Dátum:
03. septembra 1997
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny M_o, L_o, R_o. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ . ^56 Ni je radioizotop Ni s počtem nukleonů 56, ^4_2 He je jádro hélia (částice alfa) atp.
V prosinci 1995 vypustila NASA na dráhu o střední výšce 580 km novou rentgenovou družici Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) o hmotnosti přes 3,5 t pro pásmo 2--200 keV, jejíž hlavní předností je vynikající časové rozlišení při registraci rentgenového toku. Ta se vzápětí začala rozhodující měrou podílet na nových objevech, týkajících se rentgenových dvojhvězd, v nichž, jak známo je jedna složka buď neutronovou hvězdou nebo černou dírou.
Prvním objektem zájmu družice RXTE se stal nejjasnější rentgenový zdroj na obloze Scorpius X-1, objevený právě B. Rossim v r. 1962 pomocí sondážní rakety. Zdroj je zcela jistě těsnou dvojhvězdou, v níž jednu složku představuje neutronová hvězda a druhou běžná hvězda hlavní posloupnosti. M. van de Klis aj. zjistili prostřednictvím družice RXTE, že soustava vykazuje velmi rychlé oscilace rentgenového záření s frekvencí 1130 Hz. Tatáž družice odhalila v průběhu prvních šesti měsíců provozu obdobné oscilace s frekvencemi od 363 do 1149 Hz u dalšího půl tuctu rentgenových dvojhvězd a nejméně tří zábleskových zdrojů (bursterů).
Oscilace mají kvaziperiodický charakter a mizí během rentgenových vzplanutí objektů. Podle J. van Paradijse aj. jsou oscilace důsledkem obíhání žhavého plynu v akrečním disku těsně nad povrchem neutronové hvězdy. To by rovněž svědčilo o velmi rychlé rotaci samotné neutronové hvězdy, roztočené akrecí plynu na neuvěřitelně vysoké obrátky a současně by potvrzovalo poměrně vysoké zastoupení milisekundových radiových pulsarů v Galaxii.
Celooblohový monitor na palubě RXTE objevil v témže období silná zjasnění v pásmu energií 2--10 keV u pěti rentgenových zdrojů v Galaxii a ve Velkém Magellanově mračnu, nejvíce u zdroje 4U1739-335, jenž 20. března 1996 dosáhl 80% intenzity zdroje v Krabí mlhovině (dále jen Krab). Obdobná zjasnění jsou - jak se zdá - typická, pro dvojhvězdy, v nichž je degenerovanou složkou černá díra, např. 4U1630-47, V2107 Oph, V404 Cyg, GS 2000+25 a Cyg X-1. Posledně jmenovaná dvojhvězda prošla loni jasným zábleskovým stavem, když 19. května 1996 dosáhla dvojnásobku intenzity zdroje v Krabí mlhovině v pásmu 2--12 keV a 7. srpna 1996 60% intenzity Kraba v pásmu 20--200 keV, načež se rychle vrátila do klidového stavu. Oběžná perioda dvojhvězdy 5,6 dne byla potvrzena jak družicí RXTE tak i radiovými měřeními na frekvenci 15 MHz.
Také zhroucená složka rentgenové dvojhvězdy Cyg X-3 je podle W. Schmutze aj. dobrým kandidátem na černou díru, neboť její hmotnost se pohybuje kolem 17 M_o, zatímco průvodce je patrně svítivou Wolfovou-Rayetovou hvězdou. Družice RXTE odhalila dvě vzplanutí objektu v pásmu energií 2--12 keV, koncem září na 27,5% a znovu koncem listopadu až na 30% Kraba.
5.3. Silně proměnné zdroje rentgenového záření
Největší pozornost mezi silně proměnnými zdroji rentgenového záření na sebe soustředil nový objekt 1744-28 poblíž centra Galaxie v souhvězdí Střelce, jenž se vynořil v pásmu měkkého záření gama dne 2. prosince 1995 a během prvního dne vyslal 140 krátkých záblesků gama, trvajících od 6 do 100 s. Naprosto nevídaná četnost záblesků se však vzápětí snížila a ustálila na 20 záblescích za den. Počátkem roku 1996 šlo o vůbec nejjasnější zdroj měkkého záření gama a tvrdého rentgenového záření na obloze. Jevil současně charakteristiky zábleskových zdrojů i rentgenových pulsarů, přičemž pulsní perioda činila 0,467 s, což je zřejmě rotační perioda neutronové hvězdy. Podle C. Thompsona vznikají záblesky dopadem materiálu na neutronovou hvězdu, což je proces energeticky 24krát účinnější než termonukleární reakce. V jediném 10 s trvajícím záblesku se tak vyzáří tolik energie, kolik vydá Slunce za den.
Podrobnější rozbor "světelné křivky" zábleskového pulsaru prokázal, že průvodce obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 11,8 dnů v kruhové dráze o minimálním poloměru 780 000 km, a že rychlost akreovaného plynu dosahuje u povrchu neutronové hvězdy hodnoty 50% rychlosti světla! Plyn se tak ohřívá na teplotu řádu 1 GK. Celý jedinečný úkaz začal ztrácet na svém lesku v březnu a vymizel po 152 dnech počátkem května 1996. Družice RXTE nicméně zaznamenala sporadické intenzívní záblesky ještě v průběhu května a počátku června loňského roku. Systém se podařilo identifikovat jako proměnný radiový zdroj v pásmu 36 mm anténou VLA, avšak pokusy o optickou identifikaci nebyly příliš přesvědčivé. Rozhodně je v daném směru silná mezihvězdná extinkce a zdroj je vzdálen alespoň 7 kpc od Slunce.
