Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 10. septembra 2006
A. Lyne aj. objevili v průběhu roku 2003 unikátní binární pulsar PSR J0737-3039AB (Pup) s impulsní periodou složky A 23 ms a počátkem r. 2004 prokázali, že i složka B je radiovým pulsarem s podstatně delší impulsní periodou 2,8 s. První pravý dvojitý pulsar je od nás vzdálen pouze 600 pc a jelikož sklon oběžné roviny složek činí 87°, můžeme pozorovat přechody pulsarů přes sebe; přechody trvají asi půl minuty při oběžné době 2,4 h. Podle měření z radioteleskopu GMRT prochází pulsar A při svém přechodu přes pulsar B jeho magnetosférou. M. McLaughlin aj. poukázali na základě pozorování radioteleskopem GBT na efekty odrazu vyzařovacích kuželů obou složek v rotující magnetosféře protější složky, které dobře odpovídají geometrii soustavy.
Jak zjistila M. Burgayová aj., jsou oběžné dráhy pulsarů kolem společného těžiště mírně výstředné (e = 0,09) a velké poloosy jejich drah dosahují 900 tis. km. Obě neutronové hvězdy mají podobné hmotnosti 1,34 a 1,25 M☉, ale různé stáří 210 a 50 mil. roků. Je tedy překvapující, že soustava přežila celkem zdárně oba výbuchy supernov, které stály u zrodu dvojitého pulsaru. Rotační osy obou neutronových hvězd A i B vykazují precesi s periodami 75, resp. 71 roků, což znamená, že nejpozději za 10 let přestane být vyzařovací kužel pulsaru A ze Země pozorovatelný. To je také důvod, proč dvojitý pulsar nebyl objeven dříve - oba vyzařovací kužely zkrátka nemířily k Zemi. Podle D. Lorimera, F. Jeneta a S. Ransoma je vyzařovací kužel pulsaru A dutý a při přechodech B před A se pozoruje zvýšení intenzity impulsů od pulsaru B až o 2 řády ve všech frekvenčních pásmech. J. Granot a P. Mészáros zjistili pomocí družice Chandra, že silný hvězdný vítr ze složky A vyvolává interakcí s mezihvězdným prostředím rentgenové záření o výkonu 200 ZW.
Podle S. Ransoma aj. se soustava se vůči okolnímu prostředí pohybuje značnou prostorovou rychlostí 140 km/s, což časem umožní zpřesnit i vzdálenost soustavy od nás. Měření dále potvrdila předpokládané silné relativistické efekty, tj. spirálovité zmenšování velké poloosy dráhy vlivem vyzařování gravitačních vln tempem 2,6 m/r, které povede ke splynutí složek za cca 85 mil. roků, dále pak rekordně velké stáčení periastra rychlostí 16,9°/r, gravitační červený posuv a Shapirovo zpoždění signálů. Jak uvedl ve svém shrnutí E. van den Heuvel, z dvojitého pulsaru se tak rázem stala vůbec nejlepší relativistická laboratoř ve vesmíru nehledě na skvělou možnost studia vzniku i fyzikálních vlastností pulsarů. B. Willems a V. Kalogera upozornili, že složka A dvojitého pulsaru má nejkratší rotační periodu a celá soustava nejkompaktnější dráhu s nejmenší výstředností mezi známými binárními pulsary. B. Joshi aj. připomněli, že jde teprve o šestý binární pulsar, jehož obě složky jsou neutronovými hvězdami a pochopitelně první případ, kdy obě neutronové hvězdy jsou pozorovatelné se Země jako radiové pulsary. Zcela nepochybně o této jedinečné soustavě v příštích letech často uslyšíme.
D. Champion aj. nalezli v Arecibu další binární pulsar PSR J1829+2456 (Her) s impulsní periodou 41 ms a oběžnou dobou složek 1,2 d. Složky o hmotnosti 1,4 M☉ (pulsar) a 1,3 M☉ (průvodce) kolem sebe obíhají po mírné výstředné (e = 0,14) dráze s minimální poloosou 2,4 mil. km. Relativistické stáčení periastra tempem 0,3°/r bude jistě snadno měřitelné stejně jako další relativistické efekty, tj. dilatace času a gravitační červený posuv, protože i průvodce je téměř určitě neutronovou hvězdou.
