Vybuchy supernov II. typu, vedou - jak znamo - ke vzniku kompaktnich zbytku, nejcasteji neutronovych hvezd. Teoreticky vypocet vzniku neutronove hvezdy je vsak velmi pracny. Soucasne modely dovoluji spocitat prvni padesatinu sekundy tvorby neutronove hvezdy, k cemuz vykonny superpocitac Cray potrebuje plnych 6 hodin strojoveho casu. Alternativu k neutronovym hvezdam predstavuji hvezdne cerne diry, ktere ovsem vznikaji podstatne vzacneji. O jejich existenci se lze presvedcit jedine neprimo, vetsinou na zaklade objevu rentgenoveho zareni ve dvojhvezde s neviditelnou kompaktni slozkou.
Pocatkem srpna 1992 vzplanul prechodny tvrdy rentgenovy zdroj J 0422+32 v souhvezdi Persea. Aparaturou BATSE druzice COMPTON byl poprve zaznamenan 5. srpna v pasmu energii od 20 do 200 keV, ale jiz o tri dny pozdeji byl trikrat intenzivnejsi nez zdroj v Krabi mlhovine a stal se tak nejjasnejsim zdrojem tvrdeho rentgenoveho a mekkeho gama zareni na obloze. A. Castro-Tirado aj. objevili opticky protejsek zdroje dne 15. srpna 1992 jako hvezdu 13 mag. Prohlidka fotografickych archivu nevedla k nalezeni zadneho trvaleho ci zableskoveho optickeho objektu v poloze odpovidajici rentgenove nove. W. Pietsch aj. objevili diky druzici ROSAT mekke rentgenove zareni novy v pasmu 0,1 - 2,4 keV 42. den po explozi.
Od te doby je objekt sledovan ve vsech pristupnych spektralnich oborech a jeho svetelna krivka se podoba svetelnym krivkam tech rentgenovych nov, v nichz kompaktni slozku tvori patrne cerna dira ( V 616 Mon, V 404 Cyg atd.). I v tomto pripade jde prakticky urcite o tesnou dvojhvezdu s nizkou hmotnosti primarni slozky a hmotnosti kompaktni slozky mezi 2,9 a 6,2 MO, pri obezne dobe 0,424 dne.
Svetelna krivka vykazuje podruzna maxima a nepravidelne kratkotrvajici rentgenove zablesky tehoz typu, jako u jiz drive znamych kandidatu na cerne diry. Podle P. Zhao aj. doslo ke dvema optickym zjasnenim pocatkem a koncem prosince 1992. V prubehu roku 1993 zdroj zeslabl ve vsech spektralnich pasmech o jeden az tri rady a tak hlavni epizoda vybuchu skoncila v prvni polovine dubna 1993. Nicmene v srpnu 1993 a opet v prosinci 1993 se zdroj znovu opticky vyrazne zjasnil, takze v tomto smeru nema obdobu mezi rentgenovymi novami, pokud jde o pocet sekundarnich vzplanuti v danem casovem intervalu. Od pocatku r. 1994 je vsak jeho vizualni jasnost jiz trvale slabsi nez 18 mag. Podle R. Sunjajeva aj. se nyni v rentgenovem oboru spektra podoba aktivite znameho prototypu Cyg X-1 v tzv. nizkem stavu.
B. Harmon aj. uvadeji, ze zdroj Cyg X-1 (= V 1357 Cyg) zeslabl v pasmu tvrdeho rentgenoveho zareni o tretinu v prubehu kvetna 1993 a nachazi se tedy rovnez v nizkem stavu. Dalsi kandidat na cernou diru v tesne dvojhvezde zdroj V 404 Cygni ma podle A. Kinga hmotnost viditelne slozky pouze 0,2 MO, ktera se dale zmensuje pretokem pres Rocheovu mez. Rentgenovy vykon zdroje, vzdaleneho od nas 4 kpc, cini 3.1032 W.
