Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
06. septembra 1999
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Systematické hledání supernov přehlídkovými i velmi velkými dalekohledy přináší vynikající výsledky. V r. 1997 byl totiž objeven rekordní počet supernov v dějinách astronomie - celkem 137 objektů. Podle S. Perlmuttera aj. bylo v posledních pěti letech objeveno na 50 velmi vzdálených supernov, které jsou řádově ve vzdálenostech, odpovídajících zpětnému času 50% vůči velkému třesku. Tím se výrazně zlepšují vyhlídky na kalibraci kosmologických vzdáleností a tedy i na zúžení intervalu parametrů vesmírných modelů, včetně ústřední otázky, jak je vesmír starý. Pomocí 4 m teleskopu CTIO v Chile byla loni v březnu objevena SN 1998ae (poloha 0930-0438) magnitudy I = 23,9 s rekordním červeným posuvem z = 1,1. Již v říjnu 1998 však G. Aldering aj. ohlásili vzplanutí SN 1998eq třídy Ia v galaxii 2320+1555, jež dosáhla v maximu I = 24,8 a jejíž spektrum z Keckova teleskopu dává červený posuv z = 1,20!
Velkou pozornost vzbudil objev anomální supernovy 1998bw v galaxii ESO 184-G82, která vzplanula 24. dubna a dosáhla optického maxima V = 13,5 mag kolem 10. května 1998. Podle červeného posuvu z = 0,0085 lze její vzdálenost odhadnout na 40 Mpc a odtud spočítat maximální zářivý výkon na neuvěřitelných 10^11 L_o (srovnatelný se zářivým výkonem naší Galaxie!). Podle S. Kulkarniho aj. se již 3 dny po maximu objevilo silné centimetrové rádiové záření supernovy, která byla vzápětí pozorovatelná též v pásmu decimetrových vln a stala se tak posléze nejjasnější rádiovou supernovou v dosavadní astronomické historii. Naproti tomu nebyla supernova odhalena v rentgenovém pásmu a její další spektroskopické sledování prokázalo, že ji nelze zařadit do žádné stávající klasifikace supernov. J. Bloom aj. uvedli, že rychlost rozpínání cárů supernovy přesáhlo 50 000 km/s.
K. Iwamoto aj. upozornili na genetickou souvislost této podivné supernovy s následným jednorázovým vzplanutím záření gama GRB 980425 v témže směru na obloze, a to vše podle E. Barona svědčí o tom, že jsme se setkali s novým fenoménem, pro něž se razí název hypernova. Hypernovy jsou podle prvních odhadů asi stotisíckrát vzácnější než supernovy a jejich chování lze objasnit náhlým zhroucením velmi masivní hvězdy rovnou na černou díru. Kinetická energie cárů hypernovy dosahuje přitom úděsné hodnoty 5.10^45 J, což dá vznik jednak relativistickým rázovým vlnám a jednak vzplanutí gama - to je však asi o 4 řády slabší, než záblesky gama v kosmologicky velkých vzdálenostech, takže možná jde o samostatnou třídu zábleskových objektů. Soudobé superpočítače jsou paradoxně příliš pomalé na simulaci takového procesu v kulově nesouměrném výbuchu a kulově souměrné modely zase zřejmě nejsou dostatečně realistické, takže stávající vysvětlení úkazu je poměrně neurčité.
Podobně velkou pozornost budí změny v pozůstatku po proslulé supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Počátkem března 1998 sledoval pozůstatek 3,6 m dalekohled ESO v La Silla a odtud jsou patrné zřetelné změny proti spektru z března 1997. Profil vodíkové čáry Halpha se rozšířil, červené křídlo dosáhlo rychlosti expanze až 14 000 km/s. Ve spektru pozůstatku se vynořilo množství úzkých emisí a také interakce vyvrženého materiálu s okolohvězdnou mlhovinou se zřetelně zvyšuje. Totéž vzápětí potvrdil 4 m teleskop CTIO v Chile spektroskopií a fotometrií v blízké infračervené oblasti, který navíc koncem října 1998 pozoroval nápadné zjasnění horké skvrny ve vnitřním prstenu mlhoviny v porovnání se snímky starými 11 měsíců. Z porovnání snímků HST vyplývá, že nejpozději v červenci r. 1997 dosáhla rázová vlna z vlastního výbuchu supernovy, pohybující se rychlostí 18 000 km/s, oblasti prstencové mlhoviny, která vznikla asi před 20 tisíci lety, v době, kdy se hvězda nacházela ve vývojové fázi červeného veleobra. Podle E. Michaela aj. a G. Sonneborna aj. je emise ve vodíkové čáře Ly alpha soustředěna do ekvatoreální roviny kolem pozůstatku supernovy.
R. Nugent porovnával snímky Krabí mlhoviny, pořízené v intervalu posledních 53 let a odtud určil střed rozpínání mlhoviny i pravděpodobný čas počátku rozpínání na letopočet (1130 +/- 16) let za předpokladu, že je rozpínání rovnoměrné. Jelikož však příslušná supernova vzplanula již r. 1054, vyplývá odtud, že se rozpíná mlhoviny stále urychluje. Podobně nesouhlasí střed rozpínání mlhoviny s dnešní polohou pulsaru v Krabí mlhovině, což lze objasnit velkou prostorovou rychlostí pulsaru-izolované neutronové hvězdy a tudíž asymetrií vlastního výbuchu supernovy, jež udělila pulsaru příslušný "štulec". P. Caraveová a R. Mignani porovnali dosavadní určení vlastního pohybu pulsaru v Krabí mlhovině se snímky, pořízenými v intervalu necelých 2 let pomocí HST. Předcházející měření z r. 1977 dalo úhlovou rychlost pulsaru (15 +/- 3) milivteřin za rok, zatímco z jejich měření v letech 1997-8 vyplývá hodnota (18 +/- 3) milivteřin za rok, což při vzdálenosti pulsaru 2 kpc dává příčnou rychlost 148 km/s. A. Hillas aj. potvrdili, že z Krabí mlhoviny vychází záření gama v energetickém pásmu od 500 GeV do 8 TeV, a že magnetické pole mlhoviny dosahuje indukce 16 nT.
Podobně B. Aschenbach rozpoznal v tvrdém rentgenovém pásmu mladý a blízký pozůstatek po supernově RX J0852.0-4622 na okraji známého pozůstatku v souhvězdí Plachet v galaktické šířce -1,5deg. Tvrdí, že z pozorování plyne nízké stáří tohoto pozůstatku menší než 1500 roků a vysoká teplota nad 30 MK. Objekt o úhlovém průměru plné 2deg je od nás blíže než 1 kpc a rozpíná se rychlostí alespoň 2000 km/s. Týž objekt nezávisle rozpoznali také A. Iyudin aj. kteří uvádějí vzdálenost pouze 200 pc a rychlost rozpínání dokonce 5000 km/s. Jde tedy vlastně o nejbližší pozůstatek supernovy moderních astronomických dějin. Titíž autoři připomínají, že Galaxie je naštěstí téměř dokonale průhledná pro záření gama v pásmu energií MeV, kde se nalézá čára 1,16 MeV, odpovídající radioaktivnímu 44^Ti s poločasem rozpadu 90 let. Právě tuto čáru našla aparatura COMPTEL na družici Compton v r. 1994 pro proslulý rádiový zdroj a pozůstatek supernovy Cas A, a to je též návod, jak dohledat všechny blízké mladé pozůstatky po supernovách, které se konvenčními prostředky astronomie dosud nepodařilo najít.
