eň objevů 1998
Ročník XXXIII, díl IV.
3. Neutronové hvězdy a hvězdné
černé díry
3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
Systematické hledání supernov přehlídkovými
i velmi velkými dalekohledy přináší vynikající výsledky. V roce 1997 byl
totiž objeven rekordní počet supernov v dějinách astronomie -- celkem 137
objektů. Podle S. Perlmuttera aj. bylo v posledních pěti letech objeveno
na 50 velmi vzdálených supernov, které jsou řádově ve vzdálenostech,
odpovídajících zpětnému času 50 % vůči velkému třesku. Tím se výrazně zlepšují
vyhlídky na kalibraci kosmologických vzdáleností a tedy i na zúžení intervalu
parametrů vesmírných modelů, včetně ústřední otázky, jak je vesmír starý.
Pomocí 4 m teleskopu CTIO v Chile byla loni v březnu objevena SN 1998ae
(poloha 0930-0438) magnitudy I = 23,9 s rekordním červeným posuvem z =
1,1. Již v říjnu 1998 však G. Aldering aj. ohlásili vzplanutí SN 1998eq
třídy Ia v galaxii 2320+1555, jež dosáhla v maximu I = 24,8 a jejíž spektrum
z Keckova teleskopu dává červený posuv z = 1,20!
Velkou pozornost vzbudil objev
anomální supernovy 1998bw v galaxii ESO 184-G82, která vzplanula
24. dubna a dosáhla optického maxima V = 13,5 mag kolem 10. května 1998.
Podle červeného posuvu z = 0,0085 lze její vzdálenost odhadnout
na 40 Mpc a odtud spočítat maximální zářivý výkon na neuvěřitelných 1011
Lo (srovnatelný se
zářivým výkonem naší Galaxie!). Podle S. Kulkarniho aj. se již 3 dny po
maximu objevilo silné centimetrové rádiové záření supernovy, která byla
vzápětí pozorovatelná též v pásmu decimetrových vln a stala se tak posléze
nejjasnější rádiovou supernovou v dosavadní astronomické historii. Naproti
tomu nebyla supernova odhalena v rentgenovém pásmu a její další spektroskopické
sledování prokázalo, že ji nelze zařadit do žádné stávající klasifikace
supernov. J. Bloom aj. uvedli, že rychlost rozpínání cárů supernovy přesáhlo
50 000 km/s.
K. Iwamoto aj. upozornili na genetickou
souvislost této podivné supernovy s následným jednorázovým vzplanutím záření
gama GRB 980425 v témže směru na obloze, a to vše podle E. Barona svědčí
o tom, že jsme se setkali s novým fenoménem, pro něž se razí název hypernova.
Hypernovy jsou podle prvních odhadů asi stotisíckrát vzácnější než supernovy
a jejich chování lze objasnit náhlým zhroucením velmi masivní hvězdy rovnou
na černou díru. Kinetická energie cárů hypernovy dosahuje přitom úděsné
hodnoty 5.1045 J,
což dá vznik jednak relativistickým rázovým vlnám a jednak vzplanutí gama
-- to je však asi o 4 řády slabší, než záblesky gama v kosmologicky velkých
vzdálenostech, takže možná jde o samostatnou třídu zábleskových objektů.
Soudobé superpočítače jsou paradoxně příliš pomalé na simulaci takového
procesu v kulově nesouměrném výbuchu a kulově souměrné modely zase zřejmě
nejsou dostatečně realistické, takže stávající vysvětlení úkazu je poměrně
neurčité.
Podobně velkou pozornost budí změny
v pozůstatku po proslulé supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu.
Počátkem března 1998 sledoval pozůstatek 3,6 m dalekohled ESO v La Silla
a odtud jsou patrné zřetelné změny proti spektru z března 1997. Profil
vodíkové čáry Halfa
se rozšířil, červené křídlo dosáhlo rychlosti expanze až 14 000 km/s. Ve
spektru pozůstatku se vynořilo množství úzkých emisí a také interakce vyvrženého
materiálu s okolohvězdnou mlhovinou se zřetelně zvyšuje. Totéž vzápětí
potvrdil 4 m teleskop CTIO v Chile spektroskopií a fotometrií v blízké
infračervené oblasti, který navíc koncem října 1998 pozoroval nápadné zjasnění
horké skvrny ve vnitřním prstenu mlhoviny v porovnání se snímky starými
11 měsíců. Z porovnání snímků HST vyplývá, že nejpozději v červenci r.
1997 dosáhla rázová vlna z vlastního výbuchu supernovy, pohybující se rychlostí
18 000 km/s, oblasti prstencové mlhoviny, která vznikla asi před 20 tisíci
lety, v době, kdy se hvězda nacházela ve vývojové fázi červeného veleobra.
Podle E. Michaela aj. a G. Sonneborna aj. je emise ve vodíkové čáře Lyalfa
soustředěna do ekvatoreální roviny kolem pozůstatku supernovy.
R. Nugent porovnával snímky Krabí
mlhoviny, pořízené v intervalu posledních 53 let a odtud určil střed
rozpínání mlhoviny i pravděpodobný čas počátku rozpínání na letopočet (1130
plus mínus 16) let za předpokladu, že je rozpínání rovnoměrné. Jelikož
však příslušná supernova vzplanula již roku 1054, vyplývá odtud, že se
rozpíná mlhoviny stále urychluje. Podobně nesouhlasí střed rozpínání mlhoviny
s dnešní polohou pulsaru v Krabí mlhovině, což lze objasnit velkou prostorovou
rychlostí pulsaru-izolované neutronové hvězdy a tudíž asymetrií vlastního
výbuchu supernovy, jež udělila pulsaru příslušný "štulec". P. Caraveová
a R. Mignani porovnali dosavadní určení vlastního pohybu pulsaru v Krabí
mlhovině se snímky, pořízenými v intervalu necelých 2 let pomocí HST. Předcházející
měření z r. 1977 dalo úhlovou rychlost pulsaru (15 plus mínus 3) milivteřin
za rok, zatímco z jejich měření v letech 1997-8 vyplývá hodnota (18 plus
mínus 3) milivteřin za rok, což při vzdálenosti pulsaru 2 kpc dává příčnou
rychlost 148 km/s. A. Hillas aj. potvrdili, že z Krabí mlhoviny vychází
záření gama v energetickém pásmu od 500 GeV do 8 TeV, a že magnetické pole
mlhoviny dosahuje indukce 16 nT.
Podobně B. Aschenbach rozpoznal
v tvrdém rentgenovém pásmu mladý a blízký pozůstatek po supernově RX
J0852.0-4622 na okraji známého pozůstatku v souhvězdí Plachet v galaktické
šířce -1,5 stupně. Tvrdí, že z pozorování plyne nízké stáří tohoto pozůstatku
menší než 1500 roků a vysoká teplota nad 30 MK. Objekt o úhlovém průměru
plné 2 stupně je od nás blíže než 1 kpc a rozpíná se rychlostí alespoň
2000 km/s. Týž objekt nezávisle rozpoznali také A. Iyudin aj. kteří uvádějí
vzdálenost pouze 200 pc a rychlost rozpínání dokonce 5000 km/s. Jde tedy
vlastně o nejbližší pozůstatek supernovy moderních astronomických dějin.
Titíž autoři připomínají, že Galaxie je naštěstí téměř dokonale průhledná
pro záření gama v pásmu energií MeV, kde se nalézá čára 1,16 MeV, odpovídající
radioaktivnímu 44Ti
s poločasem rozpadu 90 let. Právě tuto čáru našla aparatura COMPTEL na
družici Compton v r. 1994 pro proslulý rádiový zdroj a pozůstatek supernovy
Cas A, a to je též návod, jak dohledat všechny blízké mladé pozůstatky
po supernovách, které se konvenčními prostředky astronomie dosud nepodařilo
najít.
T. Tanimori aj. nalezli pomocí
dalekohledu Cangaroo záření gama o energiích řádu TeV u pozůstatku supernovy
z r. 1006 v souhvězdí Vlka a pro pulsar v Krabí mlhovině nalezli dokonce
pulsující složku záření gama o energiích až 50 TeV. Tím dále posílili věrohodnost
domněnky, že extrémně energetické kosmické záření vzniká urychlováním částic
v pozůstatcích po supernovách. Obecně se ostatně uvnitř pozůstatků supernov
nacházejí spíše rentgenové než rádiové pulsary. S. Merenghetti studoval
malou zatím šestičlennou skupinu rentgenových pulsarů s periodami
5 až 12 s, které jsou buď izolovanými neutronovými hvězdami, anebo dvojhvězdami
s málo hmotným průvodcem neutronové hvězdy. Pouze ve dvou případech se
mu však podařilo nalézt souvislost takového pulsaru s pozůstatkem supernovy,
ale mnohé jiné pozůstatky mají ve svém centru neproměnné bodové rentgenové
zdroje, jež se těmto rentgenovým pulsarům nápadně podobají -- není vyloučeno,
že to souvisí s extrémně vysoko hodnotou indukce jejich magnetického pole.