Koncem dubna 1993 se vynoril v pasmu tvrdeho rentgenoveho zareni (6-12 keV) prechodny zdroj GRS 1915+105 v souhvezdi Orla, jenz dosahl v maximu 58% intenzity zdroje v Krabi mlhovine. Pocatkem listopadu 1993 se pak tento zdroj vyrazne zjasnil v pasmu decimetrovych a centimetrovych radiovych vln z klidove hodnoty radu mJy az na 0,6 Jy. Nekteri autori dokonce soudi, ze zdroji odpovida slaba cervena hvezda o neco slabsi nez R = 21 mag.
V zari 1993 objevily druzice COMPTON/BATSE a SIGMA/GRANAT dalsi dva prechodne tvrde rentgenove zdroje GX 1+4 a GRS 1716-249. Prvni z nich je binarni rentgenovy pulsar s periodou 120,6 s, kdezto druhy patri nejspise rovnez mezi rentgenove novy. Svedci o tom opticka detekce zdroje pocatkem rijna 1993 J. Bonibakerem jako objektu B = 17,1 mag. Prakticky soucasne objevili F. Mirabel aj. radiove zareni zdroje v pasmu 60 - 200 mm s tokem 4 mJy.
I. Kingovi aj. se podarilo opticky a ultrafialove identifikovat zableskovy zdroj rentgenoveho zareni 4U 1820-30 v kulove hvezdokupe NGC 6624. V kamere FOC HST je B = 18,7 mag, avsak lezi pod prahem citlivosti ve filtru V. Jde o tesnou dvojhvezdu s velmi kratkou obeznou periodou 11 minut, vzdalenou od nas 7,6 kpc. Podle J. Aronse a I. Kinga je zdrojem optickeho a ultrafialoveho zareni vnejsi okraj akrecniho disku kolem kompaktni slozky, kde se rentgenove zareni transformuje. Zdroj je viditelny i jako radiovy pulsar.
Binarni rentgenovy pulsar SMC X-1 zkoumali A. Reynolds aj. Jeho primarni slozku predstavuje modry veleobr Sk160 o hmotnosti 17,2 MO, kolem nejz obiha v kruhove draze s periodou 3,9 dne kompaktni rentgenovy zdroj o hmotnosti 1,6 MO, vysilajici impulsy v periode 0,72 s. Podle A. Levina aj. rotuje modry veleobr Sk160 asynchronne a vlivem slapovych sil se zkracuje obezna perioda soustavy rychlosti 3,4.10-6/ rok. System je predstavitelem subtypu rentgenovych zdroju s vysokou hmotnosti primarni slozky.
J. van Paradijs uverejnil loni katalog vsech identifikovanych rentgenovych zdroju v tesnych dvojhvezdach. V katalogu se naleza 124 zdroju s nizkou hmotnosti nedegenerovane slozky a 69 zdroju s vysokou hmotnosti nedegenerovane slozky.
Velmi uspesni byli radioastronomove, hledajici nove milisekundove pulsary. Diky jejich systematickemu usili pribyva jak binarnich milisekundovych pulsaru tak zejmena milisekundovych pulsaru. objevenych v poli Galaxie, tj. mimo kulove hvezdokupy - v galaktickem disku ale i ve vysokych galaktickych sirkach (rekord drzi pulsar B 1257+12 v galakticke sirce + 75O). M. Bailes aj. zapocali v kvetnu 1991 rozsahlou prehlidku jizni oblohy pomoci velkeho radioteleskopu v Parkesu v Australii a zatim stacili prohlednout plnou tretinu oblohy na frekvenci 43O MHz. K nejzajimavejsim novym objektum prehlidky patri pulsar J 0034-0534, ktery ma treti nejkratsi impulsni periodu 1,87 ms a je soucasne binarnim pulsarem s obeznou dobou 1,6 d. Jeho magneticke pole je velmi slabe (indukce pouze 1,1.104 T) a sekundarni slozka ma hmotnost maximalne 0,14 MO. Nachazi se ve vzdalenosti 1 kpc.
Jinym pozoruhodnym novym objektem z teto prehlidky je pulsar J 2145-0750 s impulsni periodou 16,05 ms a obeznou dobou 6,8 dne, jehoz pruvodce ma hmotnost 0,43 MO. a jenz je od nas vzdalen jen 0,5 kpc. Jeho charakteristicke stari, odvozene z prvni derivace periody, cini totiz rekordnich 12 miliard let.