T. Tanimori aj. nalezli pomocí dalekohledu Cangaroo záření gama o energiích řádu TeV u pozůstatku supernovy z r. 1006 v souhvězdí Vlka a pro pulsar v Krabí mlhovině nalezli dokonce pulsující složku záření gama o energiích až 50 TeV. Tím dále posílili věrohodnost domněnky, že extrémně energetické kosmické záření vzniká urychlováním částic v pozůstatcích po supernovách. Obecně se ostatně uvnitř pozůstatků supernov nacházejí spíše rentgenové než rádiové pulsary. S. Merenghetti studoval malou zatím šestičlennou skupinu rentgenových pulsarů s periodami 5 -- 12 s, které jsou buď izolovanými neutronovými hvězdami, anebo dvojhvězdami s málo hmotným průvodcem neutronové hvězdy. Pouze ve dvou případech se mu však podařilo nalézt souvislost takového pulsaru s pozůstatkem supernovy, ale mnohé jiné pozůstatky mají ve svém centru neproměnné bodové rentgenové zdroje, jež se těmto rentgenovým pulsarům nápadně podobají - není vyloučeno, že to souvisí s extrémně vysoko hodnotou indukce jejich magnetického pole. M. Baring a A. Hardingová tvrdí, že právě rádiově tiché pulsary mohou vynikat magnetickými poli o indukci nad 3 GT, a že to je prakticky jisté pro anomální rentgenové pulsary s dlouhými pulsními periodami, které se rychle prodlužují díky extrémním hodnotám magnetického pole řádu až 10^11 T! Při těchto rekordních polích je totiž potlačena tvorba párů elektron-pozitron, jež normálně slouží jako zdroje rádiově usměrněných svazků, a místo nich zde máme pouze energetické fotony tvrdého rentgenového záření. Typickým příklad je "měkký rentgenový blýskač" SGR 1806-20.
P. Caraveová aj. zkoumala mladý pozůstatek supernovy PSR 0540-60 ve Velkém Magellanově mračnu, starý pouze 1600 let; jde tedy o nejbližší známou předchůdkyni proslulé supernovy 1987A. Uvnitř pozůstatku se nachází pulsar s periodou 0,05 s, jenž jeví impulsy v rádiovém, optickém i rentgenovém oboru. Na snímcích pozůstatku z HST je vidět prstencová struktura, nejspíše pocházejí od předchůdce supernovy, neboť je starší než 10 000 let. C. Eck aj. odhalili rádiové záření pozůstatku supernovy 1923A v galaxii M83, vzdálené od nás 4,1 Mpc. Anténou VLA naměřili tok 0,3 mJy na vlnové délce 0,2 m a 0,093 mJy na 0,06 m. Galaxie vyniká tím, že v ní již bylo objeveno 6 supernov. K. Weiler aj. ukázali, že anténa VLA má na vlnové délce 0,06 m schopnost odhalit rádiové záření po výbuchu supernov až do vzdálenosti 100 Mpc a výhledově až pro červené posuvy z = cca. 1, což by velmi usnadnilo kalibraci kosmologických vzdáleností galaxií. T. Totani aj odhadovali možnosti odhalit neutrinové záblesky při výbuchu supernov stávajícími detektory a ukázali, že je vysoce pravděpodobná detekce všech supernov, které by vzplanuly uvnitř naší Galaxie do vzdálenosti 10 kpc od Slunce a jistou naději skýtají i supernovy, vzdálené méně než 50 kpc od Slunce.
Loni uplynula právě tři desetiletí od objevu pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem, kteří v únoru 1968 oznámil objev prvních 4 rádiových pulsarů. Právě při tomto kulatém výročí radioastronomové v australském Parkesu nalezli již 1000. pulsar během rozsáhlé rádiové přehlídky, která podle A. Lyna aj. přidala do katalogu již na 200 nových pulsarů. Pravděpodobný počet normálních (dlouhoperiodických) pulsarů, pozorovatelných v principu ze Země, činí pro naši Galaxii asi 30 tisíc, stejně jako počet milisekundových pulsarů. Jelikož však rádiové signály pulsarů jsou usměrněny do úzkých svazků, skutečný počet současně aktivních normálních pulsarů v Galaxii odhadli autoři australské přehlídky na 160 000.
Mezi dosud objevenými rádiovými pulsary mají zvláštní postavení "tři mušketýři" - mladé osamělé neutronové hvězdy o stáří řádu 10^5 let: PSR J0633+174 (Geminga), B0656+14 a 1055-52. E. Korpela a S. Bowyer hledali osamělé neutronové hvězdy v pásmech EUV záření 4 -- 19 nm a 16 -- 38,5 nm a objevili tak celkem pět případů: Geminga, B0656+14, Her X-1 (J1657+3520), RX J1856-3754 a J0437-4715. S. Kulkarni a M. van Kerkwijk objevili osamělou slabě magnetickou neutronovou hvězdu v podobě jasného měkkého rentgenového zdroje RX J0720.4-3125 s pulsní periodou 8,4 s, k němuž vzápětí našli optický protějšek B = 26,6 a R = 26,9. Neutronová hvězda nabírá patrně mezihvězdnou látku, a proto vysílá jednak tepelné optické a jednak akreční rentgenové záření. Ještě pozoruhodnější skupinku však tvoří velmi staré binární pulsary, složené z párů neutronových hvězd: PSR 1518+4904, 1534+12, 1913+16, 2127+11C a 2303+46. Jak uvádějí P. Leonard a J. Bonnell, vlivem ztráty energie gravitačním zářením splynou tyto soustavy za dramatických okolností (mohutný záblesk záření gama) v "dohledné budoucnosti" 220 až 4000 milionů let.
H. Bethe a G. Brown ukázali, že z velmi hmotných dvojhvězd vznikají dvojice černá díra-neutronová hvězda resp. pár neutronových hvězd. Pak může akrece na již existující neutronovou hvězdy způsobit její druhotné zhroucení na černou díru, což je osud, který údajně čeká prototyp binárních pulsarů 1913+16. Autoři dále zjistili, že páry černá díra-neutronová hvězda vznikají v Galaxii tempem 10^-4/rok, tedy o řád častěji, než páry neutronových hvězd, a to dává velkou naději detektoru gravitačních vln LIGO, jenž se nyní dokončuje ve Spojených státech. Splývání neutronových hvězd studovali rovněž L. Li a B. Paczynski. Po rychlém snížení tlaku kondenzuje nukleární kapalina na většinou radioaktivní jádra bohatá na neutrony. Radioaktivita pak dlouhodobě ohřívá rozpínající se obálku kolem soustavy. Výkon vyzářený v maximu jasnosti spadá do optického a ultrafialového pásma a my takové zdroje snad pozorujeme jako přechodná optická zjasnění.
I. Stairs aj. se podrobně zabývali binárním pulsarem PSR 1534+12, jenž se skládá ze dvou neutronových hvězd o stejné hmotnosti 1,34 M_o, vzdálených od nás pouze 1,1 kpc. Podrobná měření prokázala přítomnost nejméně pěti různých relativistických efektů, z nichž většina souhlasí s teorií s přesností lepší než 1%; jedině samotné gravitační brzdění je ověřeno s přesností pouhých 15%. Z teorie relativity vyplývá také efekt strhávání souřadnicové soustavy (Lensův-Thirringův efekt), jenž se patrně dá prokázat ve rentgenových dvojhvězdách, kde je jednou složkou rychle rotující černá díry a druhou běžná hvězda o nízké hmotnosti, a to díky kvaziperiodickým oscilacím, poukazujícím na relativistickou precesi testovacích částic. Jelikož testovací částice oběhnou v blízkosti černé díry mateřský objekt až 100krát za sekundu, je jejich precese snadno pozorovatelná. Někdy je dokonce patrná precese celého akrečního disku kolem černé díry. Jak uvádějí W. Cui aj. a L. Stella a M. Vietri, byly tyto řádově kHz oscilace pozorovány rentgenovou družicí RXTE a odtud se podařilo odvodit precesní kolísání řádu 10^1 Hz, v souladu s teorií.
H. Spruit a E. Phinney shrnuli důvody, proč neutronové hvězdy v rádiových pulsarech rychle rotují a proč se pohybují vůči okolním hvězdám vysokou prostorovou rychlostí. Při výbuchu supernovy II. typu se uvolňuje energie řádu 10^44 J, zatímco vazebná energie neutronové hvězdy dosahuje hodnoty 3.10^46 J. V první sekundě po zhroucení hvězdy je nitro supernovy silně konvektivní, takže hmota se uvnitř hvězdy pohybuje rychlostmi až 0,1 c a magnetické pole dosahuje neuvěřitelné indukce až 1 TT. Jelikož vlastní výbuch supernovy je téměř vždy vysoce anizotropní, získá vznikající neutronová hvězda vysokou prostorovou rychlost, která může nabýt hodnoty až 1500 km/s - vskutku průměrná prostorová rychlost rádiových pulsarů dosahuje plných 450 km/s, zatímco průměrné hvězdy v Galaxii mívají rychlosti pouze kolem 30 km/s. Budoucí pulsary mají vlastní počáteční rotační periody v rozmezí 0,02 -- 0,5 s. ale zmíněná anizotropie obvykle tuto periodu ještě zkrátí. Tím se však zmírní prostorová rychlost neutronové hvězdy, takže vskutku existuje nepřímá úměrnost mezi prostorovou rychlostí pulsarů a jejich impulsní periodou. Je-li počáteční perioda neutronové hvězdy vyšší než 2 s, tak z ní pulsar nikdy nevznikne.