M. Baring a A. Hardingová tvrdí, že právě rádiově tiché pulsary mohou vynikat
magnetickými poli o indukci nad 3 GT, a že to je prakticky jisté pro anomální
rentgenové pulsary s dlouhými pulsními periodami, které se rychle prodlužují
díky extrémním hodnotám magnetického pole řádu až 1011
T! Při těchto rekordních polích je totiž potlačena tvorba párů elektron-pozitron,
jež normálně slouží jako zdroje rádiově usměrněných svazků, a místo nich
zde máme pouze energetické fotony tvrdého rentgenového záření. Typickým
příklad je "měkký rentgenový blýskač" SGR 1806-20.
P. Caraveová aj. zkoumala mladý
pozůstatek supernovy PSR 0540-60 ve Velkém Magellanově mračnu, starý
pouze 1600 let; jde tedy o nejbližší známou předchůdkyni proslulé supernovy
1987A. Uvnitř pozůstatku se nachází pulsar s periodou 0,05 s, jenž jeví
impulsy v rádiovém, optickém i rentgenovém oboru. Na snímcích pozůstatku
z HST je vidět prstencová struktura, nejspíše pocházejí od předchůdce supernovy,
neboť je starší než 10 000 let. C. Eck aj. odhalili rádiové záření pozůstatku
supernovy 1923A v galaxii M83, vzdálené od nás 4,1 Mpc. Anténou
VLA naměřili tok 0,3 mJy na vlnové délce 0, 2 m a 0,093 mJy na 0,06 m.
Galaxie vyniká tím, že v ní již bylo objeveno 6 supernov. K. Weiler aj.
ukázali, že anténa VLA má na vlnové délce 0,06 m schopnost odhalit rádiové
záření po výbuchu supernov až do vzdálenosti 100 Mpc a výhledově až pro
červené posuvy z kolem 1, což by velmi usnadnilo kalibraci kosmologických
vzdáleností galaxií.
T. Totani aj odhadovali možnosti
odhalit neutrinové záblesky při výbuchu supernov stávajícími detektory
a ukázali, že je vysoce pravděpodobná detekce všech supernov, které by
vzplanuly uvnitř naší Galaxie do vzdálenosti 10 kpc od Slunce a jistou
naději skýtají i supernovy, vzdálené méně než 50 kpc od Slunce.
3.2. Rádiové pulsary
Loni uplynula právě tři desetiletí
od objevu pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem, kteří v únoru 1968 oznámil
objev prvních 4 rádiových pulsarů. Právě při tomto kulatém výročí radioastronomové
v australském Parkesu nalezli již 1000. pulsar během rozsáhlé rádiové přehlídky,
která podle A. Lyna aj. přidala do katalogu již na 200 nových pulsarů.
Pravděpodobný počet normálních (dlouhoperiodických) pulsarů, pozorovatelných
v principu ze Země, činí pro naši Galaxii asi 30 tisíc, stejně jako počet
milisekundových pulsarů. Jelikož však rádiové signály pulsarů jsou usměrněny
do úzkých svazků, skutečný počet současně aktivních normálních pulsarů
v Galaxii odhadli autoři australské přehlídky na 160 000.
Mezi dosud objevenými rádiovými
pulsary mají zvláštní postavení "tři mušketýři" -- mladé osamělé neutronové
hvězdy o stáří řádu 105
let: PSR J0633+174 (Geminga), B0656+14 a 1055-52. E. Korpela a S. Bowyer
hledali osamělé neutronové hvězdy v pásmech EUV záření 4 až 19 nm a 16
až 38, 5 nm a objevili tak celkem pět případů: Geminga, B0656+14, Her X-1
(J1657+3520), RX J1856-3754 a J0437-4715. S. Kulkarni a M. van Kerkwijk
objevili osamělou slabě magnetickou neutronovou hvězdu v podobě jasného
měkkého rentgenového zdroje RX J0720.4-3125 s pulsní periodou 8,4
s, k němuž vzápětí našli optický protějšek B = 26,6 a R = 26,9. Neutronová
hvězda nabírá patrně mezihvězdnou látku, a proto vysílá jednak tepelné
optické a jednak akreční rentgenové záření. Ještě pozoruhodnější skupinku
však tvoří velmi staré binární pulsary, složené z párů neutronových
hvězd: PSR 1518+4904, 1534+12, 1913+16, 2127+11C a 2303+46. Jak uvádějí
P. Leonard a J. Bonnell, vlivem ztráty energie gravitačním zářením splynou
tyto soustavy za dramatických okolností (mohutný záblesk záření gama) v
"dohledné budoucnosti" 220 až 4000 milionů let.
H. Bethe a G. Brown ukázali, že
z velmi hmotných dvojhvězd vznikají dvojice černá díra-neutronová hvězda
resp. pár neutronových hvězd. Pak může akrece na již existující neutronovou
hvězdy způsobit její druhotné zhroucení na černou díru, což je osud, který
údajně čeká prototyp binárních pulsarů 1913+16. Autoři dále zjistili, že
páry černá díra-neutronová hvězda vznikají v Galaxii tempem 10-4/rok,
tedy o řád častěji, než páry neutronových hvězd, a to dává velkou naději
detektoru gravitačních vln LIGO, jenž se nyní dokončuje ve Spojených státech.
Splývání neutronových hvězd studovali rovněž L. Li a B. Paczynski.
Po rychlém snížení tlaku kondenzuje nukleární kapalina na většinou radioaktivní
jádra bohatá na neutrony. Radioaktivita pak dlouhodobě ohřívá rozpínající
se obálku kolem soustavy. Výkon vyzářený v maximu jasnosti spadá do optického
a ultrafialového pásma a my takové zdroje snad pozorujeme jako přechodná
optická zjasnění.
I. Stairs aj. se podrobně zabývali
binárním pulsarem PSR 1534+12, jenž se skládá ze dvou neutronových
hvězd o stejné hmotnosti 1,34 Mo,
vzdálených od nás pouze 1,1 kpc. Podrobná měření prokázala přítomnost nejméně
pěti různých relativistických efektů, z nichž většina souhlasí s teorií
s přesností lepší než 1 %; jedině samotné gravitační brzdění je ověřeno
s přesností pouhých 15 %. Z teorie relativity vyplývá také efekt strhávání
souřadnicové soustavy (Lensův-Thirringův efekt), jenž se patrně
dá prokázat ve rentgenových dvojhvězdách, kde je jednou složkou rychle
rotující černá díry a druhou běžná hvězda o nízké hmotnosti, a to díky
kvaziperiodickým oscilacím, poukazujícím na relativistickou precesi testovacích
částic. Jelikož testovací částice oběhnou v blízkosti černé díry mateřský
objekt až 100krát za sekundu, je jejich precese snadno pozorovatelná. Někdy
je dokonce patrná precese celého akrečního disku kolem černé díry. Jak
uvádějí W. Cui aj. a L. Stella a M. Vietri, byly tyto řádově kHz oscilace
pozorovány rentgenovou družicí RXTE a odtud se podařilo odvodit precesní
kolísání řádu 101
Hz, v souladu s teorií.
H. Spruit a E. Phinney shrnuli
důvody, proč neutronové hvězdy v rádiových pulsarech rychle rotují a proč
se pohybují vůči okolním hvězdám vysokou prostorovou rychlostí. Při výbuchu
supernovy II. typu se uvolňuje energie řádu 1044
J, zatímco vazebná energie neutronové hvězdy dosahuje hodnoty 3.1046
J. V první sekundě po zhroucení hvězdy je nitro supernovy silně konvektivní,
takže hmota se uvnitř hvězdy pohybuje rychlostmi až 0,1 c a magnetické
pole dosahuje neuvěřitelné indukce až 1 TT. Jelikož vlastní výbuch supernovy
je téměř vždy vysoce anizotropní, získá vznikající neutronová hvězda vysokou
prostorovou rychlost, která může nabýt hodnoty až 1500 km/s -- vskutku
průměrná prostorová rychlost rádiových pulsarů dosahuje plných 450 km/s,
zatímco průměrné hvězdy v Galaxii mívají rychlosti pouze kolem 30 km/s.