N. Wang aj. shrnuli 13 let sledování změn 48 ms impulsní periody jedinečného binárního pulsaru PSR B1259-63 (Mus), jenž obíhá kolem průvodce - velmi hmotné hvězdy sp. B3e po vysoce excentrické dráze (e = 0,87) v oběžné době 3,4 r. Rotační perioda pulsaru starého 330 tis. let se zpomaluje tempem 2.10-15 a dispersní míra signálů se mění během průchodů pulsaru periastrem, jež jsou pravidelně pozorovány od r. 1990. V týdnu před posledním průchodem periastrem v březnu 2004 se podařilo detektorem CANGAROO pozorovat intenzívní záření gama s energiemi nad 200 GeV, které vzniká interakcí hvězdné větru složky B3e a magnetosféry pulsaru. S. Shaw aj. pozorovali pomocí družice INTEGRAL rentgenové záření soustavy v pásmu pod 200 GeV a odtud odvodili, že disk kolem rovníku hvězdy B3e svírá s oběžnou rovinou pulsaru téměř pravý úhel, takže pulsar kolem periastra prochází diskem dvakrát a vydává přitom ve tvrdém rentgenovém pásmu zářivý výkon bezmála 1027 W. Z těchto pozorování se rovněž podařilo odvodit i tempo ztráty hmoty hvězdy B3e na 10-6 M☉/r. Průvodce pulsaru má hmotnost 10 M☉ a poloměr 6 R☉ a rotuje obvodovou rovníkovou rychlostí 280 km/s, což je 70% rychlosti kritické, při níž by se hvězda roztrhla odstředivou silou.
A. Levine aj. zjistili, že binární pulsar X1908+075 (Aql) s oběžnou dobou 4,4 d má délku velké poloosy dráhy 21 mil. km a velmi hmotného průvodce s hmotností kolem 20 M☉ a poloměrem až 22 R☉. Průvodce je zřejmě Wolfovou-Rayetovou hvězdou, která ročně ztrácí až 4.10-6 M☉ a vybuchne jako supernova nejpozději za 100 tis. roků. Tak se soustava změní v pozoruhodnou kombinaci neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou.
D. Lorimerovi aj. se podařil u radioteleskopu v Arecibu pozoruhodný objev nedalekého (1,2 kpc) velmi starého (2,8 mld. roků) pulsaru PSR J0609+2130 (Ori), jenž má krátkou impulsní periodu 56 ms a relativně slabé magnetické pole 400 kT, jak vyplývá z nepatrného brzdění rotace neutronového hvězdy tempem 0,3 as/s. Autoři odtud usuzují, že pulsar byl původně složkou rentgenové dvojhvězdy, která se rozpadla při výbuchu druhé složky soustavy rovněž jako supernovy. Tato složka však ještě před výbuchem stihla roztočit pozorovaný pulsar na poměrně vysoké obrátky.
Týmž drastickým vývojem prošel údajně také pulsar J2235+1506 (Peg). Podobně W. Vlemmings aj. zjistili, že pulsary B2020+28 (impulsní perioda 0,34 s) a B2021+51 (0,53 s) pocházejí z téže superbubliny v souhvězdí Labutě. Předchůdci obou pulsarů měli podobné hmotnosti a byli členy téže dvojhvězdy, která vznikla před necelými 3 mil. let. Dvojhvězda sice přežila výbuch první supernovy, ale při výbuchu druhé složky o 150 tis. let později, tj. před 1,9 mil. lety, se rozpadla ve vzdálenosti 1,9 kpc od Slunce. Pulsary se od sebe vzdalují rychlostí 200 km/s a dnes jsou vzdáleny 2,7, resp. 2,0 kpc od Slunce.
G. Hobbs aj. uveřejnili IV. část katalogu nové přehlídky pulsarů pomocí radioteleskopu v Parkesu. Katalog obsahuje zpřesněné údaje pro 281 známých pulsarů a dále objevy 180 nových pulsarů. Mezi nimi je nový binární pulsar PSR J1420-5625 (Cen) s impulsní periodou 34 ms a oběžnou dobou 40 d, dále milisekundový pulsar PSR J1843-1113 (Sct) se třetí nejkratší periodou 1,8 ms a naopak zase dva pulsary s rotační periodou přes 6 s (PSR J1736-2843 a J1847-0130). F. Camilo aj. objevili poblíž pozůstatku supernovy G309.8-2.6 druhý nejbližší (2,5 kpc) velmi mladý (7,3 tis. let) pulsar J1357-6429 s rotační periodou 0,17 s.
