Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
13. novembra 2000
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
M. Toscanovi aj. se podařilo stanovit příčné lineární rychlosti z pozorování 23 milisekundových pulsarů na (85 +/- 13) km/s, tj. čtyřikrát nižší než pro klasické radiové pulsary. Navíc klasické pulsary vždy směřuji pryč od hlavní roviny Galaxie, zatímco milisekundové pulsary tuto tendenci nemají. A. Golden a A. Shearer sledovali světelné křivky osamělých neutronových hvězd u pulsarů Geminga a PSR B0656+14 a odtud odvodili jejich průměry na 10--13 km a vzdálenosti kolem 160 pc. H. Vats aj. zaznamenali radiové impulsy z Gemingy s periodou 237,1 ms i na frekvenci 103 MHz. M. McLaughlin aj. však nenašli pomocí antény VLA žádné impulsy na frekvenci 317 MHz. Z prodlužování periody impulsů na nižších frekvencích lze odvodit stáří pulsaru na 340 tisíc let a indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy na 160 MT. Geminga je od nás vzdálena pouhých 157 pc a pohybuje se příčnou rychlostí 140 km/s.
Podle J. Uramy a P. Ekeka byly již u 30 různých pulsarů zjištěny skoky (zkrácení) periody, přičemž skoky postihují nejvíce pulsary staré desetitisíce až desetimiliony let. Od objevu pulsarů v r. 1967 bylo úhrnem odhaleno 71 skoků, přesahujících v relativní míře miliardtinu základní impulsní periody. U proslulého pulsaru Vela se podařilo rozpoznat již 13 skoků, jež dosáhly v relativní míře až miliontin základní rotační periody neutronové hvězdy. Pouze 7 pulsarů vyniká častými náhlými zkráceními rotační periody. Podle L. Francové aj. se pomocí skoků v periodě vyrovnává nesoulad v orientaci magnetické a rotační osy neutronové hvězdy. Vzrůstá tak napětí v kůře neutronové hvězdy, která se nakonec rozláme podél rovníku, čímž vzniknou nerovnosti povrchu ("hory" o výšce několika mm) a rozkolísá se tempo rotace. P. Caraveová aj. porovnali polohy pulsaru v Krabí mlhovině, pořízené HST v intervalu 25 měsíců od března 1994, s cílem určit jeho vlastní pohyb po obloze. Obdrželi hodnotu (18 +/- 3) mas/r v pozičním úhlu 292deg, v dobré shodě s historickými měřeními na pozemních fotografiích z intervalu 77 let, jež dávají vlastní pohyb (15 +/- 3) mas/r v pozičním úhlu 298deg. Tento úhel souhlasí se směrem osy symetrie vnitřní části Krabí mlhoviny, takže pulsar letí ve směru rotační osy neutronové hvězdy, což asi není náhoda. Při vzdálenosti pulsaru 2 kpc pak odtud vyplývá lineární příčný pohyb rychlostí 123 km/s. M. Perryman aj. měřili světelnou křivku optického protějšku pulsaru v Krabí mlhovině pomocí citlivého supravodivého můstku (čítače jednotlivých fotonů), což jim umožnilo určit tvar profilu pulsu i interpulsu v ultrafialové a červené části optického spektra. S. Chaterjee a J. Cordes využili k měření trigonometrické paralaxy pulsaru B 0919+06 systému interkontinentální radiointerferometrie a obdrželi tak vzdálenost 3,2 kpc, byť s chybou téměř 50%. V tuto chvíli jde o vůbec největší astronomickou vzdálenost, určenou trigonometricky. Konečně M. Tostano aj. zjistili, že trigonometrická vzdálenost pulsaru PSR J1744-1134 činí 357 pc, což je dokonce dvakrát více, než vzdálenost, odvozená nepřímo z disperzní míry radiových signálů. Nesoulad obou hodnot vzdálenosti nasvědčuje tomu, že máme velmi nedokonalé představy o vlastnostech mezihvězdného prostředí na spojnici mezi pulsarem a Zemí.
R. Mignani aj. se pokoušeli pomocí dalekohledu VLT najít optický protějšek vysoce energetického pulsaru PSR 1706-44 = 2CG342-02, vzdáleného od nás 1,8 kpc - a neuspěli navzdory mezné hvězdné velikosti 27,5 mag. Odtud vyplývá, že optický zářivý výkon 0,1 s pulsaru musí být nižší než 2.10^21 W. Podle D. Thompsona aj. známe zatím pouze 8 vysoce energetických pulsarů s měřitelným zářením v pásmu gama. Pomocí družice Compton sledovali po dobu 8 let pulsar PSR B1055-52 s impulsní periodou 0,2 s a zjistili, že mimo impulsy není energetické záření pulsaru, starého asi půl milionu roků, vůbec pozorovatelné. Indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy dosahuje 110 MT a zářivý výkon v impulsu až 3.10^27 W.
Podle O. Benvenuta a G. Lugonese může při vzniku neutronové hvězdy docházet k fázovým přechodům nukleární látky, kdy se nukleony štěpí na kvarky a vznikne tzv. kvarková hvězda. Nitro neutronové hvězdy je fakticky jediné místo ve vesmíru, kde k štěpení na volné kvarky může vůbec dojít. Naproti tomu T. Bulik aj. si myslí, že hustota látky v nitru neutronové hvězdy je přece jen příliš nízká na to, aby ke zmíněným fázovým přechodům došlo. Podle pozorovaných kvaziperiodických oscilací totiž hustota v nitru skutečných neutronových hvězd dosahuje "jen" 3.10^17 kg/m^3, což je asi o polovinu méně, než by bylo potřebné pro štěpení neutronů na kvarky.
Efektivní chlazení nitra neutronové hvězdy obstarává proces URCA, popsaný poprvé G. Gamowem a M. Schoenbergem již r. 1940. Neutrony se totiž rozpadají na protony, elektrony a elektronová neutrina, která z nitra neutronové hvězdy snadno unikají. Proton s elektronem se při následné srážce mění na neutron za vzniku dalšího elektronového neutrina, jež opět uniká z hvězdy. Tak lze nitro neutronové hvězdy ochladit za méně než milion roků od jejího vzniku. Vznikající neutronové hvězdy mají kůru tlustou asi 1,5 km a nemohou rotovat rychleji než s periodou 10 ms.