S. Thorsett aj. nalezli binarni pulsar B 1620-26, ktery se nachazi uvnitr kulove hvezdokupy M 4, s impulsni periodou 11,1 ms a obeznou dobou 191 dnu. Pruvodce o hmotnosti 0, 3 MO obiha po mirne vystredne (e=0,025) draze ve vzdalenosti 0,7 AU od neutronove hvezdy. D. Backer aj. soudi, ze tento pruvodce je fakticky bily trpaslik, ale protoze system jevi vysokou hodnotu druhe derivace periody, je zde jeste treti teleso s obeznou periodou kolem 100 let a hmotnosti 0,01 MO - tedy planeta. S. Sigurdson dokonce soudi, ze planeta ma hmotnost jeste o rad mensi a obiha ve vzdalenosti 7 AU od binarniho pulsaru. Podle jeho nazoru pulsar planetu uchvatil od proletavajici hvezdy hlavni posloupnosti. Overeni domnenek si ovsem vyzada nejmene dvacet let mereni casu prichodu impulsu z pulsaru.
W. Deichi aj. nalezli binarni milisekundovy pulsar PSR 1908+00 v kulove hvezdokupe NGC 6760 s impulsni periodou 3,6 ms a obeznou periodou 3,4 hodiny (kruhova draha). Nizka hmotnost sekundarni slozky 0,018 MO je zrejme dusledkem odparovani hvezdy zarenim pulsaru. Jelikoz projekce hlavni poloosy drahy teto soustavy cini pouze 11 300 km, jde zatim o vubec nejkompaktnejsi system, ktery zname.
Velkym prekvapenim je sdeleni S. Johnstona aj. o objevu vubec nejjasnejsiho binarniho milisekundoveho pulsaru J 0437-4715 s impulsni periodou 5,75 ms a obeznou dobou 5,74 dne (kruhova draha). Radiovy tok na 430 MHz totiz bezne dosahuje 1 Jy, coz spolu s nejnizsi dispersni mirou 2,63 znaci, ze byl nalezen vubec nejblizsi pulsar - pouhych 140 pc od Zeme, v galakticke sirce -42O. Prvni derivace periody 1,2.10-19 poukazuje na stari 700 milionu let; ztrata kineticke energie tak dosahuje vykonu 3.1027 W. W. Becker aj. objevili pomoci druzice ROSAT i rentgenove impulsy v pasmu 0,1 - 2,4 keV, cemuz odpovida rentgenovy zarivy vykon 3.1023 W. Vytecne prilezitosti objevit opticky protejsek objektu vyuzili I. Danziger aj., kteri v poloze radioveho pulsaru nalezli zhroucenou cervenou hvezdu 20,6 mag v oboru V o povrchove teplote 4 000 K a hmotnosti 0,14 MO, ktera jevi vlastni pohyb 0,11"/rok. To dava mimo jine slusnou nadeji na urceni vzdalenosti teto dvojhvezdy trigonometricky.
Nektere nove objevene milisekundove pulsary se dobre hodi pro overovani obecne teorie relativity. Tak napr. pulsar B 1802-07 v kulove hvezdokupe NGC 6539 jevi rocni staceni periastra 0,06O pri obezne periode 2,62 dne a vystrednosti 0,21 (N. DİAmico aj.). Titiz autori pozorovali mimoradne nizkou hodnotu prvni derivace periody 7.10-21 u osameleho milisekundoveho pulsaru J 2322+2057, odkud pak vychazi charakteristicke stari 11 miliard let a neprimy dukaz, ze za tu dobu se nezmenila hodnota gravitacni konstanty.
R. Foster aj. objevili binarni milisekundovy pulsar J 1713+0747 ve vysoke galakticke sirce 25O a se slabym magnetickym polem, ktery se vytecne hodi pro overovani rovnomernosti chodu atomovych hodin. Jeho stari se odhaduje na 10 miliard let. Jelikoz pruvodce ma hmotnost 0,2 MO, lze podle F. Camila aj. pozorovat pri pruchodu radiovych impulsu v blizkosti obihajiciho pruvodce tzv. Shapiruv jev - zpozdeni signalu v jeho gravitacnim poli.