O. Löhmer aj. využili velkých radioteleskopů v Effelsbergu a v Jodrell Banku k soustavným deset let trvajícím měřením vlastností binárního pulsaru PSR J2145-0750 (Aqr) s rotační periodou 16 ms a oběžnou dobou 6,8 dne. Pulsar je od nás vzdálen pouze 500 pc a jeho průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,85 M☉ a teplotě 5750 K, což odpovídá jeho stáří 3,6 mld. roků. To je v uspokojivé shodě s charakteristickým stářím samotného pulsaru 10,4 mld. roků, takže jde o jeden z nejstarších známých pulsarů v Galaxii. Autoři odhadují původní rotační periodu pulsaru na 13 ms.
A. Kuzmin aj. odhalili tzv. obří impulsy u pulsaru B0031-07 (Cet), k nímž dochází po zhruba 300 impulsech standardní intenzity. Obří impulzy jsou mají 50krát vyšší intenzitu a v jejich 20x zúženém profilu se vyzáří 120krát vyšší radiový tok než v běžném impulzu. Je to teprve šestý případ mezi zhruba 1500 známými radiovými pulsary a druhý případ, kdy příslušná neutronová hvězda má slabé magnetické pole. Rekord drží známý pulsar v Krabí mlhovině, kde obří impulsy vykazují až 70 000násobek (!) intenzity běžného impulsu. Podle J. Cordese aj. dosahuje jejich jasová teplota v pásmu frekvencí 0,4 -- 8,8 GHz neuvěřitelných minimálně 1032 K! V. Soglasnov aj. však zjistili pomocí měření radioteleskopy VLBI na frekvenci 1,65 GHz, že i tento rekord je překonán prototypem milisekundových pulsarů PSR B1937+21 s impulsní periodou 1,56 ms, kde jasová teplota obřích impulsů dosahuje naprosto šílené hodnoty nad 5.1039 K a během jediné obrátky neutronové hvězdy dochází až ke 25 obřím impulsům. Příčina těchto dramatických úkazů není známa.
F. Michel upozornil na další závažný problém teorie záření pulsarů, protože podrobné rentgenové snímky pulsaru v Krabí mlhovině, pořízené družicí Chandra, jsou v rozporu s tvrzením, že plazma je urychlováno ve směru siločar podél polárních čepiček a hvězdný vítr není odnášen odstředivou silou. Goldreichův a Julianův model vyzařování v rotujícím kuželu rovněž neplatí, takže teoretici budou muset začít modelovat znovu. Pulsary patří zkrátka stále k nejpozoruhodnějším tématům soudobé astrofyziky, jak prokázala série přehledových článků ve speciální příloze amerického vědeckého týdeníku Science 304 (2004), č. 5670. Mezi jejich autory patří především spoluobjevitelka pulsarů J. Bellová-Burnellová, dále R. Irion, J. Lattimer a M. Prakash, R. Manchester a I. Stairsová. Jde o tak obsáhlý a přehledný materiál, že by sám vystačil na samostatnou Žeň objevů - zájemcům mohou jen doporučit prokousat se celým originálem.
A. Villarreal a T. Strohmayer využili pozorování rentgenového mihotání a vzplanutí v dvojhvězdách s neutronovou hvězdou k odvození středního průměru neutronových hvězd v naší Galaxii. Výsledná hodnota (23 ±5) km svědčí pro konvenční stavovou rovnici neutronové hvězdy; jinými slovy neutronové hvězdy nejsou tvořeny podivnými kvarky, jak o tom někdy uvažují teoretičtí fyzikové. Přesto však není tento výsledek naprosto přesvědčivý, protože pro vyloučení všech odchylných modelů by bylo potřebí znát průměr neutronové hvězdy s přesností na ±1 km. Horní mez hmotnosti neutronové hvězdy zjištěná z pozorování se blíží 1,75 M☉; je tedy o něco nižší než teoretická mez 2,0 M☉.