Druhý pozoruhodný přechodný zdroj GRS 1915+105 v souhvězdí Orla sledovala družice RXTE od února 1996. V pásmu 2--25 keV dosahovaly záblesky až dvojnásobku Kraba. K tomu byly nalezeny oscilace rentgenového toku s frekvencemi 0,5--100 mHz, střední intenzitou 1,5násobku Kraba a amplitudou až 1 Krab. Zdroj jevil výbuchy také v radiovém oboru na frekvenci 1,4 GHz a protiběžné radiové výtrysky se zdánlivě nadsvětelnými rychlostmi. Podle B. Samse aj. jde o galaktický mikrokvasar ve vzdálenosti 12,5 kpc od Slunce a hmotnost černé díry v centru objektu činí 33 M_o. Aktivitu zdroje zaznamenaly družice RXTE, BATSE a GRANAT v průběhu roku až do listopadu; radiové záblesky trvaly až do prosince 1996.
Dalším význačným přechodným zdrojem se stal objekt GRO 1655-40, jenž se vynořil koncem dubna 1996 a podle měření družice RXTE zesílil počátkem května na 1,5násobek Kraba v tvrdém rentgenovém záření. Zdroj byl souběžně pozorován v optickém i radiovém oboru spektra. Dne 10. května 1996 dosáhl magnitud B = 16,8, V = 17,0 a I = 13,4 a v radiovém oboru dne 28. května na frekvenci 0,8 GHz toku 55 mJy. Družice BATSE v té době odhalila zdánlivé nadsvětelné výtrysky v energetickém pásmu 20--100 keV. Silná aktivita zdroje pokračovala až do října loňského roku, kdy došlo k novému vzplanutí na 1,0 Kraba.
Opačné chování předváděl rentgenový pulsar GX 1+4, opticky ztotožněný s proměnnou hvězdou V2116 Oph, takže jde o vzácný případ symbiotického pulsaru, jehož průvodcem je červený obr. Až do září 1996 vykazoval pulsace s periodou 125,0 s v tvrdém rentgenovém záření, avšak koncem měsíce pulsace vymizely, poprvé od r. 1991 (předtím se tak stalo v letech 1983-4). Obdobné pulsace v téže periodě a s poloviční amplitudou 1,3% byly pozorovány též v optickém oboru v pásmu R, ale jen tehdy, když bylo R < 17 mag. V té době byla ve spektru hvězdy pozorována emisní čára H_alpha, jež dosáhla maxima 7. srpna 1996. Poté však i tato čára slábla a v říjnu zcela zmizela - hvězda zeslábla nad R =18 mag. Koncem listopadu 1996 se však aktivita pulsaru znovu obnovila s mírně delší periodou 125,5 s. Dělá to dojem, jako by veškeré monitorované záření přicházel spíše z povrchu neutronové hvězdy než z akrečního disku v jejím okolí.
5.4. Osamělé neutronové hvězdy
Dle F. Waltera aj. tak znovu vyvstává otázka, zda jsme vůbec schopni přímo zaznamenat záření z povrchu osamělé neutronové hvězdy. Statistika odhaduje úhrnný počet neutronových hvězd v Galaxii na miliardu, z čehož asi 2000 osamělých neutronových hvězd by mohlo být pozorovatelných díky jejich tepelnému záření. Autoři v této souvislosti uvádějí jako příklad nedávno objevený jasný zdroj měkkého rentgenového záření 1S 1853-379 v souhvězdí Jižní Koruny, jenž byl opticky ztotožněn s objektem o jasnostech U = 25,0; B = 26,4; V = 26,7 mag. Za předpokladu, že neutronová hvězda je vzdálena 100 pc, vychází její povrchová teplota na 700 kK a rentgenový zářivý výkon na 7 YW [Y - Yotta = cca. 10^24]. Podle P. Caraveové aj. lze nyní rozlišit nejméně 7 izolovaných neutronových hvězd, které vykazují měřitelné tepelné záření. Z nich je nejlépe prozkoumána neutronová hvězda, ztotožněná již r. 1993 s populárním zdrojem záření gama, nazvaným Geminga (1E 0630+178). Paralaxa optického protějšku byla určena ze snímků HST na 157 pc s chybou +59 a -34 pc. Z vlastního pohybu pak vyplývá příčná rychlost 122 km/s, zatímco radiální rychlost dosahuje údajně 700 km/s!. Caraveová soudí, že by tedy Geminga mohla souviset s podstatně vzdálenější (400 pc) asociací lambda- Ori, v níž explodovala jako supernova před 340 tisíci lety. To ovšem znamená, že v této vzdálenosti nemohla ohrozit život na Zemi, jak se zprvu zdálo. Současná rentgenový zářivý výkon Gemingy činí 2 YW a teplota povrchu neutronové hvězdy podle J. Halperna aj. dosahuje 500 kK.
G. Bignami shrnul, že v oborech gama, rentgenovém, EUV a UV souběžně září pouze 20 objektů, z toho 7 jsou izolované neutronové hvězdy a 4 pozůstatky po supernovách. Jestliže předpokládáme, že radiové pulsary mají životnost 3 miliony let, tak po tu dobu jsou příslušné neutronové hvězdy určitě teplejší než 100 kK a měly by se prozradit v krátkovlnných energetických oborech spektra. Nicméně alespoň 7 z uvedených objektů určitě nejsou radiovými pulsary. Konečně V. Kalogera a G. Baym revidovali horní mez hmotnosti neutronových hvězd na přinejmenším 2,2 M_o a možná i 2,9 M_o, což klade ostřejší podmínky na potvrzení existenci hvězdných černých děr v rentgenových dvojhvězdách.
5.5. Zábleskové zdroje záření gama
Astrofyzikální záhada čtvrtstoletí zaměstnává neustále jak pozorovatele tak zejména teoretiky. M. Briggs aj., C. Meegan aj. a G. Pendleton aj. analyzovali katalog vzplanutí gama z aparatury BATSE na družici Compton za období od dubna 1991 do září 1994, během něhož družice zaznamenala celkem 1122 vzplanutí. Odtud již zcela zřetelně vyplývá naprostá izotropie v jejich rozložení po obloze, mnohem lepší než pro libovolnou populaci objektů v Galaxii. To téměř jednoznačně svědčí pro kosmologický původ zdrojů vzplanutí. Jelikož veličina V/V_max = (0,33+/-0,01), charakterizující homogennost prostorového rozložení objektů, je zřetelně menší než 0,5 (pro prostorově zcela homogenní populaci), svědčí to buď o vývojovém efektu anebo dokonce o odchylkách od euklidovské geometrie pro velké kosmologické vzdálenosti.
