová. D. Lamb hájil názor, že GRB tvoří populaci v halu Galaxie, kam se dostaly neutronové hvězdy, vymrštěné z dvojhvězd při výbuchu supernovy. Naproti tomu B. Paczynski obhajoval představu o extragalaktické vzdálenosti GRB, zejména na základě zřetelné izotropie v rozložení více než tisíce GRB, zaznamenaných aparaturou BATSE. Paczynski sice připustil, že fyzikální podstata GRB není známa, ale podtrhl, že proti kosmologickým vzdálenostem zdrojů nejsou žádné principiální námitky, a že neexistuje žádný pádný důkaz pro jinou (kratší) stupnici jejich vzdálenosti.
Jak se dalo očekávat, spor nebyl ani touto debatou ukončen. V jejím závěru shrnul britský královský astronom Sir Martin Rees situaci konstatováním, že důležitá budou další pozorování, případně i identifikace GRB s objekty v jiném spektrálním pásmu, nebo alespoň určení polohy některých GRB s přesností 0,5". Podotkl, že otázku povahy GRB nelze rozhodnout hlasováním, nýbrž jedině vahou dostatečně jednoznačných argumentů.
I. Smith připomněl, že velkým pokrokem při testování domněnky o GRB v galaktickém halu by bylo objevení GRB v halu galaxie M31 v Andromedě, ale není jisté, zda jsou v tom případě naše aparatury již dostatečně citlivé. Naopak S. Thorsett použil *antropického argumentu* proti kosmologické vzdálenosti GRB. Pokud totiž je většina GRB opravdu tak daleko, jsou zářivé výkony v záblescích nesmírně vysoké a dříve či později se takový úkaz odehraje uvnitř naší Galaxie. Produkty takového lokálního úkazu GRB pak zasáhnou Zemi s intenzitou výrazně vyšší, než kterou vyvolá nejmohutnější erupce na Slunci. Takový zásah lokálním GRB by pak vyvolal podstatné snížení tloušťky ozonové vrstvy nad Zemí a ionizaci oxidů dusíku v zemské atmosféře. Autor odhaduje intenzitu záblesku na Zemi na ekvivalent 10 Gt TNT a soudí, že by se měl opakovat v průměru po stovkách milionů let. To by se projevilo nápadnou ekologickou katastrofou v geologické minulosti Země a výskytem rozpadových řad radionuklidů v polárním ledu. Jelikož ani jeden z těchto efektů nebyl pozorován, tvrdí autor, že zdroje GRB nemohou být kosmologické.
Pro srovnání připomeňme organisaci a vyznění historicky *první velké debaty*, jež se uskutečnila zásluhou G. Hala v pondělí 20. dubna 1920 mezi Harlowem Shapleyem - tehdy z Mt. Wilsonu - a Heberem Curtisem z Lickovy observatoře. Tajemníkem tehdejší debaty byl C. Abbot (1872-1973). Mladší Shapley (34 let) hájil názor, že existuje jen jediná velká hvězdná soustava - Galaxie, zatímco spirální mlhoviny jsou drobnějšími útvary na její periférii. Věděl však, na rozdíl od tehdejšího koryfeje C. Kapteyna, že Slunce určitě není uprostřed Galaxie. Naproti tomu starší H. Curtis (47 let) soudil, že spirální mlhoviny jsou hvězdnými ostrovy rovnocennými s Galaxií. Argumentoval čerstvým Hubblovým objevem cefeid v okolních spirálních mlhovinách. Shapley však určil správně rozměry Galaxie, a jelikož Curtisovi na základě Hubblovy chybné kalibrace cefeid vycházely okolní hvězdné ostrovy příliš malé, Curtis chybně napadal Shapleyovy výpočty. Stručně řečeno, oba autoři hájili jak správné tak chybné názory, přičemž fakticky užívali i chybných argumentů pro podporu správných tvrzení, ale zároveň i správných argumentů pro podporu chybných tvrzení. Není tedy nijak nepravděpodobné, že podobně tomu bylo i v loňské velké debatě...
Hlavní hvězdy známé otevřené hvězdokupy *Plejády* jsou obklopeny proslulými reflekčními mlhovinami, z nichž nejjasnější IC 349 kolem hvězdy Merope pozoroval již E. Barnard v r. 1890. Podle G. Herbiga má mlhovina průměr 30" a pohybuje se vůči hvězdokupě průmětnou rychlostí 15 km/s To znamená, že v rozporu s obecným míněním nesouvisí tyto reflekční mlhoviny geneticky s hvězdami Plejád, ale jsou dokladem náhodného setkání hvězdokupy s obřím molekulovým mračnem. Molekulové jádro může mít dle J. Trapera aj. také *chladné mezihvězdné mračno*, vzdálené jen 120 pc od Slunce směrem k souhvězdí Persea. Na základě optických pozorování v čáře KI (770 nm) a radiových pozorování v čáře HI jim vyšel průměr mračna 15 pc, hustota 70 částic/cm^3, teplota 30 K a úhrnná hmotnost 1300 MO.
M. Hollis aj. odhalili čáry *methylénu* (CHĎ2) v mlhovině v Orionu a v pozůstatku supernovy W51. R. Glinski a J. Nuth zjistili, že molekuly typu CHĎ2X (např. thioformaldehyd) jsou odpovědné za mnoho pozorovaných interstelárních difuzních pásů.
Podle S. Bowyera aj. lze mezihvězdné prostředí tepelně charakterizovat třemi složkami, totiž chladným molekulovým plynem o teplotě 10 K, teplou plynnou složkou o teplotě 10 kK a horkou plazmatickou složkou o teplotě řádu megakelvinů. Astrofyzikové dosud soudili, že teplá a horká složka interstelárního prostředí jsou v termodynamické rovnováze, ale *měření v pásmu EUV* to nepotvrdila. Autoři ukázali, že v nejbližším mezihvězdném okolí Slunce do vzdálenosti 40 pc je tlak horké složky dvacetkrát vyšší než tlak teplé složky.
V loňském roce skončila svou aktivní činnost proslulá Kuiperova létající observatoř KAO, umožňující měření ve střední i daleké infračervené oblasti spektra. NASA totiž chce ušetřených provozních peněz využít k výstavbě dokonalejší létající observatoře SOFIA, jež by měla být nasazena od r. 2000. KAO se rozloučila skutečně důstojně, když dle V. Strelnitského aj. odhalila při svém posledním letu silnou emisi u hvězdy MWC 349 na vlnové délce 169 * *m. Jelikož intenzita čáry je šestkrát vyšší než standardní hodnota, je prakticky jisté, že jde o *přírodní vodíkový laser*, buzený ultrafialovým zářením hvězdy, v prachoplynovém cirkumstelárním disku. Taková měření jsou velmi cenná při studiu raných fází zrodu hvězd.
Last update: November 14, 1996