Prototyp hvězdných černých děr v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1 má podle M. Abubokorova aj. hmotnost kolem 11 M☉ (s chybou 25%) na kruhové oběžné dráze s periodou 5,6 d. E. Harlaftis a J. Greiner využili spektrografu VLT k určení parametrů průvodce černé díry - mikrokvasaru GRS 1915+105 (Aql). Průvodce spektrální třídy K a hmotnosti 0,8 M☉ vyplňuje svůj Rocheův lalok a rotuje synchronně s oběžnou dobou 33,5 d kolem černé díry o hmotnosti 14 M☉. Objekt se nachází v galaktické rovině (gal. šířka -0,2°) a podle C. Chapuise a S. Corbela je od nás vzdálen asi 9 kpc (s chybou 30%). C. Done aj. ukázali, že jeho značná svítivost je dána velkým rozměrem akrečního disku kolem černé díry řádu 10 mil. km a hmotnosti 1025 kg. S. Kato aj. zjistili, že nejvyšší frekvence kvaziperiodických oscilací mají u tří mikrokvasarů týž poměr 3/2, a že v tomto konkrétním případě rotuje černá díra velmi pomalu. A. Čerepaščuk aj. využili 6 m reflektoru SAO ke zlepšení údajů o rentgenové dvojhvězdě V404 Cygni (=GS 2023+338). Určili hmotnost černé díry 10,6 M☉ (s chybou 20 %) a zjistili, že kolem ní obíhá v periodě 6,5 d rychlostí 210 km/s průvodce sp. K0 IV o hmotnosti 0,6 M☉, jenž vyplňuje Rocheův lalok.
Také známá rentgenová dvojhvězda SS 433 je podle T. Hillwiga aj. rovněž mikrokvasarem, neboť během zákrytu jasného akrečního disku, jehož precesní perioda dosahuje 162 d, se podařilo získat spektrum průvodce pomocí 4 m Mayallova teleskopu. Jde o veleobra třídy A5 s hmotností 11 M☉, kolem něhož obíhá v periodě 13 d černá díra s hmotností pouhých 3 M☉. H. Marshall aj. zjistili pomocí družice Chandra, že výtrysky vyvěrající z černé díry mají teploty 10 -- 100 MK a jejich vrcholový úhel během roku kolísá v rozmezí od 1,2° do 2,7°. K. Blundellová a M. Bowler zobrazili výtrysky pomocí antény VLA a zjistili, že se jejich intenzita, směr i rychlost mění u obou výtrysků současně, přičemž během desítek dnů rychlost kolísá až o 12 tis. km/s! Odvodili též přesnější vzdálenost objektu od nás: 5,5 kpc.
Dle D. Gelina a T. Harrisona má také černá díra v rentgenové dvojhvězdě GRO 0422+32 (= V518 Per) nízkou hmotnost jen 4 M☉, což ovšem znamená, že je velmi hustá a v jejím okolí dosahují slapové síly vysokých hodnot kvůli nepatrnému poloměru díry 12 km. Průvodcem černé díry je trpasličí hvězda M1, obíhající v periodě 5 h. T. Shahbaz aj. ukázali, že v rentgenové dvojhvězdě 2S 0921-630 (Car) v halu naší Galaxie má kompaktní složka hmotnost 2,0 -- 4,3 M☉, tj. někde na rozhraní mezi velmi hmotnou neutronovou hvězdou a velmi lehkou černou dírou. Sekundární složkou je obří hvězda K0, obíhající kolem kompaktní složky v periodě 9 d.
Jak uvádí P. Jakobsson aj, za 10 let se zdařilo změřit červené posuvy jen pro 39 GRB. Průměrné z činilo 1,33 a medián 1,02. Za první 4 roky provozu našla družice HETE-2 celkem 400 GRB, ale jen pro 80 z nich se povedlo odvodit přesnou polohu, takže jen 14 GRB z tohoto souboru má změřený červený posuv z. Podle M. Matsuoky činilo průměrné zpoždění mezi objevem GRB a sdělením o přibližné poloze 30 -- 90 min; vzácněji méně než 15 min. Nejvýznamnějším úlovkem HETE-2 se stal jasný objekt GRB 030329, kdy byl optický protějšek objeven už 2 min. po lokalizaci, takže díky výjimečně přesné poloze ho bylo možné sledovat v širokém oboru elektromagnetického spektra.