Jedinecny dukaz o nehomogenitach v mezihvezdnem prostredi podali I. Cognard aj. pri dlouhodobem sledovani impulsu nejrychlejsiho milisekundoveho pulsaru PSR 1937+21. Autori objevu maji k dispozici udaje na frekvencich 1,4 a 1,7 GHz nepretrzite od r. 1988. V rijnu 1989 zpozorovali napadny patnact dnu trvajici pokles intenzity impulsu z obvyklych 350 mJy az na 80 mJy, pricemz se vsak nemenila sirka impulsu (35 mikrosekund). Z toho usoudili, ze do zorneho paprsku mezi pulsarem ve vzdalenosti 3,6 kpc a nami vstoupil oblak mezihvezdneho plazmatu o prumeru asi 0,1 AU ve vzdalenosti 2,8 kpc. Jelikoz obdobnych pripadu anomalniho rozptylu je jiz znamo vice, naskyta se tak cesta ke studiu struktury ionizovaneho materialu v mezihvezdnem prostredi.
Podle Q. Wanga aj. vznikaji vsak oblaka ionizovaneho materialu i v samem okoli pulsaru. Napr. u pulsaru PSR 1929+10 vznika diky zpomalovani rotace relativisticky hvezdny vitr, ktery interaguje s okolnim mezihvezdnym prostredim. Pomoci druzice ROSAT se tak podarilo nalezt difuzni rentgenove zarici mlhovinu ve smeru proti vlastnimu pohybu zmineneho pulsaru. Pri pravdepodobne vzdalenosti pulsaru 170 pc se pulsar pohybuje pricnou rychlosti 70 km/s.
Podobne J. Cordes aj. studovali mlhovinu, zvanou Kytara, ktera vznika pohybem pulsaru PSR 2224+65 rychlosti 800 km/s - je to vubec nejrychlejsi hvezda v Galaxii. Neutronova hvezda pritom rotuje pomerne pomalu v periode 0,68 s a naleza se ve vzdalenosti 1,95 kpc od nas.
Konecne D. Frail aj. se zabyvali vyzkumem pulsaru PSR 1758-23, ktery se od doby objevu v r. 1985 vyznacuje kolisanim hodnoty disperse a velkym rozptylem v intenzite signalu. Pri periode 0,42 s a vzdalenosti 3 kpc jde zrejme o rychle se pohybujici pulsar, ktery prcha od pozustatku supernovy W 28, v niz vznikl pred 58 000 lety. Zminene efekty vznikaji na vrstvach ionizovaneho materialu v mezihvezdnem prostoru.
Citlive detektory CCD umoznuji dalsi opticke identifikace pulsaru - tak byl loni opticky ztotoznen prvni extragalakticky pulsar PSR 0540-693 (jediny impuls v periode 0,05 s) ve Velkem Magellanove mracnu, ktery je mladym ( stari 760 let) radiovym i rentgenovym pulsarem.
P. Caraveove aj. se podarilo nalezt opticky protejsek druheho nejmladsiho pulsaru PSR 1509-58. Je jim hvezda 22 mag s identickou impulsni periodou 0,15 s. Objekt je od nas vzdalen 4 kpc a vydava opticky zarivy vykon 5.1025 W, coz nemuze byt tepelna emise, nybrz energie, uvolnena brzdenim neutronove hvezdy (jde o hvezdu s nejvyssi prvni derivaci periody vubec). Pulsar je pozorovan tez v pasmu rentgenoveho i gama zareni a jeho stari se odhaduje na 1600 let.
Titiz autori tez opticky identifikovali radiovy a rentgenovy pulsar PSR 0656+14, jenz patri k prostredne starym pulsarum. Optickym protejskem je hvezda 25 mag, takze v tomto pripade by mohlo jit o tepelne vyzarovani z povrchu neutronove hvezdy. Byla by to teprve pata opticka identifikace neutronove hvezdy v Galaxii.