Zcela konkrétně se domnívá R. Cowsik , že vysoké prostorové rychlosti rádiových pulsarů lze vysvětlit asymetrií při výronu neutrin z hroutícího se veleobra. Jelikož veleobři tříd OB rotují obecně velmi pomalu, měly by mít odtud pocházející zhroucené neutronové hvězdy rotační periody řádu stovek sekund, ale stejná asymetrie vede i ke značnému urychlení původních period. Z 558 zkoumaných pulsarů má více než 90% objektů pulsní (tj. rotační) periody v intervalu od 17 ms do 1,5 s a jejich střední hodnota vychází na 0,5 s. Cowsik odtud odvodil, že průměrná rotační perioda těsně po vzniku neutronové hvězdy-pulsaru činí jen 0,2 s. N. Glenddenning aj. upozornili, že rychle rotující neutronová hvězda ztrácí energii, což vyvolává další hroucení a roztavení neutronů na volné kvarky. Tento jev by snad bylo možné odhalit pozorováním nápadně velké změny impulsní periody rádiového pulsaru. Standardní skoky v periodě jsou však vyvolávány hvězdotřeseními na povrchu neutronové hvězdy, když se díky silným magnetickým polím láme tuhá kůra hvězdy. B. Link aj. zjistili, že se tak dlouhodobě zvětšuje úhel, svíraný rotační a magnetickou osobu neutronové hvězdy, takže výsledkem je nakonec ortogonální rotátor.
Nejrychlejším pulsarem s impulsní periodou 1,56 ms stále zůstává objekt PSR 1937+21, objevený již r. 1982. Koncem r. 1997 se díky družici ASCA podařilo nalézt jeho rentgenový protějšek se stejně krátkou periodou a šířkou hlavního impulsu pod 130 micros. Prakticky současně odhalila družice ROSAT rentgenové záření dalších milisekundových pulsarů PSR J1024-0719 a PSR 1744-1134. J. Mattox aj. rekonstruovali impulsní periodu výjimečného pulsaru Geminga na základě měření z rozličných umělých družic Země v pásmu záření gama za posledních 23 let. Zjistili, že za celé sledované období nenastal u této osamělé neutronové hvězdy žádný skok v periodě, takže budoucí efemerida do r. 2008 je přesná přinejmenším na 10% periody, tj. na 0,02 s. Soustavná kolísání periody jsou patrně vyvolána přítomností planety o hmotnosti alespoň 1,7 M_z, obíhající kolem neutronové hvězdy ve vzdálenosti 3,3 AU. J. Gil aj. objevili pomocí ruského radioteleskopu v Puščinu rádiové impulsy Gemingy na frekvenci 102,5 MHz s velmi širokým a proto málo zřetelným impulsním profilem - nicméně perioda 0,237 s výborně souhlasí s měřeními v ostatních spektrálních oborech.
R. Mignami aj. využili kamery FOC na HST k hrubé spektrální analýze pulsaru a tvrdí, že v pásmu kolem 600 nm je ve "fotometrickém" spektru (hvězda sama je totiž pouze 26 mag) zřetelná cyklotronové emise iontů vodíku a hélia, svědčící o silném magnetickém poli hvězdy kolem 40 MT. Jde o první případ, kdy máme po ruce přímé měření indukce magnetického pole osamělé neutronové hvězdy. Skutečné spektrum Gemingy však získali až C. Martin aj. spektrografem LRIS Keckova desetimetru počátkem r. 1997. Jak uvádějí, spektrum je zcela ploché kontinuum v pásmu 370 -- 800 nm, avšak s mezerou v úseku 630--650 nm, kterou autoři vysvětlují buď synchrotronovou emisí elektronů, nebo podobně jako předcházející autoři cyklotronovou emisí lehkých iontů v magnetickém poli řádu 10 MT.
M. Prochorov, K.Postnov, N. McClure-Griffithsová aj. podrobně zkoumali vysoce excentrický (e = 0,87) binární pulsar PSR 1259-63 v Kentaurovi, jehož průvodce SS 2883 je hvězdou třídy B2e, obklopenou cirkumstelárním diskem, do něhož vstupuje neutronová hvězda-pulsar jednou za 3,4 let a přiblíží se tak ke svému průvodci až na pouhých 24 poloměrů hvězdy SS 2883. Pulsar s impulsní periodou 48 ms, magnetickou indukcí 33 MT a vzniklý před 330 tisíci lety se nalézá ve spirálním ramenu Galaxie Sgr-Car ve vzdálenosti 1,5 kpc od Slunce. Týž objekt dále studovali N. Wex aj. kteří odvodili hmotnost průvodce 10 M_o, poloměr 6 R_o a rotační rychlost na úrovni 70% rychlosti kritické, při níž by se hvězda rozpadla vlivem odstředivé síly. V létě 1998 byl obnoven provoz proslulého 305 m radioteleskopu v Arecibu, jenž v posledních letech prodělal další omlazovací kúru. Prvním pulsarem, jenž byl vzápětí objeven renovovaným přístrojem, se stal objekt PSR J1907+09, jehož impulsy na frekvenci 1,4 GHz dosahují intenzity pouze 0,3 mJy při periodě 0,226 s. Malou intenzitu impulsů lze vysvětlit úctyhodnou vzdáleností 7 kpc od Země. Proto také na klasické frekvenci 430 MHz nebyl pulsar pozorovatelný.
R. Wijnands a M. van den Klis objevili loni v dubnu pomocí družice RXTE první milisekundový rentgenový pulsar J1808-369 s impulsní periodou 2,49 ms ve vzdálenosti 4 kpc. Vzápětí se podařilo nalézt i jeho optický protějšek V = 16,6 mag a K = 13,8. V jeho spektru byla pozorována emise Halpha o šířce 1000 km/s, ale objekt koncem dubna zeslábl. Podle D. Chakrabartyho a E. Morgana jde o rentgenovou dvojhvězdu s průvodcem o hmotnosti pouhých 0,15 M_o, který obíhá po kruhové dráze o minimálním poloměru 0,13 AU kolem neutronové hvězdy s hmotností 1,35 -- 2,0 M_o v periodě 2,0 h. Roční přenos hmoty z průvodce do tenkého disku kolem slabě magnetické neutronové hvězdy činí však nyní jen 10^-11 M_o/rok. Průvodce však během posledních stovek milionů let ztratil již polovinu své původní hmotnosti vinou rentgenového ohřevu a následného odpařování materiálu z povrchu a slabé magnetické pole zase usnadňuje akreci přenesené látky na povrch neutronové hvězdy, což výrazně urychlilo její rotaci. Zářivý výkon zdroje v tvrdém rentgenovém pásmu dosahuje hodnoty řádu 10^29 W. Podle N. Whitea byla existence takových dvojhvězd, jež jsou předchůdcem osamělých milisekundových pulsarů, předpovězena již před 15 lety, ale teprve velká sběrná plocha družice RXTE přispěla k nalezení tohoto spojovacího článku mezi rentgenovými dvojhvězdami a rádiovými milisekundovými pulsary, kde se neutronová hvězda chová jako hvězdný kanibal a nejpozději za miliardu let svého průvodce doslova pohltí.
Naproti tomu A. Mitra zpochybnil identifikaci černé díry v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-3, jelikož se mu nepodařilo potvrdit tvrzení o hmotnosti zhroucené složky kolem 17 Mo. Autor proto soudí, že v soustavě může být jedině málo hmotná černá díra, anebo dokonce poněkud přetučnělá neutronová hvězda. P. Chadwick aj. studovali dalšího kandidáta na černou díru, soustavu Cen X-3. V této rentgenové dvojhvězdě přetéká látka ze sekundární složky na akreující černou díru, a variace tempa přenosu hmoty se projevují proměnností rentgenového i gama záření v pásmu do 400 GeV. Nad touto hranicí až do 1 TeV je však tok záření gama dlouhodobě stálý.