Podle T. Hamiltona aj. pozorování z BATSE již zcela vylučují zdroje v galaktickém halu ve vzdálenosti od 150 do 400 kpc, což se ještě předloni jevilo jako rovnocenná alternativa. Také statistická studie S. Larsona aj., v níž ke každé chybové plošce vzplanutí mohli snadno přiřadit jasnou infračervenou galaxii, poukazuje na korelaci mezi extragalaktickými objekty a zábleskovými zdroji záření gama. Podobně T. Kolatt a T. Piran ukázali na korelaci mezi polohami zábleskových zdrojů a Abellovými kupami galaxií. Odtud byli schopni dokonce odvodit, že největší četnost zábleskových zdrojů odpovídá kosmologickému červenému posuvu z = cca. 0,7. Tomu též odpovídá zjištění W. Kluzniaka, že typická vzdálenost zdrojů je řádu gigaparseků. Konečně E. Gotthelf aj. hledali slabé rentgenové záblesky v archivu pozorování družice Einstein v pásmu 0,1--100 keV. Našli celkem 42 rentgenových záblesků, jejichž rozložení po obloze je izotropní a v 18 případech korelují se známými vzplanutími gama a naopak nekoreluje s polohou blízkých galaxií.
Podle K. Hurleyho aj. pozorovala družice Einstein v r. 1980 rekurentní rentgenový záblesk vzplanutí GRB 781119, při němž byly zaznamenány emise 420 a 740 keV. Objekt byl znovu nalezen družicí ASCA a ROSAT v letech 1994-96 v pásmu 0,5--8 keV. Odtud téměř jistě plyne, že jde o neutronovou hvězdu v naší Galaxii a někdejší emise gama představují čáry železa, posunuté k nižším energiím gravitačním červeným posuvem v silném poli neutronové hvězdy. Rekurence byla prokázána i pro slavné vzplanutí GRB 790305 (0520-66), ztotožněné s pozůstatkem supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Podle E. Fenimora aj. se nyní podařilo dokončit analýzu původních pozorování vzplanutí z kosmických sond PVO a ICE a tak mj. zpřesnit polohu zábleskového zdroje i průběh energetického spektra. Tak se ukázalo, že spektrum vzplanutí zejména pro energie vyšší než 100 keV naprosto odpovídá klasickým vzplanutím gama s maximem zářivého výkonu 1,9.10^38 W (o řád více než činí celkový zářivý výkon Galaxie!). I v tomto případě jde o ukázku, co dokáže mladá neutronová hvězda, aniž by se přitom sama zničila.
Nejzajímavější rekurenci loňského roku pozorovaly souběžně čtyři družice ve dnech 27.-29. října a znovu 8. prosince 1996 u objektu 0430-424 v souhvězdí Rydla. Klasické spektrum zábleskového zdroje se opakovalo přinejmenším čtyřikrát, přičemž jednotlivé záblesky trvaly od 0,9 s do 750 s. Velkou pozornost též vzbudil pokus o identifikaci vzplanutí z 20. července 1996 v souhvězdí Herkula, jež mělo díky družici BeppoSAX poměrně dobře určenou předběžnou polohu RX J1729.4+4906 v chybové plošce o průměru 10arcmin. Díky tomu mohla plošku snímkovat 31. srpna družice ROSAT a objevila tam celkem 8 rentgenových zdrojů. Pro tři z nich se podařilo nalézt slabé optické protějšky, z nichž dva se ukázaly být Seyfertovými galaxiemi s červenými posuvy z 0,96 a 0,87. Počátkem září se nezdařil pokus o radiovou identifikaci objektu anténou VLA, ale v polovině září našla slabý rentgenový zdroj v daném směru družice ASCA. Konečně pak R. Hudec aj. nalezli poblíž udané polohy nápadně modrý kvasar s V = 18,25 a posuvem z =1,7!
I když problém ještě zdaleka není vyřešen, přece jen se váhy naklánějí ve prospěch kosmologické povahy zábleskových zdrojů. H. Thomas Janka a M. Ruffert uvažovali, zda v tom případě vyhovuje populární model splynutí neutronové hvězdy s jinou neutronovou hvězdou resp. černou dírou a hydrodynamickými simulacemi ukázali, že energeticky ani tyto báječné procesy nestačí o jeden až tři řády za předpokladu izotropního vyzařování. Podobně E. Liang a V. Kargatis ukázali, že charakteristická energie vzplanutí klesá exponenciálně s celkovým počtem fotonů, které zdroj vyslal, takže vzplanutí pocházejí ze zdroje, který se stále obnovuje - nejde tedy o jedinečnou (sebezničující) katastrofu.
Podle B. Chenga aj. však musíme odlišovat klasické zábleskové zdroje od tzv. "měkkých blýskačů" (SGR -Soft Gamma Repeater), jejichž fyzikální podstata je zřetelně odlišná. Jde vlastně o velmi vzácné objekty, které nejspíš patří do naší Galaxie a skoro určitě souvisejí s neutronovými hvězdami. Zmínění autoři si povšimli, že průběh vzplanutí SGR formálně připomíná průběh zemětřesení, takže by mohlo jít o tektonickou aktivitu extrémně tuhé kůry neutronové hvězdy, nesrovnatelně mohutnější než tu, kterou známe na Zemi. Ničivé zemětřesení magnituda 9 (tak silné zemětřesení nebylo na Zemi v historické minulosti zaznamenáno) odpovídá uvolnění energie 10 EJ (E - Exa = cca. 10^18), ale to je zcela nicotné se zemětřeseními v kůře neutronové hvězdy, jež dle výpočtu může dosáhnout magnituda 22, tj. energie až 10^39 J! Typickým představitelem měkkých blýskačů je SGR 1806-20 v souhvězdí Střelce, jenž vzplanul již více než stokrát a každé vzplanutí vydalo méně než 10^35 J. Rekurence však vyžaduje extrémně intenzívní magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy řádu 100 GT (dosud pozorovaná pole mají nanejvýš 100 MT)
Rentgenová družice ROSAT objevila plošné emise mezihvězdných mračen s vysokými prostorovými rychlostmi, které podle J. Kerpa aj. evidentně padají směrem ke galaktickému disku. D. Mehringer aj. nalezli radiové čáry kyseliny octové CH_3COOH v obřím molekulovém mračnu, jež je od nás vzdáleno 7,7 kpc. T. Geballe a T. Oka objevili v okolí mladých hvězdných objektů infračervené čáry v pásmu 3,7 microm, příslušející radikálu H_3^+. Existence radikálu v mezihvězdném prostoru byla navržena již v r. 1961 a v r. 1980 se poprvé zdařilo pořídit jeho laboratorní spektrum, což bylo později potvrzeno nalezením H_3^+ v ionosférách Jupiteru a Saturnu. Nynější objev je cenný také proto, že podle teoretických výpočtů umožňuje přítomnost radikálu vznik celé řady dalších molekul v mezihvězdném prostoru.
M. McCaughrean a C. O'Dell oznámili, že se jim pomocí HST zdařilo přímo zobrazit cirkumstelární disky kolem mladých hvězd v Obří mlhovině v Orionu. Disky o průměrech 50--1000 AU se jeví jako tmavé siluety kolem hvězd starých pouze 1 milion let s hmotnostmi od 0,3 do 1,5 M_o. Vnitřní části disků nejsou průhledné, zatímco směrem k okrajům jejich neprůhlednosti exponenciálně ubývá. Autoři odhadují úhrnné hmotnosti jednotlivých disků na 6.10^23--4.10^27 kg, tj. nanejvýš na 2 promile hmotnosti Slunce.
Na opačném pólu stupnice stáří hvězd stojí, jak známo hvězdy v kulových hvězdokupách. Dokonce lze říci, že jsou až trochu za pólem, neboť stáří kulových hvězdokup, odvozené z průběhu barevných diagramů pro hvězdy v nich, vycházelo až dosud o něco větší než stáří vesmíru v teorii velkého třesku. Zdá se, že tento nesoulad se nyní podařilo zmírnit R. Jimenezovi aj., kteří revidovali věk kulových hvězdokup M3, M5, M68, M72, M92, M107 a 47 Tuc. Obdrželi pro ně stáří v rozmezí od 9,7 gigalet do (13,5+/-2) gigalet.
Již řadu let probíhá debata o povaze hmoty v jádře Galaxie. A. Eckart a R. Genzel měřili vlastní pohyby 39 hvězd ve vzdálenosti 0,04--0,4 pc od centra. Porovnáním s již známými radiálními rychlostmi těchže hvězd dovodili, že hvězdy obíhají po kruhových drahách kolem centrální supermasivní černé díry o hmotnosti (2,45+/-0,4).10^6 M_o. Prakticky k témuž závěru dospěli R. Genzel aj., když studovali radiální rychlosti 223 hvězd do vzdálenosti 5 pc od centra pomocí infračervených spekter v pásmu 2 microm a odtud odvodili hmotnost této supermasivní černé díry na (2,9 +/- 0,3).10^6 M_o. C. Kochanek určil celkovou hmotnost Galaxie do vzdálenosti 50 kpc od centra na 4,9.10^11 M_o a vzdálenost Slunce od centra na (8,0 +/- 0,5) kpc. I. Karačencev a D. Makarov stanovili oběžnou rychlost Slunce vůči centru Galaxie na (235 +/- 30) km/s a vzdálenost Slunce severně od roviny Galaxie (15 +/- 3) pc.
Podle C. Alarda aj. je nejbližší sousední galaxie v souhvězdí Střelce, objevená teprve v r. 1994, vzdálena od Slunce 28 kpc a její průměr činí jen 8 kpc, takže na obloze zabírá úhel plných 17deg (to je paradoxně jeden z důvodů, proč byla objevena teprve nyní; hlavní překážkou je ovšem její poloha v tzv. opomíjeném pásmu v hlavní rovině Galaxie), na rozdíl od Velkého Magellanova mračna, jež na jižní obloze zabírá jen 10deg.
Ve Velkém Magellanově mračnu odhalili J. van Loon aj. první extragalaktický křemíkový maser na frekvenci 86,2 GHz (vlnová délka 3,5 mm). V téže galaxii studovali D. Hunter aj. centrální oblast kompaktní hvězdokupy R136 uvnitř kupy NGC 2070 poblíž hvězdy 30 Dor. V poloměru 1,7 pc napočítali 121 hvězd jasnějších než M_v = -4 mag, z toho 46 hvězd bylo soustředěno dokonce jen v poloměru 0,5 pc. Tato nevídaná koncentrace mladých hmotných a velmi svítivých hvězd převyšuje více než o dva řády koncentraci hvězd v kterékoliv asociaci OB hvězd jak ve Velkém Magellanově Mračnu tak i v naší Galaxii.
