Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 40 (vyšlo 12 října, ročník 5 (2007)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Calvera – kompaktní objekt s vysokou galaktickou šířkou

Ivan Havlíček

20. srpna 2007 byl týmem Swiftova kosmického dalekohleduSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150 keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm. oznámen objev neutronové hvězdy v souhvězdí Malé medvědice. Objekt byl pojmenován Calvera podle hrdiny ze Sedmi statečných. V katalogu ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999., který byl vytvořen v průběhu let 1990 až 1999, byl ztotožněn s objektem 1RXS J141256.0+792204. Ani při pozorování 8,1 m dalekohledem Gemini NorthGemini – dvě observatoře se zrcadly o průměru 8,1 m. Na severní polokouli je Gemini-N (Mauna Kea, Havaj, 4 100 m) a na jižní polokouli Gemini-S (Cerro Pachón, Chille, 2 737 m). Oba dalekohledy byly uvedeny do provozu v roce 2000 a využívají, tak jako všechny současné velké dalekohledy, systém adaptivní optiky. na Hawaji nebyl v téže poloze nalezen žádný objekt ve viditelném oboru. Nepodařilo se prozatím nalézt žádný protějšek v jiném než RTG oboru.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.

Pulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.

Magnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických silokřivek a záblesky v měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk.

Calvera

Takto by snad mohla vypadat izolovaná neutronová hvězda Calvera. Zdroj: Casey Reed, Penn State University.

Caldera – absence optického protějšku

Obraz pořízený dalekohledem Gemini NorthGemini – dvě observatoře se zrcadly o průměru 8,1 m. Na severní polokouli je Gemini-N (Mauna Kea, Havaj, 4 100 m) a na jižní polokouli Gemini-S (Cerro Pachón, Chille, 2 737 m). Oba dalekohledy byly uvedeny do provozu v roce 2000 a využívají, tak jako všechny současné velké dalekohledy, systém adaptivní optiky. + GMOSGMOS – Gemini Multi-Object Spectrograph, spektrograf na observatořích Gemini-N a Gemini-S., který s 90 % pravděpodobností zobrazuje umístění Calvery na základě RTG měření družice ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. Předpokládaná poloha objektu Calvera je vyznačena elipsou o velikosti 5,6″×3,5″. Na snímku je zřejmá absence optického protějšku nad hranicí viditelnosti. Čárkovanou čárou je vyznačen kruh (poloměr 5,9″) zachycující s 90 % pravděpodobností lokalizaci Calvery pomocí RTG observatoře SWIFTSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150 keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm.. Sever je nahoře, východ vlevo. Jasný zdroj s magnitudou 24,8 jihovýchodně od elipsy je coby optický protějšek vyloučen s jistotou 99,4 %. Zdroj: R. E. Rutlege et al.

Vzhledem k nenalezení optického protějšku je nejasná vzdálenost a typ pozorované hvězdy. Objekt by se mohl nacházet 250 ÷ 1000 světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km. od sluneční soustavy. Rozptyl v určení vzdálenosti je dán různými interpretacemi dosavadních pozorování. Možná, že jde o nejbližší neutronovou hvězduNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. vůbec. Není však prozatím jasné, o jaký typ objektu vlastně jde. Prozatím byly prověřovány různé pracovní hypotézy, které by přicházely v úvahu. Může jít o kompaktní centrální objekt (CCO) jako pozůstatek po supernověSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Zde by vzdálenost mohla být kolem 300 pcParsek – jednotka vzdálenosti, tzv. paralaktická sekunda. Jde o vzdálenost, ze které by velká poloosa dráhy Země kolem Slunce byla vidět pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc)..

3C58

Objekt 3C58 je pozůstatkem po supernově, která mohla být ze ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. pozorována roku 1181. V jádru je pulzarPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. rotující patnáctkrát za sekundu kolem osy. Kompaktní centrální objekt (CCO) je obklopen mlhovinou, v níž svítí v RTG oboru vysoce energetické částice. Jde zřejmě o nejmladší známý pulzar.

47 Tucanae

Zobrazení jádra kulové hvězdokupy 47 Tucanae pomocí RTG observatoře ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. Barvami je rozlišena energie zdroje. Červená barva označuje zdroje s nízkou energií, následuje zelená a zdroje s nejvyšší energií jsou vyznačeny modře. Kulové hvězdokupyKulová hvězdokupa – systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky, a jsou proto velmi staré, nezřídka 12 až 13 miliard roků. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Většina kulových hvězdokup, které pozorujeme, je součástí naší Galaxie. Nejsou vázány na plochý podsystém, ale na celé galaktické haló. jsou složeny z nejstarších hvězd Galaxie. Je zde množství dožívajících binárních systémů, z nichž mnohé hvězdy jsou právě milisekundovými pulzaryPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.. Zdroj: Chandra photoalbum, 2001.

