Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 30. augusta 2004
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Moderní přehlídky supernov rychle rozšiřují počty známých supernov - do konce r. 2001 jich bylo v katalozích už více než 2100 a tempo jejich objevování se stále zvyšuje. Podle S. Maurera a D. Howella k přelomu došlo v r. 1989, kdy byly zahájeny poloautomatické přehlídky. Do objevování velmi vzdálených supernov se zapojil i japonský 8,2 m reflektor Subaru na Mauna Kea, jehož mezní hvězdná velikost v blízkém infračerveném pásmu I dosahuje 26 mag a dokáže tak odhalit supernovy do 25 mag, což přibližně odpovídá červeným posuvům do z= cca. 1,0. Během jediné lednové noci v r. 2002 tak tamější astronomové našli rovnou neuvěřitelných 25 supernov. Dalších 29 supernov objevili porovnáním se třemi snímky těchže galaxií z října až prosince 2001. Také HST objevuje pilně supernovy při mezní hvězdné velikosti až 28 mag, tj. nezřídka až do 27 mag.
S. van Dyk aj. využili HST k revizi identifikace předchůdce jasné supernovy 1993J v galaxii M81 (NGC 3031). Ukázalo se, že předchůdcem byl raný veleobr sp. třídy K, jenž dosáhl v maximu absolutní hvězdné velikost -7 mag a jehož hmotnost činila před výbuchem 13 -- 22 M_o. B. Sugerman a A. Crotts našli na snímcích HST minimálně 2 světelné ozvěny kolem této supernovy, což vysvětlují existencí mezihvězdných mlhovin 81 a 220 pc před supernovou ve směru zorného paprsku. Jedno z mračen má rovinou souměrnosti skloněnou ke galaktickému disku, zatímco druhé je s tímto diskem rovnoběžné. Samu supernovu klasifikují jako objekt třídy II, tj. masivní předchůdce se zhroutil vlastní gravitací.
Již 29. ledna 2002 vzplanula jasná supernova 2002ap v galaxii M74 (NGC 628) v souhvězdí Ryb, vzdálené od nás 7 Mpc. Spektrum s několika velmi širokými absorpcemi a bez čar poněkud připomíná proslulou hypernovu 1998bw, ztotožněnou se vzplanutím gama GRB 980425. Objekt 2002ap se však odlišuje nepatrným radiovým zářením a rovněž spektrem, které spíše odpovídá veleobru třídy F, a navíc se svítivostí blíží jasným modrým proměnných hvězdám (LBV). Již 4. den po vzplanutí bylo družicí Newton objeveno její rentgenové záření a dalekohled UT3 VLT změřil rychlost rozpínání plynných obalů na rekordních 45 000 km/s. O tři dny později dosáhla maximální jasnosti R = 12,5 mag. Odhaduje se, že absolutní hvězdná velikost supernovy v době maxima činila -16,9 mag v modrém oboru spektra. Osmý den po vzplanutí však Japonci nalezli spektrální profily P Cyg, z nichž vychází rychlost rozpínání plynných obalů supernovy o standardní hodnotě 16 000 km/s. Počátkem března se podařilo v infračerveném spektru supernovy identifikovat čáry Mg II, Si, II, Mg I, C I, Ca II a O I.
Jak uvedli P. Mazzali aj., supernova 2002ap se nejvíce podobá hypernově 1997ef. Vyvržená látka avšak dosáhla hmotnosti jen 5 M_o, což vysvětluje, proč se její světelná křivka vyvíjela dvakrát vyšším tempem než u 1997ef. S výbuchem supernovy nesouvisí žádné vzplanutí gama a také její radiové záření je zcela slabé. S. Smartt aj. porovnávali supernovu se snímky galaxie M74, pořízenými od r. 1994, ale na daném místě není vidět žádný hvězdný objekt svítivější než -6,3 absolutní hvězdné velikosti.
R. Sankrit aj. studovali vlastní pohyby vláken v proslulé smyčkové mlhovině v Labuti (Cygnus Loop) porovnáním snímků HST z let 1997 a 2001. Vlastní pohyby dosáhly 0,08 arcsec/r a odtud vyplývá, že tento pozůstatek po anonymní prehistorické supernově je od nás vzdálen jen 430 pc - dvakrát blíže, než se dosud uvádělo. K překvapivému závěru však vzápětí dospěli B. Uyaniker aj. na základě pozorování obřím radioteleskopem v Effelsbergu na frekvenci 2,7 GHz. Jde totiž ve skutečnosti o překrývající se obrazy pozůstatků dvou různých supernov; severní složka s souřadnicích 2051+31 vybuchla dříve ve vzdálenosti 770 pc, kdežto jižní složka se souřadnicemi 2050+29 je blíže a v jejím centru se nachází bodový rentgenový zdroj AX J2049.6+2939.
P. Winkler a M. Kankl tvrdí, že nejjasnější supernovou astronomické historie byla zřejmě SN 1006 (Lup), která navzdory nízké deklinaci -38° byla pozorována i v Itálii, Francii a dnešním Švýcarsku. Nejlepší údaje pak pocházejí z pozorování astronomů východního Středozemí (Egypt, Irák, Sýrie) a Dálného východu (Čína, Japonsko). Podle spektrálních měření pozůstatku po této supernově vyšla P. Ghavamianovi aj. vzdálenost supernovy 2 kpc a třída Ia. Odtud mj. vyplývá pozorovaná hvězdná velikost supernovy v maximu -7,5 mag.
Díky opakovaným snímkům HST v optickém oboru a měřením družice Chandra v rentgenovém oboru spektra v intervalu od srpna 2000 do dubna 2001 se podařilo sestavit animaci pohybů v Krabí mlhovině, která je pozůstatkem po supernově z r. 1054. Jsou tam vidět výtrysky dosahující rychlosti až 0,5 c, rozpínající se prstence a rázové vlny, turbulentní víry a další pozoruhodné úkazy, svědčící o nádherné fyzice horkého magnetického plazmatu bezmála tisíciletí po vlastní příčině.
P. Slane aj. studovali pomocí družice Chandra pozůstatek 3C-58 po supernově z r. 1181 (Cas), jež byla tehdy po půl roku vidět očima. V kompaktní mlhovině našli rentgenový pulsar J0205+64 - neutronovou hvězdu rotující v periodě 65 ms, která má poloměr 12 km a efektivní teplotu jen 1,1 MK, což je překvapivě málo v porovnání s přijímanými modely vychládání neutronových hvězd po výbuchu supernovy. Autoři se domnívají, že chlazení mohou urychlit neutrina, pokud ovšem jde ve skutečnosti o tzv. kvarkovou hvězdu, ale ta by zase měla mít výrazně menší poloměr než 12 km. F. Camilo aj. objevili pomocí obřího radioteleskopu GBR v Green Banku v téže poloze slabounký radiový pulsar ve vzdálenosti 3,2 kpc od nás se shodnou impulsní periodou, ale z brzdění rotace neutronové hvězdy jim vychází příliš vysoké stáří neutronové hvězdy 5400 r. Nejde však zdaleka o první případ, kdy takto určené stáří neutronové hvězdy příkře nesouhlasí se stářím z historických pozorování jasných supernov.
U. Hwang aj. pozorovali pomocí družice Chandra s úhlovým rozlišením 0,5 arcsec vnější rázovou vlnu v pozůstatku po Tychonově supernově třídy Ia z r. 1572 (Cas) a ukázali, že šlo o mimořádně homogenní výbuch. S. Merenghetti aj. objevili pomocí družice Newton bodový rentgenový zdroj J2323+58 jen 7 arcsec od centra rozpínání optické obálky pozůstatku po lehce záhadné supernově Cas A. Pravděpodobně jde o pomalu rotující neutronovou hvězdu, vzdálenou od nás 3,4 kpc o povrchové teplotě 8 MK a s indukcí magnetického pole na povrchu 100 MT. Výstředná poloha odpovídá maximální projekci příčné rychlosti hvězdy vůči mlhovině 340 km/s, takže téměř určitě jde skutečně o pozůstatek supernovy, která podle těchto měření vzplanula kolem r. 1680 a nejspíš unikla pozornosti tehdejších astronomů.
