Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 13. septembra 2005
Rozsáhlé hledání nových pulsarů pomocí 64 m radioteleskopu v australském Parkesu přineslo mimořádný úlovek v podobě prvního binárního pulsaru J0737-3039 (Pup), jenž se skládá ze dvou neutronových hvězd. Jak uvedla M. Burgayová aj., jejich souhrnná hmotnost dosahuje 2,6 M☉ a kolem společného těžiště obíhají v krátké periodě 2,4 h po dráze o minimální poloose 430 tis. km při výstřednosti 0,09 průměrnou rychlostí 300 km/s. Soustava, vzdálená od nás pouhých 550 pc, je stará 160 mil. roků a k výbuchu supernovy v ní došlo před 100 mil. let. Dosazením do Einsteinova vztahu pro relativistické stáčení periastra oběžné dráhy dostáváme rekordní hodnotu 17°/r, tj. čtyřikrát větší než u proslulého binárního pulsaru B1913+16, kde R. Hulse a J. Taylor dokázali existenci gravitačního záření. Toto relativistické stáčení bylo již z prvních měření nově objeveného pulsaru prokázáno v předpokládané velikosti; bohužel se zjistilo, že vinou precese s periodou pouhých 75 let se za několik let vyzařovací kužel pulsaru posune tak, že bude míjet Zemi a v následujících desetiletích pak pulsar přestane být viditelný.
Je však zřejmé, že se předtím podaří odhalit s vysokou přesností i další relativistické efekty, které provázejí oběh dvou těžkých hmot po tak těsné výstředné dráze, takže jde o jedinečný dárek pro relativistickou fyziku. Jak spočítal E. van den Heuvel, neutronové hvězdy nově objeveného pulsaru se slijí díky gravitačnímu vyzařování za 85 milionů let a asi minutu před splynutím vyšlou silný impuls gravitačního záření na frekvencích 30 -- 1000 Hz, který by snadno zachytily i současné detektory gravitačního záření. Objev tak blízkého objektu totiž zároveň naznačuje, že k takovému splývání párů neutronových hvězd dochází v dosahu pozemních detektorů v průměru každé 2 roky, a to je velmi dobrá zpráva pro konstruktéry detektorů gravitačních vln.
Dalším cenným úlovkem přehlídky z Parkesu je dle B. Jacobyho aj. objev binárního milisekundového pulsaru J1909-3744 (Sgr) s impulsní periodou 2,95 ms a oběžnou periodou 1,53 dne. Průvodcem neutronové hvězdy ve vzdálenosti minimálně 600 tis. km je starý bílý trpaslík o povrchové teplotě 8,5 kK. Hlavní předností pulsaru je nepatrná šířka impulsu jen 43 µs, takže jde o relativistické hodiny s velmi kvalitní "ručičkou". Při již zmíněné přehlídce pomocí radioteleskopu v Parkesu bylo do konce r. 2003 objeveno na 700 nových pulsarů, mezi nimi také pulsar PKS J1847-0130 (Aql) s nejdelší známou impulsní periodou 6,7 s a současně rekordně silným magnetickým polem 9,4 GT.
C. Bassa aj. zobrazili u binárního milisekundového pulsaru 1911-59A na periférii kulové hvězdokupy NGC 6752 (Dra) průvodce V = 22 mag, kterým je bílý trpaslík mladší než 2 mld. roků. Trpaslík o hmotnosti přes 0,2 M☉ obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 20 h. Podobně P. Edmonds aj. objevili při hledání přechodů exoplanet v kulové hvězdokupě 47 Tuc pomocí HST průvodce milisekundového binárního pulsaru s impulsní periodou 2,35 ms. Jasnost průvodce dosahuje 22 mag; jde zřejmě o hvězdu hlavní posloupnosti, která obíhá kolem pulsaru v oběžné době 3,2 h. Dlouhá série snímků ukázala, že jasnost průvodce periodicky kolísá, jelikož hvězda rotuje synchronně s oběžnou dobou, takže její polokoule přivrácená k pulsaru je teplejší než polokoule odvrácená. Ohřev je tak silný, že hvězda se pozvolna vypařuje a skončí jako tzv. černá vdova, takže se nakonec rozplyne. E. Ergma a M. Sarma sledovali zákrytový binární milisekundový (3,65 ms) pulsar PSR J1740-5430 v kulové hvězdokupě NGC 6397 v souhvězdí Oltáře, jehož průvodcem je heliový bílý trpaslík o hmotnosti 0,3 M☉ téměř vyplňující Rocheův lalok o poloměru 1,4 R☉, obíhající kolem neutronové hvězdy v periodě 1,35 d. Průvodce přitom zakrývá neutronovou hvězdu se slabým magnetickým polem o indukci jen 80 kT po plných 40% oběžné periody a časem skončí rovněž jako černá vdova. Stáří soustavy se odhaduje na pouhých 350 mil. roků.