Také by mohlo jít o milisekundový rádiový pulzar (MSP). Tato možnost byla prověřována porovnáváním charakteristik Calvery s milisekundovými pulzary v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. V tomto případě by výklad pozorovaných dat nabízel vzdálenost mezi 150 a 560 pc. Není vyloučeno, že jde o zcela novou třídu neutronových zdrojů, které září také ve viditelném světle, ale mimo RTG obor pod hranicí dosažitelnosti našich přístrojů.

PSR J0437–4715

Milisekundový pulzarPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. PSR J0437–4715, který je nejbližším a nejjasnějším známým pulzarem (5,75 ms) zobrazený družicí ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999.. Zdroj: ROSAT, NASA/GSFC.

Velmi zvláštní je však místo, kde se Calvera nachází. Calvera má nezvykle vysokou galaktickou šířku. Doposud nebyl pozorován podobný typ objektu v tak velké vzdálenosti od disku Galaxie. Většina dosud pozorovaných neutronových hvězd se nachází v místech, kde je vysoká koncentrace hvězd a mezihvězdné látky, tedy v galaktickém disku.

Prozatím bylo známo jen velmi málo – celkem sedm – prokazatelně izolovaných neutronových hvězd (INS). Zdroj 1RXS J141256.0+792204 je v pořadí osmý. Označení Calvera je nostalgicky vtipným vyjádřením právě této vzácnosti obdobných objektů.

Calvera

Calvera – osmý ze Sedmi statečných. Western z roku 1960.

Izolovaná neutronová hvězda (INS) v tomto užším významu značí, že zdroj není ani součástí vícenásobného systému, není spojen s pozůstatkem po výbuchu supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. a ani není pulzaremPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.. Calvera by při potvrzení této pracovní hypotézy byl prapodivným objektem skýtajícím více otázek než odpovědí. Pokud je totiž správná interpretace Calvery jako izolované neutronové hvězdy, pak jeho vzdálenost může být až 11,1 kpc. Tato extrémní vzdálenost od nás v kombinaci s vysokou galaktickou šířkou pak prostorově dává polohu 6,7 kpc nad rovinou Galaxie. Tato poloha však nutně vyžaduje i velmi vysokou prostorovou rychlost Calvery více jak 6 700 km s–1. Pokud by Calvera byl magnetaremMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických silokřivek a záblesky v měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk., pak jednou z možností by byla vzdálenost až 116 kpc a výška nad rovinou Galaxie až 70 kpc. Tyto hodnoty však implikují natolik nepředstavitelný prostorový pohyb, že se jeví interpretace magnetaru nejméně pravděpodobná ze všech uvažovaných.

Poloha objektu

Poloha objektu Calvera v Galaxii. Černými tečkami jsou vyznačeny známé galaktické rádiové pulzaryPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. podle katalogu ATNF – včetně objektů v kulových hvězdokupách a známých magnetarůMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických silokřivek a záblesky v měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. (plné čtverečky), izolovaných neutronových hvězd (INS) a Calvery. Na spodním zobrazení jednoznačně Calvera vystupuje nad rovinu Galaxie až do vzdálenosti 6,7 kpc. Zdroj: R. E. Rutlege et al.

Zde by bylo nutné vysvětlit, jak se dostala neutronová hvězda tak vysoko nad rovinu Galaxie. Další možností je objekt, který prozatím vůbec není znám, nic podobného astronomové ještě nenalezli – tato možnost je nabídnuta pod označením ICBAS source (“It Can Be Any Size”).

Podstatné je v současnosti přesnější určení vzdálenosti, aby bylo možno správně kalibrovat napozorované údaje. Významné výsledky se očekávají zejména od podrobnějších měření zejména RTG observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., v jejímž zobrazení je hvězda velmi dobře rozlišitelná. Dále by měla napomoci pozorování zaměřená na rozlišení případných pulzů zdroje, očekáváme-li že Calvera je pulzaremPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.. V tomto případě by však šlo o pulzar, jehož charakteristiky se nepodobají žádnému ze známých typů.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage