Nedávný článek jsme věnovali neutronovým hvězdám, především pak takzvaným pulsarům, které jsou samy o sobě velmi zajímavé, jelikož nabízí i několik možností praktického využití. Dnes se podíváme na možná ještě zajímavější objekty, jimiž jsou magnetary. Jak už asi tušíte z názvu, jedná se o objekty s velmi silným magnetickým polem. Také magnetary jsou z pohledu fyziky mimořádně pozoruhodnými objekty. Nejprve si ale stručně zopakujme pár základních informací z minula.

Neutronové hvězdy a jejich objev

Existenci objektů, které posléze získaly název neutronové hvězdy postulovali již na počátku 30. let minulého století přední astrofyzikové té éry – Walter Baade a Fritz Zwicky. Koncem téhož desetiletí pak fyzikové Robert Oppenheimer, Richard Tolman a George Volkoff vypočítali maximální možnou hmotnost neutronových hvězd, tzv. TOV limit. Jeho hodnotu dodnes neznáme zcela přesně, ale pohybuje se kolem 2,2 násobku hmotnosti Slunce. Při překročení této hmotnosti zkolabuje neutronová hvězda na černou díru.

I přes tento teoretický základ přišel objev neutronových hvězd až v roce 1967, kdy britská astronomka Jocelyn Bell-Burnell pracující pod vedením Antony Hewishe objevila radioteleskopem v Cambridge pulsar PSR B1919+21. Pulsar je jedním z typů neutronové hvězdy, konkrétně jde o objekt, jenž v pravidelných intervalech emituje krátké záblesky. Pulsary se mohou projevovat v různých částech elektromagnetického spektra, známe rentgenové i radiové pulsary.

Každá neutronová hvězda může být v principu pulsarem, záleží na jejím stáří a na tom, jakým směrem vysílá své záblesky. Tyto jsou totiž poměrně úzce směrované a vycházejí z magnetických pólů objektu. Když alespoň jeden z nich vidíme ze Země, označíme danou neutronovou hvězdu jako pulsar.

Typy neutronových hvězd

Dva druhy známých neutronových hvězd jsme zde již zmínili. Jde o běžné neutronové hvězdy a pulsary. Existuje ale i třetí typ tzv. magnetary. O nich si dnes budeme dále povídat. Je pochopitelně možné, ačkoliv ne úplně pravděpodobné, že se ve vesmíru vyskytuje ještě nějaký další nám prozatím neznámý typ neutronových hvězd.

Na tomto místě se sluší dodat, že lidstvo až dodnes objevilo přes 3 200 neutronových hvězd. Většinu z nich, celých 2 000, můžeme zařadit mezi pulsary. Naproti tomu magnetarů známe pouze 31 a z toho jen ve 24 případech jde o potvrzené objevy. Existuje i zvláštní kategorie neutronových hvězd, jež jsou pulsary a magnetary současně, těch známe jen šest.

Objev magnetarů

Psal se rok 1979 a sovětské sondy Veněra 11 a 12 zrovna létaly v okolí Venuše, když jen několik měsíců předtím uvolily atmosférické sondy, které dokázaly bezpečně přistát na povrchu planety a v pekelných podmínkách dokonce vydržely pracovat 95, respektive 110 minut. 5. března zaznamenaly obě sondy velmi intenzivní gama záblesk, jenž zvýšil zaznamenanou dávku gama záření tisíckrát oproti nominálnímu stavu.

Gama záření se mezitím šířilo dál. O chvíli později zasáhlo americkou sondu Helios 2 určenou k průzkumu meziplanetárního prostoru v okolí Slunce a také další americkou sondu Pioneer Venus 1, jejímž cílem byl průzkum Venuše. O chvíli později zasáhla vlna gama záření rovněž Zemi, kde ji zaznamenaly tři družice amerického programu Vela, Einsteinova rentgenová observatoř a sovětská družice Prognoz 7. Později signál dorazil ještě k observatoři International Sun-Earth Explorer, aby nakonec konečně opustil Sluneční soustavu.

Popsaná událost byla zcela bezprecedentní svou intenzitou. Oproti předchozímu nejsilnějšímu podobnému jevu šlo o více než stokrát intenzivnější signál gama záření. Astronomové měli štěstí, že gama záření dokázalo zachytit tak velké množství družic a sond, díky tomu mohli určit pozici zdroje na obloze s přesností na dvě obloukové vteřiny.