S. van de Bergh se zabýval historickou supernovou S And (1885) a prokázal rozborem její útržkovitě měřené světelné křivky, že šlo o supernovy třídy Ia, která byla v maximu viditelná očima, neboť dosáhla 5,85 mag. Konečně R. Plotkin a G. Clayton určovali světelnou křivku předchůdce supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Z harvardského archivu fotografických snímků od r. 1897 do r. 1948 zjistili, že kandidát výbuchu modrý veleobr Sk-69°202 nejevil po celý interval žádné měřitelné ( >0,5 mag) změny jasnosti. Současně se neustále zjasňuje okolí pozůstatku po supernově, v souladu s představou, že po výbuchu se okolním prostorem šíří rázové vlny o maximální rychlosti 15 000 km/s. Následkem toho byl v r. 2002 radiový pozůstatek po supernově jasnější než týden po vlastním výbuchu a v mlhovinovém prstenci kolem pozůstatku svítí už na tucet horkých skvrn, nádherně zobrazených na snímcích HST jako ohnivý náhrdelník. Tyto skvrny označují místa střetu rázové vlny s původním cirkumstelárním materiálem, který hvězd ztrácela ve fázi veleobra. Podle B. Sugermana aj. se skvrny posouvají směrem od pozůstatku rychlostí 3 000 km/s, což představuje dolní hranici pro šíření rázových vln. T. Tanakovi a H. Washimi se podařilo objasnit pozorování prstenců trojrozměrným magnetohydrodynamickým modelem interagujících hvězdných větrů ve fázích červeného a modrého veleobra, které předcházely explozi supernovy asi o 1600 let. Vítr z modrého veleobra byl totiž rychlejší a tak tehdy dostihl starší vítr z červeného veleobra.
D. Richardson aj. využili katalogu supernov z observatoře Asiago pro stanovení průměrných absolutních bolometrických hvězdných velikostí (M_b) různých podtříd supernov, jež vzplanuly ve vzdálenostech do 1 Gpc. Ukázali, že možná pětina všech supernov patří do třídy podsvítivých s M_b = cca. -15. K nejsvítivějším patří klasické SN Ia (M_b = -19,46 mag; jde o docela dobré standardní svíčky prakticky téže svítivosti, což souvisí s tím, že předchůdci tohoto typu jsou bílí trpaslíci s toutéž hmotností na Chandrasekharově mezi), dále pak hypernovy Ib a Ic (-20,26) a obyčejné supernovy týchž tříd (-17,61). Pro supernovy třídy II vycházejí nejvyšší hodnoty (-19,15) pro podtřídu IIn, po níž následují supernovy II-L (-18,03) a konečně II-P (-17,00).
R. Pain aj. využili obsáhlého pozorovacího materiálu o supernovách ve vzdálených galaxiích k odhadu četnosti jejich výskytu v galaxii o bolometrické svítivosti 10^10 L_o. Zjistili, že ve vzdálenostech do 1 Gpc vzplane v modelové jednotkové galaxii 0,6 supernov třídy Ia za století. Četnost těchto supernov je přirozeně úměrná skutečné bolometrické svítivosti reálných galaxií. Podle H. Janka tak v námi pozorovatelné části vesmíru vzplane supernova v průměru jednou za sekundu!
M. Hamuy a P. Pinto zjišťovali kvalitu standardních svíček supernov Ia a odhadli přesnost takto určených kosmologických vzdáleností mateřských galaxií na 7%. Kalibrací méně svítivých, ale zato mnohem početnějších supernov třídy II pomocí korelace svítivosti s rychlostí rozpínání plynných obalů se jim zdařilo určit jejich střední bolometrickou hvězdnou velikost s chybou do ± 0,2 mag, tj. vzdálenost lze pak určit s chybou do 9%. A. Clocchiatti aj. studovali světelné křivky pěti standardních svíček - supernov třídy Ia, objevených v první třetině r. 1999 ve středních kosmologických vzdálenostech s červenými posuvy z= cca. 0,5. Tím potvrdili, že A. Riess a S. Perlmutter mají pravdu, když zjistili, že supernovy v této vzdálenosti jsou asi o 0,25 mag slabší, než by měly být podle standardního kosmologického modelu. Odtud vyplývá, že tempo rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadní existence opět roste zásluhou nenulové hodnoty kosmologické konstanty.
W. Warren a C. Fryer využili současného čtvrtého nejvýkonnějšího superpočítače světa IBM RS/60000 SP k prvnímu trojrozměrnému modelování průběhu překotného hroucení (gravitačního kolapsu) velmi hmotné nerotující hvězdy, což je pochopitelně velké zjednodušení reálného průběhu výbuchu supernovy třídy II, jež bylo nutné pro uskutečnění náročných výpočtů v přijatelném čase jednoho měsíce (!). Jak autoři uvádějí, jde patrně o vůbec nejnáročnější úlohu numerického programování, přičemž sledovali pohyby pouhých 3 milionů testovacích částic v hroutící se hvězdě. Jde o největší výpočetní pokrok od r. 1994, kdy se poprvé podařilo úspěšně simulovat tentýž jev dvojrozměrně (jednorozměrný výpočet poprvé zkoušený v r. 1966 byl tak nerealistický, že k modelovému výbuchu vůbec nedošlo!). Odchylky třírozměrného modelu od dvojrozměrného však nepřesahují 10 %, ale nikdo neví, co to udělá, až se podaří na ještě výkonnějších superpočítačích hroutící se hvězdu roztočit... Podobné výpočty uskutečnili též M. Reinecke aj., kterým se podařilo tímto modelem správně určit zastoupení nuklidu 56^Ni ve shodě s pozorovanými průběhy světelných křivek supernov po maximu.
H. Janka připomněl, že naprostou většinu energie uvolněné při výbuchu supernov třídy II odnášejí neutrina, jelikož vazebná gravitační energie hvězdy o hmotnosti v intervalu 8 -- 80 M_o je obrovská. Tak např. proslulá supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu vyzářila v prvních sekundách výbuchu neuvěřitelných 10^58 neutrin, z nichž pouhých 19 bylo zaznamenáno v podzemních detektorech v Japonsku a USA, což značí, že jádro hvězdy se zhroutilo na nukleonovou hustotu řádu 10^17 kg/m^3 během jediné sekundy! Od té chvíle bylo dále nestlačitelné, tj. vznikla z něho neutronová hvězda.
Co se děje pak, není úplně jasné. Pravděpodobně dochází k rozbíjení jader železa na jádra hélia a volné nukleony v nejhlubších vrstvách hroutící se hvězdy, což obstarávají vysoce energetické fotony záření gama. Jádra hélia a volné protony zachycují elektrony, čímž se začnou masově uvolňovat elektronová neutrina, která jsou zadržena v hustotní rázové vlně asi 200 km od rodící se neutronové hvězdy. Neutrina tuto vlnu rychle ohřejí, což představuje druhý a rozhodující výbuch, který se po několika hodinách projeví optickým vzplanutím supernovy, jehož předzvěstí jsou právě tím opět uvolněná neutrina. Pouze 1% uvolněné energie představuje kinetická energie rozlétajících se cárů supernovy. Přenos energie z vnitřních vrstev v okolí neutronové hvězdy navenek představuje pro současnou astrofyziku tvrdý oříšek, jehož řešení patrně přijde až poté, kdy se podaří zaznamenat neutrina a případně i gravitační vlny z blízké supernovy uvnitř naší Galaxie. Jelikož poslední supernova v Mléčné dráze vzplanula koncem 17. stol., mělo by statisticky vzato dojít k takovému představení co nevidět...