Klasickou "černou vdovu" - pulsar B1957+20 (Sge) s druhou nejkratší impulsní periodou 1,6 ms - zkoumali B. Stappers aj. pomocí rentgenové družice Chandra. Ukázali, že pulsar brázdí Galaxii rychlostí 280 km/s, takže před sebou vytváří obloukovou rázovou vlnu, která je viditelná i opticky. Další rázovou vlnu však vidí právě Chandra, podobně jako kokon vysoce energetických částic a antičástic, jenž obklopuje pulsar, což obojí je unikát. Jde vlastně o důkaz, že rotační energie pulsaru se postupně snižuje pomocí relativistického "pulsarového větru". Stáří pulsaru činí asi 1 mld. roků, jak vyplývá mj. z nízké indukce magnetického pole neutronové hvězdy. Od své vzniku byl pulsar roztáčen na vyšší obrátky průvodcem, jenž však byl postupně podle principu černé vdovy pulsarem rozpuštěn. Podobnou rentgenově viditelnou obloukovou rázovou vlnu objevili P. Caraveová aj. pomocí družice Newton u známého blízkého pulsaru Geminga.
A. King aj. zjistili, že černé vdovy se vyskytují daleko častěji v kulových hvězdokupách než v galaktickém poli. Autoři se domnívají, že za to mohou silné slapy a těsná setkání dvojhvězd uvnitř hustých kulových hvězdokup, které způsobí, že kompaktní průvodci pulsaru (bílí trpaslíci) jsou vyměněni za hmotnější hvězdy větších rozměrů a tito noví průvodci neutronových hvězd přetečou rychle přes Rocheův lalok, čímž urychlí vlastní vypaření. Je dokonce možné, že i polní černé vdovy byly původně součástí některé kulové hvězdokupy, kterou však díky vysoké prostorové rychlosti opustily.
Z profilů tzv. obřích impulsů pulsaru 0531+22 v Krabí mlhovině na frekvencích 5,5 a 8,6 GHz podle T. Hankinse aj. vyplývá, že zdroj impulsů obsahuje struktury menší než 1 m, protože signál obsahuje nanosekundové špičky. Čtvrtý pulsar, vykazující obří impulsy, objevili A. Jeršov a A. Kuzmin ve Velké medvědici (PSR B1112+50). Obří impulsy jsou 30x intenzívnější než standardní, takže dosahují na frekvenci 111 MHz maximálního toku až 180 Jy, což je 80x větší energie než ve standardním impulsu, jelikož obří impulsy mají užší profily. Opakují se zhruba po 150 standardních impulsech. První obří impulsy u pulsaru v cizí galaxii odhalili S. Johnston a R. Romani u pulsaru B0540-69 ve Velkém Magellanově mračnu. Na frekvenci 1,4 GHz převyšuje energie v obřím impulsu pěttisíckrát impulsy standardní!
R. Dodson aj. měřili pomocí interkontinentálního radiového interferometru VLBI na frekvencích 2,3 a 8,4 GHz po téměř 7 let vlastní pohyb a paralaxu známého pulsaru 0833-45 (Vel), který je vůbec nejjasnějším radiovým pulsarem na obloze a vyznačuje se občasnými skoky (náhlým zkrácením) impulsní periody. Zjistili, že vlastní pohyb pulsaru dosahuje 0,045 arcsec/r v pozičním úhlu 301°, což nesouhlasí se směrem osy souměrnosti pozůstatku po supernově. Pulsar je od nás nyní vzdálen (287 ± 16) pc. W. Brisken aj. využili systému VLBA ke změření astrometrické paralaxy pulsaru B0656+14 (Mon/Gem) a obdrželi tak vzdálenost (288 ± 30) pc. Odtud vyplývá poloměr neutronové hvězdy 8 -- 16 km a teplota jejího povrchu 1 MK. Pulsar je podle S. Thorsetta aj. starý 86 tis. roků a díky vysokému vlastnímu pohybu 0,044 arcsec/r urazil od okamžiku výbuchu supernovy po obloze již více než 1°. Jelikož pozůstatek supernovy může být zdrojem kosmického záření o energiích až 10 PeV, může být tento relativně velmi blízký objekt příčinou pozorovaného zvýšení toku kosmického záření o této energii (tzv. "koleno" energetického spektra galaktického kosmického záření).