Ukázalo se, že směr souhlasí se zbytkem hvězdy nacházející se ve Velkém Magellanovu mračnu, jež před přibližně pěti tisíci lety vybuchla jako supernova. Událost samotná získala název GRB 790305bm. Avšak pozor! Nejde o obyčejný gama záblesk, jaký jsme si zde již představovali. Šlo totiž o měkké gama záření, proto získal zdroj označení SGR (soft gamma repeater) 0525-66.

Vznik a vlastnosti magnetarů

Co ale mohlo takto silný signál gama záření vyvolat? V minulém článku jsme velmi obšírně probírali pulsary. Ty vznikají při výbuchu supernovy. Když k této kataklyzmatické události dojde, jádro hvězdy o hmotnosti 10-25 hmot Slunce se prudce zhroutí do tělesa o velikosti 10-20 kilometrů. Takový objekt přitom může vykazovat hmotnost více než dvou hmot Slunce. Nachází se v něm tedy z principu velmi hustá a hmotná látka.

A to tak hustá, že se její parametry blíží hmotě v atomovém jádře. Hustota neutronových hvězd se může pohybovat v řádu 10¹³ až 10¹⁶ g/cm³. Záleží na rozměru neutronové hvězdy a také na tom, zda se nacházíme u jejího povrchu nebo naopak v jádře. Hrací kostka materiálu z neutronové hvězdy může tedy mít hmotnost až 10¹⁶ gramů, což je 10 miliard tun.

Při zhroucení hvězdy dojde jednak ke kolapsu tekutinového dynama (magnetické pole vzniká pohybem plazmatu nebo tekutého kovu), které dříve pohánělo magnetické pole hvězdy a také k prudkému nárůstu intenzity zbytkového magnetického pole zamrzlého do plazmatu. Zatímco zemské magnetické pole dosahuje velikosti maximálně 65 mikrotesla, neutronová hvězda může vykazovat indukci magnetického pole až 1 000 000 000 Tesla, čili o celých 15 řádů více.

Proč tomu tak je? To dosud zcela přesně nevíme. Často předkládaná možnost ale počítá se zachováním magnetického toku původní hvězdy. Když se hvězda hroutí na neutronovou hvězdu, zůstane zachován její magnetický tok. Protože je ale neutronová hvězda mnohem menší, pole příslušně naroste. Neboli se zahustí siločáry (správný termín je magnetické indukční čáry, protože se ale téměř nepoužívá, zůstaneme i my dnes u siločar) magnetického pole, chcete-li.

Neutronové hvězdy rychle rotují, moment hybnosti původní hvězdy se totiž při kolapsu rovněž zachovává a kvůli tomu se musí výsledný objekt otáčet kolem své osy velmi rychle. Běžná perioda rotace jsou milisekundy, nejrychlejší neutronová hvězda má na povrchu rychlost rotace asi 75 000 km/s, tedy čtvrtinu rychlosti světla.

Simulace Roberta Duncana a Christophera Thompsona z Princetonu ukazují, že pokud jako supernova vybuchne hvězda hlavní posloupnosti s dostatečně silným magnetickým polem a současně se výsledná neutronová hvězda dostane nad 200 otáček za sekundu, začne v prvních deseti sekundách života neutronové hvězdy opět fungovat tekutinové dynamo, jež magnetické pole řádově zvýší. Neutronová hvězda se totiž neskládá jen z neutronů, ale obsahuje i nějaké protony a elektrony a proto má pod povrchem vodivou kapalinu do níž jsou zcela zamrzlé siločáry magnetického pole.

Jak často takové magnetary vznikají? Kvalifikovaný odhad astrofyziků říká, že asi jedna z deseti explozí supernovy vede ke vzniku magnetaru. To není zrovna mnoho a jde o jeden z důvodů, proč dosud známe jen velmi málo objektů tohoto druhu.

Magnetické pole a jeho efekty

Magnetary mohou získat magnetické pole s intenzitou až 10¹¹, tedy sto miliard Tesla. Nejsilnější stabilní magnetické pole připravené lidmi (Čína 2022) v laboratoři mělo intenzitu 45 Tesla, rozdíl tedy dosahuje 10 řádů. U magnetického pole známe tzv. kvantovou mez, jež má hodnotu 10⁹ Tesla. Při popisu pole s indukcí vyšší než je tato mez již musíme vzít do úvahy kvantové jevy.