I. Moskalenko aj. sestrojili nový model prototypu rentgenových dvojhvězd s černou dírou Cyg X-1 na základě pozorování v rentgenovém i gama pásmu spektra. Složky dvojhvězdy obíhají kolem sebe v periodě 5,6 dne po kruhové dráze s poloměrem 0,27 AU a zhroucená hvězda vykonává precesní pohyb v periodě 294 d. Zatím nejlepším důkazem o přítomnosti černé díry v soustavě jsou pozorované krátkodobé rentgenové variace toku s periodami řádu milisekund.
Černá díra se téměř určitě nalézá v rentgenové dvojhvězdě GRS 1915+105 v souhvězdí Orla, která byla rozpoznána v roce 1992 v pravděpodobné vzdálenosti 12 kpc od nás. Zhroucená složka o hmotnosti kolem 20 M_o je obklopena akrečním diskem, z něhož vybíhají dva protilehlé výtrysky, v nichž látka dosahuje rychlosti 92% rychlosti světla. Podle I. Mirabela a L. Rodrígueze jde o typický mikrokvasar v naší Galaxii. Jeho rádiová jasnost počala loni v červnu růst na 0,7 Jy v pásmu 2 GHz a 0,6 Jy na 8 GHz. Nepřímým důkazem výskytu černé díry v soustavě jsou kvaziperiodické oscilace s malou amplitudou a frekvencí 67 Hz, pozorované W. Cuim aj.
Počátkem června vzplanul přechodný zdroj XTE 1748-288 ve tvrdém rentgenovém pásmu, objevený družicí RXTE a potvrzený aparaturou BATSE na družici Compton. V rentgenovém oboru dosáhl brzy intenzity až 0,6 Kraba a navíc se o pár dnů později vynořil i jako rádiový zdroj ve frekvenčním pásmu 1,5 -- 22 GHz, když jeho rádiový tok dosáhl hodnoty až 0,6 Jy. Měření obří anténou VLA prokázala, že jde o plošný rádiový zdroj, který se vůči pozadí pohybuje rychlostí 0,03arcsec/den. Družice RXTE odhalila vzápětí kvaziperiodické oscilace, což zvyšuje naději, že jde o dalšího kandidáta na hvězdnou černou díru.
Tatáž družice objevila přechodný rentgenový zdroj XTE J2123-058 koncem téhož měsíce ve vysoké galaktické šířce -36deg, jenž dosáhl ve tvrdém pásmu X toku 0,1 Kraba. O den později byl rozpoznán i jako hvězda V =16,4 mag a její spektrum s řadou emisních čar odpovídalo málo hmotné rentgenové dvojhvězdě v období překotné termonukleární reakce na povrchu neutronové hvězdy. Světelná křivka jevila periody 5,95 h a dále 7,2 d, což se vysvětluje jednak oběžným pohybem v zákrytové dvojhvězdě a jednak precesí akrečního disku kolem neutronové hvězdy. V polovině srpna hvězda zeslábla na R = 19,1, ale současně zesílila sinusoidální orbitální modulace jasnosti z amplitudy 0,8 mag na 1,4 mag. Koncem téhož měsíce však rentgenový zdroj nápadně zeslábl a orbitální modulace se zcela vytratila.
Počátkem září se vynořil přechodný rentgenový zdroj XTE J1550-564 souběžně s rádiovým protějškem a o tři dny po něm následujícím protějškem optickým, jenž dosáhl V = 16 mag. Spektra z poloviny září odhalila široké emise vodíku a ionizovaného hélia, odpovídající rychlostem rozpínání až 1650 km/s. V té době dosáhl rentgenový tok hodnoty 3,2 Kraba, ale 19. září 1998 byl pozorován výbuch 6,8 Kraba, což ze zdroje učinilo nejjasnější rentgenovou novu, pozorovanou družicí RXTE! Po maximu pak nastalo pomalé odeznívání s kvaziperiodickými oscilacemi o frekvenci 184 Hz a poklesem rentgenového toku na 1,3 Kraba. Z oscilací lze usoudit, že jde o dvojhvězdu, v níž je kompaktní složkou hvězdná černá díra. Dosud totiž známe jen tři rentgenové dvojhvězdy, v nichž jsou frekvence oscilací vyšší než 50 Hz.
Tím třetím vzadu je zdroj GRO 1655-40 v souhvězdí Štíra s frekvencí oscilací 298 Hz (perioda 3,4 ms). Podle R. Hynese aj. jde o přechodný zdroj měkkého rentgenového záření, vynikající "nadsvětelnými" výtrysky. Poprvé byl pozorován družicí Compton v červenci 1994 a identifikován jako rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti průvodce. Ze spekter, pořízených FOS HST, vyplynulo, že objekt je od nás vzdálen 3,2 kpc, složky kolem sebe obíhají v periodě 2,63 d a primární složka má hmotnost 7,0 M_o při sklonu 70deg. Podle E. Regöse aj. má sekundární složka hmotnost 2,3 M_o a předává ročně černé díře 1,3.10^10 M_o, ačkoliv zcela nevyplňuje příslušný Rocheův lalok. Černou díru obklopuje rozsáhlý akreční disk, v němž se pozorují četné nestability. Poněkud sporným kandidátem na hvězdnou černou díru je dle E. Harlaftise aj. rentgenová dvojhvězda J0422+32, jejíž spektrum získali prostřednictvím Keckova dalekohledu. Při poměru hmotností složek 0,12 činí projekce relativní orbitální rychlosti 90 km/s, ale spodní mez hmotnosti primární složky činí pouze 1,4 M_o, přičemž sekundární složka spektrální třídy M2 poskytuje 61% světla soustavy v pásmu R.
Proslulý "rychlý blýskač" MXB 1730-335 se projevil celkem 31 rentgenovými záblesky v pásmu 5,5 -- 16 keV mezi listopadem 1996 a únorem 1998. Z rozboru profilů záblesků vychází rotace neutronové hvězdy v periodě 6,5 ms. Počátkem srpna se zjasnil na 1 Kraba a v tu dobu byly pozorovatelné silné kvaziperiodické oscilace rentgenového záření s frekvencemi 2 -- 3 Hz. Počátkem dubna loňského roku zeslábla proměnná hvězda CI Cam, jež je běžně kolem 10 mag, asi o půl magnitudy během 18 h. Jde o optický protějšek rentgenového zdroje XTE J0421+560, který je od nás vzdálen 1 kpc a podobá se známé rentgenové dvojhvězdě SS 433 s protilehlými relativistickými výtrysky. Rádiová měření pomocí VLA vykonaná následujícího dne na frekvenci 22,5 GHz potvrdila, že rádiové uzlíky, vycházející ze zdroje, se od něho vzdalují projektovanou rychlostí 0,026arcsec/d, tj. 0,15 c. V rentgenovém spektru se objevila čára železa o energii 6,7 keV. Rentgenový nástup vzplanutí zdroje proběhl během 0,1 dne a následný exponenciální pokles byl o něco povlovnější se spádem 0,6 dne. V pásmu tvrdého rentgenového záření dosáhl zdroj maxima již 31. března 1998 na úrovni 1,1násobku záření Krabí mlhoviny. V polovině září 1998 se opět začal zjasňovat optický protějšek V1333 Aql rentgenové dvojhvězdy Aql X-1, jehož světelná křivka je modulována v periodě 18,95 h. Koncem září však protějšek opět zeslábl a právě tehdy se podařilo pomocí Keckova dalekohledu zobrazit obě složky dvojhvězdy v infračerveném pásmu K; jejich vzájemná úhlová vzdálenost činí 0,46arcsec.