C. Wanjek uvedl, že typická rychlost rotace nově vzniklé neutronové hvězdy po výbuchu supernovy činí 30 Hz. Pokud má hvězda průvodce, který jí předává hmotu ve směru rotace, pak se postupně rychlost zvyšuje mechanismem černé vdovy až na frekvence přes 500 Hz, což znamená, že povrch neutronové hvězdy má na rovníku postupnou rychlost až 0,2c. Pokud by frekvence dosáhly 1 kHz, rozpadne se neutronová hvězda odstředivou silou, ale zdá se, že tato hranice je pro neutronové hvězdy zakletá a nyní už víme, proč. L. Bildsten totiž ukázal, že příliš rychle rotující neutronová hvězda se začne díky odstředivé síle deformovat a deformovaná neutronová hvězda vyzařuje při své rotaci silné gravitační vlny, které odnášejí energii rotace a hvězda se zpomalí. U rentgenového pulsaru SAX J1808-3658 (Sgr) pozorovali D. Chakrabarty aj. rychlé mihotání rentgenové jasnosti s frekvencí 619 Hz, které je shodné s rotační periodou. Tento pulsar by měl tudíž vyzařovat gravitační vlny rovněž na této frekvenci, což by usnadnilo jejich detekci pomocí aparatury LIGO.
I. Mirabel a I. Rodrigues využili měření rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 pomocí VLBI z r. 1999 a optické spektroskopie z r. 2002 k popisu jejího pohybu v Galaxii. Rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti složek (LMXB; 1,4 + 0,4 M☉), jež kolem sebe obíhají v periodě 19 h, vznikla před více než 30 mil. lety patrně při blízkém setkání hvězd v některé kulové hvězdokupě, protože její galaktocentrická dráha nápadně připomíná dráhy kulových hvězdokup. V současné době je vzdálena 23° od galaktické roviny a ve vzdálenosti 2,8 kpc od jejího centra. Protože má velmi výstřednou dráhu (e = 0,87), kolísala její vzdálenost od středu Galaxie v rozmezí 0,5 -- 7,4 kpc a od roviny Galaxie se vzdálila maximálně na 4,2 kpc, takže patří do vnitřního galaktického hala.
Titíž autoři zkoumali pomocí snímků HST z let 1996 a 2001 dráhu mikrokvasaru GRO J1655-40 (Sco), který se pohybuje z místa výbuchu supernovy rychlostí 120 km/s a obsahuje černou díru o hmotnosti 5,4 M☉, doprovázenou podobrem sp. třídy F, obíhajícím v periodě 2,6 d. Dráha soustavy v Galaxii je rovněž vysoce výstředná. Podobně A. Cowleyová aj. studovali vlastnosti LMXB 2A 1822-371 (V691 CrA), která se skládá z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M☉ a průvodce 0,4 M☉ s oběžnou dobou 5,6 h. Neutronová hvězda vykazuje rentgenové pulsace jasnosti v periodě 0,6 s a její rotace se měřitelně urychluje, takže tam zřejmě probíhá intenzivní přenos plynu z průvodce. I tato dvojice patří do galaktického hala.
J. Homan aj. objevili vysokofrekvenční kvaziperiodické oscilace (QPO) u přechodného rentgenového zdroje XTE J1650-500 (Ara) s periodami střídavě 250 a 50 Hz. Jelikož jde opět o LMXB, kde primární složka je patrně černá díra s hmotností 8 M☉, lze tyto oscilace vysvětlit jako harmonické násobky periody nejnižší stabilní oběžné dráhy kolem černé díry, která se nachází pouhých 30 km nad relativistickým obzorem událostí. Jde už o šestý případ QPO u kandidátek na černou díru.
I. Mirabel a I. Rodrigues dále studovali životní osudy prototypu hvězdných černých děr Cyg X-1, což je těsná dvojhvězda s vysokou hmotností složek (HMXB), která vznikla ve hvězdné asociaci Cyg OB3 před 5 mil. lety ve vzdálenosti 2 kpc od nás. Jelikož se vůči asociaci pohybuje relativní rychlostí pouze 9 km/s, vzniká otázka, zda v tom případě vůbec došlo k výbuchu supernovy před zhroucením na černou díru, která má hmotnost 10 M☉, když předchůdce měl určitě více než 40 M☉. Intenzita výbuchu supernovy se totiž paradoxně zmenšuje s rostoucí hmotností hvězdy těsně před výbuchem. Silné exploze se proto podle J. Birrielové odehrávají jen pro hvězdy s hmotnostmi v rozmezí 8 -- 20 M☉, kdežto v rozmezí 20 -- 45 M☉ jsou výbuchy slabé. Při hmotnostech nad 45 M☉ se hvězdy hroutí zcela tiše na černé díry. Jelikož při vzniku Cyg X-1 se vyvrhla pouze 1 M☉, musela se velká část původní hmoty hvězdy vymést hvězdným větrem, což dokáží jedině velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy. Ostatně J. Lazendic aj. ukázali, že supernovy nemusejí vždy skončit jako neutronové hvězdy, ale též jako magnetary nebo anomální rentgenové pulsary (AXP). R. Wagoner uvádí, že takové modely lze ověřovat pomocí rozboru oscilací rentgenového toku, které souvisejí s rotací neutronové hvězdy, čili obdobou klasické asteroseismologie.