Jediné známé objekty překonávající kvantovou mez magnetického pole jsou právě magnetary. Pozorujeme zde proto velmi podivuhodné fyzikální efekty. Možná jste už někdy slyšeli o islandském vápenci, u nějž pozorujeme tzv. dvojlom, jev při němž se světelný paprsek rozdělí na rozhraní krystalu na dva. U magnetarů ale pozorujeme i tzv. dvojlom vakua, kdy se samotné vakuum chová podobně jako vápenec a láme paprsky na dva.

Takto intenzivní magnetické pole silně působí i na hmotu. Kupříkladu atomy ani vzdáleně nepřipomínají kuličky, ale jsou asi stonásobně protaženy ve směru magnetického pole. Vyskytují se ve tvaru válců asi 200 krát tenčích, než je jejich běžný průměr a dokonce užších, než jsou de Broglieho vlnové délky elektronů.

Molekuly zde vytvářejí polymerní struktury a rovněž tu probíhá velmi prudká tvorba elektron – pozitronových párů. Místní specifické prostředí může za jistých okolností také působit na nabité částice jako tzv. magnetická čočka, jenž působí podobně jako optická čočka na fotony nebo jako gravitační čočka, kterou znáte z mých minulých článků.

Mimochodem, teoretický limit magnetického pole je asi 10⁴⁷ Tesla, tedy ještě o 35 řádů více, než se vyskytuje u magnetarů. Nad touto hladinou by totiž samovolně vznikaly exotické částice známé jako magnetické monopóly schopné zabránit dalšímu zesílení pole. Nicméně magnetická pole o této nebo vyšší indukci ve vesmíru pravděpodobně neexistují.

Zajímavé je, že zatímco při svém vzniku se magnetary otočily kolem své osy více než 200 krát za sekundu, velmi brzy se rychlost jejich rotace prudce sníží. Magnetické pole o indukci 10¹² Tesla totiž rotaci brzdí. V důsledku toho se z původně nejrychleji rotujících neutronových hvězd postupně stanou naopak ty nejpomalejší, běžný magnetar se kolem své osy otočí asi jednou za 5 až 10 sekund.

Vliv magnetického pole na člověka

Magnetická pole s nimiž se běžně setkáváme na zemi nejsou zdraví škodlivá. Lidské tělo se totiž skládá převážně z látek diamagnetických. Jde o ty látky do nichž magnetické pole bez potíží proniká a je těmito látkami zeslabeno. Naopak paramagnetika, která vnější magnetické pole zesilují se v těle nachází jen ve velmi malém množství. Žádný škodlivý vliv běžných magnetických polí na lidské tkáně proto prokázán nebyl.

U magnetických polí o indukci 10¹¹ Tesla je to ale něco úplně jiného. Takové magnetické pole už má silný vliv na elektricky nabité částice v atomech, konkrétně zejména deformuje elektronové oblaky atomů a tím ničí chemii známého života. Proto by bylo pro člověka smrtelné se přiblížit k magnetaru i na tisíc kilometrů. No a kupříkladu vymazat data z magnetických proužků debetních karet by magnetar zvládl i na 200 000 kilometrů, polovinu vzdálenosti Měsíce od Země.

Soft Gamma Repeaters a magnetary

Opravdu ale souvisejí magnetary s popsanými objekty známými jako SGR, jak jsme předpokládali? To se roku 1998 rozhodla otestovat řecká astrofyzička Chrysta Kouveliotou. Znala názor Duncana a Thompsona na vznik magnetarů a současně věděla, že by se měla rychlost jejich rotace vlivem magnetického pole a záblesků měkkého gama záření zpomalovat. Proto se rozhodla provést prověření periody rotace objektu SGR 1806-20. Zjistila, že se doba rotace mezi roky 1993 a 1998 zpomalila o 0,008 sekundy. Vysvětlením je magnetar s indukcí pole 10¹⁰ Tesla.