Prakticky současně znovuobjevila družice RXTE přechodný zdroj GRO J1944+26 v tvrdém rentgenovém oboru 2 -- 60 keV s tokem 0,11 Kraba. Rentgenový zdroj jeví 30% pulsace s periodou 15,8 s s jedním či dvěma vrcholy na světelné křivce, v závislosti na energii záření. Objekt byl posléze ztotožněn s přechodným rentgenovým zdrojem 3A 1942+274, nalezeným družicí Ariel 5 již r. 1976, takže jde o jeho rekurenci. Je pravděpodobné, že na tomto místě se nachází hvězda třídy B, vzdálená od nás 4 kpc. Družice ROSAT odhalila koncem r. 1996 měkké rentgenové záření pulsaru RX J0052.1-7319 v Malém Magellanově mračnu s rotační periodou 15,3 s. Aparatura BATSE vzápětí prokázala, že pulsar září také v tvrdém rentgenovém oboru nejméně do 50 keV. Při známé vzdálenosti Mračna odtud vychází rentgenový zářivý výkon 1,1.10^30 W. Souvislá měření do konce loňského roku poukázala na zrychlování rotace tempem 5,4.10^-11. I. Kreykenbohm aj. studovali pomalý rentgenový pulsar
Vela X-1 = 4U 0900-40 = HD 77581, jenž je zákrytovou dvojhvězdou, vzdálenou od nás 2,0 kpc a skládající se z veleobra B0Ib o hmotnosti 23 M_o a neutronové hvězdy, která kolem něho obíhá v periodě 8,96 dne. Neutronová hvězda akreuje hvězdný vítr veleobra rychlostí 4.10^-6 M_o/rok. Rentgenový pulsar má mimořádně dlouhou periodu 283 s a družice RXTE zjistila již počátkem r. 1996, že ač profil impulsů zůstává zachován, jejich intenzita značně kolísá až o řád od maxima na úrovni 4.10^29 W. S. Portegies Zwart a L. Jungelson zjistili, že průměrné stáří soustav binárních neutronových hvězd se pohybuje od 100 milionů do 1 miliardy let, a že tempo jejich vzniku činí 3,4.10^-5/rok, zatímco tempo jejich splývání následkem gravitačního vyzařování dosahuje 2.10^-5/rok. Pokud jsou proslulé zábleskové zdroje záření gama usměrněny do svazku s vrcholovým úhlem několika obloukových stupňů, odpovídá četnost splývání neutronových dvojhvězd frekvenci výskytu zmíněných zábleskových zdrojů. W. Kluzniak a W. Lee zjistili, že při splývání neutronové hvězdy s černou dírou může jádro neutronové hvězdy takovou katastrofu přežít jako izolované těleso. M. Ruffert a H. Janka simulovali na superpočítači srážku dvou neutronových hvězd a ukázali, že přitom vzniká neutrinový tok o výkonu až 4.10^47 W, trvající několik milisekund. Anihilace párů neutrino-antineutrino vede k zářivému výkonu řádu 10^45 W a anihilace párů pozitron-elektron dává 10^43 W během cca 10 ms. Z jejich výpočtů vyplývá tempo splývání neutronových dvojhvězd v Galaxii řádově na 10^-5/rok.
E. Ergma a E. van den Heuvel studovali 7 známých rentgenových dvojhvězd, v nichž je zhroucenou složkou patrně černá díra a kde její průvodce je málo hmotná hvězda. Odtud odvodili, že průměrná hmotnost těchto černých děr v soustavách měkkých přechodných zdrojů rentgenového záření dosahuje až 15 M_o a jejich hvězdní předchůdci proto museli mít původní hmotnost vyšší než 20 M_o.
Je zcela nepochybné, že tento obor výzkumu patří dnes k těm nejnapínavějším v moderní astronomie i astrofyzice a ani roční odstup nedovoluje dostatečně rozlišit podstatné objevy od efemérních aktualit i vyslovených omylů. Příkladem budiž teoretické modely povahy zábleskových zdrojů záření gama (GRB), jež byly publikovány v poslední dekádě. V r. 1986 přišel B. Paczynski s nápadem, že jde o splynutí dvou neutronových hvězd a o pět let později uveřejnil také model se splynutím černé díry s neutronovou hvězdou. V dalším roce navrhl D. Usov, že příčinou GRB je zhroucení bílého trpaslíka o hmotě na Chandrasekharově mezi na neutronovou hvězdu, zatímco S. Woosley usoudil, že může jít o nepovedený výbuch supernovy, tj. o přímé zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru. Nejnověji opět Paczynski nabídl tzv. hypernovu, kdy mimořádně hmotná a rychle rotující hvězda ve dvojhvězdě se zpomalí, následkem čehož se zhroutí na černou díru. Při hmotnosti rotující černé díry kolem 10 M_o je její rotační energie 5.10^47 J a může být příslušnými procesy (Blandfordův-Znajekův mechanismus) extrahována navenek. Paczynski soudí, že v okolí takového objektu dosahuje indukce magnetického pole neuvěřitelné hodnoty až 100 GT. Není divu, že takové útvary jsou asi o pět řádů vzácnější než supernovy II. typu.
V současné době se vskutku zdá, že GRB zahrnují více různých typů mechanismů, takže předešlé nápady se navzájem nevylučují. Vskutku také I. Horváth tvrdí, že podle délky trvání GRB lze rozlišit tři třídy objektů: I - s trváním kratším než 2,5 s; II - s trváním v intervalu 2,5 -- 7,0 s; III - s trváním nad 7,0 s. Splynutím neutronových hvězd se velmi podrobně zabývali M. Ruffert a H. Janka, jak jsem již uvedl v předešlém odstavci. Splynutím vzniká černá díra, obklopená akrečním toroidem o hmotnosti až několika desetin M_o. Ve směru rotační osy černé díry je účinnost uvolňování energie nejvyšší, a navíc v tom směru příliš nepřekáží baryonní hmota řádu nanejvýš 10^-5 M_o. To je důležité pro hladké vyzáření paprsků gama směrem do vnějšího kosmického prostoru. Autoři odtud odvozují, že svazky záření gama jsou usměrněny do kuželů s vrcholovými úhly od několika stupňů až do desítek stupňů. V blízkosti toroidu se energie nejprve ukládá díky anihilaci párů neutrina-antineutrina tempem až 4.10^43 W. To samo však ještě nestačí ke vzniku GRB, ale takto vyzářená energie je obsažena v tak rychle rotujícím materiálu, že se ihned nezřítí na černou díru a tak vzniká časová prodleva, která umožní vyzářit fotony gama. Model je velmi univerzální a má mnoho variant, takže jím lze dobře vysvětlit i pozorovanou četnost GRB. Odpovídající zářivé výkony při GRB pak díky usměrnění svazků dosahují hodnot řádu "jen" 10^44 W.
Vznikem neutrin před výbuchem GRB se rovněž zabýval M. Vietri. Tvrdí, že zejména ultraenergetická neutrina s energiemi nad 10 EeV se hodí i pro vysvětlení, odkud se berou stejně energetické částice kosmického záření, takže právě GRB mohou posloužit i pro řešení záhady výskytu těchto energetických částic. W. Kluzniak upozornil, že pokud se potvrdí mechanismus oscilace neutrin, pak lze v tzv. sterilních (nedetektovatelných) neutrinech uložit při vzplanutí GRB až 10^45 J energie, a tu pak výhodně přenést do prostředí bez baryonů, což - jak již víme - je zvláště příznivé pro emisi fotonů gama.
B. Qin aj. počítali průběh zhroucení neutronové hvězdy v hmotné dvojhvězdě na černou díru a dospěli rovněž k uvolněné energii řádu 10^47 J. Příčinou zhroucení je v tomto případě akrece materiálu ze druhé složky dvojhvězdy na černou díru tak dlouho, až se překročí spodní mez hmotnosti pro černé díry kolem 3 M_o. Další možností je však ochlazení rychle rotující neutronové hvězdy mohutnou emisí neutrin, jež odnesou velkou energii. Konečně R. Sari vysvětluje pozorované optické dosvity jako srážku relativisticky se rozpínající baryonově "špinavé" ohnivé koule GRB s interstelárním prostředím. J. Bloom aj. pozorovali optický dosvit GRB 970508 ještě 200 a 300 dnů po vzplanutí a zjistili, že se pokles světelné křivky výrazně zpomalil. Poloha zdroje se liší od polohy středu mateřské galaxie pouze o 0,37arcsec, což při kosmologickém červeném posuvu z = 0,835 představuje projektovanou vzdálenost zdroje od centra galaxie jen 2,7 kpc. Samotná galaxie má jen 12% zářivého výkonu naší Galaxie, takže patří mezi trpasličí soustavy, ovšem s překotnou tvorbou hvězd. R. Wijers soudí ze statistiky vzdáleností GRB, že v této populaci objektů pozorujeme silný výběrový efekt, takže mnoho z nich vznikalo v raných fázích vesmírného vývoje v době překotné tvorby hvězd v galaxiích. Zářivé výkony GRB totiž dosahují až 8.10^44 W a v dané galaxii dochází ke vzplanutí jednoho GRB v průměrném intervalu 40 milionů let. Podobně P. Bagot aj. tvrdí, že asi miliardu let po vzniku eliptických galaxií v nich probíhá překotná tvorba hvězd a následkem toho i splývání párů neutronových hvězd, vedoucí k úkazům GRB. Také V. Dokučajev aj. si myslí, že jevy GRB jsou přirozenou součástí vývoje galaxií, neboť epochy překotné tvorby hvězd v nich musí být následovány vznikem mnoha kompaktních hvězdných pozůstatků v podobě neutronových hvězd a černých děr.