H. Quaintrell aj. objevili neradiální oscilace u zákrytové rentgenové dvojhvězdy typu HMXB Vel X-1 (GP Vel = HD 77581). Pokud je kompaktní složka neutronovou hvězdou, musí mít minimální hmotnost 1,74 M☉, což by byl pro známé neutronové hvězdy rekord. Průvodce je totiž viditelný v dalekohledu a odtud vyplývá jeho vysoká hmotnost 28 M☉. P. Jonkert aj. dokázali pomocí VLT proměřit spektrum rentgenové dvojhvězdy 2A 1822-371 (CrA) typu LMXB a odtud určit hmotnost neutronové hvězdy v soustavě na (0,97 ±0,24) M☉, zatímco průvodce má jen (0,33 ±0,05) M☉. T. Strohmayer podal na základě pozorování družic ROSAT a Chandra důkaz o zatím nejkratší známé oběžné době pro těsnou dvojhvězdu. Jde o rentgenovou dvojhvězdy RX J0806+1527 (Cnc), jejíž degenerované složky kolem sebe obíhají v periodě 5,4 min! Oběžná perioda se dle očekávání měřitelně zkracuje díky interakci gravitačního záření a elektromagnetického momentu soustavy.
A. Svidzinsky se zabýval výpočty vnitřní stavby typické neutronové hvězdy o poloměru 12 km. Ve vnitřním jádře hvězdy dosahuje hustota materiálu (hyperony, kvarky a piony) bezmála neuvěřitelné hodnoty 4.1018 kg/m3 a teploty téměř 10 GK. Nad ním se nachází vnější jádro, tvořené elektrony, protony a neutrony a ještě výše vnitřní kůra o tloušťce několika kilometrů, obsahující elektrony, atomová jádra a neutrony, které jsou v této oblasti supratekuté. Konečně na povrchu je neutronová hvězda zapouzdřena ve velmi tuhé vnější kůře o tloušťce stovek metrů a hustotě 4.1014 kg/m3. Kůra se skládá z elektronů a atomových jader. Neutronová hvězda je pak obklopena tenkou (jen desítky milimetrů tlustou) atmosférou z "normálního" plynu.
Mezi přechodnými zdroji doslova zazářil objekt V4743 Sgr (nova Sgr 2002 č. 3), který podle měření družice Newton dosáhl v březnu 2003 rekordní rentgenové jasnosti v pásmu 0,2 -- 10 keV. Rentgenový tok kolísal o pětinu v základní periodě 46 min. Oběžná doba těsné dvojhvězdy však přesahuje 10 h. Podle měření družice Chandra probíhala v té době pod povrchem bílého trpaslíka dosud termonukleární reakce a kolísání toku odpovídalo pulsacím atmosféry spíše než rotaci bílého trpaslíka. Koncem r. 2003 překročil počet známých rentgenových dvojhvězd hranici 300 objektů. V. Makarov sestavil katalog 100 nejsvítivějších ( >1023 W) rentgenových zdrojů do vzdálenosti 50 pc od Slunce. Nejsvítivějším zdrojem vůbec je proměnná II Peg (těsná dvojhvězda třídy RS CVn), která dosahuje rentgenového výkonu 1,8.1024 W. Obecně se v katalogu nacházejí: hvězdy před vstupem na hlavní posloupnost; proměnné po fázi T Tau; dvojhvězdy třídy RS CVn; velmi mladé objekty na hlavní posloupnosti; proměnné typu BY Dra a objekty neznámé povahy. Nejsvítivější jsou dvojhvězdy třídy RS CVn a krátkoperiodické spektroskopické dvojhvězdy. Ve větších vzdálenostech od Slunce pak získávají převahu mladé hvězdy z asociací OB.
Událostí roku se stal objev velmi jasného GRB 030329 (11.37 h UT) v poloze 1044+2131 (Leo), který družice HETE-2 sledovala plných 50 s a který dokonce měřitelně zvýšil ionizaci zemské ionosféry, navzdory kosmologické vzdálenosti zdroje od nás. Jeho optický dosvit 12 mag byl objeven o 67 min později R. Satem v Japonsku (ten po poplachu z internetu pádil na střechu svého domu, kde má 0,3 m reflektor s kamerou CCD) a o 88 min později D. Smithem aj. v Austrálii robotem ROTSE-III (uvedeným do chodu týden předtím!) a sledován pak od dalšího dne mj. 6,5 m dalekohledy Baade a MMT po několik dalších týdnů, podobně jako dosvit v měkkém rentgenovém oboru (A. Tiengo aj.).