Díky jejímu výzkumu převážil odborný názor ve prospěch spojitosti zdrojů SGR a magnetarů. Jakým způsobem však dochází k uvolňování gama záření? Nesmírně silná magnetická pole magnetarů jsou také extrémně chaotická. Proto běžně dochází k prudkým změnám těchto polí a také k tzv. přepojování magnetických siločar. Podobně jako si elektrický proud umí najít výhodnější cestu a potom dojde ke zkratu, mohou i magnetické siločáry změnit svou orientaci do jiného, výhodnějšího uspořádání. Když k tomu dojde, uvolní se velké množství energie, jež zahřeje okolní korónu.

V případě takového uvolnění energie, pozorujeme záblesky magnetaru. Právě ty záblesky měkkého gama záření, o nichž jsme již mluvili, popřípadě rentgenové záblesky. Na rozdíl o některých jiných zdrojů nejsou tyto záblesky ani jednorázové, ani pravidelné. Jak se totiž magnetické pole dostává do stále lepší konfigurace, dochází i k přepojování magnetických siločar v nepravidelných intervalech. Není proto výjimečné, že od některých magnetarů přijde několik záblesků těsně po sobě a potom třeba dva roky nepřijde žádný.

S extrémně silným magnetickým polem souvisí i to, že se u magnetarů vyskytuje na povrchu slupka tvořená plazmatem obsahujícím těžké prvky, například železo. Tato vrstva vykazuje tak vysokou pevnost, že zde může vlivem přepojování siločar magnetického pole docházet k silným hvězdotřesením. Jejich energie dosahuje mimořádně vysokých hodnot a doprovází je záblesky rentgenového a gama záření.

Musíme si ještě říci, že tyto záblesky jsou pouze elektromagnetické povahy. Když u Slunce dochází k přepojení magnetických siločar, může se uvolnit chuchvalec plazmatu, který s sebou nese zamrzlé magnetické pole a následně se setká třeba se Zemí. U Slunce se tudíž mohou uvolnit i nabité částice jako protony a elektrony. Magnetary ale něco takového nikdy nedovolí. Ultra silné magnetické pole nabité částice nepustí ze své moci a žádné plazma se uvolnit nedokáže. Magnetar umí opustit jen elektricky neutrální fotony na pomezí gama a rentgenové oblasti.

Jestliže vidíme rentgenové záblesky, hovoříme o tzv. AXP – anomálních rentgenových pulsarech, u gama záření pak o zmiňovaných zdrojích SGR. Termín se obvykle nepřekládá, ale lze jej popsat jako měkké gama opakovače. Oba zdroje vysokoenergetického záření mají na astronomické poměry velmi krátké trvání, jen asi 20 000 let. Když dochází k přepojování siločar a masivním hvězdotřesením, stává se magnetické pole stále méně neuspořádaným a sedá si do nižšího energetického stavu. Po čase se magnetické pole stane klasickým dipólem a aktivní fáze magnetaru skončí.

Přesněji řečeno, prvních asi 10 000 let funguje magnetar jako zdroj měkkého gama záření SGR, poté se ale magnetické pole zklidní a následuje dalších asi 10 000 let fáze AXP, kdy magnetar vydává rentgenové záblesky. Poté skončí i fáze AXP. Vzhledem k tomu, že pozorovatelnost magnetarů závisí na záblescích, je téměř nemožné je v pozdější neaktivní fázi najít. To vysvětluje, proč jich známe jen několik desítek i přesto, že by se jich v Galaxii mělo vyskytovat několik milionů.

Je-li magnetar stále ve fázi, kdy vydává záblesky, může to být občas nesmírně divoké představení. Příležitostně se totiž stane, že nedojde k lokálnímu přepojení magnetických siločar, které má rovněž jen lokální vliv na magnetické pole, ale přepojí se siločáry najednou na celém magnetaru. Jinými slovy, magnetické pole jako celek se prakticky v jeden okamžik dostane do výhodnější energetické konfigurace.

Měkké záblesky gama záření

To vede k záblesku měkkého gama záření nepředstavitelných rozměrů. V moderní historii lidstva byla podobná událost zachycena pouze třikrát. Poprvé to bylo 5. března 1979 ze zdroje SGR 0525-66 nacházejícího se ve Velkém Magellanovu mračnu. Jde o onu událost vedoucí k objevu magnetarů. Zmínili jsme, že na jejím průzkumu měly výrazný podíl sondy a družice jako Veněra 11 a 12, Pioneer Venus 1, Helios 2, Einsteinova observatoř, dvě družice Vela, ISEE (ICE) a Prognoz 7. Velké Magellanovo mračno je vzdáleno 163 000 světelných let, přesto všechny přístroje na oběžné dráze záblesk jasně viděly a to dokonce i sonda ISEE, která byla ke zdroji otočená zadní částí.