V blízké galaxii M32 v Andromedě nalezli R. Bender aj. prostřednictvím teleskopu CFHT na Havajských ostrovech při skvělém rozlišení 0,47" důkazy pro existenci supermasívní černé díry v jejím jádře. Hmotnost díry odhadli na (3,0+/-0,5).10^6 M_o. Podstatně hmotnější supermasívní černé díry nalezli C. Reynolds aj. v jádře obří galaxie M87 v kupě v Panně (hmotnost nad 10^8 M_o), L. Ferrareseová v aktivní galaxii NGC 4261 (hmotnost 4,9.10^8 M_o) a J. Kormendy aj. v jádře galaxie NGC 3315 (hmotnost nad 10^9 M_o). Podle D. Richstona aj. je výskyt supermasivních černých děr v jádrech galaxií naprosto běžným jevem. Tito autoři nalezli supermasivní černé díry o hmotnosti 50 MM_o v galaxii M105 (NGC 3379), o hmotnosti 100 MM_o v galaxii NGC 3337 (Leo) a dokonce 500 MM_o v galaxii NGC 4486B (Vir), jež je satelitem obří galaxie M87. Zdá se tedy, že hmotnost černých děr v jádru je přibližně úměrná hmotnosti vlastní galaxie, což znamená, že supermasivní černé díry nutně souvisejí se samotným vznikem galaxií. Zárodečné černé díry představují pak něco jako kondenzační jádra pro vznik galaxie. V případě velmi velkých a hmotných soustav se dokonce slije více zárodečných černých děr dohromady. To také znamená, že prakticky každá galaxie prodělala epochu kvasaru, kdy se supermasivní černá díra v jejím středu živila cáry mračen mezihvězdné látky i slapově roztrhaných hvězd.
Klíčovým problémem s dalekosáhlými kosmologickými důsledky jsou stále měření vzdáleností blízkých galaxií, které pak slouží jako kalibrační stupně pro stanovení vzdáleností kosmologických. C. Wilsonová aj. určili vzdálenost galaxie IC 10 pomocí infračervených pozorování cefeid na (0,82 +/- 0,08) Mpc. Vloni se J. Feldmeier aj. pokusili odvodit vzdálenost galaxie M101 (NGC 5457, UMa) na základě pozorování planetárních mlhovin. Obdrželi tak vzdálenost (7,7 +/- 0,5) Mpc, v dobré shodě s dřívějším určením pomocí cefeid - (7,4 +/- 0,7) Mpc.
L. Ferrareseová aj. určovali vzdálenost galaxie M100 (NGC 4321) v kupě v Panně pomocí obsáhlého pozorovacího materiálu o 52 cefeidách. Dostali tak hodnotu (16, 1 +/- 1,3) Mpc, která tak dále přispěla k velkému rozptylu údajů o této strategicky umístěné galaxii. Titíž autoři se totiž pokusili určit vzdálenost galaxie také pomocí novy, kterou v M100 pozoroval předloni HST. Přesnost měření je však nevalná: něco mezi 13,8 a 26,3 Mpc. Různé metody pak dávají rozptyl od 14,5 do 23 Mpc s průměrem kolem 17 Mpc. Infračervená družice ISO odhalila v únoru 1996 jasné skvrny ve spirálních ramenech známé Vírové galaxie M51 (NGC 5194) v Honicích psech a rovněž na snímku spirální galaxie NGC 6946. Podle G. Heloua aj. souvisejí tyto skvrny ve středním infračerveném pásmu (7 a 15 microm) s překotnou tvorbou hvězd v jádře galaxie jakož i ve spirálních ramenech. Překotná tvorba hvězd probíhá také ve známém prstenu proslulé interagující galaxie "Kolo u vozu" (Cartwheel) v souhvězdí Sochaře.
S velkým ohlasem se setkalo sdělení R. Kraana-Kortwega aj., že kupa galaxií Abell 3627 se nachází v jádře Velkého poutače, tj. velmi hmotného seskupení kup galaxií o hmotnosti 5.10^16 M_o. Sama zmíněná Abellova kupa má 10% hmotnosti Velkého poutače.
Rozhodnutím ředitele Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimoru R. Williamse byl z ředitelské rezervy přidělen pozorovací čas jedinečnému projektu rekordně dlouhé expozice vybraného pole v souhvězdí Velké medvědice (tzv. Hubble Deep Field - HDF). Pole vybrali tak, aby se jednak nalézalo ve vysoké galaktické šířce a jednak aby obsahovalo co nejmenší počet hvězd z naší Galaxie. Centrum pole o výměře 4 čtverečních minut mělo souřadnice alpha = 12^h 36^m 49^s, delta = 62deg 12arcmin 58arcsec a širokoúhlá kamera WFPC2 je snímkovala během 150 oběhů HST po dobu 10 dnů a 100 expozičních hodin v druhé polovině prosince 1995 ve čtyřech filtrech UBVI s meznými hvězdnými velikostmi po řadě 27; 29,5; 29,5 a 28,5 mag. Celkem bylo pořízeno 342 jednotlivých snímků, které zobrazily objekty až 16krát slabší než ty, jež za nejpříznivějších podmínek zachytí obří pozemní přístroje.
Jelikož výsledné snímky byly ihned uvolněny pro veřejné použití, není divu, že projekt HDF se stal vzápětí zlatým dolem pro odborníky a samozřejmě zdrojem obdivu nejširší veřejnosti. Na snímku nejsou vidět téměř žádné hvězdy z Galaxie (nejjasnější z nich je 20 mag), ale zato neuvěřitelných 2500 galaxií, z čehož vyplývá, že na celé obloze by tatáž kamera zaznamenala neméně ohromující počet 90 miliard galaxií (více, než kolik lidských jedinců kdy obývalo či obývá planetu Zemi).
Morfologickou a barevnou statistikou galaxií se zabývali K. Lanzetta aj. Morfologicky zařadit se zdařilo celkem 1683 galaxií a pro 1104 galaxií jasnějších než 28 mag se podařilo statisticky odhadnout velikost červených posuvů z rozložení barevných indexů těchto objektů. Výsledná tabulka je tak instruktivní, že ji zde přetiskuji:
Statistické červené posuvy pro galaxie v poli HDF
Rozmezí červených posuvů z Počet galaxií v poli HDF
0 - 1 367
1 - 2 512
2 - 3 135
3 - 4 54
4 - 5 30
5 - 6 2
> 6 4
Z tabulky především vyplývá, že úbytek galaxií pro červené
posuvy z > 2 je reálný, tj. že v zorném poli HDF je dobře
patrný vývojový efekt. Nejvzdálenější zobrazené galaxie
vznikly v době, kdy vesmír byl opravdu mladý, tj. jeho
tehdejší věk činil pouze 5% jeho dnešního stáří.