Poměrně nízký červený posuv mateřské galaxie z = 0,17 (vzdálenost 800 Mpc; jasnost slabší než 22 mag) dával podle S. Dada aj. naději, že bude možné pozorovat i spektrum hypernovy, což se vzápětí potvrdilo, když podle K. Stanka aj. a T. Mathesona aj. spektrum dosvitu z 8. 4. 2003 jevilo rozložení energie velmi podobné hypernově 1998bw asi týden před jejím maximem. Poslední spektra dosvitu pořídili K. Kawabatta aj. 8,4 m dalekohledem Subaru počátkem května 2003, kdy se ukázal typický modrý přebytek ve spojitém spektru, jakož i emisní a široké absorpční čáry, podobně jako u hypernov 1997ef a 1998bw přibližně měsíc po explozi. Nová hypernova dostala označení 2003dh a klasifikaci Ic pec.
Podrobnější rozbor všech pozorování naznačoval, že v době záblesku GRB mohl být optický protějšek krátce viditelný očima (cca 5 mag), a jeho celkový zářivý výkon 1 PL☉ na krátkou chvíli přesáhl standardní zářivý výkon celého pozorovatelného vesmíru! Dodatečně se však ukázalo, že K. Torii aj. pozorovali zmíněné pole shodou okolností nepřetržitě od 97 min. před explozí až po 83 min po explozi, a v té době se v zorném poli neobjevilo nic jasnějšího než mezní hvězdná velikost přehlídky 5 mag. Podle E. Bergera aj. byl tento výkon usměrněn do protilehlých výtrysků s vrcholovými úhly pouhých 5°, ale většina zářivé energie se nakonec rozprostřela do dosvitu se širším záběrem. Autoři odhadují, že celý úkaz uvolnil úhrnem 1044 J zářivé energie, avšak jeho kinetická energie dosáhla dle P. Mazzaliho aj. dokonce 4.1045 J a absolutní hvězdná velikost hypernovy činila v maximu -19,8 mag.
Relativistické výtrysky jsou podle J. Greinera aj. zprvu silně polarizovány díky chaotickým magnetickým polím, což polarizační měření dosvitu potvrdila. Družice Chandra zaznamenala v rentgenovém dosvitu jaderné spektrální čáry těžkých prvků, což prokázalo, že šlo o hroucení a následnou explozi hmotné hvězdy. Pozorování tak dle P. Priceho aj. a J. Hjortha aj. odpovídá modelu kolapsaru S. Woosleyho z r. 1993. Ve shodě s modelem se nitro Wolfovy-Rayetovy hvězdy o původní hmotnosti 25 M☉ bleskově zhroutilo na černou díru o hmotnosti 10 M☉, což však současně vyvolalo obří energetický výtrysk, jenž spolu s hvězdnou vichřicí rozbil vnější vrstvy hvězdy na cáry, které se rychlostí 35 tis. km/s rozepnuly do okolního prostoru. Statistika říká, že tak mimořádně blízká vzplanutí GRB lze pozorovat v průměru jednou za desetiletí.
Naprostým unikátem se stalo dle P. Garnaviche aj. pozorování supernovy 2001ke, která vzplanula v polovině listopadu 2001 v poloze 1134-7601 (Cha), když její výbuch zaznamenal přehlídkový dalekohled OGLE, určený pro hledání gravitačních mikročoček. Pouhých 10 h po objevu pořídil Baadeův teleskop v Las Campanas její spektrum, které vykazovalo kosmologický červený posuv z = 0,36, což odpovídá vzdálenosti objektu 2,1 Gpc. O týden později se na témže místě objevil GRB 011121, zatímco supernova stále zvyšovala svou jasnost a dosáhla maxima 12 dnů po GRB. Tato souhra okolností výrazně posílila domněnku, že dlouhotrvající (>2 s) GRB jsou důsledkem gravitačního zhroucení niter velmi hmotných hvězd při výbuchu supernov. Přitom dlouhotrvající vzplanutí představují asi 2/3 všech pozorovaných úkazů GRB. Podobně L. Rigon aj. zjistili, že na místě GRB 980910 v poloze 1317-1833 (Vir) vybuchla 15. ledna 1999 (zpoždění téměř 4 měsíce není asi reálné, protože předešlý snímek oblasti pochází z konce července 1998) hypernova 16 mag v anonymní galaxii s červeným posuvem z = 0,026, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti jasnější než -19,5 mag.
Mimořádně dlouhé GRB 011211 v poloze 1115-2156 (Hya) a trvání 270 s (!) umožnilo studovat pomocí družice Newton rentgenové spektrum zdroje, v němž J. Reeves aj. našli jaderné emise Mg, Si, S, Ar, Ca a Fe, posunuté díky rozpínání plynného obalu zdroje rychlostí 30 tis. km/s. V první fázi po výbuchu byly vidět pouze čáry Si a S. Optické spektrum dosvitu, pořízené 11 h po vzplanutí, dalo červený posuv zdroje z = 2,14, odkud vyplývá izotropně vyzářená energie 5.1045 J.
T. Matheson aj. a D. Bersier aj. využili rychlé identifikace optického dosvitu GRB 021004 k jedinečnému sledování spektrálních změn dosvitu během prvních tří dnů po vzplanutí. Objekt v poloze 0026+1855 (Psc) byl objeven družicí HETE-2 a rychlé rozšíření údajů o poloze umožnilo již po 49 s od exploze sledovat fotometricky příslušnou chybovou plošku. Do pozorování se postupně zapojilo 33 pozemních dalekohledů včetně obřích teleskopů o průměrech zrcadel 6,5 m (Baade a MMT). Samotné vzplanutí gama trvalo asi 100 s a po 5 min. se objevil optický dosvit 15 mag. Raný dosvit slábnul podle D. Foxe aj. pomaleji, než se očekávalo, a asi 3 h po vzplanutí se pokles jasnosti dokonce zastavil na 18 mag, načež se dosvit opět zjasnil až na 16,4 mag v čase 8 h po vzplanutí. Z toho se dá usoudit, že hroutící hypernova vyšle ultrarelativistický výtrysk s dopřednou obloukovou rázovou vlnou vznikající při srážce výtrysku s mezihvězdným prostředím - vlna zprvu září převážně v oboru gama a postupně pak v rentgenovém, optickém, infračerveném a radiovém pásmu. Protilehlý výtrysk se projeví opticky i radiově a rychle slábne, protože kužely obou výtrysků se podle S. Pandeye aj. během 7 dnů postupně rozevřely z původního vrcholového úhlu 7°. Odtud se též podařilo odhadnout celkovou vyzářenou energii 3,5.1043 J.
První spektra, pořízená necelých 10 min po vzplanutí, vykazovala sérii absorpčních čar s červenými posuvy z 1,38; 1,60; 2,32 a 2,34. V dalších dnech pak spojité spektrum objektu krátkodobě kolísalo a plynule červenalo. Současně se ukázalo, že nejvyšší uvedený červený posuv odpovídá spektru mateřské galaxie ve fázi překotné tvorby hvězd, a tudíž i vzdálenosti GRB od nás. B. Schaefer aj. získali optická spektra dosvitu pomocí obřího dalekohledu HET v době 15 a 20 h a ještě 4,8 d po vzplanutí a identifikovali v nich absorpční čáry vysoce ionizovaných prvků Si IV, C IV, Al II, Fe II, Mg II a N V, což jsou slupky materiálu přetvořeného termonukleárními reakcemi ve velmi hmotném předchůdci hypernovy. Podle N. Mirabala aj. byla tímto předchůdcem hmotná Wolfova-Rayetova hvězda. E. Rol aj. objevili pomocí VLT velké změny polarizačního úhlu mezi 9. a 16. h po vzplanutí. Do 89. h po vzplanutí se tento úhel stočil celkem o 90°, zatímco velikost lineární polarizace světla zůstala nezměněna. To dobře odpovídá modelu homogenního výtrysku z hypernovy. Dosvit se po 20 h od vzplanutí projevil také v rentgenovém a radiovém oboru spektra.
Podobně rychle po vzplanutí se podařilo pomocí robotických dalekohledů objevit dosvit po zábleskovém zdroji GRB 021211, pozorovaném družicí HETE-2 po dobu 6 s v poloze 0809+0644 (Hya), a to za 65 s po záblesku. Vzplanutí zaznamenala také družice Konus-Wind a kosmická sonda Ulysses. Dosvit byl na Mt. Palomaru pozorován též v blízké infračervené oblasti spektra a již za 2,4 h po vzplanutí byl pomocí aparatury VLA zaznamenán i na radiové frekvenci 8,5 GHz. Podle D. Weie došlo ve 12. min po vzplanutí k prudkému poklesu jasnosti optického dosvitu ze 14 na 19 mag, což je důkazem, že příčinou raného dosvitu byla rázová vlna zpětného výtrysku. Současně se potvrdilo, jak významné je rychlé dohledání optického protějšku - za 10 min je už zkrátka pozdě. Z červeného posuvu z = 1,0 lze určit vzdálenost a odtud i ekvivalentní energii vyzářenou v oboru gama na 6.1044 J. C. Crew aj. pak ukázali, že dosvit zeslábl nad 24 mag již během prvních 24 h po vzplanutí. Teprve 13. den po vzplanutí se podařilo pomocí VLT získat "čisté" spektrum mateřské galaxie s červeným posuvem z= 1,006. M. Della Valle aj. pozorovali na místě GRB dne 9. ledna 2003 supernovu 2002lt, která patrně vybuchla téměř současně s GRB a jejíž spektrum ji řadí do třídy Ic. Z posuvu emisí Ca II vyšla rychlost jejího rozpínání na 14 tis. km.
Nečekanou trefou do černého se stal GRB 021206, který zpozorovala sluneční družice RHESSI těsně u okraje Slunce. S. Boggs aj. tak objevili, že vzplanutí gama bylo téměř úplně polarizováno (80%), což je zřejmým důkazem výskytu mimořádně silného magnetického pole hroutící se hvězdy. Pole je ještě silnější než u běžných neutronových hvězd a jeho velikost nemá zatím kloudné vysvětlení. D. Lamb odtud odvodil, že vrcholový úhel výtryskového kužele nepřesahuje 0,5°. G. Barbiellini aj. se domnívají, že právě kombinace silného magnetického pole a rychle rotující černé díry je živnou půdou pro GRB díky vytažení energie z ergosféry černé díry Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. V tom případě lze takto fyzikálně objasnit všechny GRB, pokud celková jimi uvolněná energie nepřesáhne 1047 J. Dosud pozorované GRB mají i za předpokladu izotropie energie alespoň o řád nižší, takže tento model je v souladu s pozorováními. Ke shodnému závěru o původu GRB s trváním nad 2 s dospěli na základě podobných argumentů také W. Coburn a S. Boggs, P. Mészáros či J. Granot. Krátká GRB s trváním do 2 s vznikají dle mínění L. Balásze aj. při splynutí dvou neutronových hvězd.
Objekt GRB 030725 (Ind) se stal prvním zábleskovým zdrojem, jehož optický dosvit objevil astronom-amatér. Podařilo se to B. Monardovi z Jižní Afriky pomocí 0,3 m reflektoru, jímž našel 7 h po vzplanutí dosvit o jasnosti 18,8 -- 19,6 mag v době, kdy většina profesionálních pozorovatelů letěla na kongres IAU do Sydney... Těsně před vánoci 2003 bylo zaznamenáno vzplanutí GRB 031203 v poloze 0802-3951 (Pup), jež je možná vůbec nejvzdálenějším GRB dosud objeveným, protože příslušný červený posuv z je velmi pravděpodobně větší než 9!
D. Frail aj. publikovali souhrnný katalog radiových dosvitů GRB za léta 1997-2001, který obsahuje celkem 75 úkazů. M. Vietri aj. se domnívají, že GRB jsou potenciálními zdroji částic kosmického záření o extrémních energiích řádu 100 EeV, což je však těžké prokázat, jelikož většina GRB je tak daleko, že tyto částice energeticky degradují srážkami s fotony reliktního záření dříve, než se dostanou do blízkosti Země. B. Schaefer upozornil na možnost konstruovat Hubblův diagram pro rozpínání vesmíru pomocí GRB. Tvrdí totiž, že jejich zářivý výkon je možné změřit nezávisle na znalosti vzdálenosti a odtud určit i jejich vzdálenost nezávisle na červeném posuvu dosvitů. Protože špičkový výkon GRB je podstatně vyšší než výkon galaxií, lze tak protáhnout Hubblův vztah až pro červené posuvy z = cca. 4,5. Dosud je však známo jen necelý tucet GRB s velkými červenými posuvy, ale situaci v dohledné době zlepší družice Swift, takže Schaefer očekává, že během několika let stoupne počet GRB s těmito posuvy na stovku, a to by už byl znamenitý přínos pro kosmologii.
Schaeferovu myšlenku podpořili M. van Putten a T. Regimbauová, když podrobili rozboru měření světelných křivek všech 33 GRB, pro něž známe z optických dosvitů červené posuvy z. Podařilo se jim tak určit průměrné usměrnění svazků nutné pro stanovení zářivého výkonu jednotlivých GRB a zjistili, že hodnota usměrnění dobře souhlasí s nezávislým výpočtem D. Fraila aj. Naproti tomu J. Bloom aj. jsou skeptičtější. Na jedné straně spočítali, že typická energie dlouhého GRB po opravě na proměnné usměrnění původního výtrysku činí 1,3.1044 J, ale na druhé straně upozorňují, že víme velmi málo o fyzikální povaze vzplanutí, takže oklikové určení vzdáleností přes "standardní svíčku" není zatím dostatečně spolehlivé.