Milisekundové pulsary proto vesměs vznikají pozdějším roztočením na vyšší obrátky díky jednosměrnému přítoku hmoty z druhé složky binárního systému. Jak spočítali T. Tauris a G. Savonije, předchůdci milisekundových pulsarů jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností složek a oběžnou periodou větší než 2 dny. Hmotnost dárce se pohybuje mezi 1 a 2 M_o a příjemcem je neutronová hvězda s hmotností 1,3 M_o. Další podmínkou pro vznik milisekundového pulsaru je relativně nízká indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy pod 1 MT - jinak by se dodávaný materiál nemohl na povrchu neutronové hvězdy usazovat. Podle P. Freiera a A. da Costy se odstředivé síly, vznikající rotací neutronové hvězdy, chovají "normálně", a jen zcela vzácně mohou nabýt dostředivého charakteru, jak svého času pro rotující černé díry ukázali M. Abramowicz aj.
M. van Kerkwijk a S. Kulkarni zkoumali pomocí spektrografu Keckova dalekohledu binární pulsar B2303+46, jehož partnerem je žhavý (> 50 kK) velmi hmotný bílý trpaslík 26,6 mag o hmotnosti 1,3 M_o, srovnatelné s hmotností neutronové hvězdy - pulsaru s periodou 1,06 s, vzdáleného od nás 4,3 kpc. Obě složky obíhají kolem sebe po drahách s výstředností 0,66 v oběžné periodě 12,3 d. Podobně studovali celkem 6 binárních pulsarů, z nichž 4 mají za průvodce rovněž neutronovou hvězdu, ale další dva "pouhé" bílé trpaslíky, kteří patrně dodávkou hmoty vyvolali výbuch supernovy a tudíž i vznik radiového pulsaru. Tím druhým případem s průvodcem - bílým trpaslíkem - je pulsar B1820-11. S. Thorsett a D. Chakrabarty počítali hmotnosti neutronových hvězd z parametrů 50 binárních radiových pulsarů, z nichž je nejméně 5 tvořeno dvojicemi neutronových hvězd. Odtud je možné velmi přesně určovat hmotnosti složek z 3. Keplerova zákona, dokonce relativně přesněji, než jak to dovoluje současná znalost hodnoty gravitační konstanty G, takže místo samotné hmotnosti M_nh se udává součin G.M_nh. Odtud vychází, že průměrná hmotnost existujících neutronových hvězd je pozoruhodně stálá a činí (1,35 +/- 0,04) M_o. H. Heiselberg a M. Hjorth-Jensen však varují, že existují výrazné odchylky od průměru směrem k vyšším hmotnostem, a to zejména u pulsarů J1012+5307 - 2,1 M_o, Vel X-1 - 1,9 M_o a Cyg X-2 - 1,8 M_o. Pokud tedy zavedeme dostatečně "tuhou" stavovou rovnici pro neutronové hvězdy, je klidně možné, že fyzikální horní mez pro neutronové hvězdy dosahuje hodnoty až 2,2 M_o.
Neutronové hvězdy jsou také jedinými známými objekty ve vesmíru, kde lze ověřovat vztahy obecné teorie relativity v silných polích všech čtyř známých fyzikálních interakcí. Rekordně rychlou rotaci blízkou meze stability neutronové hvězdy vykazují milisekundové pulsary B1937+21 - 641,9 Hz a 1957+20 - 622,1 Hz. Podle P. Haensela se musí neutronová hvězda roztrhnout odstředivou silou při rotační frekvenci 3,47 kHz (perioda rotace 0,29 ms)
Z. Arzoumanian aj. ukázali, že tři binární pulsary jsou významně mladší, než se dosud myslelo, takže odtud plyne, že ke splynutí neutronových hvězd v binárních pulsarech v naší Galaxii dochází nejdříve jednou za 10 tisíc let a nejpozději jednou za 10 milionů let. Pravděpodobnost splynutí se zvyšuje pro binární pulsary mimo galaktickou rovinu. H. Bethe a G. Brown zjistili, že počáteční hmotnost hvězdy musí být vyšší než 80 M_o, aby z jejího zbytku vznikla určitě černá díra, a tato mez se ještě zvyšuje pro soustavy těsných dvojhvězd, kde se výměnou látky mezi složkami mnoho materiálu poztrácí. V průměru dochází v naší Galaxii k jednomu takovému splynutí každých 30 milionů let. C. Fryer spočítal, že ke zhroucení na černou díru v průběhu závěrečné fáze hvězdného vývoje stačí okamžitá hmotnost nad 20 M_o, kdy hvězda nejprve vybuchuje jako supernova. Pokud je okamžitá hmotnost hroutící se hvězdy vyšší než 40 M_o, pak supernova vůbec nevzniká a hvězda se tiše zhroutí rovnou na černou díru. Autor odhaduje poměr hvězdných černých děr a neutronových hvězd v naší Galaxii na 0,015.
Počátkem května se začal opticky zjasňovat přechodný rentgenový zdroj Aql X-1 (V1333 Aql) a v polovině měsíce dosáhl V = 17,2 mag. V téže době se zvýšila tvrdá složka rentgenové jasnosti zdroje 4U 1630-47 na dvojnásobek a přitom se objevily kvaziperiodické oscilace s periodou 1,17 s a amplitudou 16%; celé zjasnění přetrvávalo až do poloviny listopadu 1999. Zdroj je dalším kandidátem na černou díru.
V polovině srpna došlo k výraznému zjasnění objektu XTE J1819-254 = V4641 Sgr nedaleko centra Galaxie, a to v optickém i rentgenovém pásmu. Jasnost zdroje se nejprve rozkolísala a potom vzepjala vskutku nevídaně, když v polovině září dosáhla opticky až 8,8 mag (oproti klidové hodnotě slabší než 13 mag) a v tvrdém rentgenovém pásmu až 12-násobku Kraba! Během vrcholné fáze 15. září 1999, trvající jen čtvrt hodiny, se objevila v rentgenovém spektru emisní čára železa 6,5 keV. Také v radiovém GHz pásmu jasnost vzrostla až na 0,3 Jy, ale vzápětí se snížila o dva řády, neboť obálka výbuchu začala být radiově tenká. V optickém spektru bylo pozorované modré kontinuum a široké emisní čáry neutrálního vodíku a hélia, svědčící o přítomnosti vysokorychlostní složky hvězdného větru v soustavě těsné rentgenové dvojhvězdy. Spektrum odpovídající hvězdě třídy A se koncem září změnilo z emisního na absorpční.