B. Jacoby aj. nalezli pomocí obřího radioteleskopu GBT v Green Banku další tři milisekundové pulsary v kulové hvězdokupě M62 (NGC 6266), vzdálené od nás 6,9 kpc. Průvodci pulsarů mají minimální hmotnosti v rozmezí 0,12 -- 0,03 M_o, což potvrzuje obecný předpoklad, že milisekundové pulsary vznikají roztočením neutronové hvězdy díky akreci plynu z průvodců (tzv. recyklované pulsary). Celkem je v této hvězdokupě nyní známo již 6 milisekundových pulsarů, čímž se M62 přiřadila ke třem hvězdokupám s nejvyšším výskytem milisekundových pulsarů. Souvisí to zcela zjevně s vyšším zastoupením dvojhvězd v hustých částech kulových hvězdokup. Pravděpodobnými předchůdci recyklovaných milisekundových pulsarů jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností průvodců (LMXB), kteří jsou v závěrečné fázi svého vývoje kanibalizováni neutronovou hvězdou a případně zcela pohlceni.
J. Migliazzo aj. měřili pomocí anténní soustavy VLA polohu pulsaru B1951+32 v letech 1989 - 2000 a určili tak jeho vlastní pohyb 0,025 arcsec/r, což při vzdálenosti 2,4 kpc od nás dává příčnou rychlost 240 km/s. Pulsar se tímto tempem vzdaluje od optického středu pozůstatku po supernově, která měla podle těchto měření vzplanout před 64 000 lety. Naproti tomu stáří pulsaru odvozené z tempa zpomalování jeho rotace vychází na 107 000 roků. Jestliže jeho dnešní perioda činí 39,5 ms, tak původní rotační perioda byla jen 27 ms. Pulsar je viditelný též v oboru záření gama a rentgenového.
W. Brisken aj. využili přesných polohových měření 9 pulsarů pomocí radiového interferometru VLBA nejenom k určení vlastních pohybů, ale i trigonometrických paralax s relativní chybou pouhých 2%, což odpovídá určení úhlových poloh s přesností na 0,000 1 arcsec. Ukázali na soustavné rozpory mezi vzdálenostmi určenými z paralax a z disperze rádiových signálů - poslední hodnoty jsou soustavně přeceňovány, a to až pětkrát (!) pro vzdálenosti větší než 1 kpc. Z paralax vyšly vzdálenosti pulsarů v rozmezí 0,17 -- 1,15 kpc a vlastní pohyby v rozmezí 23 -- 484 km/s.
A. Meň aj. využili dekametrové antény Uran-1 na frekvencích 25 a 20 MHz k podrobnému prozkoumání okolí nejrychlejšího milisekundového pulsaru PSR 1937+214 (impulsní perioda činí jen 1,6 ms) v galaktické šířce -0,3° a délce 58°. Ukázali, že jeho poloha se liší od stálého radiového zdroje 4C 21.53 jenom nepatrně, takže tento zdroj je zřejmě pozůstatkem po supernově. Obě polohy se liší díky vlastnímu pohybu pulsaru z centra exploze supernovy, k níž došlo zhruba před milionem roků. Týž pulsar studoval M. Vivekanand pomocí radioteleskopu v Ooty v Indii v pásmu 327 MHz po dobu 8 minut (cca 330 000 otoček neutronové hvězdy), přičemž v záznamu našel 7 tzv. obřích impulsů s intenzitou až stokrát vyšší než jsou běžné impulsy tohoto unikátního pulsaru. Obří impulsy u téhož pulsaru pozorovali též A. Kuzmin a B. Losovskij pomocí radioteleskopu BSA FIAN na dosud nejnižší frekvenci 112 MHz, kde jejich intenzita převyšuje intenzitu běžných impulsů až 600krát a odpovídající jasová teplota pulsaru přitom dosahuje neuvěřitelných 10^35 K! Příčina je zcela neznámá.
G. Hobbs aj. oznámili objev obřího skoku v rotační periodě (0,4 s) pulsaru PSR J1806-2125, jehož stáří se odhaduje na 65 000 roků. Velikost zkrácení periody (v relativní míře 1,6.10^-5) dosáhla 16násobku průměrné hodnoty předešlých skoků pro daný pulsar a absolutně rekordu 2,5krát vyššího než byl dosavadní pro všechny známé skákající pulsary. R. Mignami aj. potvrdili pomocí STIS HST optickou identifikaci neutronové hvězdy z r. 1996 u jednoho z nejbližších pulsarů PSR 1929+10, která při vzdálenosti 330 pc dosahuje v oboru U jasnosti 25,7 mag. Změřené vlastní pohyby hvězdy v intervalu 1994-2001 dobře souhlasí s pozorováními pulsaru radiointerferometrem a odpovídá i stáří pulsaru 3 miliony roků.
S. Ord aj. využili měření radiové scintilace v signálu binárního pulsaru PSR J1141-6545 k určení jeho prostorové rychlosti 115 km/s a minimální vzdálenosti od nás 3,7 kpc. Rotační perioda neutronové hvězdy o hmotnosti 1,3 M_o činí 0,4 s a oběžná doba průvodce o hmotnosti 1,0 M_o dosahuje 4,7 h. Jelikož průvodce obíhá po výstředné dráze (e= 0,17) se sklonem 76° k zornému paprsku, jde o téměř ideální soustavu k měření příslušných relativistických efektů.
Dalším vhodným relativistickým binárním pulsarem se dle I. Stairse aj. stal objekt PSR B1534+12, objevený v r. 1991 a vzdálený od nás 1,0 kpc. Skládá se totiž ze dvou neutronových hvězd o hmotnostech 1,33 a 1,25 M_o, které kolem sebe obíhají po výstředné dráze (e= 0,27) v periodě 0,42 d. Jelikož impulsní profil je užší a signál silnější než u prototypu relativistických pulsarů 1913+16, lze po akumulaci delší řady měření očekávat, že to bude vůbec nejpřísnější astronomický test obecné teorie relativity.
Konečně E. Splaver aj. měřili po dobu 6 roků relativistické stáčení přímky apsid pro binární pulsar PSR J0621+1002, který se skládá z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,7 M_o a rotační periodě 29 ms a bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 M_o, jež kolem sebe obíhají po téměř kruhové dráze v periodě 8,3 d. Autoři tak obdrželi relativistické stáčení o velikosti 0,012°/r a vlastní pohyb pulsaru 0,0035 arcsec/r. Impulsní perioda se prodlužuje relativním tempem pouze 5.10^-20, čemuž odpovídá charakteristické stáří soustavy 11 miliard roků! Magnetické pole neutronové hvězdy je proto relativně slabé - pouze 120 kT.
G. Romero aj. studovali aktivitu prototypu hvězdné černé díry v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1, vzdálené od nás 2 kpc. Hmotnost černé díry činí 10 M_o, zatímco jejím protějškem je veleobr sp. O9.7 o hmotnosti 18 M_o, jenž předává hmotu do akrečního disku kolem černé díry. Rentgenový výkon koróny veleobra dosahuje až 10^30 W a je občas doprovázen vzplanutími měkkého záření gama v pásmu 15 keV v úzkém výtrysku o zářivém výkonu až 2.10^31 W. Akreční disk vykazuje precesní pohyb s periodou 142 d. Podle pozorování ruského všesměrového detektoru záření gama KONUS, umístěného na americké sondě WIND poblíž bodu L_1 mezi Zemí a Sluncem, a dále podle měření sluneční sondy Ulysses, resp. Compton-BATSE, je objekt Cyg X-1 velmi pravděpodobně příležitostným zdrojem neobvyklých vzplanutí gama, jež byla pozorována 10. ledna a 25. března 1995, jakož i 24. února 2002. Vzplanutí trvají obvykle celé hodiny a dosahují maximálních zářivých výkonů přes 10^31 W, takže celková vyzářená energie v jednom vzplanutí dosahuje téměř 10^35 J. Podle M. Rupena je příčinou epizodická akrece hmoty z průvodce na černou díru, což je typické zejména pro tzv. mikrokvasary.