Vzdálené GRB se však dají v každém případě využít jako vynikající mimořádně intenzívní světlomety, které zezadu na několik hodin osvětlí mezilehlé kupy galaxií podél zorného paprsku a tím poskytují nenahraditelné údaje o jejich prostorovém rozložení a chemickém složení, pokud v tom krátkém čase stihneme pořídit dobrá spektra dosvitů. Podle S. Zhanga aj. vznikalo daleko nejvíce GRB v raných fázích vývoje vesmíru (z > 10) a jejich výskyt plynule klesal až do z = cca. 0,2, takže dnes už jsou nesmírně vzácné. A. Tutukov soudí, že předchůdci dlouhých GRB jsou rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB s rentgenovým výkonem řádu 1033 W, obsahující velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy héliové hvězdy. Ty se v naší Galaxii (podobně i v jiných galaxiích) v průměru jednou za 100 tis. let zhroutí na rychle rotující hvězdnou černou díru a vyšlou přitom GRB usměrněný do protilehlých výtrysků o vrcholovém úhlu kolem 6°. S. Woosley upozornil, že nepřesné zacílení výtrysku směrem k pozorovateli je patrně příčinou výskytu nedávno objevených rentgenových záblesků, označených anglickou zkratkou XRF (X-Ray Flash). Jelikož usměrnění je nejvyšší pro výtrysky záření gama a s nižší energii fotonů se svazek rozevírá, můžeme jevy XRF dle názoru autora zařadit pod společnou hlavičku s klasickými GRB. Autor odhaduje, že jevy XRF představují asi třetinu populace dlouhých GRB.
R. Atkins aj. využili záznamů z pozemní observatoře pro výzkum tvrdého (TeV) záření gama MILAGRITO k identifikaci GRB 970417A v pásmu 650 GeV, což je první důkaz, že GRB září také v pásmu vysokých energií. Dosavadní měření všech GRB totiž pokrývají pouze pásmo od 20 keV po 1 MeV. S. Jha aj. nalezli dosvit po GRB 021211 pouhých 108 s po vzplanutí jako objekt 14,8 mag a sledovali jeho světelnou křivku spojitě po další 2,5 h, během níž jeho jasnost rychle klesala až na 20,2 mag. Příkrý pokles jasnosti však probíhal během prvních 12 min po vzplanutí, což vysvětluje, proč se v mnoha případech nedaří optické dosvity objevit: potřebné avízo přijde zkrátka příliš pozdě.
S. Kulkarni aj. a S. Park aj. sledovali pomocí rentgenové družice Chandra prototyp magnetarů SGR 0526-66 (Dor) ve Velkém Magellanově mračnu, který se proslavil gigantickým výbuchem v měkkém oboru záření gama v březnu 1979. Rentgenový výkon 1029 W magnetaru mírně kolísá i v klidu s periodou 8 s, což je rotační perioda neutronové hvězdy, objevená při výbuchu v r. 1979. Podle autorů je indukce na povrchu této hvězdy vyšší než 100 GT - jde o nejsilnější známé magnetické pole ve vesmíru. A. Ibrahim aj. objevili v rentgenovém spektru magnetaru SGR 1806-20 (Sgr) absorpční čáru o energii 5 keV, kterou identifikovali jako cyklotronovou rezonanční čáru protonu v magnetickém poli o indukci 100 GT. Čára se objevuje pokaždé během krátkých záblesků rentgenového záření, pozorovaných družicí RXTE. Údaj je v dobré shodě s hodnotou magnetické indukce, odvozenou z brzdění neutronové hvězdy - 80 GT. Hmotnost neutronové hvězdy je určitě nižší než 1,8 M☉ a její poloměr činí asi 11 km. Čára jeví gravitační červený posuv zg= 0,3. Magnetar jevil ve druhé polovině r. 2003 zvýšenou aktivitu v pásmu tvrdého rentgenového záření. K. Cheng a X. Wang tvrdí, že radiový dosvit po gigantickém záblesku magnetaru SGR 1900+14 (Aql) v srpnu 1998 se vzhledem světelné křivky naprosto podobá radiovým dosvitům klasických GRB. To odpovídá modelu, v němž se při těchto gigantických záblescích rozlomí kůra neutronové hvězdy intenzívním vnitřním magnetickým polem.
D. Bhattacharya aj. zkoumali rozložení dosud neidentifikovaných trvalých zdrojů záření gama z aparatury EGRET družice Compton vůči galaktické rovině a odtud usoudili, že v mnoha případech jde o obří molekulová mračna spíše než o mladé pulsary. Ze 170 neidentifikovaných zdrojů se totiž plných 74 nachází do v galaktických šířkách do ± 10°. Nicméně většina zdrojů z katalogu EGRET není až dosud stále identifikována se známými astronomickými objekty. Koncem r. 2003 byly zveřejněny první vědecké výsledky z nové evropské družice pro studium záření gama INTEGRAL. Šlo celkem o 75 krátkých sdělení; z toho na čtyřech se podíleli čeští astronomové.
Dátum poslednej zmeny: 13. septembra 2005