Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 16.decembra 2001
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Soustavné hledání supernov získává novou přístrojovou podporu díky zařízení QUEST, instalovanému u 1 m Schmidtovy komory ve Venezuele. V ohnisku komory je totiž umístěna mozaika 16 matic CCD, využívající větší části zorného pole komory. Během března 2000 tak tamější astronomové prozkoumali oblast 264 čtverečních stupňů oblohy do 20,8 mag v pásmu R a objevili přitom 33 supernov slabších než 18,8 mag, což je více než donedávna stihly za rok observatoře z celého světa dohromady.
Neobyčejně zvláštní proměnná 1052+3640 (SN 2000ch) se vynořila ve spirálním ramenu galaxie NGC 3432 (LMi) s červeným posuvem z = 0,002 počátkem května, kdy dosáhla 17,4 mag. Nebyla zaznamenána na archivních snímcích z let 1953-1996. Spektra prokázala týž červený posuv pro emise Balmerovy série, takže objekt určitě patří do zmíněné galaxie, ale expansní rychlosti byly překvapivě nízké - jen 950 km/s, což zprvu nasvědčovalo tomu, že jde o extrémně svítivou klasickou novu, neboť její absolutní hvězdná velikost dosáhla pouhých -12 mag. Nakonec se však ukázalo, že jde o vzácný případ výbuchu velmi hmotné svítivé modré proměnné hvězdy (LBV), při němž se její jádro nezhroutí gravitací, klasifikované jako podsvítivá supernova třídy IIn; jinými slovy hvězda takový výbuch přežila. Dalekohled VLT ESO ve spojení s polarimetrem sledoval průběh polarizace záření supernovy 1999em v galaxii NGC 1637 v intervalu od počátku listopadu 1999 do ledna 2000. Ukázalo se, že spojité spektrum bylo zprvu polarizováno slabě (0,25%), ale posléze se hodnota polarizace zdvojnásobila, což svědčí o nesouměrnosti vlastního výbuchu.
Jako již tradičně v posledních letech soustřeďuje se pozornost pozorovatelů na pozůstatek po supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Už od r. 1995 jsou totiž patrné projevy srážky rázové vlny po výbuchu supernovy s plynným prstencem, který pochází z doby asi 20 tisíc let před vlastním výbuchem, kdy byl předchůdce supernovy červeným veleobrem a intenzívně ztrácel hmotu. Pomocí 4 m teleskopu CTIO se těsně před koncem r. 1999 podařilo pozorovat nové struktury ve vnitřním prstenu v blízkém infračerveném pásmu. Horká skvrna, objevená již v říjnu 1998, se dále zjasnila a dosáhla pětiny jasnosti celého prstence, což je ovšem jenom předzvěst dalších poměrně dramatických efektů nejenom v optickém a infračerveném, ale i rentgenovém a radiovém oboru spektra.
Ostatně R. McCray aj. využili vynikající rozlišovací schopnosti rentgenové družice Chandra ke sledování pohybu vlastní rázové vlny. Z pozorování na přelomu let 1999 a 2000 odvodili rychlost jejího pohybu na 4500 km/s a zjistili, že za čelem vlny stoupá teplota plynu v prstenci až na 10 MK. To vysvětlují zpětnou rázovou vlnou, která postupuje až za čelem vlastní rázové vlny. Nové horké skvrny v prstenci se vynořily na snímcích STIS a WFPC2 HST z konce ledna a počátku února 2000. Podle D. Burrowse aj. odpovídají jejich polohy maximum rentgenového záření na snímcích družice Chandra, kde se jejich vyzářené výkony pohybují v řádu 10^28 W, zatímco rentgenový výkon centrálního pozůstatku činí jen 2.10^27 W. V květnu 2000 se podařilo S. Lawrencovi aj. rozlišit pomocí STIS nejjasnější horkou skvrnu a měřit pohyby skvrn. Skvrny všeobecně letí napříč rovníkovým prstencem, ale místy se také vracejí rychlostmi až 200 km/s. Do podzimu 2000 se zvýšil celkový počet horkých skvrn na devět, takže je zřejmé, že srážka rázové vlny s prstencem je už v plném proudu. Naskýtá se tak báječná možnost zmapovat rozložení struktury prstence kolem supernovy. Z postupného přibývání skvrn lze usuzovat na výraznou nesouměrnost rovníkového plynného prstenu.
J. Middleditch aj. studovali rychlou proměnnost jasnosti pozůstatku po supernově řadou pozemních dalekohledů již od února 1992 a nalezli ve světelných změnách modulaci s periodou 2,14 ms, kterou považují za rotační periodu pulsaru v centru exploze. V letech 1992-1996 se tato perioda soustavně prodlužovala relativním tempem řádu 10^-10, což nenasvědčuje možnosti, že by se neutronová hvězda byla již zhroutila na černou díru. Souhrnný optický výkon pozůstatku činil 1500 dnů po výbuchu nanejvýš 8.10^29 W a 3600 dnů po výbuchu již jen 2.10^29 W, tj. jasnost centrálního objektu klesla na 18,5 mag. Autoři též vypočítali, že výbuch neutrin trval 10 s a uvolněná neutrina nesla energie 6--39 MeV, takže v tomto pásmu činila celková vyzářená energie plných 2,5.10^46 J.
M. Weisskopf aj. studovali rentgenové snímky Krabí mlhoviny, pořízené družicí Chandra koncem srpna 1999. Mlhovina, která je pozůstatkem supernovy z r. 1054, jeví bohatou strukturu, sestávající z vnitřního prstenu uvnitř duté trubice ve tvaru toru. Vnitřní prsten obsahuje drobné uzlíčky a výtrysky. Naprostým překvapením je válcový vzhled struktury, jenž řadí mlhovinu mezi pozůstatky typu plerion. F. Aharonian aj. sledovali Krabí mlhovinu pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech od září 1997 do dubna 1999 v oboru záření gama o energii od 500 GeV do 20 TeV. Zjistili, že průběh závislosti intenzity záření na energii je v celém pásmu plynulý. Podle E. Gotthelfa aj. patří k pozůstatkům typu plerion také zdroj Kesteven 75 (G29.7-0.3)* v Orlu, vzdálený od nás 18 kpc, jenž obsahuje rentgenový pulsar J1846-0258 s periodou 0,325 s, jehož pulsní perioda se prodlužuje relativním tempem 7.10^-12. Odtud vyplývá indukce magnetického pole 5 GT a stáří pozůstatku pouhých 720 let; jde o nejmladší známý pulsar vůbec.
U. Hwang aj. využili rentgenové družice Chandra k podrobnému průzkumu rozložení prvků v pozůstatku po supernově Cas A v naší Galaxii s úhlovým rozlišením lepším než 1arcsec. V rentgenovém pásmu 4--6 keV nalezli jednak spojitou emisi a jednak čáry, příslušející těžším prvkům O, Si, S, Ar, Ca a Fe, což dokazuje, že supernovy dokáží rozptýlit do kosmického prostoru produkty termonukleárních reakcí ve svém nitru. To podle J. Hughese aj. dobře odpovídá výpočtům o překotném termonukleárním spalování uhlíku, neonu a křemíku. Vzplanutí této záhadné supernovy možná pozoroval J. Flamsteed r. 1680 a radiová pozůstatek objevil jako nejjasnější radiový zdroj mimo sluneční soustavu M. Ryle již r. 1948. D. Reichert a A. Stephens odhalili sekulární slábnutí radiové emise v pásmu 16,5 MHz až 16,5 GHz mezi lety 1949 a 1999 v závislosti na frekvenci od 0,65% do 0,9%/rok. To vše odpovídá faktu, že jde o vůbec nejmladší pozůstatek po supernově v naší Galaxii, jenž je současně i nejjasnějším rentgenovým pozůstatkem po supernově vůbec. Objekt Cas A je od nás vzdálen 3,4 kpc a poloměr optické slupky, rozpínající se rychlostí 5000 km/s, činí 1,7 pc. Tepelná složka rentgenového záření odpovídá teplotě 2,8 MK. Podle G. Pavlova aj. sídlí v centru pozůstatku buď miniaturní neutronová hvězda s poloměrem pod 0,5 km (!), anebo nejspíše hvězdná černá díra. Šlo tedy o supernovu třídy II.