R. Willingale aj. vysvětlili odchylky v hladkém poklesu jasnosti optického dosvitu tohoto blízkého (z = 0,17; 600 Mpc) GRB jako projev výbuchu supernovy 2003dh třídy Ic, která podle Y. Uraty aj. vybuchla 7,6 d po záblesku gama. N. Kuno aj. pozorovali na frekvencích 23,5 -- 90 GHz radiový dosvit, který svým průběhem potvrdil, že jde o synchrotronové záření, doprovázející rázovou vlnu rozpínající se ohnivé koule. Jasnost dosvitu prudce poklesla, když ohnivá koule vychladla, ale pozorování probíhala téměř až do konce května 2003. G. Taylor aj. odhadli rozměr radiového dosvitu na centimetrových vlnách ve 25. d po výbuchu na 0,2 pc a v 83. d na 0,5 pc, což odpovídá fiktivní rychlosti rozpínání tempem 3c.. A. Finkelštejn aj. měřili kruhovou polarizaci radiového dosvitu na vlnových délkách 35 a 60 mm pomocí obřího radioteleskopu RATAN 600. Odtud jim vyšla indukce magnetického pole GRB na 10 mT a celková energie vzplanutí 1044 J. S. Vaughan aj. našli v pozorováních družicí Newton koncentrické prsteny, jež odpovídají prachovému halu ve vzdálenostech 880 a 1390 pc od GRB.
Družice INTEGRAL objevila mimořádně slabý GRB 031203 v trvání 20 s, ale s energií jen 7.1040 J, tj. o plné 4 řády nižší, než je u GRB běžné. A. Soderberg aj. i S. Woosley se domnívají, že jde jen o pověstnou špičku ledovce a ve skutečnosti existuje početná populace takových objektů v našem blízkém kosmologickém okolí. D. Watson aj. popsali slabý rentgenový dosvit tohoto záblesku v poloze 0802-3951 (Vel) na základě pozorování družice Newton. Jelikož mateřská galaxie GRB 3 měla červený posuv z = 0,1 (vzdálenost 500 Mpc), vyplynul odtud rentgenový zářivý výkon jen 1036 W a celková energie pouze 3.1042 J. K. Prochaska aj. zjistili, že galaxie GRB 3 s nízkou metalicitou prodělává silnou tvorbu nových hvězd tempem 11 M☉/r. B. Thomsen aj. našli nárůst jasnost optického dosvitu od 10. dne po GRB, jenž pak zůstal viditelný až do 33. dne. Podle těchto autorů došlo zřejmě k výbuchu hypernovy 2003lw, která geneticky souvisela se vzplanutím GRB a dosáhla dle D. Malesaniho aj. maxima (Mv = 19,75 mag) 20 d po vzplanutí GRB. Mimochodem, o možné souvislosti supernov a GRB uvažoval jako první S. Colgate již v r. 1968.
L. Nicastro aj. upozornili na nejdelší GRB 020410, kdy záření gama trvalo téměř 27 min, což je neuvěřitelný rekord. Odpovídající rentgenový dosvit byl vůbec nejjasnější. Odtud a ze zlomů světelných křivek v celém pásmu elektromagnetického spektra lze odhadnout z = cca. 0,9 -- 1,5. R. Rutledge a D. Fox nepotvrdili údajnou 80% polarizaci GRB 021206, dříve ohlášenou družicí RHESSI. Malá citlivost družice totiž neumožňuje polarizační měření. Dalším neřešeným problém jsou tzv. sirotčí dosvity, kdy GRB vysílaný v úzkém svazku mine Zemi, kdežto optický dosvit, který je v podstatě izotropní, Zemi zasáhnout může, ale zatím nemáme dobré prostředky ho odhalit bez zprostředkování širokoúhlými detektory záření gama. I nejlepší robotické optické dalekohledy mají totiž zorné pole je několik málo stupňů. Není totiž vyloučeno, že GRB mohou být opticky sledovány až pro z = cca. 20, pokud ovšem v tak raném vesmíru je něco takového vůbec možné.