Mezitím se podařilo J. Cohenové aj. získat spektra 140 galaxií z pole HDF pomocí 10 m Keckova teleskopu. Autoři zjistili, že červené posuvy galaxií se shlukují kolem šesti diskrétních hodnot se střední disperzí pouze 400 km/s. To lze pochopit jako velkorozměrové shlukování galaxií, zcela podobné tomu, které známe z dlouholetých studií bližšího vesmíru. Mimořádný úspěch riskantního projektu HDF zaručuje, že totéž pole bude letos snímkováno znovu v blízké infračervené oblasti spektra.
Další pozoruhodný snímek kamery WFPC2 HST ukázal celkem 18 obřích kulových hvězdokup v oblasti na rozhraní souhvězdí Herkula a Draka, jež jsou dle změřených červených posuvů od nás vzdáleny 3,4 Gpc. Každá ze superhvězdokup obsahuje kolem miliardy mladých hvězd v kouli o průměru jen 0,6 kpc. Zdá se, že tak byly poprvé rozpoznány stavební kameny pro tvorbu galaxií, takže 140 známých kulových hvězdokup v naší Galaxii představuje patrně zbytek mnohem větší populace, která vedla k vytvoření naší Mléčné dráhy.
To by též znamenalo, že galaxie vznikají procesem "zdola nahoru" - sléváním menších struktur; nikoliv štěpením "prakup" galaxií. Svědčí o tom též odhalení velkého počtu slabých modrých sféroidálních galaxií s červeným posuvem z = 2,39 na 16 h expozici HST. Podle S. Pascarella aj. jsou tyto sféroidální soustavy rozměrově menší než výdutě klasických spirálních galaxií. Pomalu se tak zejména díky jedinečným záběrům HST začínají prozrazovat zřetelné vývojové trendy ve vzhledu a stavbě galaxií v závislosti na velikosti červeného posuvu, tj. v různých vzdálenostech a stářích.
S. White tvrdí, že se nám již podařilo pozorovat protogalaxie, aniž bychom si to zřetelně uvědomovali. Porovnával totiž galaxie v okolí Místní soustavy s galaxiemi pro červené posuvy z = cca. 1,25 a 3,25 a ukázal, že tempo tvorby hvězd v nich je stejné a činí něco více než 10 M_o/rok. C. Steidel aj. nalezli 23 protogalaxií s jasnostmi 24--25 mag a hmotnostmi srovnatelnými s naší Galaxií na hlubokých snímcích Keckovým teleskopem. A. Burkert a P. Ruiz-Lapuente nalezli vzdálené "spící" trpasličí sféroidální galaxie, v nichž je potlačena tvorba hvězd následkem početných explozí supernov třídy Ia v rané epoše jejich vývoje. Tyto galaxie jsou totiž obklopeny rozsáhlými haly skryté hmoty - jinak by již dávno přišly o mezihvězdný plyn a prach. Supernovy při explozích tento plyn ohřejí a zvýší v něm zastoupení atomů železa, čímž odloží vznik dalšího pokolení hvězd z chladného plynu o celé miliardy let.
Také měření infračervené družice ISO poukazují dle G. Gilmora na rozličné tempo rychlosti vzniku hvězd v různých galaxiích. Nadsvítivé infračervené galaxie jsou nadsvítivé právě proto, že v nich probíhá extrémně překotná tvorba hvězd. V populární složené galaxii Tykadla (NGC 4038/9) nalezla družice jasnou infračervenou skvrnu, v níž se protínají disky obou interagujících složek a kde pokračuje překotná tvorba hvězd. Družice ISO tam nalezla čáry a pásy "teplé" i "chladné" vody, oxidu uhelnatého i uhličitého, metanu a dalších převážně organických sloučenin. Vůbec nejbližší oblast překotné tvorby hvězd v Galaxii se nalézá v temných mračnech poblíž hvězdy rho Oph ve vzdálenosti 160 pc od Slunce. Obecně platí, že tvorba hvězd v různých oblacích se neliší svou kvalitou, nýbrž jen vydatností, s níž hvězdy vznikají.
Vývoj galaxií lze sledovat též prostřednictvím absorpčních spekter vzdálených kvasarů. Jak ukázala L. Smithová aj. na základě spekter 30 kvasarů s posuvy z v intervalu od 0,69 do 3,39, je patrné chemické obohacování galaxií o tzv. kovy pro červené posuvy menší než 3, tj. před 14 miliardami let (za předpokladu, že Hubblova konstanta H_o = 50 km/s/Mpc). Ještě pro z = 2 však metalicita tehdejších galaxií činila jen zlomek metalicity Slunce. V této minulosti lze již pozorovat výskyt mezihvězdného prachu.
K. Ohta aj. studovali kvasar BR1202-0725 v souhvězdí Panny, jehož z = 4,69 patří k největším. Kvasar ozařuje gigantické mezihvězdné mračno, jehož materiál je již obohacen těžšími prvky, ač jeho stáří představuje jen 7% dnešního věku vesmíru. V mračnu byly zjištěny čáry molekulárního vodíku a oxidu uhelnatého s rekordním červeným posuvem,, přičemž hmotnost vodíku se odhaduje na 1.10^11 M_o. To znamená, že kvasar se nachází uvnitř velmi hmotné galaxie s překotnou tvorbou hvězd. A. Omont aj. uvádějí, že jde o radiově tichý kvasar, skládající se v mikrovlnném pásmu ze dvou složek, vzdálených od sebe několik obloukových vteřin.