Budoucí pulsary mají vlastní počáteční rotační periody v rozmezí 0,02 až
0,5 s. ale zmíněná anizotropie obvykle tuto periodu ještě zkrátí. Tím se
však zmírní prostorová rychlost neutronové hvězdy, takže vskutku existuje
nepřímá úměrnost mezi prostorovou rychlostí pulsarů a jejich impulsní periodou.
Je-li počáteční perioda neutronové hvězdy vyšší než 2 s, tak z ní pulsar
nikdy nevznikne.
Zcela konkrétně se domnívá R. Cowsik
, že vysoké prostorové rychlosti rádiových pulsarů lze vysvětlit
asymetrií při výronu neutrin z hroutícího se veleobra. Jelikož veleobři
tříd OB rotují obecně velmi pomalu, měly by mít odtud pocházející zhroucené
neutronové hvězdy rotační periody řádu stovek sekund, ale stejná asymetrie
vede i ke značnému urychlení původních period. Z 558 zkoumaných pulsarů
má více než 90 % objektů pulsní (tj. rotační) periody v intervalu od 17
ms do 1,5 s a jejich střední hodnota vychází na 0,5 s. Cowsik odtud odvodil,
že průměrná rotační perioda těsně po vzniku neutronové hvězdy-pulsaru
činí jen 0,2 s. N. Glenddenning aj. upozornili, že rychle rotující neutronová
hvězda ztrácí energii, což vyvolává další hroucení a roztavení neutronů
na volné kvarky. Tento jev by snad bylo možné odhalit pozorováním nápadně
velké změny impulsní periody rádiového pulsaru. Standardní skoky v periodě
jsou však vyvolávány hvězdotřeseními na povrchu neutronové hvězdy, když
se díky silným magnetickým polím láme tuhá kůra hvězdy. B. Link aj. zjistili,
že se tak dlouhodobě zvětšuje úhel, svíraný rotační a magnetickou osobu
neutronové hvězdy, takže výsledkem je nakonec ortogonální rotátor.
Nejrychlejším pulsarem s impulsní
periodou 1,56 ms stále zůstává objekt PSR 1937+21, objevený již
roku 1982. Koncem roku 1997 se díky družici ASCA podařilo nalézt jeho rentgenový
protějšek se stejně krátkou periodou a šířkou hlavního impulsu pod 130
mikrosekund. Prakticky současně odhalila družice ROSAT rentgenové záření
dalších milisekundových pulsarů PSR J1024-0719 a PSR 1744-1134.
J. Mattox aj. rekonstruovali impulsní periodu výjimečného pulsaru Geminga
na základě měření z rozličných umělých družic Země v pásmu záření gama
za posledních 23 let. Zjistili, že za celé sledované období nenastal u
této osamělé neutronové hvězdy žádný skok v periodě, takže budoucí efemerida
do roku 2008 je přesná přinejmenším na 10 % periody, tj. na 0,02 s. Soustavná
kolísání periody jsou patrně vyvolána přítomností planety o hmotnosti alespoň
1,7 Mz, obíhající
kolem neutronové hvězdy ve vzdálenosti 3,3 AU. J. Gil aj. objevili pomocí
ruského radioteleskopu v Puščinu rádiové impulsy Gemingy na frekvenci 102,5
MHz s velmi širokým a proto málo zřetelným impulsním profilem -- nicméně
perioda 0,237 s výborně souhlasí s měřeními v ostatních spektrálních oborech.
R. Mignami aj. využili kamery FOC
na HST k hrubé spektrální analýze pulsaru a tvrdí, že v pásmu kolem 600
nm je ve "fotometrickém" spektru (hvězda sama je totiž pouze 26 mag) zřetelná
cyklotronové emise iontů vodíku a hélia, svědčící o silném magnetickém
poli hvězdy kolem 40 MT. Jde o první případ, kdy máme po ruce přímé měření
indukce magnetického pole osamělé neutronové hvězdy. Skutečné spektrum
Gemingy však získali až C. Martin aj. spektrografem LRIS Keckova desetimetru
počátkem r. 1997. Jak uvádějí, spektrum je zcela ploché kontinuum v pásmu
370 až 800 nm, avšak s mezerou v úseku 630 až 650 nm, kterou autoři vysvětlují
buď synchrotronovou emisí elektronů, nebo podobně jako předcházející autoři
cyklotronovou emisí lehkých iontů v magnetickém poli řádu 10 MT.
M. Prochorov, K.Postnov, N. McClure-Griffithsová
aj. podrobně zkoumali vysoce excentrický (e = 0,87) binární pulsar PSR
1259-63 v Kentaurovi, jehož průvodce SS 2883 je hvězdou třídy B2e,
obklopenou cirkumstelárním diskem, do něhož vstupuje neutronová hvězda-pulsar
jednou za 3,4 let a přiblíží se tak ke svému průvodci až na pouhých 24
poloměrů hvězdy SS 2883. Pulsar s impulsní periodou 48 ms, magnetickou
indukcí 33 MT a vzniklý před 330 tisíci lety se nalézá ve spirálním ramenu
Galaxie Sgr-Car ve vzdálenosti 1, 5 kpc od Slunce. Týž objekt dále studovali
N. Wex aj. kteří odvodili hmotnost průvodce 10 Mo,
poloměr 6 Ro a rotační
rychlost na úrovni 70 % rychlosti kritické, při níž by se hvězda rozpadla
vlivem odstředivé síly. V létě 1998 byl obnoven provoz proslulého 305 m
radioteleskopu v Arecibu, jenž v posledních letech prodělal další omlazovací
kúru. Prvním pulsarem, jenž byl vzápětí objeven renovovaným přístrojem,
se stal objekt PSR J1907+09, jehož impulsy na frekvenci 1,4 GHz
dosahují intenzity pouze 0,3 mJy při periodě 0,226 s. Malou intenzitu impulsů
lze vysvětlit úctyhodnou vzdáleností 7 kpc od Země. Proto také na klasické
frekvenci 430 MHz nebyl pulsar pozorovatelný.
3.3. Rentgenové dvojhvězdy
a proměnné zdroje
R. Wijnands a M. van den Klis objevili
loni v dubnu pomocí družice RXTE první milisekundový rentgenový pulsar
J1808-369 s impulsní periodou 2,49 ms ve vzdálenosti 4 kpc. Vzápětí
se podařilo nalézt i jeho optický protějšek V = 16, 6 mag a K = 13,8. V
jeho spektru byla pozorována emise Halfa
o šířce 1000 km/s, ale objekt koncem dubna zeslábl. Podle D. Chakrabartyho
a E. Morgana jde o rentgenovou dvojhvězdu s průvodcem o hmotnosti pouhých
0,15 Mo, který obíhá
po kruhové dráze o minimálním poloměru 0,13 AU kolem neutronové hvězdy
s hmotností 1,35 až 2,0 Mo
v periodě 2,0 h. Roční přenos hmoty z průvodce do tenkého disku kolem slabě
magnetické neutronové hvězdy činí však nyní jen 10-11
Mo/rok. Průvodce však
během posledních stovek milionů let ztratil již polovinu své původní hmotnosti
vinou rentgenového ohřevu a následného odpařování materiálu z povrchu a
slabé magnetické pole zase usnadňuje akreci přenesené látky na povrch neutronové
hvězdy, což výrazně urychlilo její rotaci. Zářivý výkon zdroje v tvrdém
rentgenovém pásmu dosahuje hodnoty řádu 1029
W. Podle N. Whitea byla existence takových dvojhvězd, jež jsou předchůdcem
osamělých milisekundových pulsarů, předpovězena již před 15 lety, ale teprve
velká sběrná plocha družice RXTE přispěla k nalezení tohoto spojovacího
článku mezi rentgenovými dvojhvězdami a rádiovými milisekundovými pulsary,
kde se neutronová hvězda chová jako hvězdný kanibal a nejpozději za miliardu
let svého průvodce doslova pohltí.
Naproti tomu A. Mitra zpochybnil
identifikaci černé díry v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-3, jelikož
se mu nepodařilo potvrdit tvrzení o hmotnosti zhroucené složky kolem 17
Mo. Autor proto soudí,
že v soustavě může být jedině málo hmotná černá díra, anebo dokonce poněkud
přetučnělá neutronová hvězda. P. Chadwick aj. studovali dalšího kandidáta
na černou díru, soustavu Cen X-3. V této rentgenové dvojhvězdě přetéká
látka ze sekundární složky na akreující černou díru, a variace tempa přenosu
hmoty se projevují proměnností rentgenového i gama záření v pásmu do 400
GeV. Nad touto hranicí až do 1 TeV je však tok záření gama dlouhodobě stálý.