A. MacFadyen uvedl, že dvě třetiny "dlouhých" GRB má trvání přes 35 s, maximum energie kolem 100 keV a za předpokladu izotropního vyzařování tutéž energii 1045 J. Všeobecně se dle M. Andersena i H. Spruita soudí, že jde o průvodní jev překotného hroucení velmi hmotné (> 25 M☉) hvězdy na černou díru, přičemž největší část energie se vyzáří v úzkém svazku o vrcholovém úhlu 1,7°. Jelikož se tyto hvězdy vyvíjejí kosmologicky bleskově, je výskyt dlouhých GRB výborným indikátorem těch galaxií, v nichž právě probíhá překotná tvorba hvězd. V průměrné galaxii vybuchne GRB jednou za 10 tis. roků, ale podle J. Lina aj. s věkem galaxie četnosti těchto jevů ubývá. Jen velmi málo dlouhých GRB má z < 0,24, kdežto horní mez bude asi kolem z = cca. 9. GRB tak fakticky ohlašují konec šerověku raného vesmíru a jelikož jsou v prostoru rozloženy izotropně, hodí se podle R. Vavreka aj. i k testování kosmologických modelů, poněvadž jsou vidět mnohem dále do hlubin vesmíru než supernovy Ia.
Podle S. Rosswoga mají "krátké" GRB trvání nanejvýš 2 s, jejich spektrum je tvrdší, protože jde zřejmě o splynutí dvou kompaktních složek těsné dvojhvězdy s magnetickým polem až 30 TT, tj. uvolněná energie dosahuje hodnoty až 1046 J. Jednotlivé mechanismy splývání propočítali A. Tutukov a A. Čerepaščuk. Téměř vždy jsou ve hře hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy s krátkou životností a případně též jedna hvězdná černá díra. K podobným výsledkům dospěli při modelování splývání neutronových hvězd a černých děr také T. Bulik a K. Belczynski.
S. Klose aj. zkoumali v blízkém infračerveném pásmu mlhovinu N49 v bezprostředním okolí magnetaru SGR 0522-66 ve Velkém Magellanově mračnu. Mlhovina obsahuje do prachu zahalenou malou hvězdokupu mladých hvězd. Něco podobného bylo objeveno také u magnetarů, které patří do naší Galaxie. Zdá se, že magnetary vznikly v těchto hvězdných kolébkách jako mimořádně hmotné hvězdy, ale pak byly odtud velkou rychlostí vymrštěny, nejspíš při výbuchu supernovy. Mlhovina sama je zřetelně pozůstatkem supernovy, která vzplanula asi před 5 tis. lety. A. Ibrahim aj. objevili zcela náhodně magnetar XTE J1810-197, který sice dosud nevybuchnul jako ty ostatní, ale jinak jeví všechny charakteristiky magnetarů. Má rotační periodu 5,5 s a optický protějšek R = 21,5 mag. Jeho stáří se odhaduje na 7 600 let a vzdálenost na 5 kpc. Odtud lze usoudit, že mnohé další neutronové hvězdy mohou být ve skutečnosti "spící" magnetary. Těsně před koncem r. 2004 dne 27. prosince došlo ke gigantické explozi magnetaru SGR 1806-20 ve Střelci. Vědecká sdělení o tomto úkazu čtvrtstoletí byla pochopitelně uveřejněna až v průběhu r. 2005, takže podrobnější popis úkazu se objeví v příštím přehledu.
S. Shaw aj. uveřejnili katalog trvalých zdrojů gama v pásmu energií 20 keV - 1 MeV, které během let 1991 - 2000 pořídila aparatura BATSE na družici Compton. Katalog svou kvalitou podstatně převyšuje údaje z družice HEAO-1 z let 1978-79. Teprve nejnovější data z družice INTEGRAL umožnila objasnit povahu difúzního pozadí záření gama, jak ho zaznamenaly předešlé družice. Ukázalo se, že jde o souhrnné záření vzdálených diskrétních (bodových) zdrojů.
Americký amatér J. McNeil objevil pomocí 75 mm refraktoru 23. ledna 2004 v molekulovém mračnu Lynds 1630 v Orionu v poloze 0546-0007 novou reflexní mlhovinu, kterou u nás od 11. února snímkoval K. Hornoch. Podle Hornochových snímků měla mlhovina úhlové rozměry 65" x 80" a integrální jasnost R = 13 mag, jež však vzrůstala tempem 0,2 mag/d. Podle následných měření z 8 m dalekohledu Gemini se zjasnila v oboru J o 3,6 mag proti stavu z října 1998. Počátkem března 2004 dosáhla její jasnost J = 10,8 mag a její tvar připomínal kometu se dvěma výběžky. Archivní snímky doložily existenci mlhoviny už v polovině 60. let minulého století, jenže pak zeslábla a teprve nyní se začala opět zjasňovat. Na jižním okraji mlhoviny se totiž vynořila hvězda, která ji zřejmě ozařuje. V mlhovině se objevily emise čáry Halpha a Ca II, svědčící o rozpínání rychlostí 460 km/s. Měření pomocí teleskopů IRTF a Keck v blízkém infračerveném pásmu v březnu 2004 odhalila výbuch velmi mladé hvězdy typu T Tau, ukryté uvnitř molekulového mračna. Tuto prahvězdu dále zkoumali W. Vacca aj a odhadli, že k jejímu výbuchu muselo dojít už koncem r. 2003. Z prahvězdy uniká hmota tempem 4.10-8 M☉/r.