D. Giess aj. určili hmotnosti složek proslulé rentgenové dvojhvězdy SS433 se subrelativistickými protilehlými výtrysky. Primární složkou soustavy je masivní hvězda o hmotnosti 19 M_o, která předává hmotu na sekundární kompaktní složku, pro níž vyšla hmotnost (11 ± 5) M_o, takže jde zřejmě o černou díru, která na přísun hmoty reaguje zmíněnými výtrysky.Podle S. Migliariho aj. obsahují výtrysky jádra železa, která se ohřívají ještě 100 d po vymrštění z okolí černé díry. Soustavu lze proto klasifikovat jako typický mikrokvasar.
O. Vilhu se zabýval přenosem hmoty v mikrokvasaru GRS 1915+105, jenž je od nás vzdálen 12,5 kpc, a ukázal, že akreční disk kolem černé díry o rekordní hmotnosti 14 M_o se periodicky naplňuje přenosem hmoty od sekundární složky a pak zase vyprazdňuje akrecí na černou díru průměrným tempem 10^-7 M_o/r. Sekundární složka je obrem sp. třídy K6 o absolutní hvězdné velikosti -2,6 mag a hmotnosti 1,2 M_o, obíhajícím kolem černé díry v oběžné době 33,5 d. Jelikož vyplňuje svůj Rocheův lalok, ztrácí ročně přenosem hmoty do akrečního disku 1,5.10^-8 M_o. Předchůdcem dnešní soustavy byla klasická rentgenová dvojhvězda s nízkou hmotností průvodce (LMXB).
I. Mirabel aj. změřili pomocí HST vlastní pohyb mikrokvasaru GRO J1655-40 (Sco) v Galaxii na 112 km/s po galaktocentrické dráze s velkou výstředností (e= 0,34). Autoři odtud usuzují, že tato hvězdná černá díra o hmotnosti 5 M_o vznikla při výbuchu supernovy v galaktickém disku ve vzdálenosti alespoň 3 kpc od středu Galaxie a exploze ji též vymrštila na tak nezvyklou dráhu. Černá díra má hvězdného průvodce - podobra 17 mag sp. třídy F o hmotnosti asi 2,3 M_o, jenž kolem ní obíhá v periodě 2,6 d.
T. Strohmayer a E. Brown pozorovali pomocí družice RXTE v září 1999 mimořádně dlouhé tříhodinové termonukleární vzplanutí rentgenové dvojhvězdy 4U1820-30, která měla donedávna nejkratší známou oběžnou dobu složek 11,4 min mezi dvojhvězdami typu LMXB, přičemž kompaktní složka je téměř určitě černá díra. Podobné termonukleární výbuchy se pozorují už od objevu v r. 1976, ale většinou trvají jen desítky sekund. Při vzdálenosti dvojhvězdy od nás 6,6 kpc dosáhl rentgenový zářivý výkon v maximu obřího vzplanutí hodnoty 3.10^31 W. Jelikož ve vzplanutí byly pozorovány kvaziperiodické oscilace s rekordní frekvencí 1050 Hz, autoři soudí, že pozorovali termonukleární hoření uhlíku na poslední stabilní oběžné dráze kolem černé díry.
T. Marsh a D. Steeghs však pozorovali rentgenový polar RX J1914+24, opticky ztotožněný s proměnnou hvězdou V407 Vul, který má oběžnou dobu 9,5 min, jak vyplývá z jejich objevu periodicity rentgenové světelné křivky. Kolem silně magnetického bílého trpaslíka o hmotnosti 0,5 M_o obíhá velmi těsně druhý bílý trpaslík o hmotnosti 0,1 M_o, takže hmota z něho přetéká rovnou na povrch hmotnějšího bílého trpaslíka. Soustava by tak měla být zdrojem gravitačních vln o nízké frekvenci. Ještě kratší oběžná doba 5,4 min. byla v únoru 2002 rozpoznána G. Ramsayem aj. díky dalekohledům VLT a TNG pro rentgenový pulsar RX J0806+15 (Cnc). Těsná dvojhvězda typu AM CVn se skládá ze dvou bílých trpaslíků, o hmotnostech 0,1 a 0,4 M_o, jež kolem sebe obíhají ve vzdálenosti pouhých 80 000 km oběžnou rychlostí 1 000 km/s. Soustava tak představuje kandidátku na objev gravitačních vln příští generací kosmických detektorů typu LISA.
Téměř současně byl náhodně objeven přechodný zdroj XTE J1908+09 velmi tvrdého rentgenového záření, jevící kvaziperiodické oscilace v rozmezí 1 -- 4 Hz, takže jde o dalšího kandidáta na hvězdnou černou díru. Také mikrokvasar HTE J1550-564 je podle J. Orosze aj. dobrým kandidátem na hvězdnou černou díru o hmotnosti přes 9 M_o. Jejím průvodcem, obíhajícím v periodě 1,6 d ve vzdálenosti pouze 13 R_o od černé díry, je totiž hvězda sp. třídy G8 IV -- K4 III o hmotnosti 1,4 M_o. Poněvadž sklon k zornému paprsku činí 72°, bylo tak možné z funkce hmoty určit i hmotnost kompaktní složky.
Počátkem dubna 2002 byl družicí RXTE odhalen v centru Galaxie nový milisekundový pulsar XTE J1751-305 s periodou 2,3 ms, jenž je zřejmě složkou těsné dvojhvězdy s oběžnou dobou 42,4 min. Průvodcem je zřejmě cár hvězdy o minimální hmotnosti 15 M_j, obíhající ve vzdálenosti asi 3 mil. km od neutronové hvězdy. O měsíc později pak tatáž družice objevila milisekundový pulsar ve dvojhvězdě J0929-31 s impulsní periodou 5,4 ms, kde kolem neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_o obíhá ve vzdálenosti 1,8 mil. km další hvězdný drobeček o minimální hmotnosti 8,5 M_j v oběžné době 44 min.
D. Steeghs a J. Casares odhalili pomocí spektroskopie u 4,2 m dalekohledu WHT průvodce nejjasnější rentgenové dvojhvězdy Sco X-1. Jde o dvojhvězdu typu LMXB, kde primární složkou je neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_o, zatímco sekundární složka o hmotnosti 0,4 M_o vyplňuje svůj Rocheův lalok, takže předává hmotu do akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Soustava se sklonem 38° k zornému paprsku má oběžnou dobu 18,9 h a je od nás vzdálena 2,8 kpc.
T. Connors aj. publikovali výsledky pozorování pozoruhodného rentgenového pulsaru PSR B1259-63 během posledního průchodu pulsaru periastrem v září 2000. Pulsar o hmotnosti 1,4 M_o a impulsní periodě 48 ms totiž obíhá kolem hmotné primární hvězdy SS 2883 typu Be o hmotnosti 10 M_o v periodě 3,4 r po velmi výstředné dráze (e= 0,87), takže v periastru se vnořuje do rozsáhlé plynné obálky hvězdy Be, což se projevuje velkými změnami jeho parametrů. Autoři tak odvodili rozměry akrečního disku kolem pulsaru na 20 R_o a indukci jeho magnetické pole na 0,16 mT. Stáří pulsaru činí asi 330 000 roků.
J. Liu aj. odhalili pomocí HST optický protějšek extrémně svítivého rentgenového objektu v galaxii M81. Jde o hvězdu hlavní posloupnosti sp. třídy O8, která obíhá v periodě 1,8 r kolem černé díry o hmotnosti 18 M_o. Mezi oběma složkami dvojhvězdy dochází k přenosu hmoty, což se projevuje neočekávaně vysokou rentgenovou zářivostí na úrovni přes 10^32 W. Rentgenový tok však během posledních 20 roků kolísal až o 40%.
F. Walter a J. Lattimer změřili pomocí snímků WFPC2 HST paralaxu osamělé neutronové hvězdy RX J1856-37 a odtud odvodili její revidovanou vzdálenost 117 pc s chybou 10% - jde o dvojnásobek vzdálenosti udávané dříve. Odtud vyplývá, že její poloměr činí 16 km, tj. stavová rovnice pro neutronové hvězdy musí být poměrně "tvrdá", čili tlak v neutronové hvězdě při dané teplotě a hustotě je vyšší, než se dosud uvažovalo a horní mez hmotnosti pro stabilní neutronovou hvězdu se rovněž zvyšuje nad obvykle uvažované 2 M_o. Hvězda se pohybuje prostorovou rychlostí 185 km/s a prchá od hvězdné asociace ve Štíru, kde vznikla před 0,5 miliónem roků.