Počátkem října vzplanul přechodný rentgenový zdroj XTE J1859+226, když dosáhl intenzity přes 0,5 Kraba, vykazoval rychlé kvaziperiodické oscilace s amplitudou 5% a současně se zjasnil i jeho optický protějšek, vyznačující se silným modrým kontinuem a emisemi C, N, O, Si a He. V polovině října se ukázalo, že optická světelná křivka je modulována v periodě 0,28 d s amplitudou 0,1 mag. I tento úkaz lze charakterizovat jako výbuch rentgenové novy, doprovázený rovněž zjasněním v radiovém GHz oboru. Nepochybně tedy jde o rentgenovou dvojhvězdu s oběžnou periodou kratší než 1 d, jejíž primární složka je dalším kandidátem na černou díru. V polovině října objevila družice Chandra přechodný rentgenový zdroj v galaxii M31, poblíž jejího centra. Zářivý výkon zdroje dosáhl v měkkém rentgenovém pásmu hodnoty až 10^31 W.
M. Gliozzi aj. zjistili, že kinetická energie výtrysků mikrokvasaru GRS 1915+105 v souhvězdí Orla, vzdáleného od nás 12,5 kpc, značně přesahuje Eddingtonovu mez pro hvězdnou černou díru o hmotnosti 10 M_o, čili že jde o extrakci rotační energie černé díry Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. R. Fender aj. odhadují, že ztráta hmoty ve výtryscích přesahuje 10^15 kg/s a jejich zářivý výkon činí 10^31 W. L. Rodríguez a I. Mirabel studovali mikrokvasar pomocí obří radiové antény VLA během r. 1994 a zjistili, že z objektu byla vymrštěna 4 rádiová mračna rychlostí 0,92 c, směřující k pozorovateli pod úhlem 70deg. Mikrokvasar radiově vybuchl počátkem června 1999, když na frekvencích 1,4 --3,3 GHz dosáhl intenzity toku 0,5 Jy s rychlými variacemi v poměru až 1:2 během desítek minut. Další výbuchy byly pozorovány v polovině listopadu a koncem prosince.
M. Gliozzi aj. odvodili též hmotnost 7 M_o pro černou díru v příbuzném rentgenovém zdroji GRB 1655-40 (nova Scorpii 1994), ve výborné shodě s J. Tomsickem aj., kteří zjistili, že energetické spektrum zdroje se rychle mění v pásmu 2 keV - 2 MeV. Nicméně S. Phillips aj. snížili odhad hmotnosti černé díry na (5,4 +/- 1,2) M_o, když pro jeho průvodce odvodili hmotnost v rozmezí 1,4 -- 2,2 M_o. Konečně T. Shahbaz aj. dostali pro černou díru hmotnost (6,7 +/- 1,2) M_o a pro průvodce sp. třídy F4 IV, obíhajícího v periodě 2,6 d, hodnotu (2,5 +/- 0,8) M_o. Podle J. Cowana a G. Israeliana aj. vznikla černá díra v soustavě před méně než milionem let, neboť v cárech výbuchu pozorujeme dosud nadměrné zastoupení těžkých prvků, vzniklých v nitru hmotného předchůdce posloupností termonukleárních reakcí; konkrétně jde o O, Si, S, Ar a Ca.
C. Bradhsaw aj. změřili během let 1995-8 pomocí interferometru VLBA paralaxu i vlastní pohyb rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 v radiovém oboru na frekvenci 5 GHz. Objekt je od nás vzdálen (2,8 +/- 0,3) kpc; lineární vlastní pohyb činí 187 km/s a radiální rychlost -140 km/s. Objekt se nachází v galaktickém halu 1,1 kpc nad galaktickou rovinou a jeho galaktocentrická rychlost dosahuje 244 km/s. Zářivý výkon 2,3.10^31 W odpovídá Eddingtonově mezi. U známé rentgenové dvojhvězdy Her X-1 byl koncem března minulého roku zpozorován výpadek 35-denní periody modulace tvrdého rentgenového záření. Optické spektrum, pořízené v polovině dubna, však ukázalo, že průvodce kompaktní složky je stále ozařován rentgenovým zářením z akrečního disku kolem kompaktní složky.
J. Orosz a E. Kuulkers určili parametry rentgenové dvojhvězdy Cyg X-2 = V1341 Cyg s oběžnou dobou 9,8 d, sklonem dráhy 62,5deg a poměrem hmotností složek q = 0,34. Při vzdálenosti 7,2 kpc od nás má neutronová hvězda v soustavě hmotnost 1,8 M_o a průvodce, který dodává zhroucené složce nepřetržitě svou látku, jen 0,6 M_o. T. Ash aj. stanovili podobně parametry rentgenové dvojhvězdy Cen X-3 = V779 Cen, objevené již r. 1967, s oběžnou dobou 2,1 d, sklonem 70deg a poměrem q = 0,06. Zatímco neutronová hvězda má hmotnost pouze 1,2 M_o, optická složka je opravdu masivní hvězda sp. třídy O6-7 II-III s hmotností 20,5 M_o. Rentgenový zářivý výkon systému dosahuje 5.10^30 W a je modulován v pulsní periodě 4,84 s. M. Hirajama aj. měřili vlastnosti systému PSR B1259-63 = SS 2883, jenž je jednak radiovým pulsarem, ale též rentgenovou dvojhvězdou na velmi protáhlé oběžné dráze s výstředností 0,86 a periodou 3,4 let, v době kolem apastra, kdy se složky ovlivňují nejméně. Hlavní složka třídy B2e má poloměr 6 R_o a hmotnost 10 M_o, i když vzdálenost soustavy od nás je nejistá, patrně něco kolem 2 kpc.