Splývání kompaktních zbytků hvězd byla ostatně předpovězena S. Blinnikovem aj. již r. 1984 a jejich četnost by mohla být až o dva řády vyšší, než počet pozorovaných GRB, což by nasvědčovalo výraznému usměrnění záblesků do úzkého kužele. Zejména A. Dar kritizuje standardní model rozpínající se ohnivé koule a tvrdí, že GRB jsou relativistické výtrysky, mířící zhruba na pozorovatele, takže v rádiovém oboru bychom měli pozorovat superluminální expansi na úrovni až 5c. Proto také četnost tvrdších GRB (> 1 MeV) je prý mnohem vyšší, než pozorujeme. Naproti tomu T. Totani model ohnivé koule hájí a tvrdí, že GRB vznikají disipací energie relativisticky se rozpínající ohnivé koule, kde synchrotronové záření protonů dosahuje energií řádu až 10^21 eV (!), je zachyceno v magnetickém poli koule a vyzářeno se zpožděním i několika dnů. V relativistických protonech by mohla být uložena energie řádu 10^49 J, což dle autora skoro určitě znamená, že k emisi fotonů dochází v úzce směrovaných svazcích. Vzácně pozorované fotony v pásmu GeV, přicházející od GRB se zpožděním řádu hodin, by pak bylo možné vysvětlit jako synchrotronové záření relativistických elektronů.
O hledání GRB v pásmu nad 20 TeV se však v letech 1992-93 marně pokoušeli L. Padilla aj. prostřednictvím aparatury HEGRA AIROBICC na Kanárských ostrovech, ale Totani uvádí, že naděje na zachycení těchto velmi energetických fotonů je možná pouze pro GRB s červeným posuvem z < 0,2 - a takové asi dosud pozorovány nebyly (nepočítáme-li hypernovu 1998bw a měkké rekurentní zdroje SGR, které mají jiný původ).
M. Deng a B. Schaefer studovali trvání jasných a slabých GRB ve 4. katalogu BATSE z družice Compton a prokázali, že slabé zdroje jsou statisticky 1,9krát delší než jasné, což prokazuje nepřímo jejich kosmologický původ, neboť má jít o projev relativistické dilatace času pro kosmologicky nejvzdálenější a tudíž i nejslabší objekty. R. Burenin aj. našli poměrně dobrou korelaci mezi rozložením GRB na jedné straně a rozložením kvasarů, aktivních galaktických jader a blazarů na straně druhé. Šlo o 327 aktivních objektů s červenými posuvy v rozmezí 0,1 < z < 0,32, které korelují s jasnými GRB. Autoři proto soudí, že průměrný červený posuv pro slabé GRB se pohybuje kolem z = cca. 1. Pouze T. Bulik aj. s kosmologickou povahou GRB nesouhlasí a stále ještě hájí domněnku, že GRB jsou neutronové hvězdy o velmi vysokých prostorových rychlostech až 800 km/s, které je zanesly do hala či koróny Galaxie. Pokud jsou GRB izotropními zářiči, pak se prý nacházejí ve vzdálenostech 130 = cca. 350 kpc, kdežto září-li usměrněně, pak stačí vzdálenosti 80 -- 250 kpc. Dočista odlišné modely GRB navrhli G. Fuller a X. Shi a C. Fryer a S. Woosley. První dvojice autorů soudí, že GRB vznikají při gravitačním zhroucení supermasívních objektů o hmotnosti nad 1000 M_o. Takové objekty by mohly vznikat v jádrech galaxií, popřípadě srážkami hvězd v kulových hvězdokupách; tak lze uvolnit energie řádu až 10^46 J. Druzí dva badatelé naopak soudí, že černá díra může splynout se svým průvodcem - héliovým červeným obrem, přičemž se prostřednictvím magnetické interakce s akrečním diskem černé díry uvolní rotační energie černé díry, takže pak pozorujeme GRB.
Podobně B. Hansen a C. Murali vidí příčinu GRB ve splynutí neutronové hvězdy se svým méně vyvinutým průvodcem, čímž se hvězda zhroutí na černou díru. H. Spruit zase uvažuje o silně magnetických rentgenových dvojhvězdách, v nichž je neutronová hvězda s polem řádu kT roztočena na vysoké obrátky díky přenosu látky ze sekundární složky. Díky gravitačnímu záření dochází k tak velké ztrátě momentu hybnosti, že se původní magnetické pole zesílí až na neuvěřitelnou hodnotu 10 TT během pouhých několika měsíců, a to následkem zamotání pole diferenciální rotací neutronové hvězdy. Na povrchu neutronové hvězdy se tak vynoří pole o indukci řádu 1 TT a to vyvolá GRB o trvání 1 -- 100 s a energii až 10^45 J. Dříve navržená možnost, že GRB představují fázový přechod neutronové hvězdy na tzv. podivnou (kvarkovou) hvězd, se nepotvrdila. Přesto však U. Pen aj. navrhují mechanismus rozpadu baryonů v neutronové hvězdě jako zdroj GRB. Představují si, že během pouhé 0,1 ms se celá hvězda změní na záření o výsledné energii řádu 10^47 J. Pak by existence GRB byla přímým důsledkem známé asymetrie v počtu částic a antičástic ve vesmíru. Konečně R. Popham aj. tvrdí, že pokud je černá díra přiživena náhlou hyperakrecí z disku tempem 0,01 -- 10 M_o/s (!!), disk se náhle ztenčí a objeví se výtrysky s hustotou až 10^15 kg.m^-3, které vyvolají GRB o energii až 10^45 J.
Se zcela originálním nápadem přišli M. Vietri a L. Stella, kterým k vysvětlení povahy GRB stačí osamělá "přetučnělá" neutronová hvězda, jež velmi rychle rotuje a díky momentu hybnosti se brání zhroucení na černou díru. Rychlost rotace se však díky silnému magnetickému poli pozvolna prodlužuje až do chvíle, kdy již kompaktní hvězda nedokáže odolat spontánní implozi na černou díru. Tento model má z fyzikálního hlediska řadu předností a autoři pro něj navrhují termín supranova. Když všechny družice pro obor gama zaznamenaly koncem roku 1997 další vzplanutí GRB 971214 (UMa), málokdo mohl tušit, že jde o zcela jedinečný úkaz. Optický dosvit totiž zpočátku zcela překryl mateřskou galaxii s R = 25,6 v úhlové vzdálenosti 0,14arcsec od GRB, takže až poté, když zeslábl, bylo možné pořídit Keckovým dalekohledem její spektrum. Jak ukázali S. Kulkarni aj., jde o dosud nejvzdálenější GRB, neboť červený posuv galaxie činí z = 3,42 (vzdálenost cca 3 Gpc), což dle R. Wijerse odpovídá stáří 1/7 dnešního věku vesmíru. To ovšem znamená,že po dobu několika sekund se zářivý výkon tohoto GRB vyrovnal zářivému výkonu celého okolního pozorovatelného vesmíru !!
J. Gorosabel aj. objevili infračervený dosvit zdroje již 3,5 h po výbuchu s magnitudou K = 18,0, která se neměnilo až do doby 10 h po výbuchu. J. Halpern aj. pozorovali optický dosvit 13 h po explozi a obdrželi hodnoty R kolem 19,5 mag, které při zmíněné vzdálenosti zdroje v přepočtu znamenají, že při výbuchu se uvolnilo 16% klidové hmotnosti Slunce! Optický dosvit během dvou týdnů zeslábl zhruba o 3 mag a úhrnná energie výbuchu ve všech spektrálních oborech tak podle A. Ramaprakashe aj. dosáhla 2.10^44 J. Zmínění autoři proto usuzují, že v tomto případě šlo o naprosto výjimečný úkaz přímého zhroucení masivní hvězdy na černou díru, tzv. hypernovu. G. Preparata aj. uvažovali model černé díry, obklopené tzv. dyadosférou. Ta je definována jako oblast, v níž je elektromagnetické píle tak silné, že převyšuje kritickou hranici pro spontánní tvorbu párů elektron-pozitron. Jejich anihilací pak lze objasnit extrémní energii GRB 971214. A. Mitra tvrdí, že zdroje GRB 970508 a 971214 mají téměř určitě svazek záření gama usměrněný k nám, takže opravdu lze očekávat energie vzplanutí až 10^46 J. To nelze přenést pouze elektromagnetickými vlnami, takže vzplanutí musí předcházet krátký mocný výbuch neutrin s úhrnnou energií řádu 10^48 J. To je velmi nadějná zpráva pro konstruktéry detektorů kosmických neutrin s energiemi částic řádu 1 GeV. Jak patrno, fantazie teoretiků je skoro tak nevyčerpatelná jako samo téma GRB, ale o tom, jak je to doopravdy, rozhodnou nakonec další a komplexnější pozorování.
První dobrou identifikaci v loňském roce přinesla pozorování zdroje GRB 980326 v poloze 0836-1851 (Pup). Poměrně měkké vzplanutí gama trvalo pouze 5 s, ale i to stačilo k nalezení optického protějšku R = 21,7 o den později. Optický objekt rychle slábl, takže P. Groot aj. našli pod ním konstantní zdroj 25,5 mag, jenž je skoro nepochybně mateřskou galaxií. O pouhé tři dny později zaznamenaly družice GRB 980329 v poloze 0702+3850 (Aur) v trvání 10 s, jenž 7 h po explozi jevil dosvit ve tvrdé rentgenové oblasti na úrovni 6 Krabů. Ještě týž den byl nalezen infračervený protějšek I = 20 a další den R = 23,6. Objekt byl 1. dubna nejjasnější v pásmu J = 17,7. Jak uvedli E. Palazzi aj., během dvou dnů zeslábl objekt v pásmu R na 25 mag, ale zato se 5. dubna vynořil v mikrovlnném pásmu 850 microm na úrovni 5 mJy, leč po třech dnech i zde zmizel v šumu pozadí. Pokud předpokládáme, že zdroj vzplanul v kosmologické vzdálenosti, odpovídající z = cca. 1, pak energie uvolněná v pásmu gama dosáhla 3.10^45 J a mohlo jít o již zmíněnou hypernovu. G. Taylor aj. nalezli rádiový dosvit v pásmu 1,4 -- 90 GHz již první den po vzplanutí a pozorovali pak jeho proměnné rádiové záření po dobu celého dubna. Po dvou týdnech zmizely interstelární scintilace rádiového záření, neboť okolohvězdný prach zřejmě dostatečně prořídl. Podle J.'t Zanda aj. šlo o zatím vůbec nejjasnější gama a rentgenové vzplanutí, zaznamenané družicí BeppoSAX, s mimořádně tvrdým vzhledem energetického spektra.
Tato jedinečná družice nalezla dle C. Wolfa od ledna r. 1997 do července 1998 již 14 GRB s přesnými (na cca 1arcmin) polohami rentgenových protějšků. Rentgenové dosvity se podařilo najít ve 13 případech a pokaždé jejich jasnost klesala s -1,1 až -1,6. mocninou času, což svědčí pro velmi silné usměrnění záblesků směrem k pozorovateli.
Další vzplanutí se odehrála 25. dubna, trvalo 30 s v pásmu záření gama a bylo následováno rentgenovým dosvitem o intenzitě až 3 Kraby v poloze 1935-5250 (Tel) a identifikováno také rádiově. K úžasu všech pozorovatelů v témže místě oblohy ve spirální galaxii s příčkou ESO 184-G82 vzplanula o 0,9 dne po GRB supernova 1998bw, jež dosáhla R =15,0 a 8. května 1998 se dokonce zjasnila na V = 13,9, jak jsem se už o tom zmínil v odstavci o loňských supernovách.
O ztotožnění obou jevů se zasloužili K. Iwamoto aj., kteří uvádějí, že předchůdcem supernovy byla hvězda o původní hmotnosti kolem 40 M_o, která však většinu své hmoty poztrácela hvězdným větrem, popřípadě přenosem hmoty na druhou složku dvojhvězdy. Těsně před gravitačním zhroucením měla proto hmotnost již jen 12,4 M_o a její nitro se skládalo převážně z uhlíku a kyslíku. Zhroucení vedlo ke vzniku rychle rotující černé díry, obklopené silným magnetickým polem. Toto pole pak dokáže "vytáhnout" zpět do prostoru rotační energii samotné černé díry. Kompaktní zbytek má údajně mít hmotnost 2,9 M_o, zatímco 9,5 M_o bylo vyvrženo do okolního prostoru. Supernova dosáhla maxima 17. den po vzplanutí, tj. zářivého výkonu 1,6.10^36 W, což je o řád více než pro běžné supernovy tříd Ib/Ic.
Podle S. Kulkarniho aj. spočívá anomálie supernovy také ve velmi brzkém (po 3 dnech od výbuchu na cm a po 12 dnech na dm vlnách) pozorování rádiového záření se superluminálním rozpínáním fiktivní rychlostí alespoň 2c. To značí, že rázová vlna nesla energii alespoň 10^42 J. Proto autoři podporují názor, že šlo fakticky o hypernovu. J. Bloom aj. ji definují pomocí rychlosti rozpínání cárů výbuchu vyšší než 50 000 km/s a připomínají, že 1998bw je rádiově dosud nejjasnější pozorovaná supernova vůbec. Pozorovaný záblesk GRB lze vysvětlit za předpokladu osové souměrnosti výbuchu supernovy, kdežto nejjednodušší kulová souměrnost výbuchu by k takovému úkazu nevedla.
L. Wang a J. Wheeler soudí, že příslušný GRB byl výrazně usměrněn do úzkého svazku, takže skutečná četnost GRB by pak měla být až o dva řády vyšší než pozorovaná. R. Perna a A. Loeb se domnívají, že záření GRB určitě není usměrněno v následném rádiovém dosvitu, a odtud lze zpětně odhadnout, že vrcholové úhly svazků krátkovlnného záření GRB jsou větší než 6deg. Správné určení velikosti vrcholového úhlu má ovšem dramatický vliv na odhad zářivých výkonů resp. uvolněné energie GRB. I když první GRB byly rozpoznány v oboru gama, v zásadě nyní nic nebrání tomu hledat je rovnou v optickém či dokonce v rádiovém oboru spektra, přestože technicky jde o velmi složitý úkol.
Následující GRB 980515 ukázal 10 h po vzplanutí rentgenový dosvit v poloze 2116-6712 (Oct) o intenzitě 1,5 Kraba, načež následoval GRB 980519 v poloze 2322+7716 (Cep) s tvrdým rentgenovým dosvitem o intenzitě až 2,5 Kraba a optickým protějškem, který během dne zeslábl z R = 19,1 na 22,1 mag. Dalším rentgenově identifikovaným zdrojem se stalo vzplanutí GRB 980613 o trvání 50 s v poloze 1018+7127 (UMa), přičemž jasnost dosvitu v tvrdém rentgenovém pásmu dosáhla 0,6 Kraba. Počátkem července byl identifikován zdroj GRB 980703 v poloze 2359+0835 (Psc), který v témže pásmu dosáhl 1,7 Kraba a byl následující noc identifikován i opticky jako R = 20,6. Během dalších dvou dnů zeslábl na 22,1 mag. Podle S. Djorgovského aj. se poblíž zdroje nalézá mateřská galaxie s červeným posuvem z = 0,97 a tak se dá spočítat vyzářená energie záblesku na 10^46 J za předpokladu izotropního zářiče. Je to teprve třetí případ, kdy známe spolehlivě vzdálenost kosmologického GRB. V identifikacích dalších GRB pak následovala dlouhá přestávka bezmála do konce prosince, kdy byl družicí BeppoSAX identifikován GRB 981226 o trvání 20 s se slábnoucím rentgenovým dosvitem o maximální intenzitě 0,26 Kraba.