Druhý takový záblesk přišel 27. srpna 1998 z magnetaru SGR 1900-14 vzdáleného 20 000 světelných let ve směru souhvězdí Orla. Stejně jako v roce 1979 došlo k přesycení všech přístrojů na kosmických observatořích schopných událost zaznamenat. Signál pozorovaly sondy WIND, Ulysses, Beppo-Sax, NEAR nebo RTXE. Záblesk měl dokonce vliv na zemskou atmosféru. Přiletěl v noci a atomy v ionosféře ionizoval na hodnoty běžné za dne.

Nejmohutnější záblesk ale přišel těsně po Vánocích v roce 2004. 27. prosince zachytily sondy WIND, INTEGRAL nebo SWIFT záblesk ve směru od již známého magnetaru SGR 1806-20. Ten leží 50 000 světelných let daleko ve směru souhvězdí Střelce. Jeho perioda je 7,2 sekundy a průměr 20 km.

Výbuch opět ovlivnil atmosféru Země stejným způsobem jako SGR 1900-14 o šest let dříve. Představte si tu nesmírnou sílu, kterou tato astronomická událost musela mít, aby nás mohla ovlivnit na vzdálenost poloviny rozměru Galaxie. Zatímco předchozí dva popsané magnetary uvolnily energii asi 10³⁷ J, SGR 1806-20 uvolnil 10³⁹ J. A to za jedinou desetinu sekundy. V průběhu tohoto okamžiku uvolnil magnetar více energie, než vydá Slunce za 150 000 roků. Zmiňovali jsme zde silná hvězdotřesení. Záblesk magnetaru SGR 1806-20 doprovázelo hvězdotřesení odpovídající pozemskému zemětřesení stupně 32 Richterovy škály.

Absolutní magnituda záblesku byla v gama oboru minus 29. Pokud by byl vzdálen 32 světelných let, a my bychom byli schopni vidět gama záření, zářil by na obloze výrazně jasněji než sluneční disk. Od Keplerovy supernovy v roce 1604 šlo o nejjasnější pozorovanou událost v Mléčné dráze. Kdyby magnetar ležel blíže než 10 světelných let, měl by potenciál zničit ozonovou vrstvu a zřejmě vyvolat masové vymírání. Naštěstí se nejbližší (známý) magnetar nachází asi 9 000 světelných let daleko.

Známé a zajímavé magnetary

Jak už jsme si řekli výše, dodnes známe jen 24 spolehlivě potvrzených magnetarů. První z nich, SGR 0525-66, jsme objevili v roce 1979 ve Velkém Magellanově mračnu, blízké nepravidelné galaxii. Jednoho kandidáta magnetaru známe i v Malém Magellanově mračnu, další blízké malé galaxii.

Většina nám známých magnetarů se nachází v naší Galaxii. 1E 1048.1-5937 leží asi 9 000 světelných let daleko ve směru souhvězdí Lodního kýlu. V otevřené hvězdokupě Westerlund 1 vzdálené asi 15 000 světelných let ve směru souhvězdí Oltáře astronomové nalezli CXOU J164710.2−455216. Oba zmíněné magnetary vznikly z masivních hvězd hlavní posloupnosti o hmotnosti cca 40 M_S.

V roce 2013 objevili němečtí astronomové pomocí svého stometrového radioteleskopu Effelsberg objekt SGR J1745-2900. Jde o první známý magnetar obíhající naši supermasivní černou díru Sagittarius A* a to ve vzdálenosti 0,33 světelného roku. Zjištěna byla perioda 3,7 sekundy a indukce magnetického pole 10¹⁰ Tesla. Vzhledem k tomu, že takto exotický objekt obíhá jiný velmi exotický objekt, nabízí se v tomto případě astronomům mnoho příležitostí k výzkumu. Magnetar může posloužit třeba při studiu mezihvězdného prostředí nebo k testování kvantové gravitace.