R. Wielebinskemu aj. se poprve zdarilo pozorovat zareni peti pulsaru v pasmu milimetrovych vln na frekvenci 33,9 GHz pomoci 100 m radioteleskopu v Effelsbergu. Nejintenzivneji zari interpuls pulsaru PSR 1929+10, jenz se vyznacuje jiz zminenym relativistickym hvezdnym vetrem.
Podobne se H. ™gelmanovi aj. povedlo prokazat existenci rentgenovych impulsu u znameho mladeho (10 000 let) radioveho a optickeho pulsaru PSR 0833-45 v souhvezdi Plachet. Jiz pred dvaceti lety ukazala pozorovani z druzice, ze se na miste pulsaru nachazi zdroj mekkeho rentgenoveho zareni, ale teprve pomoci druzice ROSAT se nyni zdarilo nalezt impulsy s periodou 0,089 s a energii tesne pod 1 keV. To znamena, ze druzice ROSAT je v zasade schopna sledovat mlade pozustatky supernov do vzdalenosti nekolika kiloparseku a objevovat tak magnetosfery neutronovych hvezd.
J. Percival aj. studovali prosluly pulsar v Krabi mlhovine (PSR 0531+21) ve spektralnich pasmech od gama, rentgenoveho, ultrafialoveho a optickeho az po pasmo infracervene. Ukazali, ze v celem sirokem oboru prichazeji impulsy naprosto soucasne. A. Lyne aj. uverejnili prehled o skocich v periode, pozorovanych u tohoto pulsaru za poslednich 23 let. Celkem bylo za tu dobu zjisteno 6 skoku (zkraceni) periody, z nichz nejvetsi (relativne 3.10-8) v r. 1989 byl stastnou shodou okolnosti sledovan primo v realnem case.Temer stejne velky skok se odehral bez dohledu pozorovatelu v r. 1975. Zatimco nabeh skoku je velmi rychly, navrat k predchozimu trendu je asymptoticky s casovou konstantou 20 dnu. Od unora 1982 je pulsar pod soustavnym dohledem na frekvenci 610 MHz na observatori Jodrell Bank. Diky skokum se za sledovane obdobi zvysilo tempo prodluzovani periody ( radu 3,9.10-10) o 0,07% .
Pozoruhodnou predpoved o mozne neobvykle interakci v binarnim pulsaru PSR 1259-63 uverejnili S. Johnston aj. Soustava se sklada z vlastniho pulsaru-neutronove hvezdy o rotacni periode 48 ms a dale z masivni hvezdy typu Be o hmotnosti kolem 10 MO. Pulsar kolem ni obiha po velmi protahle elipse s velkou poloosou alespon 2 AU a vystrednosti 0,87 v obezne dobe 3,4 roky. Pocatkem ledna 1994 mel pulsar projit periastrem v bezprostredni blizkosti cirkumstelarniho disku hvezdy Be, coz by se melo projevit nejen v optickem spektru, ale i v oborech zareni X a gama.
Je ostatne udivujici, jak presne jsou elementy drah binarnich pulsaru, odvozene z rozboru kolisani period v impulsech (vlastni periody impulsu jsou diky ustalene rotaci neutronovych hvezd prakticky normaly casu). Tak napr. pro pulsar PSR 1257+12, kolem nejz udajne obihaji dve planety, cini amplitudy rychlosti neutronove hvezdy pouze 430 resp. 310 mm/s - a tyto amplitudy lze urcit s chybou pouheho 1 mm/s !
Reprezentativni udaje o polohach, periodach, prvnich a druhych derivacich periody, charakteristickem stari, vzdalenostech a pripadne drahovych elementech (pro binarni pulsary) obsahuje loni vydany katalog pulsaru, sestaveny J. Taylorem aj. Nejvice milisekundovych pulsaru - deset - obsahuje kulova hvezdokupa 47 Tucanae a na severni polokouli vede kulova hvezdokupa M 15 s 8 milisekundovymi pulsary. Novy katalog zahrnuje celkem 558 polozek - tedy temer dvojnasobek poctu z predesleho katalogu z r. 1981. Podle D. Lorimera aj. je vsak v Galaxii nejmene 13 000 pulsaru jasnejsich nez 10 mJy, tj. jeden pulsar se v Galaxii rodi jednou za 125 - 250 let. To je temer radovy rozdil proti poctu supernov, ale da se pochopit na zaklade toho, ze zareni supernov je izotropni, kdezto pulsary vysilaji impulsy jen ve vrcholovem uhlu kolem 150 .