F. Mayer a E. Meyerová-Hoffmeisterová popsali vývoj dvojhvězd typu AM Her, tzv. polarů. Primární složku tvoří silně magnetický bílý trpaslík a sekundární složka v synchronní rotaci má relativně nízkou hmotnost; vyplňuje však Rocheův lalok, takže plynule předává svou látku bílému trpaslíku, který ji přijímá v oblastí magnetických pólů. Sekundární složka se nakonec dočista vypaří, anebo z ní zbude chladný hnědý trpaslík a my pozorujeme osamělého rychle rotujícího magnetického trpaslíka, jako například rentgenový zdroj RE J0317-853. Revidovaná hodnota Chandrasekharovy (horní) meze pro hmotnost bílých trpaslíků činí 1,39 M_o.
O dnešním rozsahu rentgenové astronomie snad nejlépe svědčí katalog jasných zdrojů, pozorovaných v letech 1990-91 německou družicí ROSAT, jenž obsahuje bezmála 19 tisíc položek. Tato družice je však již nefunkční, leč výborně ji nahradila nová americká družice Chandra, která mimo jiné prokázala, že rentgenové pozadí oblohy je jasnější než se čekalo. Jelikož družice prolétává pravidelně radiačními pásy Země, dochází přitom k poškozování jejich citlivých detektorů, jež se kvůli snížení opotřebení při průletech radiačními pásy vysouvají z ohniska rentgenového teleskopu.
Díky souhře okolností se podařilo GRB pozorovat rovněž opticky, a to automaticky naváděnou aparaturou ROTSE v poloze 1525.5+4445 (galaktické souřadnice l = 73deg a b = 55deg) v souhvězdí Pastýře. S. Odewahn aj. našli optický protějšek R = 18,2 mag na Mt. Palomaru zhruba 3,5 h po vzplanutí a čínští astronomové zaznamenali na témže místě 8,5 h po maximu mlhavý optický objekt 19,2 mag. Dodatečná analýza záběrů z ROTSE C. Akerlofem aj. ukázala, že objekt byl poprvé zachycen na snímku pouhých 22 s po začátku GRB jako hvězda 11,8 mag a během další půl minuty se ještě zjasnil na téměř neuvěřitelných 9,0 mag. O 10 minut později však opět zeslábl na 14,5 mag a poté se dostal pod mez citlivosti ROTSE.
V další noci zeslábl vlastní dosvit GRB na 20 mag, ale to už se podařilo pořídit Keckovým dalekohledem jeho spektrum, obsahující podle J. Blooma aj. řadu absorpčních čar s červeným posuvem z = 1,61, odpovídajícím minimální kosmologické vzdálenosti GRB 2,8 Gpc. Na II. palomarském fotografickém atlasu se na daném místě nalézá objekt R = 21,3 mag, což je zřejmě mateřská galaxie. Přehlídkový snímek ROTSE, pořízený 133 minut před GRB, neobsahuje v udaném směru žádný objekt jasnější než mez 16,5 mag. HST STIS byl do sledování dosvitu zapojen až 8. února 1999, kdy S. Holland a J. Hjorth jakož i A. Fruchter aj. nalezli na daném místě nepravidelnou galaxii V = 25,45 mag. Optický dosvit tehdy klesl již na V = 24,2 a nacházel se 0,65arcsec (tj. 5,5 kpc) jižně od jejího centra. Několik optických uzlíků v obrazu galaxie svědčí o poklidném tempu tvorby hvězd maximálně 0,2 M_o/r. J. Bloom aj. však kombinací pozorování HST a Keckova dalekohledu dospěli k tempu tvorby hvězdy až 4 M_o/r. Optický dosvit se nalézá asi 1,3 kpc od centra jednoho z těchto uzlíků.
S. Kulkarni aj. zjistili, že již za jeden den po GRB byl pozorovatelný dosvit v radiovém oboru v pásmu mikrovln, jenž však opět zmizel během následujících 30 hodin. Podle jejich názoru šlo o relativistické rozpínání původní ohnivé koule, projevující se zpětnou rázovou vlnou. Také R. Sari a T. Piran souhlasí s názorem, že pozorování velmi dobře potvrzuje model rozpínající se ohnivé koule s Lorentzovým faktorem L = cca.200. Jak konstatovali M. Briggs aj., získali jsme tak poprvé přehled o jediném GRB ve všech oborech elektromagnetického spektra. Vzplanutí se nejprve projevilo v energetickém pásmu 1,4 MeV, avšak maximální energie rychle klesla na hodnotu 300 keV. Průběh světelné křivky v oboru gama a optickém přitom na sobě nijak nezávisely.
P. Mészáros vypočetl z předešlých údajů celkovou uvolněnou energii při vzplanutí na 4.10^47 J za předpokladu izotropního rozložení svítivosti, což by odpovídalo maximálnímu optickému výkonu 5.10^43 W (o tři řády více než u kvasarů!!). Zprvu se uvažovalo o tom, že GRB byl zesílen gravitační čočkou, což však snímky z HST prakticky vyvrátily. Protože však z nápadné změny strmosti poklesu jasnosti 2 dny po vzplanutí vyplývá, že záření výbuchu bylo ve všech spektrálních oborech usměrněno do relativně úzkého svazku o vrcholovém úhlu pouhé 4deg, vychází pak daleko přijatelnější hodnota uvolněné energie kolem 4.10^45 J a maximální výkon "jen" o řád větší než u kvasarů. (Energie 10^46 J odpovídá 10% klidové hmotnosti standardní neutronové hvězdy.) Rovněž S. Robertson dospěl k celkové uvolněné energii 4.10^47 J, ale i on se domnívá, že záření je usměrněno; nicméně tvrdí, že na to standardní neutronové hvězdy s hmotností 1,4 M_o rozhodně nestačí a přichází s nečekaným tvrzením, že prý mohou existovat neutronové hvězdy s hmotností až 10 M_o, které by při splynutí daly až 3.10^48 J uvolněné energie!
Na skvělém úspěchu se rozhodující měrou podílel fakt, že na družici Compton vinou selhání palubního magnetofonu bylo třeba přenášet údaje z detektoru BATSE na zemi v reálném čase, a samozřejmě, že stejně rychle umí družice BeppoSAX identifikovat GRB v rentgenovém pásmu. Odtud pak vede přímá cesta k rozesílání údajů o GRB bezmála v reálném čase prostřednictvím internetu na různé observatoře, vybavené automaticky naváděnými kamerami. Mezi nimi vyniká I. generace robotického teleskopu ROTSE v Novém Mexiku, která sestává ze čtyř teleobjektivů s průměrem čoček 35 mm, vybavených maticí CCD s hranou 2048 pixelů. Tak lze jedním snímkem pokrýt zorné pole 16deg x 16deg; tj. i velmi hrubá poloha z BATSE (+/- 10deg) naprosto postačuje k záznamu optického dosvitu, přičemž reakční doba aparatury k zamíření kteréhokoliv místa na obloze činí v nejhorším případě pouhých 10 s.
ROTSE je v činnosti od března 1998 a během prvního roku sledovala celkem 26 GRB, leč v žádném jiném případě nebyl zaznamenán optický protějšek do mezné hvězdné velikosti kolem 15 mag. Pokud není ROTSE aktivována pomocí internetu, věnuje se rutinní přehlídce oblohy, takže každou jasnou noc získá asi 8 GB údajů, jež jsou přenášeny dálkově na Akerlofovo pracoviště na michiganské univerzitě. Jedinečný úspěch z 23. ledna 1999 však zřejmě umožní zařízení podstatně vylepšit nahrazením fotografických čoček zrcadly s průměrem 0,45 m, které zvýší dosah aparatury do 19 mag.
A. Fruchter aj. sledovali pomocí HST a Keckova dalekohledu optický dosvit GRB 970228 po více než 13 měsíců od vzplanutí gama. Objekt má galaktické souřadnice l = 189deg a b = -18deg a nalézá se na okraji obrazu mateřské galaxie V = 25,8, když sám dosvit za prvního půl roku zeslábl na V = 28. A. Fruchter rovněž popsal velmi červený optický dosvit GRB 980329, z čehož usuzuje, že jde o mimořádně vzdálený objekt a jelikož byl v oboru gama relativně velmi jasný, vyplývá z toho uvolněná (izotropní) energie kolem 5.10^47 J, tj. za hranicí klidové energie i velmi masivní neutronové hvězdy.
Velmi pozoruhodný je podle A. Castra-Tirada aj. případ GRB 980703, pozorovaný družicemi Compton-BATSE, RXTE i BeppoSAX, jenž trval v pásmu energií 50 -- 300 keV plných 400 s. Nicméně v tvrdém rentgenovém oboru začala jasnost zdroje stoupat již 18 s před vzplanutím gama. Jelikož se podařilo identifikovat mateřskou galaxii s posuvem z = 0,97, vyplývá odtud, že ve vzplanutí se uvolnila energie 10^46 J, a to podle B. Schaefera z objemu o průměru menším než 66 km. Totéž zjistili J. in't Zand aj. pro GRB 980519, kde tvrdé rentgenové záření předcházelo vzplanutí gama o plných 70 s.
I. Smith aj. zkoušeli nalézt pomocí aparatury SCUBA JCMT submilimetrové dosvity u osmi GRB, jež vzplanuly mezi květnem 1997 a prosincem 1998 a uspěli pouze v jediném případě pro vůbec nejjasnější GRB 980329 v pásmu 850 microm, a to 6 dnů po vzplanutí gama. Submilimetrový dosvit v následujících 6 dnech zeslábl pod hranici detekce. D. Frail sledoval GRB 981226 ve Vodnáři v poloze 2329-2355 se zatím nejvyšším poměrem mezi rentgenovým dosvitem a intenzitou vzplanutí gama. Rentgenový dosvit byl nalezen 11 h po GRB a radiový po 9 dnech, což je pro radiové protějšky typické. Optický dosvit se nepodařilo odhalit, ale zato slabý obraz mateřské galaxie R = 24,9.
Loni v květnu byl objeven GRB 990510 se složitým profilem světelné křivky o trvání 80 s v poloze 1338-8029 v souhvězdí Chameleona a v galaktických souřadnicích l = 304deg a b = -18deg. Jeho rentgenový dosvit dosáhl intenzity 4,3 Kraba a optický dosvit 3,5 h po GRB R = 17,5 mag, jenž podle G. Israele aj. postupně zeslábl až na 23,7 mag. F. Harrison aj. odhalili rovněž radiový dosvit a tvrdí, že dosvity jsou soustředěny do úzkých výtrysků, což může snížit odhadovanou energii úkazu 2,9.10^46 J resp. maximální zářivý výkon 7,3.10^45 W až třistakrát. Pomocí VLT ESO se podařilo S. Covinovi aj. prokázat, že dosvit jeví 1,7% lineární polarizaci světla, takže jde podle R. Wijerse aj. evidentně o projev synchrotronového záření. Objekt se nachází 1,8arcsec severně od mateřské galaxie 22 mag s červeným posuvem z = 1,62, takže jeho minimální vzdálenost lze odhadnout na 2 Gpc a energii vzplanutí na 10^46 J. To odpovídá brzdění ohnivé koule v odporujícím prostředí kolem zdroje. Přitom vzniká rázová vlna, urychlující elektrony na relativistické rychlosti a zesiluje se indukce magnetického pole. Pokud je toto pole pravidelné, vyvolá to lineární polarizaci optického záření. Počátkem července vzplanul GRB 990704 s trváním 40 s a rentgenovým maximem 6,2 Krab, leč optický dosvit se nepodařilo nalézt. J. Halpern aj. vzápětí sledovali velmi jasný GRB 980519, k němuž nalezli infračervený dosvit I = 19,5 již 8,8 h po vzplanutí. Dosvit však rychle zeslábl na hranici viditelnosti 22 mag a souběžně klesal i dosvit radiový. Během roku se pak podařilo odhalit ještě několik poměrně standardních rentgenových, optických a radiových dosvitů.
D. Lazzati aj. si povšimli, že v některých GRB byly po krátkou dobou patrně pozorovány emisní čáry železa, kosmologicky významně posunuté k nižším energiím. Zejména L. Piro aj. objevili v rentgenovém dosvitu GRB 970508 jadernou čáru železa Kalpha s kosmologickým červeným posuvem z = 0,835. Pokud se to potvrdí, je tím prakticky vyloučeno, že by GRB vznikaly splynutím dvou neutronových hvězd v ohnivé kouli. J. Rhoads upozornil, že pokles optického dosvitu zmíněného GRB probíhal nejprve podle mocninného, ale posléze podle exponenciálního zákona, což vylučuje usměrnění svazku záření. Pak by zvítězily domněnky, jež přisuzují jevy GRB výbuchům hypernov resp. supranov. To si ze stejného důvodu myslí také M. Vietri aj. Jakmile výbuch hypernovy narazí na akreční torus bohatý na železo, ohřeje jej až na 30 MK a brzdné záření horkého disku obnoví měkkou rentgenovou emisi i výskyt jaderných čar železa.