D. Sanwal aj. studovali rentgenové spektrum osamělé neutronové hvězdy 1E 1207-5209 pomocí družice Chandra a našli v něm vůbec poprvé absorpční čáry o energiích 0,7 a 1,4 keV. Jde o jaderné čáry He II v atmosféře neutronové hvězdy se silným magnetickým polem 15 GT s gravitačním červeným posuvem z= 0,2. Odtud vyplývá poloměr neutronové hvězdy kolem 12 km. J. Cottamová aj. objevili pomocí družice Newton 28 termonukleárních výbuchů během 93 h pozorování na povrchu neutronové hvězdy v rentgenové dvojhvězdě EXO 0748-67 (Vol), vzdálené od nás 9 kpc. Během záblesku lze pozorovat absorpční spektrální čáry vysoce ionizovaného kyslíku a železa s gravitačním červeným posuvem z= 0,35, což značí, že vznikají v asi 10 mm tlusté atmosféře neutronové hvězdy při epizodě přenosu hmoty z průvodce neutronové hvězdy.
V průběhu roku se mezi odborníky rozhořela diskuse o tom, zda z malých poloměrů některých osamělých neutronových hvězd, odvozených nepřímo z poměrně nízkých teplot na jejich povrchu naměřených družicí Chandra, nevyplývá, že jde vlastně o tzv. "podivné" hvězdy s vyšší než nukleární hustotou látky, tvořenou volnými kvarky. Ještě před koncem roku se však ukázalo, že šlo spíše o nepřesná určení rozměrů hvězd vlivem různých systematických chyb. Poloměry kvarkových hvězd by totiž neměly přesáhnout 8 km, což zmíněná měření gravitačních červených posuvů víceméně vylučují.
M. Kaufman Bernadó aj. hledali souvislost mezi trvalými zdroji záření gama, objevenými aparaturou EGRET na družici Compton a známými objekty na obloze, jelikož až dosud plných 170 zdrojů gama z katalogu 3EG není nijak identifikováno. Protože se J. Paredesovi aj. podařilo v r. 2000 ztotožnit jeden z takových zdrojů s mikrokvasarem LS 5039 (jde o rentgenovou dvojhvězdu s vysokou hmotností průvodce - HMXB) a protože neidentifikované zdroje se vyskytují převážně podél galaktické roviny a v jejich spirálních ramenech, autoři usuzují, že i mnohé další zdroje trvalého záření gama jsou ve skutečnosti mikrokvasary s usměrněnými rentgenově zářícími výtrysky, jež podléhají precesi a proto jsou vidět jen občas.
Naproti tomu vůbec nejjasnější neidentifikovaný zdroj ve vysoké galaktické šířce 3EG 1835+5918 byl díky J. Halpernovi aj. ztotožněn s osamělou neutronovou hvězdou ve vzdálenosti pod 800 pc od Země. Za předpokladu, že poloměr hvězdy je 10 km, dosahuje teplota na jejím povrchu 300 kK. Opticky je slabší než 28,5 mag a také radiově je tichá. Patrně připomíná již dříve identifikovaný zdroj Geminga, ale protože je od nás dále, nevidíme ho jako energetický pulsar. Z dalších studií nepřímo vyplývá, že největší počet neidentifikovaných zdrojů v katalogu 3EG jsou však tzv. blazary, tj. vysoce energetické kvasary se silným synchrotronovým zářením bez jakýchkoliv emisních čar v optickém spektru.
M. Kudrjacev aj. využili údajů o 6 slabých zdrojích GRB v energetickém pásmu 10 -- 300 keV na kosmické stanici Mir k odhadu četnosti GRB a její závislosti na kosmologické vzdálenosti od nás. Dostali tak maximum prostorové četnosti GRB pro červené posuvy z> 1,5 -- 2,0 a úhrnnou roční četnosti asi 1 000 vzplanutí, v dobré shodě se statistikou, získanou aparaturou BATSE. B. Stern aj. studovali statistiku GRB jednak pomocí BATSE, a jednak díky údajům ze sondy Ulysses v energetickém pásmu 50 -- 300 keV. Ukázali, že od zmíněného maxima pro z= cca. 2 klesla do současnosti četnost výskytu GRB asi 12krát, ve shodě s poklesem tempa tvorby nových pokolení hvězd ve vesmíru. Z toho usoudili, že pro vysvětlení dlouhých (trvání > 2 s) GRB se nejlépe hodí model hroutící se hypernovy.
J. Reeves aj. využili citlivosti družice Newton k prvnímu pozorování spektrálních čar v rentgenovém dosvitu 11 h po záblesku GRB 011211. Zatímco mateřská galaxie 25 mag v poloze 1115-2156 (Crt) vykazuje kosmologický červený posuv z= 2,14, pro emise vysoce ionizovaného hořčíku, křemíku, síry, argonu a vápníku byl naměřen posuv jen z= 1,88, tj. šlo o pozorování rozpínající se obálky zábleskového zdroje ve směru k nám rychlostí 26 000 km/s. Ve spektru však nebyly pozorovány žádné čáry železa, jež se při explozi hypernovy nalézá nejhlouběji. Samotný zdroj měl v té době povrchovou teplotu 50 MK a jeho plynná obálka poloměr řádu 10^13 m (= cca. 70 AU). Pozorování odpovídají modelu rozpínající se ohnivé koule kolem hustého zbytku po hypernově, který se naopak zřítí do vznikající černé díry. Podle S. Hollanda aj. se v oboru gama vyzářilo během 270 s 1,5.10^43 J a celý úkaz se odehrál ve skutečnosti před 11 miliardami roků.
A. Castro-Tirado aj. nalezli mimořádně jasný (I = 9,4 mag) optický dosvit již 4 min. po vzplanutí GRB 000313 v poloze 1311+1014, což je velké překvapení, neboť vzplanutí gama trvalo v tomto případě jen 0,5 s, a dosud všech 30 pozorovaných dosvitů odpovídalo "dlouhým" GRB s trváním nad 2 s (medián je dokonce 20 s - takové trvání mají 3/4 pozorovaných GRB). Dalším důležitým zjištěním autorů je rychlý pokles jasnosti dosvitu, takže už 56 min. po objevu přestal být dosvit pozorovatelný. Pokud je to pro krátkožijící GRB typické, pak se nelze divit, že u nich dosvity pozorujeme tak vzácně, protože obvykle trvá déle, než se podaří GRB dostatečně přesně lokalizovat, aby se daly nastavit optické dalekohledy správným směrem. P. Price aj. objevili optický dosvit po mimořádně dlouhém záblesku GRB 000911 o trvání plných 500 s, jenž byl zaměřen kosmickou triangulací sond Ulysses, Konus-Wind a NEAR. Již za 23 h byla k dispozici dostatečně přesná poloha kvůli zobrazení dosvitu jakož i mateřské galaxie, která má z= 1,1. Světelná křivka dosvitu však nejevila žádné zvláštnosti.
Družice HETE-2 vypuštěná r. 2000 zaznamenala první úspěch až objevem GRB 020813, kde rychlé předání polohy robotickým dalekohledům umožnilo odhalit optický dosvit již 2 h po záblesku gama. D. Lazzati aj. využili aviza družice HETE-2 k brzkému objevu dosvitu GRB 021004 dokonce již 9 min. po záblesku, kdy jeho jasnost v oboru R = 15,5 mag. Na sestupné větvi světelné křivky bylo vidět zjasnění, odpovídající interakci rozpínající se ohnivé koule s hustým cirkumstelárním prostředím. P. Moeller aj. nalezli v optickém spektru 11 h po vzplanutí velké množství absorpčních čar, které byly červeně posunuty v intervalu z= cca. 1,4 -- 2,3. Horní mez odpovídá červenému posuvu aktivní mateřské galaxie vyznačující se překotnou tvorbou hvězd. Podle N. Mirabala aj. bylo světlo dosvitu polarizováno, přičemž velikost polarizace kolísala o 2% a dosáhla maxima 10% asi 1,3 d po záblesku.