Nejsilnější magnetické pole, celých 10¹¹ Tesla, zjistili odborníci u magnetaru SRG 1806-20. Ten se nachází sice v Mléčné dráze, ale v podstatě přesně na opačné straně od nás, dělí nás tedy 50 000 světelných let. Jde o jeden z magnetarů, jehož silné záblesky měkkého gama záření zachytily i naše kosmické observatoře. Další byly SGR 0525-66 a SGR 1900+14.

Nejstarší známý magnetar objevila v roce 2011 kosmická sonda Swift a podle ní má i název SWIFT J1822.3-1606. Tento objekt je starý snad až půl milionu let. Naopak v roce 2020 objevila stejná observatoř jiný magnetar SWIFT J1818.0-1607, který je současně též rádiovým pulsarem. Vznikl zřejmě před pouhými 250 roky a jde tak o nejmladší známý magnetar.

Teleskop Swift stojí i za dalšími dvěma zajímavými detekcemi. SGR J1550-5418 pozorovaný kromě Swiftu také observatoří Fermi je s periodou 2,07 sekundy nejrychleji rotujícím známým magnetarem. Nachází se asi 30 000 světelných let daleko ve směru souhvězdí Pravítka. V roce 2014 pozoroval Swift magnetar SGR 1935+2154 vzdálený taktéž 30 000 světelných let, ale ve směru souhvězdí Lištičky.

Později upozornil Swift na zvýšenou aktivitu zdroje a následně kanadský experiment CHIME, americký experiment STARE2 a velký čínský radioteleskop FAST detekovaly ve směru magnetaru dva jasné rádiové záblesky. Observatoře Swift, INTEGRAL, AGILE a detektor NICER na ISS poté zachytily ve směru magnetaru rentgenový záblesk a to ve stejnou dobu jako rádiový signál. SGR 1935+2154 je tak první známý zdroj rychlých radiových záblesků v Mléčné dráze, první ztotožněný s konkrétním vesmírným tělesem a také první s prokázanou souvislostí s rentgenovými záblesky.

To ale stále ještě není všechno. Už od roku 1980 známe objekt zvaný RCW 103. Jedná se o zbytek po výbuchu supernovy schovaný uprostřed mlhoviny. Nachází se asi 2000 světelných let daleko ve směru souhvězdí pravítka. O tomto zbytku bylo zjištěno, že jde o rentgenovský pulsar. A tento pulsar vykazuje periodu rotace 6,7 hodiny. To je samo o sobě velmi zvláštní. Říkali jsme si už minule, že se neutronové hvězdy točí velmi rychle. Běžné jsou periody v milisekundách, u magnetarů maximálně několik sekund či desítek sekund. Takže kde se vzalo několik hodin?

Jenže v roce 2016 se situace ještě více zamotala. Astronomové totiž u tohoto pulsaru pozorovali, opět i s pomocí kosmických observatoří (Chandra, Swift), rentgenový záblesk. No a když dokázali následně tento záblesk charakterizovat, s překvapením zjistili, že odpovídá magnetaru. Tím se nám záhada ještě o něco prohlubuje. Je sice pravda, že se magnetary točí pomaleji než ostatní neutronové hvězdy, nicméně nevíme přesně jaký mechanismus by mohl magnetar takto zpomalit.

V tuto chvíli existují dvě základní vysvětlení. Je možné, že magnetar takto silně zpomalily nějaké fyzikální děje, jež dosud neznáme nebo jsme si je aspoň nespojili se zpomalováním rotace neutronových hvězd. Anebo magnetar takto zpomalilo jeho vlastní magnetické pole, v takovém případě by ovšem muselo být výrazně silnější, než jsme si dosud mysleli, že může být. Ne 10¹¹ Tesla, ale třeba 10¹⁴ Tesla. Ať už se potvrdí jakákoliv možnost, bude to pro astronomii velký pokrok. Ale vzhledem k tomu, že výsledky tohoto výzkumu byly publikovány teprve v loňském roce, musíme si na definitivní řešení ještě chvíli počkat.