K podobnému závěru dochází též D. Reichart, jenž uvádí, že prototyp GRB 970228 vyhlížel díky rentgenovému a optickému dosvitu původně jako potvrzení modelu ohnivé koule, ale nyní se zdá, že i tam se objevila supernova, která vzplanula dva týdny po GRB. Další koincidencí je GRB 970514, související patrně se supernovou 1997cy třídy IIn. Totéž dle J. Blooma aj. se týká i GRB 980326, jehož optický dosvit se po 3 týdnech zjasnil 60-krát, ač se poprvé objevil již 10 h po GRB. Jde vskutku o supernovu; nikoliv snad o obraz mateřské galaxie, neboť po 9 měsících dosvit zeslábl pod mez detekce 27 mag. Ostatně K. Iwamoto snesl další důkazy o souvislosti GRB 980425 a podivné supernovy 1998bw a tvrdí, že v tomto případě šlo právě o zmíněné zhroucení hypernovy. Totéž si myslí R. Chevalier, jenž pro příslušnou supernovu třídy Ic odhaduje uvolněnou energii do 3.10^43 J. Naproti tomu J. Norris aj. soudí, že koincidence obou úkazů není ani zdaleka přesvědčující. Podle B. Hansena lze hypernovy s ohledem na relativně nižší energii exploze (řádu 10^41 J) pozorovat jen do vzdálenosti 100 Mpc, kdežto klasické GRB mohou dosahovat energií až o pět řádů vyšších.
Hypernova vzniká přímým hroucením velmi hmotné (= cca. 100 M_o) hvězdy na Kerrovu černou díru, kdežto supranova znamená výbuch klasické supernovy, po níž zbude rychle rotující neutronová hvězda o superkritické hmotnosti. Jakmile během následujících měsíců až let poklesne rychlost její rotace, přetučnělá neutronová hvězda se rovněž zhroutí na černou díru. Podle M. Vietriho a L. Stelly se přitom uvolní energie řádu 10^46 J při Lorentzově faktoru L = = cca.300. Jelikož baryony kolem černé díry jsou vzácné a dosahují maximální hmotnosti 10^-4 M_o, mohou se fotony gama snadno ihned vyzářit do vnějšího prostoru.
Mezi tzv. měkkými blýskači budí stálý zájem magnetar SGR 1900+14 = PSR J1907+0919 v souhvězdí Orla, jenž se proslavil nevídaným gigantickým vzplanutím gama GRB 980827, při němž mimo jiné poklesla výška zemské ionosféry z obvyklých 85 km na pouhých 60 km a došlo ke krátkodobým výpadkům na družici RXTE a kosmické sondě NEAR. Podle J. Sylwestera aj. je od nás vzdálen 6 kpc. M. Feroci aj. sledovali obří vzplanutí pomocí družice BeppoSAX a nalezli v něm oscilace s periodou 5,16 s a v každém impulsu čtyři subpulsy, oddělené od sebe přesně 1,03 s. D. Marsden aj. však zařazení objektu mezi magnetary zpochybňují, neboť zjistili měřeními družice RXTE, že při výbuchu se tempo prodlužování oscilační periody zdvojnásobilo na 1,3,10^10 J, a nelze je tudíž považovat za míru velikosti magnetické indukce, nýbrž za projev zesílení relativistického větru. Naproti tomu E. Mazec aj. soudí, že obří výbuch objektu v Orlu nápadně připomíná gigantický výbuch SGR 0526-66 v březnu r. 1979, a jelikož se takové výbuchy opakují s rekurencí 50 -- 100 let, tak musejí mít i stejnou fyzikální příčinu.
J. Šitov aj. sledovali SGR v Orlu radioteleskopem BSA v Puščinu v pásmu 111 MHz na přelomu let 1998 a 1999, přičemž odhalili radiové impulsy s periodou 5,16 s a poloviční šířkou impulsního profilu 100 ms. Ze zpomalování periody řádu 10^-10 jim vychází indukce magnetického pole na povrchu magnetaru 80 GT. K. Hurley aj. objevili pomocí družice ASCA, že magnetar je rovněž rentgenovým pulsarem s touž periodou, a že jeho poloha dobře souhlasí s pozůstatkem supernovy G42.8+14. Rentgenové pulsace potvrdila též C. Kouveliotouová aj. pomocí družice RXTE, jež však udává indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 50 GT.
To tedy znamená, že vztah mezi měkkými blýskači (magnetary) a pozůstatky supernov je naprosto jednoznačný. Nyní již všechny čtyři známé magnetary (ty další jsou SGR 0525-66, 1627-41 a 1806-20) mají odpovídající pozůstatky po supernovách. M. Feroci aj. soudí, že magnetar v Orlu se svým chováním nejvíce podobá SGR 0522-66 ve Velkém Magellanově mračnu. Rovněž SGR 1806-20 jeví pulsace s periodou 7,47 s, která se sekulárně prodlužuje tempem 8,3.10^-11, ale podle K. Hurleye aj. se nachází mimo jádro radiového pozůstatku po supernově G10.0-0.3. Jeho vzdálenost od nás činí buď 6 nebo 14,5 kpc a stáří řádově desítky tisíc let. Do skrovného seznamu magnetarů však přibyl podle P. Woodse aj. objekt SGR 980615 (1627-41), objevený v souhvězdí Štíra pomocí BATSE. V rentgenovém pásmu září trvale a odpovídá mladému pozůstatku po supernově G337.0-0.1 s rotační periodou 6,4 s. Indukce jeho magnetického pole dosahuje alespoň 50 GT. S. Corbel aj. nalezli při měřeních v pásmu milimetrových vln, že na zorném paprsku od tohoto magnetaru nejméně 8 molekulových mračen a odtud odvodili jeho pravděpodobnou vzdálenost 11,0 kpc od Slunce. Optická extinkce mezi magnetarem a námi činí neuvěřitelných 43 mag (tj. více než miliardkrát!), takže magnetar je zřejmě neutronová hvězda na samém pokraji molekulového mračna, jež uniká z mladého (= cca. 5 tisíc let) pozůstatku po supernově příčnou rychlostí řádu 1000 km/s.