Do třetice se pro GRB 021211 podařilo družici HETE-2 předat na Zemi informace o poloze záblesku již minutu po jeho začátku, což umožnilo ihned sledovat příslušný dosvit po dobu následujících 2 h robotickým teleskopem RAPTOR v Los Alamos. Jelikož šlo o docela krátký GRB o trvání pouhých 2,5 s, budí to dojem, že v těchto případech nejde o hroucení supranov či hypernov, ale o splynutí dvou pravděpodobně kompaktních složek velmi těsné dvojhvězdy. Podle E. Bergera aj. se však zdá, že navzdory čím dál početnějším robotickým dalekohledům pro rychlé dohledání optických dosvitů, ve skutečnosti možná 60% GRB žádné pozorovatelné optické dosvity prostě nemá; nejspíš proto, že příliš úzce směrovaný optický kužel míjí Zemi.
S. Yost aj. zjistili, že dosvit po GRB 980329 je rekordně dlouhý, neboť je pozorovatelný již několik roků! Původní odhad červeného posuvu z= cca. 5 však je podle jejich názoru chybný a ve skutečnosti je zdroj podstatně blíže; tj. z= cca. 2. Tím se též snižuje energie vyzářená ve vzplanutí na rozumnou míru 10^44 J. Podobně G. Björnson aj. zjistili, že u GRB 010222 slábne optický dosvit, objevený 4,3 h po vzplanutí gama, vůbec nejpomaleji, což se dá nejspíš vysvětlit plynulou dodávkou energie do rozpínajícího se obalu kolem GRB. E. Le Flocarcminh aj. využili VLT ESO a HST k přesnému měření červeného posuvu mateřské galaxie GRB 990705 a vyšlo jím z= 0,8424, čemuž při pozorované jasnosti R = 22,22 mag odpovídá bolometrická absolutní hvězdná velikost spirální galaxie typu Sc -21,75 mag. Tvorba hvězd v galaxii je jen lehce nadprůměrná, neboť činí 5 -- 8 M_o/r. Jelikož dlouhotrvající měkké GRB lze nalézt v rekordních dálkách, je to dobrá metoda pro vyhledávání nejstarších fází vývoje mnoha galaxií.
A. Ibrahim aj. objevili ve spektru magnetaru SGR 1806-20 pomocí družice RXTE cyklotronovou čáru elektronů urychlovaných magnetickým polem o indukci 100 GT, což je ve shodě s hodnotou indukce, odvozenou z brzdění rotace neutronové hvězdy. Z. Wang aj. upozornili na možnou polohovou souvislost mezi historickou novou, která v dubnu r. 4 př. n. l. dosáhla 5 mag, a proslulým magnetarem SGR 1900+14 v Orlu, který překvapil gigantickým vzplanutím gama 27. srpna 1998. Magnetar o indukci 4 GT je od nás vzdálen 5,5 kpc, což pro zmíněnou historickou novu by znamenalo absolutní hvězdnou velikost -21 mag, typickou pro hypernovy!
Mechanismus vzplanutí GRB není stále znám. C. Dermer se domnívá, že v rázové vlně kolem rozpínající se ohnivé koule vznikají také energetické neutrony, dále pak neutrina a kosmické záření o extrémně vysokých energiích, což by se v dohledné době mohlo ověřit pozorováními pomocí detektorů neutrin a extrémně energetického kosmického záření. Podle K. Asana a S. Iwamota by byla ohnivá koule ohřáta právě proudem neutrin tak, že by se z cárů hypernovy dalo vyždímat až 10^45 J uvolněné energie. Jak však sdělil S. Fukuda aj., za období od dubna 1996 do května 2000 nebyla v podzemním detektoru neutrin Superkamiokande nalezena žádná energetická (7 MeV -- 100 TeV) neutrina v časech a polohách, odpovídajícím známým vzplanutím GRB. Podle výpočtů Z. Liho aj. lze očekávat, že v rázových vlnách šířících se kolem GRB se dají protony urychlit až na energie v rozmezí 10 PeV -- 10 EeV.
Podle L. Liho je třeba vysvětlit, že se během krátkého vzplanutí uvolní v nesmírně malém objemu energie až řádu 10^47 J, že oblast prakticky neobsahuje baryony, které by záření gama pohltily a rozmělnily, a konečně že tzv. Lorentzův faktor relativistického urychlování částic dosahuje minimální hodnoty nad 300. Autor proto k vysvětlení úkazu navrhuje kosmický tokamak, tj. vznik toroidálního elektrického pole na povrchu hustého plazmového toru, který obíhá kolem Kerrovy černé díry a generuje vně toru poloidální magnetické pole o indukci nad 100 GT. Právě toto silné pole zajistí, že v oblasti nebude příliš mnoho baryonů. Energie, vytažená z rotující černé díry, se pak v magnetosféře kolem černé díry mění na kinetickou energii párů elektron-pozitron Blandfordovým-Znajekovým mechanismem (extrakce rotační energie černé díry silným magnetickým polem). Anihilace párů vede k vyzáření paprsků gama v protiběžných výtryscích, jejichž úzký vyzařovací diagram zabezpečuje zmíněný vysoký Lorentzův faktor. Srážky fotonů s mezihvězdným prostředím se pak projevují nejprve jako záblesky GRB a posléze jako rentgenové, optické a radiové dosvity.
Nicméně právě zmíněné usměrnění podle T. Pirana fakticky snižuje horní odhady energie vyzářené během vzplanutí GRB, a to nanejvýš na "pouhých" 10^44 J, jak vyplývá z pozorování oněch 17 GRB, pro něž díky dosvitům známe jejich vzdálenost na základě kosmologického červeného posuvu. To dává astrofyzikům příležitost hledat i méně exotické mechanismy vzniku GRB, než jsou ony tokamaky. Problém se však ihned přesouvá k otázce četnosti GRB, protože pak nutně většinu GRB nepozorujeme proto, že jejich úzké svazky o vrcholovém úhlu kolem 1° (!) prostě nezasáhnou Zemi. Piran odhaduje, že v tom případě musí v každé solidní galaxii dojít alespoň k jednomu úkazu GRB během řádově 100 000 roků, což je jenom o dva řády nižší četnost než u supernov, a to se pak přirozeně týká i naší Galaxie.
G. Ghisellini aj. využili pozorování hodiny trvajících rentgenových dosvitů k odhadu spodní meze vyzářené energie vzplanutí GRB, který nezávisí na případném usměrnění ve svazcích, a překvapivě obdrželi rovněž 10^44 J, což by prakticky znamenalo, že GRB jsou velmi dobré standardní svíčky pro určování kosmologických vzdáleností, protože se dají pozorovat až pro hodnoty červeného posuvu z= cca. 10. Tímto problémem se podrobněji zabývali N. Lloydová-Ronningová aj. na základě statistiky 220 GRB. Ukázali, že zářivý výkon GRB závisí na 1,4. mocnině výrazu (1 + z), přičemž prostorová hustota GRB závisí lineárně na (1 + z). To by znamenalo, že v raném vesmíru se GRB vyskytovaly častěji než dnes, protože v té době byly častější epizody překotné tvorby hvězd v galaxiích a GRB s tím geneticky souvisejí. Tito autoři odvodili maximální zářivý výkon GRB na 5.10^44 J.