J. Hughes odvodil z pozorování družice ROSAT současné tempo rozpínání pozůstatku po Tychonově supernově z r. 1572 o 0,12%/r, což je vyšší hodnota, než vyplývá z radiových pozorování, která dávají rychlost rozpínání 4600 km/s. Pozůstatek je od nás vzdálen 2,3 kpc a energie exploze vychází na 5.10^43 J. Družice Chandra posloužila k objevu bodového rentgenového zdroje poblíž centra pozůstatku po supernově G332.4-0.4 (1E 161348-5055), vzdáleného od nás 3,3 kpc, takže jeho současný rentgenový zářivý výkon činí asi 2.10^26 W. Záření je modulováno v periodě 6,0 h, což je mimořádně dlouhá oběžná doba těsné rentgenové dvojhvězdy, kde druhou složkou je hvězda o malé hmotnosti. V. Zavlin aj. našli díky téže družici rentgenové pulsace s periodou 0,42 s v pozůstatku po supernově PKS 1209-51/52, jenž je od nás vzdálen jen 2,1 kpc. Pozůstatek nemá měřitelné radiové záření a je starý asi 7 tisíc let.
A. Hamilton a R. Fessen zobrazili pomocí HST pozůstatek po supernově S And, což je proslulá supernova, krátce pozorovaná (leč tehdy jako supernova nerozpoznaná!) ve velké spirální galaxii M31 v Andromedě v srpnu r. 1885, kdy byla na hranici viditelnosti očima, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti -18,7 mag. Dnes je na tom místě tmavá skvrna o průměru 0,5arcsec se silnými ultrafialovými čarami Fe II, což ji řadí k podsvítivým supernovám třídy Ia. B. Dunne aj. zkoumali pomocí HST a družice ROSAT pozůstatek po supernově MF16 ve spirální galaxii NGC 6946, vzdálené od nás 5,1 Mpc, který má v rentgenové oblasti přepočtený zářivý výkon o plné tři řády vyšší, než již zmíněný pozůstatek Cas A. Domnívají se proto, že předchůdcem supernovy byla velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda nebo svítivá modrá proměnná LBV, která před výbuchem vytvořila rozpínající se cirkumstelární plynné obaly bohaté na dusík.
J. Sollerman aj. odvodili z průběhu světelné křivky a spektra "podivné" supernovy 1998bw, pravděpodobně totožné se zdrojem GRB 980425, že během výbuchu supernova odhodila až 0,9 M_o radionuklidu 56^Ni; tj. o řád více než je tomu u standardních supernov. T. Matheson aj. zpracovali optická spektra supernovy 1993J třídy IIb v galaxii M81 mezi 3. a 2454. dnem po výbuchu. Supernova dosáhla v maximu 10,8 mag, takže se stala druhou nejjasnější supernovou severní polokoule ve druhé polovině 20. stol. S výjimkou SN 1987A jde také o vůbec nejlépe sledovanou supernovu v dějinách astronomie.
Podle A. Burrowse vzplanulo dosud v Galaxii celkem 100 milionů supernov, z nichž každá vyzářila během výbuchu v průměru 10^44 J. Supernovy se tak zasloužily o obohacení mezihvězdného prostoru o prvky, počínaje uhlíkem a konče železem; v menší míře pak i o prvky počínaje mědí a konče uranem. Jsou také hlavním zdrojem kosmického záření o energiích řádu PeV až snad EeV. K. Nomoto aj. se zabývali případným vlivem evoluce vesmíru a galaxií na maximální zářivý výkon supernov třídy Ia, které - jak známo - astronomové používají při odhadech kosmologických vzdáleností galaxií jako tzv. standardní svíčky. K tomu cíli počítali vlastnosti bílých trpaslíků poblíž Chandrasekharovy meze 1,37--1,38 M_o a zjistili, že hélioví trpaslíci s atmosférou uhlíku a kyslíku mohou vybuchnout ještě dříve, než dospějí k Chandrasekharově mezi, čímž vzniká zřejmý vývojový efekt, týkající se maxima zářivého výkonu supernov. Dále pak ukázali, že splynutí dvou bílých trpaslíků nevede vůbec k výbuchu supernovy, nýbrž k jejich gravitačnímu zhroucení.
P. Maxted aj. odvodili, že pulsující podobr KPD 1930+2752 se nachází v těsné dvojhvězdě s oběžnou dobou 2,3 h a má hmotnost 0,5 M_o. Jeho průvodcem je bílý trpaslík s hmotností 1,0 M_o. Podobr nevykazuje čáry vodíku ani hélia, ale zato silné čáry křemíku. Autoři soudí, že díky gravitačnímu vyzařování splynou obě složky soustavy asi za 200 milionů let, čímž se překročí Chandrasekharova mez pro bílé trpaslíky a dojde k explozi supernovy Ia.
Podle P. Höflicha aj. závisí maximální jasnost supernov třídy Ia na jejich metalicitě, tj. od doby výskytu hvězd populace II k hvězdné populaci I se změnila absolutní hvězdná velikost supernov o 0,25 mag a délka náběhu k maximu jasnosti o 1 den. Nalezli totiž vztah mezi maximem jasností supernov Ia a rychlostí poklesu jasnosti po maximu. Supernovy třídy Ia se vyvinou z těsných dvojhvězd, v němž je hlavní složkou hvězda hlavní posloupnosti s hmotností až 8 M_o, která při evolučním směřování k červeném obru ztrácí hmotu ve prospěch hmotného bílého trpaslíka rychlostí řádu 10^-8 M_o/r. Bílý trpaslík se tak přiblíží k Chandraskharově mezi a na jeho povrchu probíhají termonukleární reakce, měnící vodík na hélium, a to dále na uhlík a kyslík. Celý proces pak skončí překotným výbuchem bílého trpaslíka, čímž se trpaslík zničí. Autoři se domnívají, že z pozorování vývoje supernov Ia vyplývá, že standardní hmota vesmíru představuje jen 20% kritické hustoty, nutné k jeho geometrickému uzavření, tj. vesmír je zcela určitě otevřený a bude se věčně rozpínat.
C. Porciani a P. Madau tvrdí, že supernovy Ia jsou homogennější populací než galaxie či dokonce kvasary, takže lze počítat, že prvním přiblížení jde o objekty s maximální absolutní vizuální magnitudou -19,45. Pro supernovy s kosmologickým červeným posuvem z = cca. 1 odtud plyne, že každá 12. supernova je zesílena efektem mezilehlé gravitační čočky alespoň o 0,1 mag. Supernovy Ia mají početní převahu nad supernovami třídy II až do I = 25 mag. Vzdálenější z nich mohou být gravitační čočkou zesíleny až 50x! Tato statistika bude vylepšena novými přehlídkami, které dokáží objevit až 500 supernov ročně.
Jak uvádějí B. Zhang aj., radiový pulsar PSR 2144-3933 s rekordně dlouhou rotační periodou 8,5 s, objevený r. 1999, se nachází za "hranicí smrti" pro radiové pulsary, neboť v jeho magnetosféře by již neměly vznikat páry pozitron-elektron, které ve svém důsledku vedou k produkci radiového záření. Jak už to však bývá, příroda o tomto omezení neví, a proto pulsar radiově září... K. Torii aj. upozornili, že rentgenový a posléze i 6. nejmladší radiový pulsar AXS J1617-5055 s rotační periodou 69 ms musel prodělat mezi srpnem 1993 a zářím 1997 obrovský skok v impulsní periodě, převyšující relativně hodnotu 10^-6, což znamenalo nový rekord pro pulsary.
Loni však hned na počátku roku zaznamenali radioastronomové na observatoři Mt. Pleasant v Tasmánii ve frekvenčním pásmu 635--1390 MHz dosud největší skok v periodě proslulého pulsaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Relativní zkrácení periody dosáhlo totiž hodnoty 3,1.10^-6. Tím více překvapilo, že družice Chandra nezjistili po nástupu skoku zvýšení teploty neutronové hvězdy z obvyklé hodnoty, která činí 2 MK. Na rentgenovém snímku z této družice je patrná mlhovina, obklopující pulsar, z níž vybíhají dva protilehlé výtrysky, vnořené kolmo do rovníkových prstenců. Výtrysky mají směr shodný se směrem letu pulsaru prostorem. To znamená, že intenzita výtrysků je asymetrická - jinak by nemohlo dojít k takovému "raketovému efektu" a asymetrie by spíše souvisela se směrem rotační osy neutronové hvězdy.
A. De Luca aj. určili na základě snímků z HST vlastní pohyb pulsaru 0,052arcsec/r, což pro pravděpodobnou vzdálenost pulsaru od nás 500 pc dává poměrně nízkou příčnou rychlost 130 km/s. Stáří pulsaru odhadují F. Seward aj. na pouhých 11 tisíc let. Titíž autoři sledovali pomocí rentgenové družice ROSAT 3 skoky v periodě za 2,5 roku sledování. Skoky samy dosáhly relativní hodnoty 10^-6 a jejich derivace dokonce 10^-2. Relaxace probíhá na časové stupnici od 10 do 100 dnů. Průběh změn intenzity rentgenového záření sleduje jen zčásti profil radiového záření během jedné otočky neutronové hvězdy a také tvar samotného impulsu zřetelně závisí na energii, v níž úkaz pozorujeme.
A. Kinkhabwala a S. Thorsett pozorovali na vysokých frekvencích 430 -- 2380 MHz radioteleskopem v Arecibu u známého binárního pulsaru B1937+21 tzv. obří impulsy s extrémně vysokou intenzitou, objevené poprvé r. 1995. Impulsy trvají nanejvýš 2 micros a vyskytují se náhodně 55 -- 70 micros po hlavním impulsu resp. interpulsu. Je zajímavé, že podobné obří impulsy jsou známy i pro pulsar v Krabí mlhovině, od něhož se však binární pulsar podstatně liší ve všech hlavních parametrech: je starý celých 200 milionů let, má desettisíckrát slabší magnetické pole a rotuje 20krát rychleji.
M. van Kerkwijk aj. zkoumali průvodce binárního milisekundového pulsaru PSR B1855+09 pomocí HST a Keckova desetimetru. Zjistili, že jde o bílého trpaslíka 25 mag o hmotnosti 0,26 M_o a efektivní teplotě 4,8 kK. Odtud vychází stáří soustavy na 10 miliard let, což je dvakrát více, než odhad stáří z brzdění rotace pulsaru. To naznačuje, že něco není v pořádku; buď jsou špatně modely chladnutí bílých trpaslíků, anebo scénáře brzdění rotace v silném magnetické poli neutronové hvězdy. Průvodci binárních pulsarů jsou obvykle hélioví bílí trpaslíci malých hmotností 0,1 -- 0,4 M_o a zhruba každá dvacátý radiový pulsar je binární. Podobný rozpor v určení stáří nalezli též B. Gaensler a D. Frail pro pulsar B1757-24 ve Střelci s impulsní periodou 125 ms. Podle brzdění rotace dostáváme stáří 16 tisíc let, kdežto z rozpínání přilehlé radiové mlhoviny "Kachna" kolem pozůstatku supernovy G5.4-1.2 vychází stáří přes 39 tisíc roků, jenže to by zase znamenalo absurdně velkou příčnou rychlost pulsaru alespoň 1500 km/s. Stáří určované z tempa brzdění rotace proto představuje spíše dolní mez stáří skutečného.
I. Stairsová aj. objevili precesní pohyb s periodou asi 1000 dnů pro rotační osu pulsaru B1828-11 o impulsní periodě 0,4 s, minimálním stáří 110 tisíc roků a indukci magnetického pole 500 MT. Během precesní periody se totiž mění jak tvar impulsů tak okamžitá délka impulsní periody. Odtud lze spočítat, že pozorovanou precesi vyvolává odchylka tvaru neutronové hvězdy od ideální koule o velikosti pouhé 0,1 mm! Tatáž teorie však tvrdí, že díky interakci supratekutého jádra a tuhé kůry neutronové hvězdy by se tato precese měla utlumit během několika minut, takže při značném stáří pulsaru jde o naprosto záhadný úkaz. T. Sako aj. pozorovali fotony gama s energiemi nad 300 GeV, vyzařované pulsarem B1509-58. Pulsar je obklopen mlhovinou, v níž evidentně dochází k silnému urychlování elektronů Fermiho mechanismem, které pak vysílají synchrotronové záření s energiemi fotonů řádu až 10 GeV.
R. Mignani aj. určili ze snímků HST vlastní pohyb pulsaru B0656+14 s impulsní periodou 0,385 s, jenž je od nás vzdálen zhruba 760 pc, což je však dost nejistý údaj. Objekt se jeví jako osamělá neutronová hvězda 25 mag a při citované nejistotě vzdálenosti se pohybuje transverzální rychlostí 50 -- 160 km/s, v dobrém souhlase s radiovým měřením polohy pulsaru. Jeho stáří je asi 100 tisíc roků. V. Kaspiová aj. našli velmi mladý binární radiový pulsar J1141-6545 s impulsní periodou 0,4 s a oběžnou periodou 5 h o stáří 1,4 milionů roku ve vzdálenosti 3,2 kpc. Výstřednost eliptické dráhy dosahu 0,17 a velká poloosa 0,56 milionu km. Neutronová hvězda má hmotnost menší než 1,35 M_o, kdežto průvodcem je bílý trpaslík o vysoké hmotnosti nad 0,97 M_o. To dává velmi dobré vyhlídky na určení relativistických parametrů soustavy, počínaje stáčením periastra (přibližně 5,3°/r je současný rekord!) a konče detekcí gravitačního záření, jež způsobí slití obou složek za 1,5 miliardy roků.
M. Pivovaroff aj odhalili extrémně silné magnetické pole pulsaru PSR J1914-1744 s impulsní periodou 4 s a tempem brzdění rotace 7,4.10^-13. Odtud totiž vyplývá jeho indukce 5,5 GT. A. Lyne aj. a R. Mignani určili parametry binárního pulsaru PSR J1811-1736 s impulsní periodou 104 ms, objeveného v srpnu 1997. Ukázalo se, že součet hmotností obou složek dvojhvězdy dosahuje 2,6 M_o, což velmi pravděpodobně znamená, že i v tomto případě jde o soustavu dvou neutronových hvězd, obíhajících kolem těžiště v periodě 18,8 d s poloosami 10,4 milionů km po rekordně výstředné dráze s excentricitou 0,83! Stáčení periastra soustavy dosahuje 0,009°/r. Z dispersní míry vychází vzdálenost 6 kpc a z relativního prodlužování periody 1,8.10^18 stáří pulsaru plných 900 milionů let. Indukce magnetického pole činí již jen 1,4 MT a protože gravitační vyzařování relativně vzdálených složek dvojhvězdy je nepatrné, má pulsar téměř neomezenou životnost řádu bilionu let.
F. Rasio aj. hledali krátkoperiodické binární pulsary v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Objevili celkem 20 případů s poloosami 0,1 -- 1,0 AU a hmotnostmi průvodců v rozmezí 1 -- 3 M_o, což značí, že páry, v nichž druhou složkou dvojhvězdy je bílý trpaslík, jsou běžné. A. Wolszczan aj. se vrátili k rozboru kolísání periody pulsaru B1257+12 s impulsní periodou 6,2 ms, z něhož již r. 1992 odvodili existenci dvou extrasolárních planet v soustavě. Ačkoliv o reálnosti objevu se zprvu pochybovalo, dnes po objevu extrasolárních planet u hvězd hlavní posloupnosti, není o správnosti Wolszczanova tehdejšího objevu pochyb. Nyní k tomu přibyla třetí exoplaneta s oběžnou dobou 25,3 d ve vzdálenosti 0,19 AU od neutronové hvězdy. Autoři odhadují, že její hmotnost je srovnatelná s našim Měsícem, čili jde o dosud nejnižší spolehlivě určenou hmotnost exoplanety. Díky přesným časovým měřením lze tak u pulsarů v současné době objevovat exoplanety podstatně nižších hmotností, než jak do umožňuje metoda radiálních rychlostí u hvězd hlavní posloupnosti.
R. Wijnands a M. van der Klis odstranili zmatek v identifikaci rentgenové proměnné V4641 Sgr 14 mag, která byla zaměněna s blízkým objektem GM Sgr. Rentgenový zdroj je označen jako SAX J1819.3-2525 a stal se nápadným rychle proměnným optickým i rentgenovým zářením v únoru 1999. V polovině září 1999 byl ztotožněn s proměnným radiovým zdrojem, což umožnilo odhadnout jeho vzdálenost v rozmezí 0,5 -- 1,0 kpc. Jeho rentgenový zářivý výkon se dlouhodobě mění v rozmezí tří řádů 10^27 --10^30 W. Vyniká i krátkodobými neuvěřitelnými amplitudami toku ve všech spektrálních oborech, když jeho intenzita kolísá v poměru až 1:4 během sekundy a v poměru 1:500 během minuty. V optickém i infračerveném spektru jsou patrné silné emisní čáry. Spektrum sekundární složky, pořízené VLT, bylo klasifikováno jako A2V (T_ef = 9 kK) a oběžná perioda dvojhvězdy činí 2,87 d. Primární kompaktní složka má hmotnost větší než 2,55 M_o, což je nad hranicí konvenční hodnoty pro hmotnost neutronových hvězd. Z této složky vycházejí radiové výtrysky, pohybující se nadsvětelně. Soustava je od nás vzdálena 6 kpc. Zmíněnou silnou proměnnost objektu lze pravděpodobně vysvětlit jako silně kolísající akreci materiálu na neutronovou hvězdu či černou díru.
Koncem března 2000 vzplanula rentgenová nova XTE J1118+480 ve Velké Medvědici, vzápětí ztotožněná opticky s hvězdou R = 12,9 mag, jejíž jasnost v následujících dnech kolísala s poloviční amplitudou 0,2 mag. Archivní záběry pak ukázaly, že optický protějšek byl až do prosince 1999 nepozorovatelný do mezné hvězdné velikosti 15, ale počátkem ledna 2000 se zjasnil na 12,7 mag. Objekt byl dohledán také v pásmu gama pomocí přístrojů na družici Compton. Maximum toku gama 110 mCrab (Crab = úroveň toku Krabí mlhoviny v témže spektrálním pásmu) se odehrálo již 11. února 2000, zatímco v rentgenovém pásmu dosáhla nova 39 mCrab koncem března 2000. Novu se podařilo poprvé identifikovat také v pásmu extrémního ultrafialového záření pomocí družice EUVE. V radiovém oboru dosáhla na frekvenci 15 GHz průměrného toku 6 mJy. Je téměř jisté, že jde o černou díru ve dvojhvězdě s oběžnou dobou 0,17 d, neboť funkce hmotnosti soustavy dosahuje hodnoty 6 M_o. Na světelné křivce se pozoruje rychlé mihotání s periodou pod 10 s a dále tzv. superhrby jako u optických trpasličích nov. Do konce roku 2000 nova opticky zeslábla na 19 mag a v jejím spektru se objevily dvojité emisní čáry.
T. Hall aj studovali masivní rentgenovou dvojhvězdu 2S 0114+650, objevenou již r. 1977, která se skládá z veleobra B1 Ia a neutronové hvězdy s nejdelší známou rotační periodou 2,7 h. Oběžná doba soustavy, která vykazuje zákryty v rentgenovém pásmu, činí 11,6 d a výstřednost 0,16. Q. Liu aj. uveřejnili souhrnný katalog masivních rentgenových dvojhvězd (HMXB), poprvé rozpoznaných jako samostatná třída kosmických objektů před třiceti lety. Katalog obsahuje celkem 130 položek, z toho polovinu zcela nových objevů.
Pomocí radiového interferometru v Green Banku v USA se podařilo 19. dubna 2000 zaznamenat největší radiový výbuch rentgenového zdroje Cyg X-3 od památného vzplanutí v r. 1991, když radiové toky na frekvencích 2 a 8 GHz dosáhly hodnot 11 a 17 Jy. Radiovému vzplanutí předcházelo delší období slábnutí tvrdého rentgenového záření zdroje. Jak uvádějí P. Predehl aj., družice Chandra umožnila z pozorování rozptylu rentgenového záření zdroje na mezihvězdném prachu a z mihotání signálu určit oklikou vzdálenost objektu na 9 kpc s chybou asi 20%. Jde o rentgenovou dvojhvězdu s oběžnou dobou 4,8 h. U jedné z nejjasnějších rentgenových dvojhvězd na obloze Aql X-1 = V1333 Aql se podařilo určit správnou oběžnou periodu 4,3 h; na rozdíl od dosud udávané hodnoty 9 h. Dne 11. května 2000 se dvojhvězda opticky zjasnila o 0,3 mag, podobně jako v květnu 1999, což se zdál být standardní interval mezi vzplanutími, i když nový úkaz měl jen šestidenní trvání, načež hvězda znovu zeslábla na klidovou úroveň. O tom, že všechno je jinak, se však astronomové přesvědčili koncem září 2000, kdy se soustava začala opět zjasňovat přinejmenším o 0,45 mag v pásmu R.
Od poloviny července 2000 se začala zjasňovat rentgenová dvojhvězda EXO 1745-248 v kulové hvězdokupě Terzan 5 a v polovině srpna dosáhla maxima 0,6 Crab v tvrdém rentgenovém pásmu. Při vzdálenosti 7,6 kpc to znamená, že kompaktní složka soustavy se v té době přiblížila Eddingtonově zářivé mezi a dosáhla efektivní teploty 3 MK. V rentgenovém spektru byla přitom pozorována emisní čára železa o energii 6,6 keV. U rentgenové zákrytové dvojhvězdy MXB 1659-29 odhalila družice RXTE rychlé oscilace s frekvencí 567 Hz, jež patrně odpovídá rychlé rotaci neutronové hvězdy. Oscilace jsou nejzřetelnější ve fázích 0,05 a 0,75 a lze je dobře vidět jedině v době, kdy je přechodný rentgenový zdroj aktivní, což nyní platí od dubna 1999 stále. Přechodný rentgenový zdroj a pulsar 4U 0115+63 se opět po jedenapůlleté přestávce zjasnil počínaje srpnem 2000. Impulsy mají periodu 3,6 s a při vzdálenosti zdroje 3,5 kpc činí zářivý výkon ve tvrdém pásmu rentgenového záření téměř 10^30 W. Ve spektru se pozorují cyklotronové absorpce o energiích 15 a 23 keV. Družice RXTE zaznamenala koncem října 2000 nový výbuch přechodného rentgenového a gama zdroje a pulsaru KS 1947+300 = GRO J1948+32 do úrovně 20 mCrab. Impulsní perioda se od objevu r. 1994 prodloužila do loňska o 0,1 s na hodnotu 18,7 s, tj. rotace neutronové hvězdy se zpomaluje tempem 8 ms/r. Oběžná doba dvojhvězdy činí 41,7 d. Počátkem prosince 2000 se podařilo zdroj identifikovat opticky s modrou hvězdou J = 12 mag, sp. třídy B0, v jejímž spektru byla nalezena silná emise v čáře Halpha. V polovině listopadu 2000 přešel do vysokého stavu známý polar Her X-1, jenž je současně binárním rentgenovým pulsarem.
J. McClintock a R. Remillard popsali historii rentgenové novy A0620-00, která vzplanula v souhvězdí Jednorožce na podzim r. 1975, kdy dosáhla toku 50 Crab, což je nejjasnější mimosluneční zdroj v krátkých dějinách rentgenové astronomie. Po návratu do klidu na podzim 1976, kdy rentgenový tok klesl o 6(!) řádů, se podařilo stanovit oběžnou periodu těsné dvojhvězdy 7,8 h a spektrální třídu sekundární složky dK5. Dvojhvězda je od nás vzdálena 1,2 kpc a podle archivních snímků vzplanula rovněž v r. 1917. K témuž typu náleží též zdroj Cen X-4, který vybuchl v letech 1969 a 1979. Oběžná doba této těsné dvojhvězdy činí 15,1 h a i v tomto případě je sekundární složka třídy K.
J. Martí aj. studovali pomocí VLT infračervené spektrum mikrokvasaru GRS 1915+105, objeveného jako proměnný rentgenový zdroj v r. 1992. Ukázali, že spektrum mikrokvasaru vykazuje profily čar typu P Cyg, tj. že z jedné složky dvojhvězdy se rozpíná plynná obálka. Druhá složka dvojhvězdy je sp. třídy Of/WN, takže mikrokvasar je fakticky velmi masivní rentgenovou dvojhvězdou, podobně jako objekt GRO 1655-40, objevený r. 1995. K těmto dvěma již klasickým mikrokvasarům v Galaxii přibyl dle J. Paredese aj. vloni třetí - LS 5039, vzdálený od nás 3 kpc a opticky dosahující 11 mag. V radiovém pásmu byly zjištěny protilehlé výtrysky, vybíhající z kompaktního objektu. Dosud nejmohutnější výbuch proměnného rentgenového zdroje v Galaxii pozorovali R. Cornelisse aj. pomocí družice BeppoSAX. Zdroj 4U1735-44 se zjasnil na plných 86 minut, což je patrně největší termonukleární exploze na povrchu kompaktní složky kdy pozorovaná.
P. Kaaret aj. určili parametry binárního rentgenového pulsaru SAX J0635+0533, jehož oběžná doba činí 11,2 d a průmět velké poloosy dráhy 25 milionů km při výstřednosti 0,3. Impulsní perioda 34 ms se prodlužuje relativní rychlosti 4.10^-13, což odpovídá stáří pulsaru 1400 roků. Rentgenový zářivý výkon dosahuje úctyhodné hodnoty 5.10^31 W a akrece hmoty na kompaktní složku probíhá tempem 6.10^-7 M_o/rok. F. Hulleman aj se věnovali nejjasnějšímu anomálnímu rentgenovému pulsaru 4U 0142+61, jehož stáří odhadli na 100 tisíc let. V r. 1994 se pomocí Keckova teleskopu podařilo nalézt optický protějšek s neobvyklými barevnými indexy, jehož minimální vzdálenost odhadli na 2,7 kpc. Odtud dostali zářivý výkon řádu 10^30 W a poloměr hvězdy 0,007 R_o, což je hodnota typická pro bílé trpaslíky. Autoři soudí, že jde o velmi horkého a hmotného (1,3 M_o) bílého trpaslíka, který však jeví vlastnosti typické pro magnetary s indukcí magnetického pole řádu 100 GT.
F. Walter aj. studovali nejbližší osamělou neutronovou hvězdu RX J185635-3754 v souhvězdí Jižní koruny, vzdálenou od nás 60 pc. Ze snímků HST v letech 1996-99 se totiž podařilo určit jak paralaxu tak vlastní pohyb hvězdy tempem 100 km/s, což znamená, že se k nám nejvíce přiblíží až za 300 tisíc let. Objekt byl objeven družicí ROSAT r. 1992 a opticky identifikován r. 1995 pomocí HST jako modrá hvězda 26 mag s poloměrem 11 km a povrchovou teplotou 600 kK. Snímek VLT nyní ukázal, že za hvězdou se táhne kuželová rázová vlna. Jde o pozůstatek supernovy, jež vybuchla před 1 milionem roků ve známé hvězdné asociaci OB v souhvězdí Štíra. Neutronová hvězda tudíž chladne rychleji, než jak vyplývá z teorie.
F. Daigne připomněl začátky historie objevu GRB. Smlouva nukleárních velmoci o zákazu zkoušek jaderných zbraní v kosmickém prostoru byla podepsána 5. srpna 1963. Kvůli jejímu ověřování vyvinuly Spojené státy družice Vela s detektory záření gama v pásmu 150 -- 750 keV, jež byly vypouštěny v párech na kruhové dráhy o poloměru 125 tis. km počínaje r. 1969. První GRB byl takto zachycen v dubnu 1969 a první čtyři družice Vela odhalily během dvou let celkem 73 GRB. Objev však byl zveřejněn R. Klebesadelem aj. až v r. 1973, kdy už bylo jasné, že jde o mimosluneční zdroje, a nikoliv o rafinované porušování zmíněné smlouvy. Teprve tehdy vznikl sám pojem GRB, jenž tak významně obohacuje soudobou astrofyziku.
K. Walkerová aj. ukázali z rozboru dat aparatury BATSE na družici Compton, že těsně po vzplanutí GRB se na světelné křivce v pásmu fotonů gama pozoruje rychlé mihotání na časových stupnicích od 256 micros do 33 ms. To znamená, že mračna v rozpínajícím se plynném obalu nejsou větší než 16 AU, a že tzv. Lorentzovy faktory, poukazující na relativistické efekty, dosahují hodnoty až 1000. Podle M. Zapateriové-Osoriové je možné z mihotání a zpožďování emise na různých vlnových délkách určovat nezávisle vzdálenosti GRB od nás, a právě tak by se měly najít objekty s kosmologickými posuvy až z = 20. A. Lee aj. totiž usoudili, že teoreticky nadějná metoda určování kosmologických vzdáleností GRB z dilatace času pro velmi vzdálená vzplanutí je prakticky nepoužitelná, jelikož efekt je překryt několika dalšími nekosmologickými efekty.
Y. Huang aj. tvrdí, že rychlé slábnutí šesti dostatečně dlouho sledovaných optických dosvitů GRB svědčí o usměrnění záření do relativně úzkých svazků. Tak lze snížit až o dva řády údaje o celkové vyzářené energii GRB, což značně usnadňuje fyzikální výklad vzplanutí gama. C. Akerlof aj. zpracovali výsledky měření z automatu ROTSE pro šest GRB z r. 1998, kdy do meze citlivosti aparatury (13 -- 16 mag) nebyly zaznamenány žádné dosvity, ačkoliv ROTSE reagovala na zprávu o vzplanutí GRB v dané chybové plošce během pouhých 3 s. Z toho odvozují, že neexistuje úměrnost mezi intenzitou vzplanutí gama a jasností optického dosvitu.
D. Frail aj. studovali optickou a radiovou světelnou křivku dosvitu GRB 970508 se z = 0,835 v souhvězdí Žirafy (0653+7916) až 450 d po vzplanutí. Raná fáze dosvitu proběhla během 25 d; zhruba 100 d po explozi pak nastal přechod do subrelativistického kulově souměrného rozpínání plynné obálky, když celková energie exploze činila 5.10^43 J - o řád méně než při kulově souměrném případu. Odtud vyplývá, že energie exploze byla usměrněna do kužele o vrcholovém úhlu 30°. Šlo vskutku o klíčový úkaz při řešení záhady povahy zábleskových zdrojů, kdy se podařilo určit kosmologickou vzdálenost zdroje, celkovou energii výbuchu, elektronovou hustotu a sílu magnetického pole. Jde dodnes o nejdelší pozorovaný radiový dosvit vůbec. Podle T. Smirnovové a V. Šišova se při pozorování anténou VLA podařilo odhalit mezihvězdnou scintilaci radiového dosvitu a odtud odvodit i tempo jeho rozpínání na 0,025arcsec/r. A. Fruchter aj. využili HST STIS k zobrazení mateřské galaxie 454. den po explozi GRB. Jde o objekt V = 25,4 mag a GRB se nachází méně než 70 pc od jejího centra.
S. Ahn zjistil, že v okolí mimořádně intenzívního zábleskového zdroje GRB 971214 v anonymní mateřské galaxii s červeným posuvem z = 3,4 se nachází obří oblast H II, jež se rozpíná rychlostí 1500 km/s. Zářivý výkon v čáře Ly-alpha činí 1,8.10^35 W. D. Fiume aj. spočítali, že energetický výdaj během dosvitu, pozorovaného v optickém, blízkém infračerveném a rentgenovém oboru v době od 0,5 do 2,5 d, byl srovnatelný s energií samotného vzplanutí. Pro mateřskou galaxii dostali z mnohobarevné fotometrie hodnoty V = 26,5 až K = 24,5 mag. X. Wang aj. se věnovali mimořádnému vzplanutí GRB 990123 s posuvem z = 1,6, kdy se během řádově sekund uvolnila fantastická energie řádu 10^47 J a kdy Lorentzův faktor dosahoval zpočátku hodnotu až 1200, takže tvrdé záření gama se mohlo neoslabeno tvorbou párů pozitron-elektron šířit do vnějšího prostoru. Šlo o vůbec nejjasnější zdroj gama, pozorovaný družicí BeppoSAX a mimořádně jasný byl i optický záblesk 9 mag, odhalený robotem ROTSE necelou minutu po GRB
D. Frail aj. pozorovali v pásmu 1,4 -- 350 GHz radiodosvit mimořádně jasného GRB 991216, zaměřeného družicí RXTE jako zdroj 0509+1117, od 1. dne po vzplanutí po dobu dalších 80 dnů čtyřmi různými radioteleskopy ve Velké Británii a USA. J. Halpern aj. objevili po 11 h od vzplanutí optický dosvit R = 18,5 mag a ve 110. dnu po výbuchu odhalili mateřskou galaxii 24,6 mag s posuvem z =1,02. Podle L. Pira aj. byly těsně po vzplanutí pozorovány družicí Chandra jaderné emisní čáry železa, hélia a vodíku s kosmologickým posuvem z = 1,0, odpovídajícím vzdálenosti zdroje 1,8 Gpc. V poloměru 350 AU se tam nacházelo jen 0,1 M_o hmoty, pohybující se rychlostí 30 tis. km/s, takže odtud plyne, že nemohlo jít o srážku dvou neutronových hvězd resp. neutronové hvězdy s černou dírou, nýbrž o výbuch hypernovy, jejíž vnější oblasti se rychle rozpínají, zatímco nitro se hroutí na černou díru. Vlastní supernova však mohla vybuchnout dávno před GRB. Za předpokladu izotropního záření by GRB vyzářila úhrnem 6,7.10^46 J, ale při usměrnění do dvou výtrysků s vrcholovými úhly 6° by se tato hodnota musela snížit 200krát. Zdá se pravděpodobné, že právě nejenergetičtější GRB jeví silné usměrnění výbuchu.
P. Garnavich aj. pozorovali náhlé zjasnění na sestupné části světelné křivky optického i radiového dosvitu GRB 000301C v souhvězdí Severní koruny, vzdáleného od nás 3 Gpc (z = 2,0), jehož mateřská galaxie je 24 mag. Sám zdroj GRB se nachází 2arcsec od centra galaxie a jeho přesná poloha byla určena triangulací pomocí družice RXTE a sond Ulysses a NEAR. Čtvrtý den po vzplanutí se dosvity náhle zjasnily asi o 1 mag a opět zeslábly o další 4 dny později. Autoři se domnívají, že příčinou achromatického zvýšení okamžité jasnosti dosvitů byl efekt gravitační mikročočky o hmotnosti 0,5 M_o, jež se nachází zhruba v poloviční vzdálenosti mezi GRB a pozorovatelem, takže její jasnost odhadli na 51 mag! Celý úkaz proběhl ve shodě s předpovědí, kterou zveřejnili A. Loeb a R. Perna v r. 1998. R. Sagar aj. si všimli, že optický dosvit, pozorovatelný od 1,5. dne po explozi, jevil v prvních 8 dnech výrazné krátkodobé variace jasnosti, což nasvědčuje silnému usměrnění do svazku s vrcholovým úhlem pouhých 9°, čímž se sníží bezmála o dva řády odhad vyzářené energie v porovnání s izotropním modelem, tj. na 10^44 J.
L. Antonelli aj. našli v rentgenovém spektru GRB 000214 jadernou čáru železa Kalpha o energii 4,7 keV, tj. kosmologicky posunutou se z = 0,47. Čára o šířce 2 keV byla pozorovatelné několik desítek hodin, takže od vlastního výbuchu byla vzdálena alespoň 200 AU a hmotnost slupky přesáhla 1,4 M_o. Teoretiky však tato pozorování příliš netěší, neboť jsou v rozporu s oběma hlavními dnes přijímanými modely, tj. splynutí kompaktní dvojhvězdy i výbuch hypernovy. S. Klose aj. pozorovali mimořádně červený dosvit od 2,5 d po výbuchu GRB 000418 po dobu téměř 7 týdnů. Zčervenání vysvětlují prachovou extinkcí záření v mateřské galaxii, kterou charakterizuje překotná tvorba hvězd. Tomu pak odpovídají mimořádně dlouhá vzplanutí GRB.
L. Germanyová aj. a M. Turatto aj. nalezli souvislost mezi supernovou 1997cy, jež vzplanula v polovině července a GRB 970514 s červeným posuvem z = 0,063. Odtud vychází minimální absolutní hvězdná velikost supernovy R = -20,1, což je rozhodně nejvyšší optická svítivost supernovy vůbec. Od 60. dne po vzplanutí se tempo slábnutí supernovy zpomalilo, zřejmě následkem srážky expandující obálky s hustším interstelárním prostředím. Patrně šlo o zhroucení supermasivní hvězdy o hmotnosti 25 M_o, při němž byla vyvržena hmota 2,6 M_o v podobě radionuklidu 56^Ni. Její světelná křivka se podobá supernově 1998bw třídy Ic, která vzplanula jako hvězda B = 15 mag v oblasti překotné tvorby hvězd v podsvítivé spirální galaxii třídy SBc, vzdálené od nás podle J. Fynba aj. nanejvýš 43 Mpc, a pro níž už byla dříve prokázána souvislost s GRB 980425. R. Stathakis aj. souběžně upozornili na rekordní úhrnnou vyzářenou energii supernovy 1998bw. Šlo rovněž o nejjasnější radiovou supernovu v dějinách astronomie.
Další koincidence mezi supernovou a GRB se týkají vzplanutí GRB 970228 a 980326. Podle T. Galamy aj. šlo v případě GRB 970228 rovněž o supernovu třídy Ic, jejíž jasnost po maximu rychle klesala, ale od 6. března se tempo poklesu snížilo, aby opět narostlo po 7. dubnu 1997. Červený posuv mateřské galaxie činí z = 0,7. Nejnovější koincidenci ohlásili K. Sahu aj. pro GRB 990712, jehož optický protějšek sledovali ve třech barvách od času 4,2 h po vzplanutí až do stáří více než měsíc. Mateřská spirální galaxie 0509-7205 s posuvem z = 0,86 dosahuje v pásmu R 21,75 mag. Jak zjistili L. Amati aj., vyplývá z pozorování jaderných čar železa v GRB, že zastoupení železa převyšuje sluneční hodnotu 75krát, takže jde zřejmě o produkty masivní supernovy, jež vybuchla zhruba 10 let před GRB a která se posléze zhroutila během úkazu GRB jako tzv. supranova.
Jak uvádějí D. Lamb a D. Reichart, hodí se zábleskové zdroje jako sondy do velmi vzdáleného vesmíru. Je zřejmé, že souvisejí s galaxiemi, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd, což vede k častým hroucením masivních hvězd, anebo splývání těsných dvojhvězd. Kosmologická GRB byla dosud objevena pro interval červených posuvů z v rozmezí 0,4 -- 3,4, ale teoreticky je možné, že najdeme i GRB v rozmezí 10 <= z <= 20! Do loňského roku však mělo jen 8 GRB dobře změřené posuvy z. F. Fiore aj. soudí, že pro tento účel se nejlépe hodí absorpce, pozorované v rentgenových dosvitech. GRB jsou totiž v prvních sekundách po vzplanutí automaticky zdaleka nejjasnější rentgenové zdroje v kosmologických vzdálenostech a mohou tudíž dobře testovat horké intergalaktické prostředí v rozmezí teplot 100 kK až 10 MK, jako bychom ho nakrátko ozářili bleskem v pozadí. Přitom právě toto prostředí obsahuje plných 40% baryonů celého vesmíru. Zcela jedinečnou roli tak mohou sehrát obě stávající obří rentgenové družice Chandra a Newton, ale ještě lepší výsledky s ohledem na nutnost rychlé odezvy nabídne plánovaná družice Swift.
D. Cline aj. se věnovali statistice pro extrémně krátká vzplanutí gama s trváním pod 0,1 s a ukázali, že se nacházejí buď přímo ve slunečním okolí, anebo rozhodně patří do naší Galaxie, jelikož vykazují anizotropní rozložení po obloze a jejich hodnota V/V_max činí 0,52. J. Kommers aj. se zase zabývali mimořádně slabými vzplanutími záření gama, jejichž intenzita byla pod prahem iniciace aparatury BATSE, za šest let provozu družice Compton. Odvodili odtud poměr V/V_max = 0,177, což nasvědčuje tomu, že jde o lokální zdroje.