Závěr

V našem vesmíru známe jen velmi málo extrémnějších objektů, než jsou magnetary a extrémnějších dějů, než jsou záblesky měkkého gama záření. Můžeme být jen rádi, že tyto procesy máme šanci studovat z bezpečné vzdálenosti. A že je na co se dívat. V následujícím desetiletí lze předpokládat rozšíření počtu známých magnetarů, ale jak plyne z předchozí podkapitoly, v nejbližších letech bychom se v této oblasti výzkumu dokonce mohli dočkat zcela převratných výsledků.

Poznámka autora

U mého minulého článku vznesl jeden ze čtenářů prosbu, zda by nebylo možné všechny mé články nějakým způsobem sjednotit, aby se daly snadno dohledat všechny najednou. Tento požadavek jsem se rozhodl vyslyšet. Po poradě s Dušanem Majerem bylo rozhodnuto, že se nebude vytvářet další klasický seriál, ale ke všem mým vhodným článkům se přiřadí nový štítek –⁠ Fyzikální výzkum v kosmonautice.

Ten bude fungovat podobně jako jiný podobný štítek –⁠ Kosmonautika pomáhá. Tedy, budete-li chtít najít všechny mé články, zadejte si buď do pole vyhledávání slovní spojení Fyzikální výzkum v kosmonautice a nebo použijte tento odkaz. Mělo by to fungovat i pro nově doplněné články a nebojte se, tyto budou přibývat. Vynechány jsou pouze články z již existujících seriálů S Webbem za hlubokým nebem a Top 5.

Použité a doporučené zdroje

• ESA XMM-Newton: https://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton
• NASA Chandra: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
• NASA Swift: https://www.nasa.gov/mission_pages/swift/main
• ESA Integral: https://www.cosmos.esa.int/web/integral
• Chandra Harvard: https://www.cosmos.esa.int/web/integral

Zdroje obrázků

• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2020/07/artist_s_impression_of_radio_bursting_magnetar/22150546-1-eng-GB/Artist_s_impression_of_radio_bursting_magnetar.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/88/Susan_Jocelyn_Bell_%28Burnell%29%2C_1967.jpg
• https://d2pn8kiwq2w21t.cloudfront.net/original_images/jpegPIA23863.jpg
• http://mentallandscape.com/V_Venera11.jpg
• https://scienceandsf.com/wp-content/uploads/2019/09/5102648758_6367a034f1_b.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/images/751993main_Manhattan_NS_large.jpg
• https://s27107.pcdn.co/wp-content/uploads/2019/08/Spoonful-of-neutron-star.jpg
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/art_millisecond_pulsar.jpg
• https://d2r55xnwy6nx47.cloudfront.net/uploads/2019/10/Magnetar_1300Lede.jpg
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/2022/china-claims-new-world-1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Crystal_on_graph_paper.jpg
• https://cdn.sci.news/images/enlarge3/image_4410_2e-Vacuum-Birefringence.jpg
• https://substackcdn.com/image/fetch/f_auto,q_auto:good,fl_progressive:steep/https%3A%2F%2Fbucketeer-e05bbc84-baa3-437e-9518-adb32be77984.s3.amazonaws.com%2Fpublic%2Fimages%2Fb1304ec1-a1dc-46ea-8c33-d61774f00772_800x364.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Magnetar-3b-450×580.gif
• https://d2r55xnwy6nx47.cloudfront.net/uploads/2020/06/Magnetar-FRB_2880x1620_Lede.jpg
• https://cdn.sci.news/images/enlarge10/image_11363e-Magnetar.jpg
• http://hvezdy.astro.cz/obr/hvezdy/neutron/04_sgrpos.png
• http://astronomia.zcu.cz/obr/hvezdy/neutron/04_ctb109.gif
• https://aasnova.wpenginepowered.com/wp-content/uploads/2018/12/fig1-6.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Dust_Ring_around_Magnetar1.jpg
• https://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a010000/a010300/a010366/SGR_no_overlay_1280x720.00252_print.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e9/Artist%E2%80%99s_impression_of_the_magnetar_in_the_star_cluster_Westerlund_1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e3/Sgr1745.jpg
• https://cdn.sci.news/images/enlarge7/image_8550_2e-Swift-J1818.0-1607.jpg
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/2021/magnetarsgrj.jpg
• https://chandra.harvard.edu/photo/2016/rcw103/rcw103.jpg
• https://legendary-digital-network-assets.s3.amazonaws.com/wp-content/uploads/2020/11/13013956/Magnetar-body-image-2.png