A. Lyne ve svem prehledove studii o pulsarech si vsima zajimaveho paradoxu, ze navzdory velkemu pokroku pozorovaci techniky se prilis nedari zlepsit fyzikalni modely pro pulsary. Pritom se napriklad uspesne meri vlastni pohyby pulsaru (nejvyssi pricna rychlost 2300 km/s byla zmerena pro pulsar PSR 1757-24), a odtud pak se urcuji mista, kde pulsary vznikly, podarilo se najit velky pocet relativne mladych pulsaru o stari radu desetitisicu let a zarivem vykonu az 1030 W, ktere se vyznacuji znamymi skoky v periode, vime mnohem vice o pruvodcich pulsaru, kteri jsou casto zarenim neutronove hvezdy doslova vyparovani, atd. Tak napr. M. Banit aj. usuzuji, ze jestlize se takovy pruvodce naleza v soustave s nizkou hmotnosti, vznika jeho vyparovanim tzv. exkrecni disk, z nehoz se dalsim vyvojem vytvori planety.
Velmi vzacne - ale o to cennejsi - jsou identifikace radiovych pulsaru v oboru gama. Podle P. Reynoldse aj. je mozne nejsnaze pozorovat jednotlive fotony o energii radu TeV pro pulsar v Krabi mlhovine a citlivost soucasnych detektoru Cerenkovova zareni staci na identifikaci zdroju asi o jeden rad slabsich, nez je zmineny pulsar.
Druhym nejjasnejsim zdrojem zareni gama na obloze je proslula GEMINGA = 1E0630+178, ktera byla postupne identifikovana jako mekky rentgenovy pulsar s impulsni periodou 0,24 s a dale jako opticky objekt 25,5 mag, vzdaleny od nas asi 100 pc. C. Akerlofovi aj. se vsak v letech 1989-1991 nepodarilo nalezt ani impulsni ani spojite zareni Gemingy v energetickem pasmu teraelektronvoltu. M. Alpar aj. soudi, ze s ohledem na silne brzdeni rotace neutronove hvezdy zde musi dochazet ke skokum v impulsni periode v intervalu radove stovek let.
G. Bignami aj. upozornili, ze velky vlastni pohyb 0,17"/rok a stari pulsaru 340 000 let znaci, ze neutronova hvezda fakticky vznikla plnych 16O od dnesni polohy, v asociaci mladych hvezd v souhvezdi Orionu, priblizne na polovine cesty mezi Betelgeuze a Bellatrix. Podle N. Gehrelse a W. Chena vybuchla Geminga ve vzdalenosti asi 30 pc od Slunce, takze supernova byla videt po dobu dvou let ve dne - v maximu mela jasnost Mesice v uplnku - a pak jeste nekolik let v noci. O 9 000 let pozdeji se kolem Zeme prohnala razova vlna rychlosti asi 1 400 km/s, ktera zasahla vnejsi planety slunecni soustavy a vytvorila ve slunecnim okoli rozsahlou bublinu zredeneho plynu o teplote 1 MK, v niz se nachazime dosud.
V poradi teprve ctvrty pulsar v oboru zareni gama objevili W. McAdam aj. pomoci aparatury EGRET na druzici COMPTON. Je jim radiovy zdroj PSR 1706-44, ztotozneny se zdrojem zareni gama CG 342-02, jenz v prehlidce druzice COS-B byl na 10. miste podle intenzity. Pulsar se nachazi na oblouku obalky pozustatku supernovy, ktera vzplanula asi pred 17 000 lety ve vzdalenosti 3 kpc od Slunce. Impulsni perioda pulsaru cini 0,102 s a vlastni pohyb 0,06"/rok, tj. pricna rychlost dosahuje 900 km/s. Zatim se tedy potvrzuje pravidlo, ze ke kazdemu pulsaru v oboru zareni gama lze priradit pozustatek supernovy.