I. Moskalenko aj. sestrojili nový
model prototypu rentgenových dvojhvězd s černou dírou Cyg X-1 na
základě pozorování v rentgenovém i gama pásmu spektra. Složky dvojhvězdy
obíhají kolem sebe v periodě 5,6 dne po kruhové dráze s poloměrem 0,27
AU a zhroucená hvězda vykonává precesní pohyb v periodě 294 d. Zatím nejlepším
důkazem o přítomnosti černé díry v soustavě jsou pozorované krátkodobé
rentgenové variace toku s periodami řádu milisekund.
Černá díra se téměř určitě nalézá
v rentgenové dvojhvězdě GRS 1915+105 v souhvězdí Orla, která byla
rozpoznána v roce 1992 v pravděpodobné vzdálenosti 12 kpc od nás. Zhroucená
složka o hmotnosti kolem 20 Mo
je obklopena akrečním diskem, z něhož vybíhají dva protilehlé výtrysky,
v nichž látka dosahuje rychlosti 92 % rychlosti světla. Podle I. Mirabela
a L. Rodrígueze jde o typický mikrokvasar v naší Galaxii. Jeho rádiová
jasnost počala loni v červnu růst na 0,7 Jy v pásmu 2 GHz a 0,6 Jy na 8
GHz. Nepřímým důkazem výskytu černé díry v soustavě jsou kvaziperiodické
oscilace s malou amplitudou a frekvencí 67 Hz, pozorované W. Cuim aj.
Počátkem června vzplanul přechodný
zdroj XTE 1748-288 ve tvrdém rentgenovém pásmu, objevený družicí
RXTE a potvrzený aparaturou BATSE na družici Compton. V rentgenovém oboru
dosáhl brzy intenzity až 0,6 Kraba a navíc se o pár dnů později vynořil
i jako rádiový zdroj ve frekvenčním pásmu 1, 5 až 22 GHz, když jeho rádiový
tok dosáhl hodnoty až 0,6 Jy. Měření obří anténou VLA prokázala, že jde
o plošný rádiový zdroj, který se vůči pozadí pohybuje rychlostí 0,03"/den.
Družice RXTE odhalila vzápětí kvaziperiodické oscilace, což zvyšuje naději,
že jde o dalšího kandidáta na hvězdnou černou díru.
Tatáž družice objevila přechodný
rentgenový zdroj XTE J2123-058 koncem téhož měsíce ve vysoké galaktické
šířce -36 stupňů, jenž dosáhl ve tvrdém pásmu X toku 0,1 Kraba. O den později
byl rozpoznán i jako hvězda V =16,4 mag a její spektrum s řadou emisních
čar odpovídalo málo hmotné rentgenové dvojhvězdě v období překotné termonukleární
reakce na povrchu neutronové hvězdy. Světelná křivka jevila periody 5,95
h a dále 7,2 d, což se vysvětluje jednak oběžným pohybem v zákrytové dvojhvězdě
a jednak precesí akrečního disku kolem neutronové hvězdy. V polovině srpna
hvězda zeslábla na R = 19,1, ale současně zesílila sinusoidální orbitální
modulace jasnosti z amplitudy 0,8 mag na 1,4 mag. Koncem téhož měsíce však
rentgenový zdroj nápadně zeslábl a orbitální modulace se zcela vytratila.
Počátkem září se vynořil přechodný
rentgenový zdroj XTE J1550-564 souběžně s rádiovým protějškem a
o tři dny po něm následujícím protějškem optickým, jenž dosáhl V = 16 mag.
Spektra z poloviny září odhalila široké emise vodíku a ionizovaného hélia,
odpovídající rychlostem rozpínání až 1650 km/s. V té době dosáhl rentgenový
tok hodnoty 3,2 Kraba, ale 19. září 1998 byl pozorován výbuch 6,8 Kraba,
což ze zdroje učinilo nejjasnější rentgenovou novu, pozorovanou družicí
RXTE! Po maximu pak nastalo pomalé odeznívání s kvaziperiodickými oscilacemi
o frekvenci 184 Hz a poklesem rentgenového toku na 1,3 Kraba. Z oscilací
lze usoudit, že jde o dvojhvězdu, v níž je kompaktní složkou hvězdná černá
díra. Dosud totiž známe jen tři rentgenové dvojhvězdy, v nichž jsou frekvence
oscilací vyšší než 50 Hz.
Tím třetím vzadu je zdroj GRO
1655-40 v souhvězdí Štíra s frekvencí oscilací 298 Hz (perioda 3,4
ms). Podle R. Hynese aj. jde o přechodný zdroj měkkého rentgenového záření,
vynikající "nadsvětelnými" výtrysky. Poprvé byl pozorován družicí Compton
v červenci 1994 a identifikován jako rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti
průvodce. Ze spekter, pořízených FOS HST, vyplynulo, že objekt je od nás
vzdálen 3,2 kpc, složky kolem sebe obíhají v periodě 2,63 d a primární
složka má hmotnost 7,0 Mo
při sklonu 70 stupňů. Podle E. Regöse aj. má sekundární složka hmotnost
2,3 Mo a předává ročně
černé díře 1,3.10-10
Mo, ačkoliv zcela
nevyplňuje příslušný Rocheův lalok. Černou díru obklopuje rozsáhlý akreční
disk, v němž se pozorují četné nestability. Poněkud sporným kandidátem
na hvězdnou černou díru je dle E. Harlaftise aj. rentgenová dvojhvězda
J0422+32, jejíž spektrum získali prostřednictvím Keckova dalekohledu.
Při poměru hmotností složek 0,12 činí projekce relativní orbitální rychlosti
90 km/s, ale spodní mez hmotnosti primární složky činí pouze 1,4 Mo,
přičemž sekundární složka spektrální třídy M2 poskytuje 61 % světla soustavy
v pásmu R.
Proslulý "rychlý blýskač" MXB
1730-335 se projevil celkem 31 rentgenovými záblesky v pásmu 5,5 až
16 keV mezi listopadem 1996 a únorem 1998. Z rozboru profilů záblesků vychází
rotace neutronové hvězdy v periodě 6,5 ms. Počátkem srpna se zjasnil na
1 Kraba a v tu dobu byly pozorovatelné silné kvaziperiodické oscilace rentgenového
záření s frekvencemi 2 až 3 Hz. Počátkem dubna loňského roku zeslábla proměnná
hvězda CI Cam, jež je běžně kolem 10 mag, asi o půl magnitudy během
18 h. Jde o optický protějšek rentgenového zdroje XTE J0421+560, který
je od nás vzdálen 1 kpc a podobá se známé rentgenové dvojhvězdě SS 433
s protilehlými relativistickými výtrysky. Rádiová měření pomocí VLA vykonaná
následujícího dne na frekvenci 22,5 GHz potvrdila, že rádiové uzlíky, vycházející
ze zdroje, se od něho vzdalují projektovanou rychlostí 0,026"/d, tj. 0,15
c. V rentgenovém spektru se objevila čára železa o energii 6,7 keV.
Rentgenový nástup vzplanutí zdroje proběhl během 0,1 dne a následný exponenciální
pokles byl o něco povlovnější se spádem 0,6 dne. V pásmu tvrdého rentgenového
záření dosáhl zdroj maxima již 31. března 1998 na úrovni 1,1násobku záření
Krabí mlhoviny. V polovině září 1998 se opět začal zjasňovat optický protějšek
V1333 Aql rentgenové dvojhvězdy Aql X-1, jehož světelná křivka je modulována
v periodě 18,95 h. Koncem září však protějšek opět zeslábl a právě tehdy
se podařilo pomocí Keckova dalekohledu zobrazit obě složky dvojhvězdy v
infračerveném pásmu K; jejich vzájemná úhlová vzdálenost činí 0,46".
Prakticky současně znovuobjevila
družice RXTE přechodný zdroj GRO J1944+26 v tvrdém rentgenovém oboru
2 až 60 keV s tokem 0,11 Kraba. Rentgenový zdroj jeví 30 % pulsace s periodou
15,8 s s jedním či dvěma vrcholy na světelné křivce, v závislosti na energii
záření. Objekt byl posléze ztotožněn s přechodným rentgenovým zdrojem 3A
1942+274, nalezeným družicí Ariel 5 již roku 1976, takže jde o jeho rekurenci.
Je pravděpodobné, že na tomto místě se nachází hvězda třídy B, vzdálená
od nás 4 kpc. Družice ROSAT odhalila koncem r. 1996 měkké rentgenové záření
pulsaru RX J0052.1-7319 v Malém Magellanově mračnu s rotační periodou
15,3 s. Aparatura BATSE vzápětí prokázala, že pulsar září také v tvrdém
rentgenovém oboru nejméně do 50 keV. Při známé vzdálenosti Mračna odtud
vychází rentgenový zářivý výkon 1, 1.1030
W. Souvislá měření do konce loňského roku poukázala na zrychlování rotace
tempem 5,4.10-11.
I. Kreykenbohm aj. studovali pomalý rentgenový pulsar Vela X-1 = 4U
0900-40 = HD 77581, jenž je zákrytovou dvojhvězdou, vzdálenou od nás
2,0 kpc a skládající se z veleobra B0Ib o hmotnosti 23 Mo
a neutronové hvězdy, která kolem něho obíhá v periodě 8,96 dne. Neutronová
hvězda akreuje hvězdný vítr veleobra rychlostí 4.10-6
Mo/rok. Rentgenový
pulsar má mimořádně dlouhou periodu 283 s a družice RXTE zjistila již počátkem
r. 1996, že ač profil impulsů zůstává zachován, jejich intenzita značně
kolísá až o řád od maxima na úrovni 4.1029
W.
S. Portegies Zwart a L. Jungelson
zjistili, že průměrné stáří soustav binárních neutronových hvězd
se pohybuje od 100 milionů do 1 miliardy let, a že tempo jejich vzniku
činí 3,4.10-5/rok,
zatímco tempo jejich splývání následkem gravitačního vyzařování dosahuje
2.10-5/rok. Pokud
jsou proslulé zábleskové zdroje záření gama usměrněny do svazku s vrcholovým
úhlem několika obloukových stupňů, odpovídá četnost splývání neutronových
dvojhvězd frekvenci výskytu zmíněných zábleskových zdrojů. W. Kluzniak
a W. Lee zjistili, že při splývání neutronové hvězdy s černou dírou může
jádro neutronové hvězdy takovou katastrofu přežít jako izolované těleso.
M. Ruffert a H. Janka simulovali na superpočítači srážku dvou neutronových
hvězd a ukázali, že přitom vzniká neutrinový tok o výkonu až 4.1047
W, trvající několik milisekund. Anihilace párů neutrino-antineutrino vede
k zářivému výkonu řádu 1045
W a anihilace párů pozitron-elektron dává 1043
W během cca 10 ms. Z jejich výpočtů vyplývá tempo splývání neutronových
dvojhvězd v Galaxii řádově na 10-5/rok.
E. Ergma a E. van den Heuvel studovali
7 známých rentgenových dvojhvězd, v nichž je zhroucenou složkou patrně
černá díra a kde její průvodce je málo hmotná hvězda. Odtud odvodili, že
průměrná hmotnost těchto černých děr v soustavách měkkých přechodných
zdrojů rentgenového záření dosahuje až 15 Mo
a jejich hvězdní předchůdci proto museli mít původní hmotnost vyšší než
20 Mo.
3.4. Zábleskové zdroje záření
gama
Je zcela nepochybné, že tento obor
výzkumu patří dnes k těm nejnapínavějším v moderní astronomie i astrofyzice
a ani roční odstup nedovoluje dostatečně rozlišit podstatné objevy od efemérních
aktualit i vyslovených omylů. Příkladem budiž teoretické modely
povahy zábleskových zdrojů záření gama (GRB), jež byly publikovány v poslední
dekádě. V r. 1986 přišel B. Paczynski s nápadem, že jde o splynutí dvou
neutronových hvězd a o pět let později uveřejnil také model se splynutím
černé díry s neutronovou hvězdou. V dalším roce navrhl D. Usov, že příčinou
GRB je zhroucení bílého trpaslíka o hmotě na Chandrasekharově mezi na neutronovou
hvězdu, zatímco S. Woosley usoudil, že může jít o nepovedený výbuch supernovy,
tj. o přímé zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru. Nejnověji opět
Paczynski nabídl tzv. hypernovu, kdy mimořádně hmotná a rychle rotující
hvězda ve dvojhvězdě se zpomalí, následkem čehož se zhroutí na černou díru.
Při hmotnosti rotující černé díry kolem 10 Mo
je její rotační energie 5.1047
J a může být příslušnými procesy (Blandfordův-Znajekův mechanismus) extrahována
navenek. Paczynski soudí, že v okolí takového objektu dosahuje indukce
magnetického pole neuvěřitelné hodnoty až 100 GT. Není divu, že takové
útvary jsou asi o pět řádů vzácnější než supernovy II. typu.
V současné době se vskutku zdá,
že GRB zahrnují více různých typů mechanismů, takže předešlé nápady
se navzájem nevylučují. Vskutku také I. Horváth tvrdí, že podle délky trvání
GRB lze rozlišit tři třídy objektů: I - s trváním kratším než 2,5 s; II
- s trváním v intervalu 2,5 až 7,0 s; III - s trváním nad 7,0 s. Splynutím
neutronových hvězd se velmi podrobně zabývali M. Ruffert a H. Janka, jak
jsem již uvedl v předešlém odstavci. Splynutím vzniká černá díra, obklopená
akrečním toroidem o hmotnosti až několika desetin Mo.
Ve směru rotační osy černé díry je účinnost uvolňování energie nejvyšší,
a navíc v tom směru příliš nepřekáží baryonní hmota řádu nanejvýš 10-5
Mo. To je důležité
pro hladké vyzáření paprsků gama směrem do vnějšího kosmického prostoru.
Autoři odtud odvozují, že svazky záření gama jsou usměrněny do kuželů s
vrcholovými úhly od několika stupňů až do desítek stupňů. V blízkosti toroidu
se energie nejprve ukládá díky anihilaci párů neutrina-antineutrina tempem
až 4.1043 W. To samo
však ještě nestačí ke vzniku GRB, ale takto vyzářená energie je obsažena
v tak rychle rotujícím materiálu, že se ihned nezřítí na černou díru a
tak vzniká časová prodleva, která umožní vyzářit fotony gama. Model je
velmi univerzální a má mnoho variant, takže jím lze dobře vysvětlit i pozorovanou
četnost GRB. Odpovídající zářivé výkony při GRB pak díky usměrnění svazků
dosahují hodnot řádu "jen" 1044
W.
Vznikem neutrin před výbuchem
GRB se rovněž zabýval M. Vietri. Tvrdí, že zejména ultraenergetická neutrina
s energiemi nad 10 EeV se hodí i pro vysvětlení, odkud se berou stejně
energetické částice kosmického záření, takže právě GRB mohou posloužit
i pro řešení záhady výskytu těchto energetických částic. W. Kluzniak upozornil,
že pokud se potvrdí mechanismus oscilace neutrin, pak lze v tzv. sterilních
(nedetektovatelných) neutrinech uložit při vzplanutí GRB až 10^45 J energie,
a tu pak výhodně přenést do prostředí bez baryonů, což -- jak již víme
-- je zvláště příznivé pro emisi fotonů gama.
B. Qin aj. počítali průběh zhroucení
neutronové hvězdy v hmotné dvojhvězdě na černou díru a dospěli rovněž
k uvolněné energii řádu 1047
J. Příčinou zhroucení je v tomto případě akrece materiálu ze druhé složky
dvojhvězdy na černou díru tak dlouho, až se překročí spodní mez hmotnosti
pro černé díry kolem 3 Mo.
Další možností je však ochlazení rychle rotující neutronové hvězdy mohutnou
emisí neutrin, jež odnesou velkou energii. Konečně R. Sari vysvětluje pozorované
optické dosvity jako srážku relativisticky se rozpínající baryonově "špinavé"
ohnivé koule GRB s interstelárním prostředím. J. Bloom aj. pozorovali optický
dosvit GRB 970508 ještě 200 a 300 dnů po vzplanutí a zjistili, že se
pokles světelné křivky výrazně zpomalil. Poloha zdroje se liší od polohy
středu mateřské galaxie pouze o 0,37", což při kosmologickém červeném posuvu
z = 0,835 představuje projektovanou vzdálenost zdroje od centra
galaxie jen 2,7 kpc. Samotná galaxie má jen 12 % zářivého výkonu naší Galaxie,
takže patří mezi trpasličí soustavy, ovšem s překotnou tvorbou hvězd. R.
Wijers soudí ze statistiky vzdáleností GRB, že v této populaci objektů
pozorujeme silný výběrový efekt, takže mnoho z nich vznikalo v raných fázích
vesmírného vývoje v době překotné tvorby hvězd v galaxiích. Zářivé výkony
GRB totiž dosahují až 8.1044
W a v dané galaxii dochází ke vzplanutí jednoho GRB v průměrném intervalu
40 milionů let. Podobně P. Bagot aj. tvrdí, že asi miliardu let po vzniku
eliptických galaxií v nich probíhá překotná tvorba hvězd a následkem toho
i splývání párů neutronových hvězd, vedoucí k úkazům GRB. Také V. Dokučajev
aj. si myslí, že jevy GRB jsou přirozenou součástí vývoje galaxií, neboť
epochy překotné tvorby hvězd v nich musí být následovány vznikem mnoha
kompaktních hvězdných pozůstatků v podobě neutronových hvězd a černých
děr.
Splývání kompaktních zbytků
hvězd byla ostatně předpovězena S. Blinnikovem aj. již r. 1984 a jejich
četnost by mohla být až o dva řády vyšší, než počet pozorovaných GRB, což
by nasvědčovalo výraznému usměrnění záblesků do úzkého kužele. Zejména
A. Dar kritizuje standardní model rozpínající se ohnivé koule a
tvrdí, že GRB jsou relativistické výtrysky, mířící zhruba na pozorovatele,
takže v rádiovém oboru bychom měli pozorovat superluminální expansi na
úrovni až 5 c. Proto také četnost tvrdších GRB (> 1 MeV) je prý
mnohem vyšší, než pozorujeme. Naproti tomu T. Totani model ohnivé koule
hájí a tvrdí, že GRB vznikají disipací energie relativisticky se rozpínající
ohnivé koule, kde synchrotronové záření protonů dosahuje energií
řádu až 1021 eV(!),
je zachyceno v magnetickém poli koule a vyzářeno se zpožděním i několika
dnů. V relativistických protonech by mohla být uložena energie řádu 1049
J, což dle autora skoro určitě znamená, že k emisi fotonů dochází v úzce
směrovaných svazcích. Vzácně pozorované fotony v pásmu GeV, přicházející
od GRB se zpožděním řádu hodin, by pak bylo možné vysvětlit jako synchrotronové
záření relativistických elektronů.
O hledání GRB v pásmu nad 20
TeV se však v letech 1992-93 marně pokoušeli L. Padilla aj. prostřednictvím
aparatury HEGRA AIROBICC na Kanárských ostrovech, ale Totani uvádí, že
naděje na zachycení těchto velmi energetických fotonů je možná pouze pro
GRB s červeným posuvem z < 0,2 -- a takové asi dosud pozorovány
nebyly (nepočítáme-li hypernovu 1998bw a měkké rekurentní zdroje SGR, které
mají jiný původ).
M. Deng a B. Schaefer studovali
trvání jasných a slabých GRB ve 4. katalogu BATSE z družice Compton a prokázali,
že slabé zdroje jsou statisticky 1,9krát delší než jasné, což prokazuje
nepřímo jejich kosmologický původ, neboť má jít o projev relativistické
dilatace času pro kosmologicky nejvzdálenější a tudíž i nejslabší objekty.
R. Burenin aj. našli poměrně dobrou korelaci mezi rozložením GRB na jedné
straně a rozložením kvasarů, aktivních galaktických jader a blazarů na
straně druhé. Šlo o 327 aktivních objektů s červenými posuvy v rozmezí
0,1 < z < 0,32, které korelují s jasnými GRB. Autoři proto
soudí, že průměrný červený posuv pro slabé GRB se pohybuje kolem z kolem
1.
Pouze T. Bulik aj. s kosmologickou
povahou GRB nesouhlasí a stále ještě hájí domněnku, že GRB jsou neutronové
hvězdy o velmi vysokých prostorových rychlostech až 800 km/s, které je
zanesly do hala či koróny Galaxie. Pokud jsou GRB izotropními zářiči,
pak se prý nacházejí ve vzdálenostech 130 až 350 kpc, kdežto září-li
usměrněně, pak stačí vzdálenosti 80 až 250 kpc. Dočista odlišné modely
GRB navrhli G. Fuller a X. Shi a C. Fryer a S. Woosley. První dvojice autorů
soudí, že GRB vznikají při gravitačním zhroucení supermasívních objektů
o hmotnosti nad 1000 Mo.
Takové objekty by mohly vznikat v jádrech galaxií, popřípadě srážkami hvězd
v kulových hvězdokupách; tak lze uvolnit energie řádu až 1046
J. Druzí dva badatelé naopak soudí, že černá díra může splynout se svým
průvodcem -- héliovým červeným obrem, přičemž se prostřednictvím magnetické
interakce s akrečním diskem černé díry uvolní rotační energie černé
díry, takže pak pozorujeme GRB.
Podobně B. Hansen a C. Murali vidí
příčinu GRB ve splynutí neutronové hvězdy se svým méně vyvinutým průvodcem,
čímž se hvězda zhroutí na černou díru. H. Spruit zase uvažuje o silně magnetických
rentgenových dvojhvězdách, v nichž je neutronová hvězda s polem řádu
kT roztočena na vysoké obrátky díky přenosu látky ze sekundární složky.
Díky gravitačnímu záření dochází k tak velké ztrátě momentu hybnosti, že
se původní magnetické pole zesílí až na neuvěřitelnou hodnotu 10 TT během
pouhých několika měsíců, a to následkem zamotání pole diferenciální rotací
neutronové hvězdy. Na povrchu neutronové hvězdy se tak vynoří pole o indukci
řádu 1 TT a to vyvolá GRB o trvání 1 až 100 s a energii až 1045
J. Dříve navržená možnost, že GRB představují fázový přechod neutronové
hvězdy na tzv. podivnou (kvarkovou) hvězd, se nepotvrdila. Přesto však
U. Pen aj. navrhují mechanismus rozpadu baryonů v neutronové hvězdě
jako zdroj GRB. Představují si, že během pouhé 0,1 ms se celá hvězda změní
na záření o výsledné energii řádu 1047
J. Pak by existence GRB byla přímým důsledkem známé asymetrie v počtu částic
a antičástic ve vesmíru. Konečně R. Popham aj. tvrdí, že pokud je černá
díra přiživena náhlou *hyperakrecí z disku* tempem 0,01 až 10 Mo/s(!!),
disk se náhle ztenčí a objeví se výtrysky s hustotou až 1015
kg.m-3, které vyvolají
GRB o energii až 1045
J.
Se zcela originálním nápadem přišli
M. Vietri a L. Stella, kterým k vysvětlení povahy GRB stačí osamělá "přetučnělá"
neutronová hvězda, jež velmi rychle rotuje a díky momentu hybnosti se brání
zhroucení na černou díru. Rychlost rotace se však díky silnému magnetickému
poli pozvolna prodlužuje až do chvíle, kdy již kompaktní hvězda nedokáže
odolat spontánní implozi na černou díru. Tento model má z fyzikálního hlediska
řadu předností a autoři pro něj navrhují termín supranova.
Když všechny družice pro obor gama
zaznamenaly koncem roku 1997 další vzplanutí GRB 971214 (UMa), málokdo
mohl tušit, že jde o zcela jedinečný úkaz. Optický dosvit totiž zpočátku
zcela překryl mateřskou galaxii s R = 25,6 v úhlové vzdálenosti 0,14" od
GRB, takže až poté, když zeslábl, bylo možné pořídit Keckovým dalekohledem
její spektrum. Jak ukázali S. Kulkarni aj., jde o dosud nejvzdálenější
GRB, neboť červený posuv galaxie činí z = 3,42 (vzdálenost cca 3 Gpc),
což dle R. Wijerse odpovídá stáří 1/7 dnešního věku vesmíru. To ovšem znamená,že
po dobu několika sekund se zářivý výkon tohoto GRB vyrovnal zářivému výkonu
celého okolního pozorovatelného vesmíru!!
J. Gorosabel aj. objevili infračervený
dosvit zdroje již 3, 5 h po výbuchu s magnitudou K = 18,0, která se neměnilo
až do doby 10 h po výbuchu. J. Halpern aj. pozorovali optický dosvit 13
h po explozi a obdrželi hodnoty R kolem 19,5 mag, které při zmíněné vzdálenosti
zdroje v přepočtu znamenají, že při výbuchu se uvolnilo 16 % klidové hmotnosti
Slunce! Optický dosvit během dvou týdnů zeslábl zhruba o 3 mag a úhrnná
energie výbuchu ve všech spektrálních oborech tak podle A. Ramaprakashe
aj. dosáhla 2.1044
J. Zmínění autoři proto usuzují, že v tomto případě šlo o naprosto výjimečný
úkaz přímého zhroucení masivní hvězdy na černou díru, tzv. hypernovu.
G. Preparata aj. uvažovali model černé díry, obklopené tzv. dyadosférou.
Ta je definována jako oblast, v níž je elektromagnetické píle tak silné,
že převyšuje kritickou hranici pro spontánní tvorbu párů elektron-pozitron.
Jejich anihilací pak lze objasnit extrémní energii GRB 971214. A. Mitra
tvrdí, že zdroje GRB 970508 a 971214 mají téměř určitě svazek záření gama
usměrněný k nám, takže opravdu lze očekávat energie vzplanutí až 1046
J. To nelze přenést pouze elektromagnetickými vlnami, takže vzplanutí musí
předcházet krátký mocný výbuch neutrin s úhrnnou energií řádu 1048
J. To je velmi nadějná zpráva pro konstruktéry detektorů kosmických neutrin
s energiemi částic řádu 1 GeV. Jak patrno, fantazie teoretiků je skoro
tak nevyčerpatelná jako samo téma GRB, ale o tom, jak je to doopravdy,
rozhodnou nakonec další a komplexnější pozorování.
První dobrou identifikaci v loňském
roce přinesla pozorování zdroje GRB 980326 v poloze 0836-1851 (Pup).
Poměrně měkké vzplanutí gama trvalo pouze 5 s, ale i to stačilo k nalezení
optického protějšku R = 21,7 o den později. Optický objekt rychle slábl,
takže P. Groot aj. našli pod ním konstantní zdroj 25,5 mag, jenž je skoro
nepochybně mateřskou galaxií. O pouhé tři dny později zaznamenaly družice
GRB 980329 v poloze 0702+3850 (Aur) v trvání 10 s, jenž 7 h po explozi
jevil dosvit ve tvrdé rentgenové oblasti na úrovni 6 Krabů. Ještě týž den
byl nalezen infračervený protějšek I = 20 a další den R = 23,6. Objekt
byl 1. dubna nejjasnější v pásmu J = 17,7. Jak uvedli E. Palazzi aj., během
dvou dnů zeslábl objekt v pásmu R na 25 mag, ale zato se 5. dubna vynořil
v mikrovlnném pásmu 850 mikronu na úrovni 5 mJy, leč po třech dnech i zde
zmizel v šumu pozadí. Pokud předpokládáme, že zdroj vzplanul v kosmologické
vzdálenosti, odpovídající z kolem 1, pak energie uvolněná v pásmu
gama dosáhla 3.1045
J a mohlo jít o již zmíněnou hypernovu. G. Taylor aj. nalezli rádiový dosvit
v pásmu 1,4 až 90 GHz již první den po vzplanutí a pozorovali pak jeho
proměnné rádiové záření po dobu celého dubna. Po dvou týdnech zmizely interstelární
scintilace rádiového záření, neboť okolohvězdný prach zřejmě dostatečně
prořídl. Podle J. 't Zanda aj. šlo o zatím vůbec nejjasnější gama a rentgenové
vzplanutí, zaznamenané družicí BeppoSAX, s mimořádně tvrdým vzhledem energetického
spektra.
Tato jedinečná družice nalezla
dle C. Wolfa od ledna r. 1997 do července 1998 již 14 GRB s přesnými (na
cca 1') polohami rentgenových protějšků. Rentgenové dosvity se podařilo
najít ve 13 případech a pokaždé jejich jasnost klesala s -1,1 až -1,6.
mocninou času, což svědčí pro velmi silné usměrnění záblesků směrem k pozorovateli.
Další vzplanutí se odehrála 25.
dubna, trvalo 30 s v pásmu záření gama a bylo následováno rentgenovým dosvitem
o intenzitě až 3 Kraby v poloze 1935-5250 (Tel) a identifikováno také rádiově.
K úžasu všech pozorovatelů v témže místě oblohy ve spirální galaxii s příčkou
ESO 184-G82 vzplanula o 0,9 dne po GRB supernova 1998bw, jež dosáhla
R =15,0 a 8. května 1998 se dokonce zjasnila na V = 13,9, jak jsem se už
o tom zmínil v odstavci o loňských supernovách.
O ztotožnění obou jevů se zasloužili
K. Iwamoto aj., kteří uvádějí, že předchůdcem supernovy byla hvězda o původní
hmotnosti kolem 40 Mo,
která však většinu své hmoty poztrácela hvězdným větrem, popřípadě přenosem
hmoty na druhou složku dvojhvězdy. Těsně před gravitačním zhroucením měla
proto hmotnost již jen 12,4 Mo
a její nitro se skládalo převážně z uhlíku a kyslíku. Zhroucení vedlo ke
vzniku rychle rotující černé díry, obklopené silným magnetickým polem.
Toto pole pak dokáže "vytáhnout" zpět do prostoru rotační energii samotné
černé díry. Kompaktní zbytek má údajně mít hmotnost 2,9 Mo,
zatímco 9,5 Mo bylo
vyvrženo do okolního prostoru. Supernova dosáhla maxima 17. den po vzplanutí,
tj. zářivého výkonu 1,6.1036
W, což je o řád více než pro běžné supernovy tříd Ib/Ic.
Podle S. Kulkarniho aj. spočívá
anomálie supernovy také ve velmi brzkém (po 3 dnech od výbuchu na cm a
po 12 dnech na dm vlnách) pozorování rádiového záření se superluminálním
rozpínáním fiktivní rychlostí alespoň 2 c. To značí, že rázová vlna
nesla energii alespoň 1042
J. Proto autoři podporují názor, že šlo fakticky o hypernovu. J. Bloom
aj. ji definují pomocí rychlosti rozpínání cárů výbuchu vyšší než 50 000
km/s a připomínají, že 1998bw je rádiově dosud nejjasnější pozorovaná supernova
vůbec. Pozorovaný záblesk GRB lze vysvětlit za předpokladu osové souměrnosti
výbuchu supernovy, kdežto nejjednodušší kulová souměrnost výbuchu by k
takovému úkazu nevedla.
L. Wang a J. Wheeler soudí, že
příslušný GRB byl výrazně usměrněn do úzkého svazku, takže skutečná četnost
GRB by pak měla být až o dva řády vyšší než pozorovaná. R. Perna a A. Loeb
se domnívají, že záření GRB určitě není usměrněno v následném rádiovém
dosvitu, a odtud lze zpětně odhadnout, že vrcholové úhly svazků krátkovlnného
záření GRB jsou větší než 6 . Správné určení velikosti vrcholového úhlu
má ovšem dramatický vliv na odhad zářivých výkonů resp. uvolněné energie
GRB. I když první GRB byly rozpoznány v oboru gama, v zásadě nyní nic nebrání
tomu hledat je rovnou v optickém či dokonce v rádiovém oboru spektra, přestože
technicky jde o velmi složitý úkol.
Následující GRB 980515 ukázal
10 h po vzplanutí rentgenový dosvit v poloze 2116-6712 (Oct) o intenzitě
1,5 Kraba, načež následoval GRB 980519 v poloze 2322+7716 (Cep)
s tvrdým rentgenovým dosvitem o intenzitě až 2,5 Kraba a optickým protějškem,
který během dne zeslábl z R = 19,1 na 22,1 mag. Dalším rentgenově identifikovaným
zdrojem se stalo vzplanutí GRB 980613 o trvání 50 s v poloze 1018+7127
(UMa), přičemž jasnost dosvitu v tvrdém rentgenovém pásmu dosáhla 0,6 Kraba.
Počátkem července byl identifikován zdroj GRB 980703 v poloze 2359+0835
(Psc), který v témže pásmu dosáhl 1,7 Kraba a byl následující noc identifikován
i opticky jako R = 20,6. Během dalších dvou dnů zeslábl na 22,1 mag. Podle
S. Djorgovského aj. se poblíž zdroje nalézá mateřská galaxie s červeným
posuvem z = 0,97 a tak se dá spočítat vyzářená energie záblesku
na 1046 J za předpokladu
izotropního zářiče. Je to teprve třetí případ, kdy známe spolehlivě vzdálenost
kosmologického GRB. V identifikacích dalších GRB pak následovala dlouhá
přestávka bezmála do konce prosince, kdy byl družicí BeppoSAX identifikován
GRB 981226 o trvání 20 s se slábnoucím rentgenovým dosvitem o maximální
intenzitě 0,26 Kraba. Speciální postavení mezi zábleskovými zdroji záření
gama mají rekurentní měkké zábleskové zdroje (SGR = Soft Gamma Repeater),
o nichž R. Duncan již v r. 1992 tvrdil, že vynikají extrémně silnými magnetickými
poli na povrchu příslušné neutronové hvězdy. Jestliže magnetická indukce
tam dosahuje hodnot až 1011
T, pak dochází v kůře neutronové hvězdy k mocným hvězdotřesením, při nichž
je vyzářena energie ve formě měkkého záření gama a se zářivým výkonem o
7 řádů vyšší než vydává Slunce ve všech oborech spektra. Duncan takové
objekty nazývá magnetary a odhaduje, že k nim patří asi 10 % neutronových
hvězd. Prototypem magnetarů je dle S. Kulkarniho a C. Thompsona proslulý
zdroj GRB 790305 ve Velkém Magellanově mračnu (SGR 0525-66), ztotožněný
s pozůstatkem supernovy N49.