Nejnověji X. Li a E. van den Heuvel tvrdí, že také rentgenový pulsar 2S 0114+650 je bývalý magnetar, neboť má extrémně pomalou rotaci neutronové hvězdy 2,7 h. To lze vysvětlit jen tak, že původní indukce magnetického pole na jejím povrchu přesahovala 10 GT, ale její současná hodnota činí jen 0,1 GT, neboť tak silné magnetické pole rychle slábne. Podle T. Murakamiho aj. dosahují napětí v kůře neutronové hvězdy maximální energie jen 10^34 J, zatímco v impulsech se uvolňuje až 10^36 J. To znamená, že magnetary nemusejí ztrácet energii pukáním kůry neutronové hvězdy, nýbrž magnetickými zkraty (rekonexí) fyzikálně podobnými hvězdným erupcím.
T. Totani studoval vznik párů pozitron-elektron v GRB, když si povšiml, jak výrazně během daného vzplanutí zářivý výkon jevu kolísá až o 3 řády. Tvrdí proto, že v centru zdroje se tvoří fotony o extrémně vysoké energii anebo synchrotronové záření protonů, které nakonec vede ke vzniku zmíněných párů. Disipaci energie usnadňuje relativistický pohyb částic s Lorentzovým faktorem L = cca. 100 -- 1000. Autor proto soudí, že v GRB se uvolňují energie vyšší než je klidová energie velmi hmotné neutronové hvězdy 1,7 M_o, tj. 3.10^47 J. Pak by mohly být GRB dobrými zdroji kosmického záření ultravysokých energií, pro něž dosud nemáme kloudné vysvětlení.
O párech pozitron-elektron v souvislosti se vznikem ultraenergetického kosmického záření uvažovali též M. Medvěděv a A. Loeb, kteří dospěli k podobným závěrům jako Totani, tj. při vysokém Lorentzově faktoru se energetické záření gama změní na baryony, jež se urychlí na ultrarelativistické rychlosti. Podstatná část kinetické energie se však změní na relativistické elektrony, jež se urychlují Fermiho mechanismem v rázové vlně. Díky inverznímu Comptonovu jevu elektrony chladnou ve srážkách s fotony a synchrotronovou emisí, což vyvolá vzplanutí gama i rentgenový a optický dosvit. Celý úkaz je možný jediné za trvalé přítomnosti extrémně silného magnetického pole. R. Zajdel a V. Kurt zkoumali okolnosti pádu těles o hmotnosti řádu 10^17 kg (větší planetky) na neutronové hvězdy s magnetickým polem řádu 100 MT a ukázali, že přitom vznikají ultraenergetické (až 10 EeV) protony kosmického záření, jež se oproti pozorovanému záblesku gama mohou díky pozvolnému urychlování opozdit nejenom o dny, ale dokonce i o týdny a celé měsíce. Vskutku již byly pozorovány tvrdé (řádu GeV) fotony záření gama, opožděné proti vlastnímu vzplanutí gama o desítky minut.
M. Ruffert a H. Janka propočítali případy, kdy splynutím neutronových hvězd vzniká černá díra, jež přibírá hmotu z akrečního toru o hmotnosti až několika desetin M_o o hustotě až 10^15 kg/m^3 a teplotě do 10 GK. Nejvíce energie se pak odnáší díky neutrinům (zářivý výkon může dosáhnout 10^46 W) a anihilace párů neutrino-antineutrino vede k vyzáření výkonů až 4.10^43 W, z největší části podél rotační osy černé díry. Z hlediska výskytu GRB je podstatné, že v tomto prostoru se nachází nepatrné množství baryonní látky, která by mohla fotony gama srážkově degradovat. Autorům pak vychází, že výtrysky gama jsou usměrněné do vrcholových úhlů řádů stupňů až desítek stupňů, a lze tak velmi dobře objasnit krátkožijící GRB s trváním pod 1 s.
P. Popham aj. navrhli nový mechanismus vzniku GRB následkem hyperakrece látky z tlustého akrečního disku černé díry, jež prý může dosáhnout tempa 0,01 -- 10 M_o/s! Naproti tomu C. Fryer aj. neuspěli s modelovými výpočty splynutí bílého trpaslíka a černé díry, ačkoliv předtím určitě dochází k slapovému roztrhání bílého trpaslíka do tlustého akrečního disku. Energie vyzářená při splynutí nestačí k objasnění GRB ani při tempu akrece 0,05 M_o/s a trvání pohlcení 1 min. Přitom v dané galaxii dochází k jednomu takovému splynutí každých milion let. S. Portegies Zwart aj. počítali světelnou křivku GRB, který vznikl akrecí hmoty z cca 100 km disku kolem černé díry, jež je součástí dvojhvězdy, v níž druhou složku představuje neutronová hvězda. Ta vyvolává precesi akrečního disku, z něhož tryská usměrněný svazek záření gama díky Blandfordově-Znajekově mechanismu (extrakce rotační energie černé díry do akrečního disku se silným magnetickým polem). Usměrněný svazek se tudíž komíhá vlivem precese, a to vytváří pro pozorovatele velmi komplexní strukturu světelné křivky GRB. Autoři uvádějí, že podle výsledků statistického studia vzniká v dané galaxii 1 GRB každých milion roků, kdežto ke splývání neutronových dvojhvězd dochází přinejmenším desetkrát častěji - to je dobrý argument pro usměrnění výtrysků záření gama.
W. Lee a W. Kluzniak se zabývali hydrodynamikou posledních 23 milisekund před splynutím černé díry a neutronové hvězdy. Ukázali, že neutronová hvězda se slapovým působením černé díry promění na hustý torus s hmotností několika desetin M_o, obklopující černou díru. Autoři soudí, že takto by se daly vysvětlit ohnivé koule, doprovázející vzplanutí zábleskových zdrojů záření gama. Takovou soustavu jsme ovšem v naší Galaxii dosud nepozorovali, ale podle výpočtů autorů by měla vznikat v průměru jednou za několik set tisíc let. To dává dobré vyhlídky pro budoucí detektory gravitačního záření, jež by tak mohly pozorovat několik desítek splynutí do roka, jelikož citlivost detektorů by měla stačit postihnout všechny takové úkazy až do vzdálenosti 200 Mpc od Země.