R. Chary aj. si všimli, že u 12 mateřských galaxií dlouhých GRB (trvání > 2 s) byla zjištěna překotná tvorba hvězd, vyvolaná slapovými silami srážejících se galaxií. To znamená, že výskyt GRB nám vlastně značkuje právě takové galaxie, v nichž je nutně mnoho hmotných hvězd mladších než 10 milionů roků. Jejich životní cyklus je tudíž krátký a v řadě případů končí vznikem hvězdné černé díry. Katastrofické hroucení černé díry vede k výbuchu v jejím akrečním disku, což je bezprostřední příčina vzplanutí GRB. Pokud jde o krátké GRB (trvání < 2 s), všeobecně se má za to, že jde o důsledek splynutí kompaktních složek těsné dvojhvězdy, která ztrácí energii rostoucím vyzařováním gravitačních vln. K. Belczynski aj. počítali důsledky takových srážek pro všechny základní kombinace bílý trpaslík - hmotná héliová hvězda - neutronová hvězda - černá díra. Jelikož se různé kombinace vyskytují častěji v rozličných oblastech galaxií, je v zásadě možné odhadnout, která kombinace převažuje. Podobně J. Salmonson a J. Wilson vypracovali model přehřáté neutronové hvězdy v těsné dvojhvězdě jako příčinu krátkých GRB. Tvrdí, že tak lze uvolnit až 10^46 J energie.
C. Lee aj. spojili oba typy možností vzniku GRB na základě studia měkkých rentgenových přechodných zdrojů předpokladem, že předchůdci GRB jsou nejspíš těsné dvojhvězdy, kde primární složkou je už hotová černá díra, kolem níž obíhá hmotná héliová hvězda v oběžné periodě 0,4 -- 0,7 d. Ta vybuchne jako hypernova, což vede k jejímu zhroucení na černou díru a vzplanutí GRB Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. Naproti tomu R. Ouyed a F. Sannina navrhli značně exotický univerzální model pro obě třídy GRB, založený na předpokladu, že existují tzv. kvarkové hvězdy (hustší než běžné neutronové hvězdy, takže kvarky se osvobodí a vytvářejí supravodivou horkou "polévku"). Nestability na povrchu kvarkových hvězd by pak byly odpovědné za veškerá vzplanutí GRB. Kvarkové hvězdy byly "vynalezeny" teoretiky v r. 1980. Jejich průměrná hustota by dosahovala 10^18 kg/m^3, měly by mít zcela ostrý okraj a nad ním čisté vakuum. Taková hvězda drží pohromadě silnou jadernou silou bez ohledu na gravitaci, takže je v jistém smyslu věčná. Poznala by se na dálku tím, že má nanejvýš 2/3 poloměru klasické neutronové hvězdy, jenže právě přesná měření poloměru řádu 10 km jsou na dálku velmi obtížná.
S. McBreen aj. si povšimli krátkodobých špiček na světelných křivkách dlouhých GRB a faktu, že tzv. kumulativní světelná křivka, v níž se špičky zprůměrují, roste v 97% případů s 2. mocninou uplynulého času, počítáno od začátku vzplanutí, jak vyplývá z pozorování bezmála 400 GRB uskutečněných aparaturou BATSE na družici Compton. Autoři se domnívají, že jde o roztáčení rotace Kerrovy černé díry v jádře GRB díky akreci hmoty, což vede k uvolňování energie Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. Pokud je naopak rotace Kerrovy černé díry brzděna silným magnetickým polem, vyzařovaná energie se snižuje a kumulativní světelná křivka s časem klesá rovněž s 2. mocninou času. GRB pak mohou při podrobném zkoumání poskytnout jedinečné údaje o relativistických efektech v okolí hvězdných černých děr.
H. Fraserová aj. uveřejnili přehled o 122 mezihvězdných molekulách, identifikovaných do r. 2001. Nejčetnější jsou nejjednodušší diatomické (27) a triatomické (26) molekuly. S rostoucím počtem atomů v molekule pak jejich četnost klesá, takže zatím známe ve vesmíru jen tři molekuly s 10 atomy a po jedné s 11 (HC_9N) a 13 (HC_11N) atomy. Podle autorů přehledu představují molekuly ve vesmíru asi 0,5% vesmírné látky. J. Hollis aj. ohlásili v r. 2002 objev radiových čar na frekvencích 75 a 93 GHz v molekulovém mračnu Sgr B2, které odpovídají desetiatomové molekule glykoetylénu (HOCH_2CH_2OH). K objevu využili 12 m radioteleskop KPNO v Arizoně, jímž určili teplotu molekul 20 K. Jde fakticky o "kosmický fridex", jenž lze považovat za prebiotickou molekulu, příbuznou cukru glykolaldehydu; není však jasné, jak může v kosmu vznikat.
A. Ferrera zjistil, že přibližně 0,1% látky naší Galaxie představuje kosmický prach, což jsou převážně silikátové a uhlíkaté částice o typickém rozměru 0,1 µm. Projevují se spojitým zářením v dlouhovlnném infračerveném pásmu kolem 0,1 mm, ale už v r. 1970 usoudili F. Hoyle a N. Wickramasinghe, že by měly netepelně vyzařovat též v mikrovlnném pásmu, což se potvrdilo v r. 1996, kdy bylo objeveno jejich záření na frekvencích 14,5 a 32 GHz (21 a 9 mm). Konečně v r. 2002 našli D. Finkbeiner aj. jejich vyzařování i v centimetrovém pásmu 5 -- 10 GHz (vlnové délky 60 -- 30 mm). To ovšem znamená nutnost odčítat příspěvek tohoto záření při měření fluktuací reliktního záření, ale na druhé straně skýtá novou možnost, jak studovat rozložení kosmického prachu v mezihvězdném či dokonce intergalaktickém prostoru. Prachová zrnka totiž slouží jako kondenzační jádra pro vznik molekul a také jako ochrana před rozkladem (fotolýzou) složitějších molekul všudypřítomným ultrafialovým zářením. Na druhé straně se zdá, že fotolýza usnadňuje tvorbu aminokyselin v kosmickém prostoru.
V. Makarov se věnoval nepříjemnému rozporu ve vzdálenosti hvězdokupy Plejády (Tau), odvozené na jedné straně trigonometricky pomocí družice HIPPARCOS (118 pc) a na druhé straně všemi ostatními nepřímými metodami, které navzájem dobře souhlasí, ale dávají soustavně větší vzdálenost kolem 132 pc. Protože vzdálenost Plejád představuje druhou příčku kosmologického žebříku (Hyády jsou první příčka ve vzdálenosti 46 pc), má takový rozpor vážné důsledky pro stupnici vzdáleností ve vesmíru. Autor proto vybral v Plejádách 54 hvězd, jejichž vzdálenosti lze určit trigonometricky z měření zmíněné družice, a použil nový výpočetní postup, který vedl k revizi trigonometrické vzdálenosti na (129 ± 3) pc, což je již v dobré shodě s nepřímými metodami měření.
J. Adams aj. využili údajů z Palomarského atlasu POSS a z infračervené přehlídky 2MASS k identifikaci a určení rozložení hmotnosti pro 434 hvězd otevřené hvězdokupy Praesepe v Raku, vzdálené od nás 177 pc, která vznikla před 830 mil. roků. Ukázali, že v jádru hvězdokupy o úhlovém průměru 4° (12 pc) chybějí hvězdy o nižší hmotnosti. Obecně pak funkce hmotnosti stoupá od 1,0 M_o do 0,4 M_o a pro nižší hmotnosti hvězd je pak konstantní. Hmotnost celé hvězdokupy dosahuje 600 M_o. C. Slesnick aj. obdobně zkoumali známou dvojitou hvězdokupu CHÍ a h Persei (NGC 884 a 869), která je od nás vzdálena 2,3 kpc a jejíž stáří je rekordní - 12,8 mld. roků. Hvězdokupa tvoří jádro hvězdné asociace Per OB1 uvnitř stejnojmenného spirálního ramene Galaxie. Autoři zjistili, že hmotnosti hvězdokup dosahují 2 800, resp. 3 700 M_o, a že v nich nedávno proběhly tři epizody tvorby nových hvězd před 7, 17 a 60 mil. let.