Obohacení o těžké prvky znamená, že již v této rané fázi vývoje galaxie vznikají hvězdy II. generace, tj. že v galaxii již vybuchly miliony supernov, které zastínily vlastní kvasar a jejichž záření se transformovalo do dlouhovlnného infračerveného pásma. Vlivem velkého červeného posuvu je pak můžeme na Zemi zachytit v pásmu mikrovln. Tak např. čáry CO jsou posunuty do oblasti frekvencí 35 -- 50 GHz a odstup jejich složek se z klidových 115 GHz snižuje v poměru 1/(1+ z) na řádově desítky GHz. Podle R. Barvainise lze submilimetrové difúzní záření pozadí, odhalené družicí COBE, objasnit jako souvislé záření velmi vzdálených galaxií, zakrytých prachem.
Také samotné kvasary evidentně podléhají kosmickému vývoji, neboť přes veškeré pozorovací úsilí se již šest let nikomu nepodařilo najít objekt s červeným posuvem z > 4,9. Podle P. Osmera klesá prostorová hustota kvasarů již pro z > 3, takže podle všeho největší prostorová hustota kvasarů byla v čase 20% dnešního stáří vesmíru, a to o tři řády vyšší než dnes. Podle P. Shavera aj. objevily se první kvasary ve vesmíru v čase 1 miliardy let po velkém třesku a jejich formování skončilo 6 miliard let po velkém třesku, tj. pro z = 0,8.
P. Eisenhardt aj. se věnovali podrobnému výzkumu ultrasvítivé infračervené galaxie IRAS FSC 10214+4724 na základě snímku z HST. Snímek dokládá existenci obloučků v okolí obrazu galaxie, nasvědčujících tomu, že galaxie je zobrazována efektem gravitační čočky. V jádře ultrasvítivé infračervené galaxie se zřejmě nalézá kvasar se z = 2,3, zobrazený eliptickou galaxií se z = 0,9. Tato čočkující galaxie se nalézá v úhlové vzdálenosti 1,2" od kvasaru, což současně znamená, že jasnost ultrasvítivé galaxie je gravitačně zesílena o dva řády. Skutečná svítivost galaxie-kvasaru pak dosahuje "pouze" 2.10^13 L_o, takže její zářivý výkon je i tak výjimečný - 10^40 W.
Vloni však ještě větší zájem vzbudilo chování blazaru Markarjan 421 v pásmu nejvyšších energií záření gama. Podle M. Schubnella aj. byl objekt v letech 1992-96 silně proměnný pro energie fotonů nad 500 GeV a počátkem května 1996 došlo v tomto oboru k neuvěřitelně intenzívnímu výbuchu, když zmíněný blazar s červeným posuvem z = 0,03 zářil v pásmu TeV záření gama šestkrát více než Krabí mlhovina, takže se stal zdaleka nejjasnějším zdrojem tvrdého záření gama na obloze, avšak během jediného dne signál opět vymizel. Přitom aparatura EGRET, jež pokrývá spektrální interval od 50 MeV do 10 GeV, zaznamenávala stálý tok a v červeném filtru R se blazar zjasnil jen o 0,25 mag. J. Gaidos aj. uvedli, že výbuch sestával ze dvou fotonových spršek, přičemž v první vzrostla energie blazaru 50krát na dobu jedné hodiny a ve druhé 25krát po dobu půlhodiny. To znamená, že zdroj vzplanutí má menší geometrické rozměry než naše planetární soustava a není snadné nalézt vhodný fyzikální mechanismus, který by v tak malém objemu vydal naráz tolik energie.
H. Lehto a M. Valtonen se věnovali pozoruhodnému kvasaru OJ 287 v souhvězdí Raka, jenž je od nás vzdálen asi 1 Gpc. Kvasar je opticky vidět již na nejstarších archivních snímcích, takže fotografická světelná křivka zabírá celé století. Odtud plyne, že kvasar se periodicky zjasňuje o 3 -- 4 mag vždy po 12 letech. Autoři to vysvětlují výskytem dvou supermasivních černých děr v jádře kvasaru, které kolem sebe obíhají po silně protáhlé dráze s excentricitou 0,68 a velkou poloosou 0,1 pc. Centrální supermasívní černá díra má hmotnost 17 GM_o a její "lehčí" průvodce jen 85 MM_o.
Autoři se domnívají, že průvodce se v pericentru dvakrát ocitne uvnitř akrečního disku hmotnější složky, a to se projeví optickými výbuchy. Na základě modelu předpověděli příští dvojitý výbuch jednak na podzim r. 1994 a jednak na zimu 1995-96, což se báječně potvrdilo, když první předpovězený výbuch dosáhl optického maxima v listopadu 1994 a druhý na vánoce 1995. Podobně C. Gaskell na základě dvacetileté spektroskopie kvasaru 3C-390.3 (Dra) odvodil i zde přítomnost dvou supermasívních černých děr o hmotnostech 2,2 a 4,2 GM_o, jež kolem sebe obíhají v periodě řádu let.
Snad nejpodrobněji je prozkoumána proměnnost blazaru 3C-279 v souhvězdí Panny (červený posuv z = 0,54), jenž proslul jako první kvasar s "nadsvětelnými" pohyby radiových složek vůči sobě. Podle R. Hartmana aj. je proměnnost objektu sledována v širokém frekvenčním pásmu 1 GHz -- 1 YHz. Podle pozorování rentgenových družic Ginga a Compton se v červnu 1991 zdroj zjasnil více než 600krát, což je rovněž svérázný rekord. Krátkodobé změny radiového toku v pásmu centimetrových a decimetrových vln až o 60% během jediné hodiny zaznamenal australský radioteleskop v Parkesu pro kvasar PKS 0405-385 (18 mag; z = 1,3).
Podivuhodné vlastnosti kvasarů lze dle J. Bahcalla a M. Disneye objasnit rozličnými způsoby jejich vzniku v galaxiích. Nejspíše vznikají při srážkách a splynutích galaxií, avšak jejich životnost je podstatně kratší než životnost galaxií v interakci. Kvasary se obecně vyskytují v jádrech svítivých galaxií rozličných morfologických typů, avšak rádiově tiché kvasary jsou převážně vázány na eliptické galaxie. H. Falcke aj. tvrdí, že ve všech kvasarech se vyskytují usměrněné relativistické svazky částic, takže výtrysky z akrečního disku supermasívní černé díry dosahují rychlosti až 99% rychlosti světla. Pokud výtrysk směřuje k nám, uplatní se relativistické zesílení toku záření, které může vést i k podstatnému zjasnění obrazu kvasaru.
Věčný kacíř G. Burbidge se spolupracovníky upozornili na několik případů párů kvasarů s úhlovou vzdáleností do 5", jejichž každá složka má zcela odchylný červený posuv. Tvrdí, že počet takových párů nelze vysvětlit náhodným promítáním (jako u zdánlivých optických dvojhvězd), ale že je to důkaz nekosmologické povahy červeného posuvu kvasarů. Většina odborníků však soudí, že zde hraje roli statistika velmi malých čísel, a že tedy o kosmologické povaze červených posuvů kvasarů nemusíme pochybovat.
M. Véronová-Cettyová a P. Véron zveřejnili loni již 7. katalog kvasarů a aktivních jader galaxií (jejich první katalog byl publikován v r. 1984). Nejnovější vydání s uzávěrkou v říjnu 1995 obsahuje údaje o poloze, červeném posuvu, magnitudách v systému UBV a radiových tocích na vlnových délkách 60 a 110 mm pro 8609 kvasarů, 220 blazarů a 2833 aktivních galaktických jader.
Nejstarší objevená gravitační čočka - kvasar 0957+561 - nyní slouží zejména k nezávislému určení hodnoty Hubblovy konstanty ze zpoždění změn jasnosti pro gravitačně rozštěpené obrazy podle návrhu S. Refsdala z r. 1964. Z archivních snímků lze rekonstruovat světelnou křivku kvasaru již od r. 1903, ale přesnější fotoelektrická měření jsou přirozeně i dispozici až od objevu v r. 1979. Nyní R. Schild a A. Oscoz aj. sledovali změny jasnosti kvasaru každou jasnou noc během posledních tří let. Nenalezli přitom žádné příznaky výskytu mikročoček, takže odtud odvodili minimální rozměry kvasaru na 0,1 pc.
Odborníci se však dosud neshodli na velikosti zpoždění v průběhu světelných křivek gravitačních obrazů kvasaru a navíc nesouhlasí výsledky, získané odděleně v optickém a rádiovém oboru spektra. E. Corbett aj. určili pomocí antény VLA z rádiové světelné křivky pro kvasar 0218+357 (z = 0,96), zobrazený galaxií se z = 0,685, zpoždění (12 -- 3) dny a odtud jim vyšla hodnota Hubblovy konstanty H_o = 60 km s^-1 Mpc^-1.
O šest let po objevu první gravitační čočky přišel další překvapivý objev obřích svítících oblouků kolem kupy galaxií Abell 370 (z = 0,37), které jsou rovněž efektem gravitační čočky pro vzdálenější galaxii na témže zorném paprsku. Pro tyto oblouky byl nyní dle D. Saranitiho aj. odvozen červený posuv z = 0,724. Podobně oblouky kolem kupy Abell 2218 (z = 0,175) vykazují červený posuv 0,703. Odtud odvodili G. Squires aj. hmotnost zmíněné kupy na (3,9 +/- 0,7) 10^14 M_o
Velmi úspěšně pokračují programy hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie a ve Velkém Magellanově mračnu (projekty MACHO, OGLE a EROS). Podle C. Alcocka aj. byly za jediný rok projektu MACHO sledovány světelné křivky 9,5 milionu hvězd ve Velkém Magellanově mračnu; pro každou hvězdu bylo v průměru získáno 235 bodů. Našli však jen tři případy gravitačních mikročoček, z čehož lze usoudit, že kulové halo Galaxie obsahuje jen malý počet objektů v rozmezí hmotností 2,5.10^-7 -- 8,1.10^-2 M_o. V březnu 1996 byla v rámci projektu MACHO pozorována první nerozlišená dvojhvězda, což se projevilo deformacemi obvykle hladké a souměrné světelné křivky.
M. Szymanski aj. uvedli, že od r. 1996 probíhá II. fáze americko-polského projektu OGLE na observatoři v Las Campanas, když do přehlídky byl zapojen nový varšavský 1,3 m teleskop. V I. fázi projektu v letech 1992-95 nalezli menším přístrojem celkem 18 mikročoček. V budoucnosti se uvažuje také o hledání mikročoček ve směru ke galaxii M31 v Andromedě, což by pomohlo lépe zmapovat zastoupení skryté hmoty ve kulovém halu Galaxie.
Donedávna téměř ezoterická záležitost gravitačních čoček se stává důležitým pomocníkem soudobé astrofyziky i kosmologie. V r. 1936 uveřejnil A. Einstein na žádost českého inženýra R. Mandla v časopise Science teorii gravitačních čoček v rámci obecné teorie relativity. Již o rok později F. Zwicky usoudil, že nejspíše se najdou čočky při seřazení galaxií na témže zorném paprsku a předpověděl, že budou nalezeny vícenásobné a opticky výrazně zesílené obrazy. V současné době vskutku existuje několik desítek takových vícenásobných obrazů ( většinou kvasarů, zobrazených mezilehlými kupami galaxií), pozorujeme evidentní zesílení jejich jasnosti a k tomu i proměnnost posunutou pro jednotlivé obrazy o konstantní zpoždění. Dále bylo nalezeno 6 Einsteinových prstenců v optickém resp. rádiovém oboru spektra a již zmíněné obří svítící oblouky. Nejnověji k tomu přibyla bezmála stovka úkazů krátkodobých mikročoček - to vše přispívá jednak k nezávislému určení hodnoty Hubblovy konstanty a jednak k lepšímu pochopení povahy skryté hmoty v galaxiích i v intergalaktickém prostoru.
Last update: September 03, 1997