P. Mészáros aj. se domnívají, že jak splynutí neutronové hvězdy s černou dírou tak i pravděpodobnější splynutí dvou neutronových hvězd způsobí, že výsledné záření gama je mírně usměrněné, což řeší nesnadný energetický problém pozorovaných zábleskových zdrojů záření gama. Autoři připomínají, že oba typy splynutí dávají podobnou uvolněnou energii řádu 10^47 J, což pak naprosto bezpečně stačí k objasnění povahy zábleskových zdrojů. J. Grindlay odhaduje, že GRB mají Lorentzův faktor L v rozmezí řádů 10^2 -- 10^3, což vede nutně k usměrnění svazku nepřímo úměrně druhé mocnině L, a to přirozeně snižuje odhady energie uvolněné ve vzplanutí, jenže současně zvyšuje četnost výskytu GRB ve vesmíru.
Statistika naznačuje, že jeden GRB připadá na 1 -- 100 milionů galaxií za rok. E. Fenimore zprůměroval parametry pozorovaných GRB a dostal tak velký rozptyl v jejich trvání od 50 ms (!) do 1000 s, zatímco průměrný červený posuv z = 1,0. K. Hurley aj. nenašli žádný vztah mezi GRB a Abellovými kupami galaxií resp. radiově tichými kvasary. W. Paciesas aj. zveřejnili v pořadí již IV. katalog GRB z BATSE, obsahující 1637 úkazů v intervalu od dubna 1991 do srpna 1996 a k tomu přidal K. Hurley doplněk, využívající triangulační pozorování týchž zdrojů ze sluneční sondy Ulysses, znamenající až 25-násobné zvýšení polohové přesnosti pro 147 zdrojů.
T. Totani se zabýval statistikou výskytu GRB s různými vlastnostmi ve IV. katalogu BATSE a zjistil, že existuje zásadní rozdíl mezi chováním krátkodobých a dlouhodobých GRB, přičemž rozhraní odpovídá trváním kolem 2 s. I. Bělousovová aj. však rozlišují podle délky trvání tři skupiny GRB, přičemž nejvíce vzplanutí se kupí kolem hodnot 0,6, 3,5 a 30 s. D. Cline aj. si všímají velmi kratičkých GRB s trváním pod 0,1 s, jež se zřetelně odlišují od zmíněných skupin s relativně dlouhým trváním. Kratičkých GRB v III. katalogu BATSE je pouze 12 a autoři tvrdí, že jsou určitě lokální (v naší Galaxii), zatímco GRB s delším trváním jsou vesměs mimogalaktická a většinou ve velkých kosmologických vzdálenostech.
Vinou kosmologických vzdáleností GRB pozorujeme deficit slabých zdrojů. Protože však hmotné hvězdy mají obecně nejkratší životnost (a končí často jako GRB), dostáváme z rozložení jasností GRB zkreslené údaje o tvorbě hvězd v raných epochách vesmírného vývoje. B. Schaefer aj. ukázali, že výskyt GRB klade astrofyzikálně obtížně vysvětlitelné nároky na povahu mateřských galaxií. Pokusy o odhalení mateřských galaxií se totiž velmi často nedaří, ačkoliv by tyto galaxie měly mít v průměru dosti nízké červené posuvy z < 0,4. Např. u GRB 990308 se sice vynořil už 3,3 h po vzplanutí optický dosvit R = 18,1, ale do mezní hodnoty 25,7 mag se jim nezdařilo odhalit mateřskou galaxii.
Není proto vyloučeno, že většina GRB je kosmologicky nesmírně daleko (z > 5,9), anebo že se mohou vyskytovat i v intergalaktickém prostoru. Naproti tomu P. Freeman aj. upozornili, že podle měření z družice Ginga měl GRB 870303 v energetickém spektru cyklotronové čáry na 20 a 40 keV. Pokud jde o cyklotronovou rezonanci, musel být objekt velmi blízko. J. Norris aj. navrhli novou metodu určování vzdáleností GRB ze zpoždění fotonů s nižšími energiemi. Ukázali totiž, že velikost zpoždění závisí nepřímo na velikosti maximálního zářivého výkonu GRB. Vzdálenost pak lze odvodit z pozorovaného příkonu GRB a velikosti zmíněného zpoždění.
Pro úplnost ještě uvádím, že R. Hartman aj. uveřejnili III. katalog trvalých zdrojů záření gama, zpozorovaných aparaturou EGRET na družici Compton mezi květnem 1991 a říjnem 1995 pro energetické pásmo 30 MeV -- 20 GeV. Katalog obsahuje celkem 271 zdrojů, z nichž se podařilo identifikovat jen 66 jako blazary. K dalším 170 zdrojům se dosud nezdařilo navzdory soustavnému úsilí najít žádné protějšky, takže jejich povaha je naprostou záhadou. Podobně není jasné, proč se plná třetina zdrojů nachází dále než 10deg od hlavní roviny Galaxie.
K. Volk aj. upozornili na neidentifikovaný infračervený pás na 21 microm, jenž ve 4 případech nalezla již družice IRAS a nyní v 8 případech družice ISO. Autoři soudí, že pás přísluší buď tuhé látce neznámého složení, anebo směsi velkých molekul. Přitom podle B. Natha je interstelární pozadí v průměru o 19 řádů řidší než zemská atmosféra, takže na 1 krychlový metr připadá pouhý milion částic. Ještě desetmilionkrát řidší je však pozadí intergalaktické (1 částice v 10 krychlových metrech, aneb sněhová vločka v objemu zeměkoule). Nicméně obří molekulová mračna představují výrazné koncentrace kosmické látky v porovnání s tímto pozadí a podle R. Crutchera se na jejich soustředění výrazně podílejí mezihvězdná magnetická pole. Jak uvedli C. Cesarská a M. Sauvage, díky družici ISO např. víme, že vzhled infračerveného spektra husté reflekční mlhoviny NGC 7023 v Cefeu se vzhledem neliší od difúzního mračna v souhvězdí Chameleona, ačkoliv se hustotou liší více než o tři řády.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 14. novembra 2000