Tak se nedavno podarilo S. Kulkarnimu a D. Frailovi nalezt souvislost mezi rekurentnim zableskovym zdrojem mekkeho zareni gama SGR 1806_20 a pozustatkem supernovy G 10.0 - 0.3. Pozustatek se jevi jako amorfni casove promenna radiova mlhovina. Zableskovy zdroj vybuchl jiz vice nez stokrat v nepravidelne se vyskytujicich seriich vzplanuti. Y. Tanaka aj. sdelili, ze v zari 1993 behem serie zablesku gama zesililo i rentgenove zareni zdroje. Podle Kulkarniho aj. se na snimku z palomarskeho petimetru jevi na miste zdroje vyrazne infracervena hvezda, ktera ma infracervene magnitudy I = 21, J = 13,3 a K = 8,8 ! Je zcela nepochybne, ze zdrojem veskere aktivity v ruznych spektralnich oborech je neutronova hvezda mladsi nez 10 000 let, takze s jistou davkou odvahy lze tvrdit, ze rekurentni zableskove zdroje mekkeho zareni gama jsou proste mlade neutronove hvezdy.
Podle C. Kouveliotoua aj. zname zatim jen tri takove rekurentni zableskove zdroje. Druhym z nich je SGR 1900+14, ktery byl sledovan aparaturou BATSE a tak se podarilo odhalit dalsi tri vzplanuti behem dvou mesicu v r. 1992 (predtim zdroj vzplanul trikrat behem tri dnu v r. 1979). I zde je jiste, ze jde o neutronovou hvezdu v nasi Galaxii.
Mnohem hure se dari objasnit povaha tvrdych (nad 100 keV) zdroju vzplanuti gama, ktere se zatim ani v jednom pripade neopakovaly, a ktere nesouviseji se znamymi pozustatky supernov, takze opakovane vznikaji pochybnosti, zda jde vubec o neutronove hvezdy.
Proto vzbudila velkou pozornost mozna identifikace vzplanuti zdroje GRB 930309, pozorovane A. Goldwarmem aj. v pasmu 35-400 keV a aparaturami COMPTEL a BATSE dokonce nad 1 MeV. Vzplanuti trvalo asi 20 s a jeho poloha 2133+54.7 je natolik presna, ze se T. Harrisonovi a B. McNamarovi podarilo zdroj ztotoznit s infracervenym objektem IRAS 21311+5426 o teplote 400 K. Opticky neni viditelny po mez citlivosti palomarskeho atlasu.
T. Cline aj. odhalili mimoradne intenzivni zablesk GRB 930131 pomoci druzic Compton a Ulysses v poloze 1211-10.7, ktery mel maximum energie nad 30 MeV. Jeste intenzivnejsi zablesk GRB 940217 nasli R. Kippen aj. pomoci aparatur COMPTEL a EGRET v poloze J 0157+0348. Vzplanuti trvalo bezmala 3 minuty v energetickem pasmu od 0,7 MeV az po 4,4 GeV a behem nasledujicich tri minut se objevily podruzne zablesky. Je opravdu zahadou, kde se takove energie berou, kdyz nejsou doprovazeny zadnymi patrnymi ukazy v mekcich spektralnich oborech. R. Hudec pripomina, ze pozorovana intenzita nejjasnejsich zdroju vzplanuti gama je srovnatelna s erupcemi na Slunci, takze jsou-li tyto zdroje ve skutecnosti extragalakticke, musi byt uvolnovane zarive vykony radu 1044 W! To zni opravdu fantasticky, kdyz uvazime, ze nejvykonnejsi kvasary dosahuji jen 1041 W.
Pro extragalakticky puvod svedcil az dosud hlavne statisticky argument, vyplyvajici z izotropie rozdeleni zableskovych zdroju zareni gama po obloze, coz plyne ze stale rozsahlejsiho materialu aparatury BATSE. Nyni vsak J. Norris aj. pridali dalsi voditko, kdyz zjistili, ze malo intenzivni zdroje maji v prumeru dvakrat delsi trvani nez jasne, a soucasne jsou energeticky soustavne mekci. To lze snadno vysvetlit jako relativistickou dilataci casu pro zdroje v kosmologickych vzdalenostech, nebot statisticky slabsi zdroje jsou v prumeru patrne dale od nas.