K. Hurley aj. určovali polohy GRB z triangulace pomocí sond Ulysses, Pioneer Venus Orbiter, SIGMA, WATCH a PHEBUS a družic GRANAT a EURECA, jejichž intervaly životnosti se zčásti překrývaly; tj. poslední Ulysses byl vypuštěn v říjnu 1990 a první PVO skončila v říjnu 1992. Jelikož vzdálenosti mezi jednotlivými aparaturami dosahovaly řádově astronomické jednotky, podařilo se tak určit dobré chybové plošky pro 15 vzplanutí gama, od GRB 9012044 až po 921004. Triangulace pokračovala díky sondám Ulysses a NEAR a družici Compton až do května r. 2000. Nevýhodou těchto identifikací je poměrně dlouhé období zpracování údajů, takže dobrá chybová ploška je známa až několik dnů po vzplanutí. Průměrně jednou za deset dnů se tak daří určit polohu některého vzplanutí gama. Velkým úspěchem skupiny K. Hurleye byla rychlá a přesná identifikace GRB 991208 pomocí sond Ulysses, NEAR a WIND, kdy dobrá poloha byla známa již za 1,8 d a tak se podařilo najít nejjasnější radiový i mikrovlnný dosvit až 0,7 mJy aparaturou VLA již 2,7 d po výbuchu. Odtud byl pak odvozen posuv z = 0,71 a z toho izotropní zářivý výkon 1,3.10^45 W. Skutečný výkon byl však určitě nižší, neboť svazek byl zřetelně usměrněný. Triangulace je obecně výhodnější pro radiové dosvity, neboť začátek sledování nezávisí na denní době a na počasí. Nejlepší polohy se přirozeně dají získat pro co nejkratší vzplanutí. Optický dosvit nalezli P. Garnavich aj. již 15 h po explozi a sledovali jej až do 3,8 d po vzplanutí. V obou spektrálních pásmech šlo o vychládající synchrotronové záření.
R. Atkins aj. hledali signály vzplanutí gama pomocí prototypu pozemní aparatury pro detekci vysokoenergetických fotonů gama MILAGRITO v Novém Mexiku mezi únorem 1997 a květnem 1998. Pozemní přístroj je v principu citlivější, jelikož má podstatně větší sběrnou plochu, než detektory na družicích, jenž velmi vysoce energetické fotony řádu TeV se dají zachytit jenom pro blízké zábleskové zdroje s červeným posuvem z <= 0,5 - vzdálenější energetické fotony nepřežijí průlet infračerveným pozadím vesmíru. Během té doby zaznamenala aparatura BATSE na družici Compton v zorném poli pozemní aparatury celkem 54 GRB a alespoň v jednom případě (GRB 970417A) vskutku vzrostl tok vysokoenergetických fotonů v pozemním detektoru. Podle T. Totaniho při posuvu z = 0,7 činila za předpokladu izotropního zdroje vyzářená TeV energie plných 10^47 J, což lze objasnit jako synchrotronové záření protonů. Obdobná aparatura EGRET pro MeV až GeV fotony nalezla celkem 7 GRB. Odtud je zřejmé, že intenzita zdrojů v pásmu TeV není vůbec závislá na intenzitě zdrojů v pásmu 100 keV, kde se GRB pozorují nejčastěji. Další GRB zachytila v jednom případě pozemní aparatura ARGO v Tibetu a ve dvou případech aparatura HEGRA na Kanárských ostrovech. Plnohodnotný americký pozemní detektor MILAGRO zahájil provoz v prosinci 1999.
Podle T. Clina aj. zaznamenaly přístroje na družicích Compton, GRANAT a Ulysses v červnu 1997 opakované vzplanutí v poloze 1801-23, což nasvědčuje tomu, že jde o další magnetar, vysílající velmi měkké záření gama (typ SGR). T. Strohmayer a A. Ibrahim zjistili, že při gigantickém výbuchu magnetaru SGR 1900+14 dne 29. srpna 1998 byla družicí RXTE na krátkou dobu patrná v emisi jaderná čára železa Kalpha o energii 6,4 keV, takže její zdroj se nacházel minimálně 80 km nad povrchem neutronové hvězdy, jelikož čára neměla gravitační červený posuv. Její intenzita byla modulována rotací hvězdy s periodou 5,16 s. Rentgenový zářivý výkon v maximu dosáhl hodnoty 10^34 W. C. Thompson aj. zjistili, že rotace magnetaru se před výbuchem v srpnu 1999 již od června téhož roku výrazně zpomalovala a po výbuchu naopak zrychlovala v relativní míře až o hodnotu 0,0001 v délce periody. Autoři se proto domnívají, že extrémně silné magnetické pole minimálně 40 GT brzdilo rotaci neutronové hvězdy díky plastické deformaci její kůry. Podobně jako u prototypu SGR 790305 pak v srpnu došlo k vyzáření extrémně intenzívního superpulsu v trvání 0,3 s a na sestupné větvi světelné křivky v pásmu superměkkého záření gama pak byla pozorována modulace se stálou periodou 5,16 s, jež zřejmě odpovídá rotační periodě neutronové hvězdy.
Jak uvádějí N. Gehrels aj., našli pomocí družice Compton s aparaturou EGRET v pásmu 100 MeV celkem 271 diskrétních zdrojů záření gama, z nichž se však plných 170 nepodařilo vůbec identifikovat. Polovina z tohoto počtu se nachází poblíž galaktické roviny, ale druhou polovinu představují zdroje poměrně blízké Slunci daleko od roviny Galaxie, jejichž rozložení sleduje tzv. Gouldův pás blízkých (= cca.185 pc) hmotných hvězd a plynných mračen. Na početnější identifikace bude asi zapotřebí vyčkat výsledků plánované přesnější a citlivější družice GLAST. Je pravděpodobné, že jde o zcela novou třídu zdrojů záření gama. B. Schaefer se zabýval statistikou 16 GRB, které byly až dosud opticky identifikovány. V 10 případech byla posléze odhalena mateřská galaxie, jejíž červený posuv se podařilo změřit. Autor zjistil, že všechny takto identifikované galaxie patří k běžným typům v poli; tj. úkazy GRB postihují stejnoměrně všechny galaxie, včetně té naší - naštěstí pro nás jsou v dané galaxii velmi vzácné.
N. Glendenning a C. Kettnerová rozvinuli starší myšlenku J. Wheelera, že může existovat látka ještě hustší, než je tomu při neutronové degeneraci. Zatímco Wheeler nenašel žádnou takovou stabilní konfiguraci, nová třída stavových rovnic pro degenerovaný plyn takovou možnost podporuje. T. Baumbarte aj. se zabývali stanovením horní hranice hmotnosti pro diferenciálně rotující neutronovou hvězdu, která vzniká splynutím dvou standardních neutronových hvězd. Jak známo, osamělé neutronové hvězdy v pulsarech mají nejčastěji hmotnosti na spodní hranici (Chandrasekharově mezi pro bílé trpaslíky) kolem 1,4 M_o. Pak jejich splynutí vede ke vzniku objektu o hmotnosti bezmála 3 M_o, což je nad horní (Landauovou-Oppenheimerovou-Volkoffovou) mezí pro neutronové hvězdy nanejvýš 2,3 M_o. Autoři však ukazují, že takto přetučnělé neutronové hvězdy mohou alespoň po přechodnou dobu existovat, jelikož jejich diferenciální rotace oddálí zhroucení na černou díru a tudíž se opozdí i závěrečný záblesk gravitačního záření. Jakmile začnou pracovat gravitační interferometry typu LIGO, bude možné tuto domněnku ověřit.
T. Totani rozebral možnost, že při vzniku GRB dochází též k urychlování fotonů na energie řádu 10 TeV a zároveň i ke vzniku kosmického záření o extrémně vysokých energiích 100 -- 1000 EeV. Za předpokladu izotropie by však nejsilnější GRB uvolnily nepředstavitelně velkou energii nad 10^48 J, takže usměrnění záření do úzkých svazků je více než pravděpodobné. Jako příklad autor uvádí GRB 940217, jenž vskutku dlouho dozníval v pásmu GeV fotonů. Týž mechanismus urychlování navrhli nezávisle G. Pelletier a E. Kersalé. Také P. Madau aj. snesli nepřímé důkazy, že úkazy GRB jsou usměrněné; jde o tzv. kolimované svazky.