Mezi dosud zcela vzácnou třídu
magnetarů zřejmě patří zdroj SGR 1806-20, jenž rotuje s periodou
7,5 s a brzdí se tempem 2,6 ms/rok. Odtud vychází stáří objektu asi 1500
let. Podle C. Kouveliotouové aj. trvají jednotlivé záblesky velmi měkkého
záření gama pouze 0,1 s a souvisejí s otřesy kůry neutronové hvězdy, při
nichž se uvolňuje magnetické napětí v kůře. Indukce magnetického pole zde
dosahuje vskutku nevídané hodnoty 80 GT. Podle G. Golicyna je podobnost
těchto úkazů s pozemskými zemětřeseními velmi nápadná. Při jednotlivých
záblescích se zřejmě objevují v tuhé kůře neutronové hvězdy několikametrové
trhliny a vzácně se pohybují celé "kontinenty". Frekvence seismických vln
se blíží 1 kHz a amplitudy pohybu kůry dosahují několika metrů, což je
v gravitačním poli husté a malé neutronové hvězdy doslova úžasné. V polovině
června několikrát zablýskl také SGR 1627-41, ale tyto impulsy většinou
netrvaly ani 0,2 s, a jen výjimečně až 3 s. Blýskač byl ztotožněn s pozůstatkem
supernovy G337.0 -0.1 a nachází se právě napůl cestě mezi oběma rádiovými
laloky pozůstatku.
Loni se však suverénně nejvýznamnějším
magnetarem stal velmi jasný zdroj SGR 1900+14 (Aql) poblíž SNR G42.8+0.6,
objevený již r. 1979. Zdroj náhle oživl koncem května 1998 a během 5 dnů
vykázal přinejmenším 38 záblesků o průměrném trvání 350 s. Při vzdálenosti
7 kpc to odpovídá výkonům až 2.1034
W na záblesk. Jeho rotační perioda činí 5,16 s a prodlužuje se relativní
rychlostí 6.10-11,
což odpovídá magnetickému poli o indukci 50 GT. Kdyby se tak silný magnetický
zdroj nacházel ve vzdálenosti 200 000 km od Země, dokázal by vám vytáhnout
z kapsy klíče a přitáhnout je k sobě.
Právě v době, kdy byla tato pozorování
v tisku, však přišlo nečekané překvapení, neboť 27. srpna 1998 zaznamenaly
družice pro obor gama, ale i sondy NEAR a Ulysses, naprosto gigantický
záblesk gama od zmíněného zdroje v souhvězdí Orla. Podle U. Inana aj.
a K. Hurleye aj. byly detektory na palubách družic a sond na několik sekund
zahlceny a jelikož úkaz se odehrál na noční straně Země, došlo k nevídané
přídavné ionizaci vysoké atmosféry na úroveň denní ionosféry! Je to poprvé
v dějinách astronomie, kdy mimosluneční objekt dokázal měřitelně ovlivnit
stav zemské atmosféry. Jeho maximální zářivý výkon dosáhl za předpokladu
izotropního zářiče hodnoty 2.1036
W (desetina zářivého výkonu Galaxie!). Tento ojedinělý úkaz, dvakrát jasnější
než již zmíněný prototyp GRB 790305 ("naštěstí" ve vzdálenosti Velkého
Magellanova mračna!), lze vysvětlit jako totální rozlámání tlusté magnetické
kůry neutronové hvězdy.
P. Leonarda a J. Bonella vedla
tato šokující čísla k úvaze, co by se stalo na Zemi, kdyby se některému
zdroji GRB umanulo vybuchnout ve vzdálenosti menší než 1 kpc od Země. Po
příletu energetických fotonů záření gama a rentgenového bychom na obloze
spatřili namodralou skvrnu o něco větší než Měsíc a jasnější než úplněk.
Šlo by fakticky o Čerenkovovo záření, vznikající relativně nadsvětelným
šířením sekundárních částic v zemské atmosféře. Fotony by dále rozbíjely
molekuly ovzduší, takže by vznikaly oxidy dusíku, jež silně pohlcují světlo
a denní obloha by potemněla během několika sekund. Životnost těchto oxidů
v atmosféře činí desítky let, takže postupně by zničily ozonovou vrstvu
a na povrch Země by začalo dopadat ultrafialové záření ze Slunce.
Po několika dnech by dorazily o
něco pomalejší částice kosmického záření, jež by se v atmosféře rozpadaly
na sekundární miony. Po dobu nejméně měsíce by byl proto povrch planety
bombardován miony v dávce, jež asi o dva řády převyšuje smrtelnou dávku
pro člověka. Miony navíc pronikají i do hloubky oceánů, kde dalšími srážkami
vyvolávají indukovanou radioaktivitu. Během kritického měsíce by byla Země
vystavena stejné dávce kosmického záření jako za normálních okolností během
10 milionů let.
Podobné efekty by vyvolal výbuch
našeho galaktického jádra, podobný výbuchu aktivních jader cizích galaxií,
anebo supernova ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce. Pokud jde o GRB, naštěstí
lze takové blízké exploze dobře předvídat. Nejdříve za 220 milionů let
a nejpozději za 4 miliardy let splynou složky binárních pulsarů PSR 1534+12,
1913+16, 2127+11C, 2303+46 a 1518+4904, jež jsou od nás vzdáleny od 0,5
do 10,7 kpc. Autoři též uvádějí, že obrana civilizace je už nyní myslitelná.
Šlo by např. zakrýt celou Zemi rozptýlením planetky Ceres v zemském okolí,
anebo zahrabat se pod zemský povrch do hloubky asi 500 m. Ať už se na tyto
úvahy díváme jakkoliv, je naprosto zřetelné, jak zábleskové zdroje záření
gama hýbou celou astrofyzikou na konci XX. století.
4. Mezihvězdná látka
S poměrně velkým zpožděním uveřejnili
M. Hauser aj. a D. Schlegel aj. výsledky měření infračerveného pozadí
oblohy v deseti filtrech v pásmu 1,6 až 240 mikronu s úhlovým rozlišení
0,7 stupně aparaturou DIRBE na družici COBE v období od prosince 1989 do
září 1990. Důvodem bylo mimořádně obtížné odčítání příspěvku rozličných
zdrojů v popředí a také nesmírný počet (řádově 108)
samotných měření. Výsledek úmorné práce však stojí za to: infračervené
pozadí vesmíru má energetickou hustotu dvakrát vyšší než úhrnné viditelné
záření všech galaxií! Jde o mezihvězdný resp. mezigalaktický prach, ohřátý
kolektivním působením všech hvězd, které kdy ve vesmíru vznikly. M. Hauser
aj. a E. Dwek aj. však uvádějí, že pokud se omezíme na vzdálený vesmír
se z > 1,5, vychází infračervené pozadí asi dvakrát vyšší, než odpovídá
odhadu počtu tak daleko vzniklých hvězd, odvozenému z pozorování HST-HDF.
M. Guélin aj. odhalili z měření
100 m radioteleskopem v Effelsbergu vzácný radikál kyanobutadiynyl (C5N)
v molekulovém mračnu TMC-1 a v infračerveném zdroji IRC+10216 na frekvenci
23,25 GHz. E. Dartois aj. nalezli pomocí družice ISO v několika infračervených
zdrojích, odhalených družicí IRAS, vodní led na vlnové délce 44
mikronu. D. Lis a K. Mentem studovali obří molekulové mračno GCN 0.25+0.11
v blízkosti centra Galaxie v pásmu 45 až 175 mikronu. Mračno je chladnější
než 26 K a podléhá buď slapovém rozbíjení anebo srážce, takže v astronomicky
dohledné době zde proběhne překotná tvorba hvězd. Obecně pak platí, že
obří molekulová mračna ve spirálních ramenech jsou 28krát hustší než v
prostoru mezi rameny, kdežto atomární plyn ve spirálách je hustší pouze
2,5krát.
Pokračování příště
|
Jiří Grygar
Věnováno památce čestné
členky České astronomické společnosti RNDr. Marty Chytilové (1907-1998)
|
|