Tim totiz pada alternativni vysvetleni izotropie, ktere tvrdi, ze jde o srazky v Oortove oblaku komet na periferii slunecni soustavy - tuto neprilis popularni domnenku ostatne loni statisticky vyvratil E. Maoz. Ponekud exotickou variantu vsak navrhl J. Shull a S. Stern, kteri hledaji pricinu vzplanuti ve srazkach neutronovych hvezd s kometami Oortovych oblaku beznych hvezd, do nichz se rychle se pohybujici neutronove hvezdy vnori. K. Cheng a K. Ding si zase mysli, ze vzplanuti vznikaji ozivenim magnetosfer vyhaslych pulsaru. A. Fabian a F. Podsiadlowski tvrdi, ze se zdroje vzplanuti nachazeji v sousednich Magellanovych mracnech, ale to je zcela jasne vychodisko z nouze, ktere nemuze obstat. To uz bych dal prednost napadu R. Mochkovitche aj., ze vzplanuti je projevem splynuti dvou neutronovych hvezd, anebo kolapsu bileho trpaslika na neutronovou hvezdu. Autori totiz spocitali, ze pri techto katastrofach se uvolni asi 1046 J energie. Z toho se jen zlomek meni na zareni gama, ktere je vsak vysilano v usmernenem svazku a je otazkou nahody, zda se nachazime v jeho ose.
Vetsina zminenych domnenek bude mit patrne jepici zivot. Patrne spravnejsi cestu voli ti autori, kteri se snazi vyuzit cim dal rozsahlejsiho statistickeho materialu aparatury BATSE. Jak uvadeji A. Rao a M. Vahia, do r. 1987 byly shromazdeny udaje priblizne o 400 vzplanutich gama, ale nyni se jiz tento pocet diky BATSE zdvojnasobil. Oni sami pak soudi, ze vzplanuti jsou obdobou rentgenovych zablesku na Slunci, ktere jsou vsak podstatne mohutnejsi, jelikoz k nim dochazi v tesnych dvojhvezdach. Velmi zajimavy rozbor statistiky BATSE uverejnili I. Smith a D. Lamb. Soudi, ze v pozorovacim materialu se prekryvaji dva druhy zdroju, totiz z disku a z hala Galaxie. Zdroje z hala maji zarive vykony az 1035 W, kdezto zdroje z disku az o pet radu nizsi. Zdroje z disku predstavuji asi 70% souboru a nachazeji se ve vzdalenosti do 1 kpc od Slunce. Ty predstavuji izotropni slozku, kdezto halove zdroje odpovidaji za nehomogenitu souboru.
Take J. Attei a J. Dezalay se priklaneji k nazoru, ze v souboru zdroju vzplanuti gama se prekryvaji dve odlisne populace. Slabsi zdroje, ktere v materialu z BATSE predstavuji asi 80%, vykazuji izotropni rozlozeni a jejich povaha je neznama. Naproti tomu jasnejsi zdroje, ktere registrovaly drivejsi prehlidky s mene citlivymi detektory, patri do disku nasi Galaxie. Konecne C. Kouveliotou aj. hledaji dve populace zdroju vzplanuti gama podle delky trvani ukazu. Tvrdi, ze predelem je trvani 2 sekundy, pricemz kazda populace je izotropni, lec nehomogenni.
Jak je z techto poznamek zjevne, panuji mezi teoretiky
znacne rozpaky, umocnovane tim, jak pribyva pozorovaciho
materialu. Na rozdil od vseobecne viteziciho mineni, ze
zableskove zdroje vzplanuti gama se nalezaji v kosmologickych
vzdalenostech - a predstavuji tudiz naprosto nezname typy objektu
s uzasnou schopnosti premen energie v nesmirne malem
objemu - se stale jeste domnivam, ze jde o ukazy uvnitr nasi
Galaxie, spjate s existenci neutronovych hvezd. Doufam, ze
jiz blizka budoucnost ukaze, zda je podkapitolka o zableskovych
zdrojich zareni gama zarazena v celkovem prehledu pod
spravne zahlavi.