R. Chini aj. zkoumali pomocí infračervené kamery VLT a milimetrového radioteleskopu IRAM známou velmi mladou mlhovinu M17 (Omega, Sgr), vzdálenou od nás 2,2 kpc. Ukázali, že tam z akrečních disků vznikají i velmi hmotné hvězdy s hmotnostmi nad 10 M☉, navzdory destruktivnímu vlivu tlaku záření. C. Lada aj. studovali za pomocí submilimetrového radioteleskopu ESO rozložení molekuly C18O v nejtmavší globuli proslulého molekulového mračna "Uhelný pytel" (Cru), vzdáleného od nás 150 pc. Mračno má průměr 15 pc a hmotnost 3500 M☉. Zcela určitě v něm v současné době vznikají hvězdy.
Jak uvedl C. Lada, existenci temných mlhovin si jako první uvědomil W. Herschel, jenž o tom referoval na schůzi britské Královské společnosti v r. 1785, ale dál se jimi nezabýval, na rozdíl od své sestry Karoliny, která za pomocí J. Herschela sestavila jejich první katalog. Další pokrok přišel až počátkem XX. stol. kdy E. Barnard a M. Wolf prokázali, že to jsou skutečná temná mračna ve vesmíru. Teprve nedávno si astronomové uvědomili, že tato mračna jsou skutečnými hvězdnými kolébkami. J. Hester aj. usuzují, že Slunce muselo vzniknout z molekulového mračna, podobného těm, které se nacházejí na rozhraní souhvězdí Býka a Vozky. Bezprostředním podnětem k jeho vzniku však byl výbuch blízké supernovy, jenž svou rázovou vlnou shrnul materiál v oblasti H II a další vývoj pokračoval podobně jako v mračnech v Orionu nebo v Orlí mlhovině.
D. Knauth aj. využili ultrafialové družice FUSE ke studiu výskytu mezihvězdného molekulárního dusíku ve směru ke hvězdě v souhvězdí Kentaura, vzdálené od nás 700 pc. Výsledky neodpovídají ani jednomu z modelů rozložení této molekuly. J. Hollis aj. našli ve známém molekulovém mračně Sgr B2 pomocí obřího radioteleskopu GBT nové mezihvězdné aldehydy: propenal (CH2CHCHO) a propanal (CH3CH2CHO) v pásmu frekvencí 18 -- 26 GHz. Již dříve byl objeven propynal (HC2CHO). Titíž autoři našli také glykolaldehyd na frekvencích 13,5 -- 22,1 GHz (GBT) a 71 -- 103 GHz (12m NRAO), což je zatím jediný mezihvězdný cukr. Aldehydy vznikají přibíráním vodíku na mezihvězdná zrnka prachu.
C. Olano se pokusil rozřešit přetrvávající problém výskytu vysokorychlostních mračen neutrálního, ionizovaného i molekulárního vodíku, související hlavně s okolností, že dodnes neumíme určit, jak jsou od nás tato mračna daleko. Autor se domnívá, že za jejich existenci vděčíme sousedním Magellanovým mračnům, která ze sebe před 570 mil. lety vyvrhla magnetické bubliny napůl ionizovaného vodíku, obklopující naší Galaxii až do vzdálenosti 150 kpc, a jež často prolétají halem Galaxie, takže pak končí v galaktickém disku tempem 0,6 M☉/r. A. Benoit aj. využili submilimetrového radiometru Archeops při balonovém výstupu v Arktidě v únoru 2002 k prvnímu měření stupně polarizace difúzního galaktického prachu. Polarizace se pohybuje od 4 do 20% a svědčí o tom, že orientace zrnek je koplanární k hlavní rovině Galaxie, za což zřejmě může poměrně koherentní galaktické magnetické pole. M. Claussen zdůraznil, že průběh magnetického pole v mezihvězdném prostoru se dá dobře určit pomocí polarizace interstelárních maserů OH nebo SiO, popřípadě též H2O a metanolu.