H. Umeda rozvinul myšlenku, že zábleskové zdroje záření gama vznikají díky interakci relativistických chuchvalců, vyvržených do interstelárního prostoru při výbuších supernov tříd Ib a Ic. Lorentzovy faktory chuchvalců přesahují zpočátku hodnotu 100 a nutně se brzdí nárazem na mezihvězdná mračna. Naproti tomu H. Lee aj. spatřují příčinu vzplanutí GRB ve vytažení rotační energie černé díry z její magnetosféry tzv. Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. M. Livio a E. Waxman tvrdí, že dlouhotrvající GRB vskutku vznikají gravitačním zhroucením některých velmi hmotných hvězd, anebo alternativně splynutím černé díry s masivní héliovou hvězdou. Nejpodrobněji se problémem zabývali G. Brown, H. Bethe aj., kteří vyšli z populárního modelu hypernov. Podle nich jsou předchůdci GRB dvojhvězdy s velmi hmotnou héliovou hvězdou, které se zhroutí na rotující černou díru a přitom vydává obrovské množství energie již zmíněným Blandfordovým-Znajekovým procesem. Příkladem je mikrokvasar v naší Galaxii, jenž vybuchl r. 1994 v souhvězdí Štíra a je znám jako zdroj záření gama GRO J1655-40. S nezvyklým nápadem přišel J. Jefremov, jenž hledá původ GRB v hustých hvězdokupách.
G. Schilling se domnívá, že k řešení otázky o povaze GRB významně přispěje družice HETE-2, vypuštěná počátkem října 2000, která by měla hledat GRB po dobu alespoň 4 let a která je schopná předávat údaje o poloze zdrojů nepřetržitě, jelikož spojení s ní probíhá v reálném čase. Zejména si od ní slibuje zlepšení znalostí o krátkodobých vzplanutích trvajících méně než 2 s. Ke sledování rentgenových dosvitů se pak hodí dosud fungující družice BeppoSAX a ovšem ještě lépe Chandra a především Newton, jež má nejvyšší citlivost. Autor soudí, že v současné době spolu soupeří dvě domněnky, co to vlastně je GRB. Podle té první a ortodoxnější se jedná o splynutí dvou neutronových hvězd na černou díru. Podle druhé jde o gravitační zhroucení jádra rychle rotující velmi hmotné hvězdy na černou díru, zatímco vnější vrstvy vybuchnou a stanou se zdrojem záření gama. Alternativou je případ, kdy hroutící se hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernova, po níž zůstane extrémně rychle rotující neutronová hvězda, která se však díky brzdění ve velmi silném magnetickém poli brzdí a následkem toho se pak zhroutí rovněž na černou díru, přičemž dochází ke druhé explozi tzv. hypernovy. Výskyt čar železa v GRB 990725, 991216 a 000214 podporuje věrohodnost domněnky o hypernovách.
I tato domněnka však má další alternativu, zvanou supranova, podle níž velmi hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernova a rozpráší do svého okolí velké množství železa. Pak se rychle rotující neutronová hvězda během několika měsíců zpomalí a zhroutí na černou díru, což je vlastní supranova, která ozáří rozptýlené železo, takže pozorujeme dlouhotrvající GRB. Prodleva několika měsíců však představuje dle M. Reese a P. Mészárose teoretický problém - podle nich by mělo k druhotnému hroucení dojít už za pár minut po vzniku neutronové hvězdy. Zmínění autoři dokonce pochybují o tom, že pozorované emise a absorpce jaderných čar železa jsou reálné.
L. Li tvrdí, že dobrým laboratorním modelem pro GRB jsou magnetické nádoby pro řízenou termonukleární reakci, známé pod názvem tokamak. I v tokamaku se totiž uvolňuje čistá energie, pokud je obklopena prstencem dostatečně silného magnetického pole. Podobně je rotující černá díra obklopená torem magnetického pole, ale jelikož jde o vzácné případy, jsou GRB o 4 řády méně časté než supernovy třídy II. E. Waxman a J. Bahcall zjistili, že podstatná část energie uvolněné při výbuchu GRB se nakonec změní na extrémně energetická neutrina s energiemi až 10 EeV, a dále na GeV fotony. Neutrinový dosvit se přitom opozdí za náběhem GRB zhruba o 10 s. Protony kosmického záření získávají postupně energii Fermiho mechanismem a mohou dosáhnout hodnot až 100 EeV.
S. Popov aj. odhadují úhrnný počet neutronových hvězd v Galaxii až na 1 miliardu, což je méně než 1% z úhrnného počtu hvězd. Autoři dále soudí, že radiové pulsary představují jen 0,1% z počtu neutronových hvězd, takže je jich v Galaxii nanejvýš milion. B. Zhang a A. Hardingová tvrdí, že mezi magnetary patří též anomální rentgenové pulsary, a naopak: neměly by tedy existovat radiové pulsary s indukcí magnetického pole přesahující 20 GT. Radiová emise totiž vzniká díky koherentnímu záření plazmatu, tvořeným páry pozitron-elektron. V silných polích magnetarů jsou páry rozbíjeny díky energetickým fotonům.
B. Zhang aj. se domnívají, že při výbuchu některých supernovy vznikají obnažené podivné kvarkové hvězdy, jež se projevují jako magnetary. Mocné záblesky magnetarů pak vysvětlují jako průchod oné podivné hvězdy "Oortovým mračnem" komet - to se zejména týká již zmíněného magnetaru SGR 1900+14 v Orlu. Pokud je domněnka správná, mělo by k další aktivitě tohoto magnetaru dojít v letech 2004-05. Nejpodrobněji se magnetary a jejich případnou souvislostí s klasickými GRB zabývali M. Rees a P. Mészáros. Ve svém modelu spojili všechny předešlé nápady do konzistentní domněnky, která začíná výbuchem klasické supernovy několik dnů až týdnů před úkazem GRB. K němu dochází buď na povrchu magneticky brzděného superpulsaru (neutronové hvězdy) nebo v silně magnetickém toru kolem hvězdné černé díry, a jeho trvání nepřesáhne 100 s. Přitom vzniká magnetický relativistický vítr, který dopadá na rozpínající se obálku supernovy, bohatou na železo a vzdálenou od centra přibližně 3000 AU. Tím lze vysvětlit zářivé výkony kolem 10^40 W; tj. úhrnem vyzářené energie řádu 10^45 J.
S. Morsink zdůraznil, že v neutronových hvězdách se projevují kvantové jevy, tj. supravodivost a supratekutost. Díky družici RXTE lze proto od doby jejího vypuštění r. 1995 studovat efekty silného gravitačního pole, a tak ověřovat v jedinečném prostředí efekty obecné teorie relativity. Jelikož oběžné frekvence hmotných částic poblíž povrchu neutronových hvězd dosahují 1 kHz, skýtá to možnost testovat jejich obíhání pomocí příslušných pozorování s dobrým časovým rozlišením. To se vskutku daří, jelikož družice RXTE již v asi 20 případech odhalila kvaziperiodické oscilace s těmito vysokými frekvencemi. Jelikož na povrchu neutronových hvězd dochází navíc k miniaturním termonukleárním vzplanutím, vznikají tak zázněje, které lze velmi dobře sledovat a teoreticky interpretovat.
Pomocí HST byla zobrazena mlhovina N81 v Malém Magellanově mračnu. Velmi se podobá galaktickým mlhovinám Trifid nebo Laguna - je ovšem vzdálena plných 60 kpc. V rámci programu HST Heritage (dědictví po HST) byla snímkována mlhovina NGC 1999 nedaleko známé mlhoviny v Orionu (M42). Prach a plyn je v tomto případě ozářen mladou proměnnou hvězdou V380 Ori a na snímku je patrný zárodek nové hvězdy v podobě Bokovy globule. Podobně je podle A. Fuenta aj. ozařována známá reflekční mlhovina NGC 7023 v Cefeovi mladou Herbigovou hvězdou HD 200775 sp. B3Ve. Infračervená pozorování družicí ISO ukázal, že je od nás vzdálena 440 pc.
J. Hollis aj. objevili pomocí 12 m mikrovlnného radioteleskopu na Kitt Peaku na frekvencích 71,5 --103 GHz první mezihvězdný cukr v molekulových mračnech zdroje Sgr B2 poblíž centra Galaxie. Jde o osmiatomový glykolaldehyd (CH_2OHCHO). Je proto velká škoda, že z úsporných důvodů musel být tento jedinečný radioteleskop loni uzavřen. Mikrovlnná družice SWAS měří již půldruhého roku pásy jednoduchých molekul v mezihvězdném prostoru. V chladných mračnech našla při teplotě 30 K jen nepatrné množství vody, relativně 10^-9, zatímco v horkých mračnech je vody o řád více. Naproti tomu se vůbec nepodařilo najít molekuly kyslíku, což je prostě nepochopitelné.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 17. decembra 2001