B. Chaboyer a L. Krauss využili objevu zákrytové a současně spektroskopické dvojhvězdy s čarami obou složek k revizi stáří obří kulové hvězdokupy omega Cen, jež podle autorů činí (11,1 ± 0,7) mld. roků, takže je téměř stejně stará jako naše Galaxie. Hvězdokupa obsahuje několik milionů hvězd různého stáří a velmi nízké metalicity a její tvar je ovlivněn vlastní rotací, takže je na pólech mírně zploštělá. Mladší hvězdy ve hvězdokupě představují jen 5% její celkové hmotnosti a ve skutečnosti původně tvořily samostatnou hvězdokupu, která byla tou hmotnější hvězdokupou gravitačně pozřena. Podobným vícenásobným kanibalismem hvězdokup patrně vznikaly celé galaxie včetně naší, jak ukázali M. Salaris a A. Weis studiem stáří 55 kulových hvězdokup Galaxie, které představují plnou třetinu celkové II. populace hvězd v naší hvězdné soustavě. Jejich stáří se pohybuje od 6,4 po 12,9 mld. let s průměrnou chybou ± 1 mld. roků. Vznikly ve dvou krátkých epizodách; první generace je velmi chudá na "kovy", zatímco druhá je o něco metaličtější. Hvězdokupy ve vnitřním halu mají nejvyšší stáří (11,4 ± 0,8) mld. let. Autoři odhadují, že Galaxie dnes obsahuje na 200 kulových hvězdokup, z nichž však pětina nebyla dosud objevena.
E. Grebelová a M. Odenkirche studovali pomocí probíhající přehlídky SDSS morfologii kulové hvězdokupy Palomar 5 (Serpens) v halu Galaxie, vzdálené od nás 18 kpc. Za hvězdokupou se táhne chvost hvězd o délce 300 pc, jenž je stočen vně oběžné dráhy samotné hvězdokupy. Obráceným směrem je vytažen dopředný chvost dovnitř oběžné dráhy, což autoři interpretují jako slapové trhání hvězdokupy, protože chvost má o třetinu vyšší hmotnost než samotná hvězdokupaa obsahuje zhuštění, která vznikala v době, kdy hvězdokupa při svém oběhu procházela hlavní rovinou Galaxie, kde je slapové působení jádra Galaxie největší. Autoři rovněž zjistili, že při dalším průchodu hvězdokupy hlavní rovinou Galaxie ji slapové síly definitivně zničí. To je též obecný důvod, proč naše Galaxie má v současné době jen 160 kulových hvězdokup - ostatní už byly slapově rozbity, ale hvězdy z nich pocházející se dají dohledat pomocí obří přehlídky SDSS, která bude v dohledné době dokončena. Podle současných výsledků pozorování se zdá, že halo Galaxie je o něco mladší než disk, protože vznikalo postupným splýváním satelitních galaxií, resp. obřích kulových hvězdokup, neboli - jak se vyjádřil americký astronom L. Blitz - přežitím těch nejzdatnějších přírodním výběrem.
R. van der Marel aj. a J. Gerssen aj. objevili pomocí STIS a WFPC2 HST středně hmotnou černou díru uprostřed kulové hvězdokupy M15 (Peg), vzdálené od nás 10 kpc o hmotnosti 4 kM_o. Podobně K. Gebhardt aj. zkoumali obří kulovou hvězdokupu G1 (Mayall II) ve spirální galaxii M31 v Andromedě pomocí STIS a odhalili v jejím nitru nepřímo černou díru o hmotnosti neuvěřitelných 20 kM_o, přičemž i hmotnost celé hvězdokupy činí impozantních 10 MM_o. Zdá se, že tyto středně hmotné černé díry představují obecně asi 0,5% hmotnosti kulové hvězdokupy, což je týž poměr jako pro hmotnosti supermasivních černých děr vůči hmotnostem výdutí galaxií. To je další známka skutečnosti, že předěl mezi obřími kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi je spíše terminologický než věcný.
Q. Wang aj. rozlišili pomocí družice Chandra na tisíc bodových zdrojů rentgenového záření v centrální oblasti Galaxie o rozměrech 120 x 280 pc, kde se předtím družicemi s nižším úhlovým rozlišením pozorovalo difúzní záření neznámého původu. Zdroje vykazují emisní čáry vysoce ionizovaného železa s energiemi 6,4 a 6,7 keV, odpovídající povrchové teplotě hvězd kolem 10 MK a jsou důkazem, že v této oblasti stále překotně vznikají velmi hmotné hvězdy, které rychle končí jako žhaví bílí trpaslíci, neutronové hvězdy nebo černé díry. Celá oblast je tak ponořená do oblaku horkého plynu, který se postupně rozpíná do okolních oblastí Galaxie. Ještě vyšší koncentraci zhruba 2 tisíc rentgenových hvězd se při vyšším rozlišení podařilo odhalit v centrálních 20 pc Galaxie.
W. Bednarek aj. ukázali na základě měření aparatur AGASA a SUGAR, že v oblasti kolem centra Galaxie jsou jádra železa při častých explozích supernov urychlována na energie až řádu 100 EeV, načež se srážejí s neutrony, neutriny a paprsky gama. Energetická neutrina z těchto srážek mohou být několikrát do roka zachycena budoucím antarktickým detektorem neutrin IceCube. M. Amenomori aj. zveřejnili výsledky dlouhodobých pozorování paprsků gama v pásmu TeV energií pomocí vysokohorské aparatury v Tibetu. Ukázali, že z galaktické roviny a dále z rozsáhlé oblasti v rozmezí galaktických šířek 20 -- 55° a galaktických délek 140 -- 225° přichází difúzní záření gama, o jehož původu nemáme konkrétní představy.
A. Eckart aj. sledovali v letech 1992-2000 pomocí dalekohledu NTT ESO trajektorie hvězd v bezprostřední blízkosti supermasivní černé díry v jádře Galaxie. Potvrdili tak předešlá měření A. Ghezové, že hvězdy se pohybují kolem zdroje Sgr A* po velmi výstředných (e= cca. 0,4 -- 0,95!) elipsách s rozličnými sklony, a že odtud z Keplerova zákona vychází hmotnosti centrální černé díry kolem 3 MM_o. Zatím nejúžasnější výsledek přineslo podle R. Schödela aj. sledování hvězdy S2 o hmotnosti 15 M_o a poloměru 7 R_o dalekohledem UT4 VLT počátkem r. 2000, kdy se hvězda v polovině března dostala do pericentra své dráhy ve vzdálenosti pouhých 124 AU od černé díry a pohybovala se vůči ní rekordní rychlostí 5 000 km/s! Naproti tomu v apocentru měla v r. 1992 rychlost jen 600 km/s. Velká poloosa její dráhy má délku 950 AU (úhlově jen 0,12 arcsec, takže tato měření umožnilo teprve zavedení adaptivní optiky při pozemních pozorováních) při sklonu dráhy k zornému paprsku 46°; ovšem výstřednost e= 0,87 je rovněž poněkud výstřední. Podle Keplerova zákona tak hvězda S2 urazila 15% své oběžné dráhy během pěti měsíců, když její oběžná perioda činí 15,2 r. Díky proměření větší části oběžné elipsy víme, že poloha supermasivní černé díry v jejím ohnisku se neliší od polohy radiového zdroje Sgr A* o více než 1700 AU.
Podle S. Hornsteina aj. jeví zdroj Sgr A* krátkodobé kolísání jasnosti v blízkém infračerveném pásmu, což souvisí s proměnným ohřevem částicemi, urychlenými při magnetické rekonexi v okolí černé díry. J. Greaves aj. ukázali, že v plynu v okolí Sgr A* jsou silná magnetické pole, neboť čáry molekul jeví silnou polarizaci. A. Tannerovi aj. se podařilo rozlišit infračervený zdroj IRS 21 v centru Galaxie díky infračerveným snímkům v pásmu 2 -- 25 µm pomocí Keckova dalekohledu. Zjistili, že zdroj má lineární rozměry 650 AU v pásmu 2.2 µm a plných 1600 AU na 25 µm, takže jde o hvězdu, která zevnitř ozařuje plyn, který intenzívně ztrácí.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 16. septembra 2004