Problém vzdálenosti Plejád je podle B. Paczynského stále hlubší, protože z měření astrometrické družice HIPPARCOS vyplynula vzdálenost jen (118 ±4) pc, kdežto všechny ostatní metody dávají souhlasně větší hodnotu kolem (132 ±4) pc. Nejnovější určení vzdálenosti interferometrické dvojhvězdy Atlas (orb. per. 291 d; e = 0,25) v Plejádách X. Panem aj. dalo vzdálenost (135 ±2) pc a prakticky týž výsledek (132 ±4) pc dostali N. Zwahlen aj. Podobně dopadlo též měření vzdálenosti první dvojčárové zákrytové dvojhvězdy HD 23642 (orb. per 2,5 d; e = 0) U. Munarim aj.: (132 ±2) pc. To závažně zpochybňuje správnost vzdálenosti Plejád, určené jako průměr z měření paralax 54 hvězd pomocí této jinak zcela jedinečné družice. Paczynski se domnívá, že příčinou chyby byla příliš excentrická dráha družice, která se nedostala na původně plánovanou kruhovou dráhu. Jak připomínají E. Moreaux aj., Plejády obsahují na 1 000 hvězd o úhrnné hmotnosti 740 M☉ a středním poloměru 3,7 pc; jsou staré asi 100 mil. roků.
K. Williams aj. hledali bílé trpaslíky v otevřené hvězdokupě Praesepe (Cnc) a našli jich pouze pět, což je překvapivě málo. Nicméně P. Dobbie aj. tam koncem roku objevili další dva bílé trpaslíky o hmotnostech 0,9 M☉ a stáří 280 a 500 mil. roků. Z toho lze usoudit, že jejich předchůdci měli hmotnosti větší než 2,5 M☉. M. Salaris aj. zjistili, že stáří 71 otevřených hvězdokup v Galaxii nezávisí na vzdálenosti od centra Galaxie. Nejstarší otevřená hvězdokupa NGC 6791 (Lyr) vznikla už před 10 mld. let.
M. Hilker aj. studovali pomocí VLT nejhmotnější kulovou hvězdokupu v Galaxii omega Centauri. Hvězdokupa je rotačně zploštělá a jako jedna z mála obíhá kolem centra Galaxie retrográdně. Hvězdy v ní jeví nápadný rozptyl metalicity, což znamená, že proces tvorby hvězd probíhal po dobu asi 3 mld. let. M. Ideta a J. Makino úspěšně simulovali vznik této hvězdokupy za předpokladu, že jejím předchůdcem byla trpasličí galaxie, oškubaná slapy naší Galaxie o 90% původní hmotnosti během několika prvních průletů trpasličí galaxie pericentrem ve vzdálenosti asi 500 pc od středu Galaxie. Pak se už hmotnost kulové hvězdokupy příliš neměnila a v současné době stále ještě dosahuje rekordní hodnoty 5 mil. M☉. G. De Marchi aj. odvodili na základě snímků z HST s mezní hvězdnou velikostí I = 27 stáří kulové hvězdokupy M4 (Sco) v rozmezí 9 -- 12,7 mld. roků. Ke zpřesnění hodnoty by bylo potřebí měřit hvězdy ještě o 4 mag slabší, a to ani HST nedokáže. T. Brown aj. využili kamery ACS HST k určení stáří kulové hvězdokupy SKHB 312 v galaxii M31 na pouhých 9 mld. let. Halo naší Galaxie má totiž stáří 11 -- 13,5 mld. let.
Podle M. Daviese aj. nachází HST v každé kulové hvězdokupě naší Galaxie 40 -- 400 modrých loudalů, tj. hvězd, které se opozdily ve svém vývoji proti běžným hvězdám hvězdokupy, a to buď splynutím těsné dvojhvězdy anebo srážkou hvězd v hustém jádře hvězdokupy. U dostatečně staré hvězdokupy však jejich počet na hmotnosti kulové hvězdokupy nezávisí. M. West aj. ukázali, že kulové hvězdokupy se dobře hodí k rekonstrukci vývoje galaxií; daří se tak odhalit srážky galaxií a následný kanibalismus jakož i epizody překotné tvorby hvězd.
Dátum poslednej zmeny: 10. septembra 2006