Speciální postavení mezi zábleskovými zdroji záření gama mají rekurentní měkké zábleskové zdroje (SGR = Soft Gamma Repeater), o nichž R. Duncan již v r. 1992 tvrdil, že vynikají extrémně silnými magnetickými poli na povrchu příslušné neutronové hvězdy. Jestliže magnetická indukce tam dosahuje hodnot až 10^11 T, pak dochází v kůře neutronové hvězdy k mocným hvězdotřesením, při nichž je vyzářena energie ve formě měkkého záření gama a se zářivým výkonem o 7 řádů vyšší než vydává Slunce ve všech oborech spektra. Duncan takové objekty nazývá magnetary a odhaduje, že k nim patří asi 10% neutronových hvězd. Prototypem magnetarů je dle S. Kulkarniho a C. Thompsona proslulý zdroj GRB 790305 ve Velkém Magellanově mračnu (SGR 0525-66), ztotožněný s pozůstatkem supernovy N49.
Mezi dosud zcela vzácnou třídu magnetarů zřejmě patří zdroj SGR 1806-20, jenž rotuje s periodou 7,5 s a brzdí se tempem 2,6 ms/rok. Odtud vychází stáří objektu asi 1500 let. Podle C. Kouveliotouové aj. trvají jednotlivé záblesky velmi měkkého záření gama pouze 0,1 s a souvisejí s otřesy kůry neutronové hvězdy, při nichž se uvolňuje magnetické napětí v kůře. Indukce magnetického pole zde dosahuje vskutku nevídané hodnoty 80 GT. Podle G. Golicyna je podobnost těchto úkazů s pozemskými zemětřeseními velmi nápadná. Při jednotlivých záblescích se zřejmě objevují v tuhé kůře neutronové hvězdy několikametrové trhliny a vzácně se pohybují celé "kontinenty". Frekvence seismických vln se blíží 1 kHz a amplitudy pohybu kůry dosahují několika metrů, což je v gravitačním poli husté a malé neutronové hvězdy doslova úžasné. V polovině června několikrát zablýskl také SGR 1627-41, ale tyto impulsy většinou netrvaly ani 0,2 s, a jen výjimečně až 3 s. Blýskač byl ztotožněn s pozůstatkem supernovy G337.0 -0.1 a nachází se právě napůl cestě mezi oběma rádiovými laloky pozůstatku.
Loni se však suverénně nejvýznamnějším magnetarem stal velmi jasný zdroj SGR 1900+14 (Aql) poblíž SNR G42.8+0.6, objevený již r. 1979. Zdroj náhle oživl koncem května 1998 a během 5 dnů vykázal přinejmenším 38 záblesků o průměrném trvání 350 s. Při vzdálenosti 7 kpc to odpovídá výkonům až 2.10^34 W na záblesk. Jeho rotační perioda činí 5,16 s a prodlužuje se relativní rychlostí 6.10^-11, což odpovídá magnetickému poli o indukci 50 GT. Kdyby se tak silný magnetický zdroj nacházel ve vzdálenosti 200 000 km od Země, dokázal by vám vytáhnout z kapsy klíče a přitáhnout je k sobě.
Právě v době, kdy byla tato pozorování v tisku, však přišlo nečekané překvapení, neboť 27. srpna 1998 zaznamenaly družice pro obor gama, ale i sondy NEAR a Ulysses, naprosto gigantický záblesk gama od zmíněného zdroje v souhvězdí Orla. Podle U. Inana aj. a K. Hurleye aj. byly detektory na palubách družic a sond na několik sekund zahlceny a jelikož úkaz se odehrál na noční straně Země, došlo k nevídané přídavné ionizaci vysoké atmosféry na úroveň denní ionosféry! Je to poprvé v dějinách astronomie, kdy mimosluneční objekt dokázal měřitelně ovlivnit stav zemské atmosféry. Jeho maximální zářivý výkon dosáhl za předpokladu izotropního zářiče hodnoty 2.10^36 W (desetina zářivého výkonu Galaxie!). Tento ojedinělý úkaz, dvakrát jasnější než již zmíněný prototyp GRB 790305 ("naštěstí" ve vzdálenosti Velkého Magellanova mračna!), lze vysvětlit jako totální rozlámání tlusté magnetické kůry neutronové hvězdy.
P. Leonarda a J. Bonella vedla tato šokující čísla k úvaze, co by se stalo na Zemi, kdyby se některému zdroji GRB umanulo vybuchnout ve vzdálenosti menší než 1 kpc od Země. Po příletu energetických fotonů záření gama a rentgenového bychom na obloze spatřili namodralou skvrnu o něco větší než Měsíc a jasnější než úplněk. Šlo by fakticky o Čerenkovovo záření, vznikající relativně nadsvětelným šířením sekundárních částic v zemské atmosféře. Fotony by dále rozbíjely molekuly ovzduší, takže by vznikaly oxidy dusíku, jež silně pohlcují světlo a denní obloha by potemněla během několika sekund. Životnost těchto oxidů v atmosféře činí desítky let, takže postupně by zničily ozonovou vrstvu a na povrch Země by začalo dopadat ultrafialové záření ze Slunce.
Po několika dnech by dorazily o něco pomalejší částice kosmického záření, jež by se v atmosféře rozpadaly na sekundární miony. Po dobu nejméně měsíce by byl proto povrch planety bombardován miony v dávce, jež asi o dva řády převyšuje smrtelnou dávku pro člověka. Miony navíc pronikají i do hloubky oceánů, kde dalšími srážkami vyvolávají indukovanou radioaktivitu. Během kritického měsíce by byla Země vystavena stejné dávce kosmického záření jako za normálních okolností během 10 milionů let.
Podobné efekty by vyvolal výbuch našeho galaktického jádra, podobný výbuchu aktivních jader cizích galaxií, anebo supernova ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce. Pokud jde o GRB, naštěstí lze takové blízké exploze dobře předvídat. Nejdříve za 220 milionů let a nejpozději za 4 miliardy let splynou složky binárních pulsarů PSR 1534+12, 1913+16, 2127+11C, 2303+46 a 1518+4904, jež jsou od nás vzdáleny od 0,5 do 10,7 kpc. Autoři též uvádějí, že obrana civilizace je už nyní myslitelná. Šlo by např. zakrýt celou Zemi rozptýlením planetky Ceres v zemském okolí, anebo zahrabat se pod zemský povrch do hloubky asi 500 m. Ať už se na tyto úvahy díváme jakkoliv, je naprosto zřetelné, jak zábleskové zdroje záření gama hýbou celou astrofyzikou na konci XX. století.
S poměrně velkým zpožděním uveřejnili M. Hauser aj. a D. Schlegel aj. výsledky měření infračerveného pozadí oblohy v deseti filtrech v pásmu 1,6 -- 240 microm s úhlovým rozlišení 0,7deg aparaturou DIRBE na družici COBE v období od prosince 1989 do září 1990. Důvodem bylo mimořádně obtížné odčítání příspěvku rozličných zdrojů v popředí a také nesmírný počet (řádově 10^8) samotných měření. Výsledek úmorné práce však stojí za to: infračervené pozadí vesmíru má energetickou hustotu dvakrát vyšší než úhrnné viditelné záření všech galaxií! Jde o mezihvězdný resp. mezigalaktický prach, ohřátý kolektivním působením všech hvězd, které kdy ve vesmíru vznikly. M. Hauser aj. a E. Dwek aj. však uvádějí, že pokud se omezíme na vzdálený vesmír se z > 1,5, vychází infračervené pozadí asi dvakrát vyšší, než odpovídá odhadu počtu tak daleko vzniklých hvězd, odvozenému z pozorování HST-HDF.
M. Guélin aj. odhalili z měření 100 m radioteleskopem v Effelsbergu vzácný radikál kyanobutadiynyl (C_5N) v molekulovém mračnu TMC-1 a v infračerveném zdroji IRC+10216 na frekvenci 23,25 GHz. E. Dartois aj. nalezli pomocí družice ISO v několika infračervených zdrojích, odhalených družicí IRAS, vodní led na vlnové délce 44 microm. D. Lis a K. Mentem studovali obří molekulové mračno GCN 0.25+0.11 v blízkosti centra Galaxie v pásmu 45 --175 microm. Mračno je chladnější než 26 K a podléhá buď slapovém rozbíjení anebo srážce, takže v astronomicky dohledné době zde proběhne překotná tvorba hvězd. Obecně pak platí, že obří molekulová mračna ve spirálních ramenech jsou 28krát hustší než v prostoru mezi rameny, kdežto atomární plyn ve spirálách je hustší pouze 2,5krát.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 07. septembra 1999