Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 37 – vyšlo 12. listopadu, ročník 20 (2022)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

37/2022
Hledej

Záhada pomalého magnetaru

Petr Kulhánek

Nejsilnější známá pole ve vesmíru mají magnetaryMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a 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. – neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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. s extrémně rychlou rotací přes 200 otáček za sekundu, v nichž tekutinové dynamoMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů. ztisícinásobí původní magnetické pole. Objekty tak získají pole přes bilion tesel. Silné pole následně rotaci neutronové hvězdy zbrzdí natolik, že jedna otočka trvá řádově 10 sekund. V roce 1980 byl v souhvězdí Pravítka, ve zbytku po supernově RCW 103, objeven podivný rentgenový 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. s periodou 6,7 hodiny. V roce 2018 se ukázalo, že jde o zcela atypický magnetar s výjimečně dlouhou periodou rotace. Původ tak pomalé rotace objektu není znám a usilovně se hledají mechanizmy, které by takové zpomalení rotace uskutečnily. V současné době známe v naší Galaxii přibližně 30 magnetarů a jen jediný z nich má tak extrémně pomalou rotaci.

Mlhovina RCW 103 ve vzdálenosti 10,7 milionů světelných roků má pravděpodobně ve svém nitru atypický magnetar

Kompozitní snímek mlhoviny RCW 103 v souhvězdí Pravítka, nacházející se ve vzdálenosti 10,7 milionů světelných roků, která má pravděpodobně ve svém nitru atypický magnetar. Zdroj: NASA, Chandra, DSS.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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.

Magnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a 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.

Chandra – 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″.

SWIFT – 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 Alert 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.

Magnetary

Magnetické pole je nedílnou součástí naprosté většiny hvězd a mění se spolu s jejich rozměry. Magnetické pole si lze představit jako jakési provazce siločar svázané s látkou hvězdy. Pokud v závěrečných fázích vývoje hvězda kolabuje, dostávají se magnetické siločáry blíže k sobě a pole se zvětšuje. Proto má typická hvězda hlavní posloupnostiHlavní posloupnost – skupina hvězd táhnoucí se diagonálně v HR diagramu. Hvězdy hlavní posloupnosti svítí energií vzniklou fúzí vodíku, mezi tyto hvězdy patří i Slunce. Nejvíce jsou zastoupeny chladné, málo svítivé hvězdy. Jde o první stádium hvězdného vývoje., jakou je například Slunce, pole řádově jen 10−4 T, bílí trpaslíciBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. ale už 102 až 105 T a neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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. až 109 T. Neutronové hvězdy vznikají například jako pozůstatky explozí supernovSupernova – 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: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. a jejich rotace může být velmi svižná. Pokud neutronová hvězda rotuje rychleji než přibližně 200 otáček za sekundu, dojde v jejím nitru k jevu tekutinového dynamaMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů., které zesílí pole objektu na hodnotu i přes 1012 tesel. Takové extrémní objekty nazýváme magnetaryMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a 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.. Mají nejsilnější známé pole, tak extrémní, že ho v pozemských podmínkách nedokážeme vytvořit a ani nijak napodobit.

Pole je značně neuspořádané, jeho siločáry se opakovaně přepojují a přitom dochází k uvolnění energie, často v rentgenové nebo měkké gama oblasti elektromagnetického spektra (tzv. SGR zdroje). Záblesky jsou nepravidelné a postupně snižují energii pole a přispívají ke zklidnění nově vzniklého magnetaru. Aktivní fáze magnetaru, v níž se projevuje záblesky, netrvá z astronomického hlediska příliš dlouho, řádově pouhých deset tisíc roků. Právě proto pozorujeme aktivních magnetarů tak malé množství, v Galaxii jde o pouhé tři desítky.

Látka v okolí magnetarů vykazuje atypické chování: v extrémně silné poli jsou atomy protaženy do nití stonásobně delších, než je jejich průměr. Záblesky jsou pouze elektromagnetické povahy, protože plazma nedokáže tak extrémně silné pole opustit. Trajektorie nabitých částic mají kvantovou povahu, neboť poloměr šroubovic, po nichž se pohybují, a jejich rychlost se blíží hodnotám danými Heisenbergovými relacemi neurčitostiRelace neurčitosti – v mikrosvětě není možné současně změřit polohu a hybnost objektů. Změření jedné veličiny naruší měření druhé veličiny. Čím přesněji zjistíme polohu, tím menší informaci budeme mít o hybnosti a naopak. Jde o principiální zákonitost kvantového světa, která souvisí s nekomutativností veličin na elementární úrovni. Relace neurčitosti objevil Werner Heisenberg. Stejné relace platí také mezi energií a časovým intervalem. Ve vakuu mohou po velmi krátkou dobu vznikat ve shodě s relacemi neurčitosti fluktuace (objekty) o určité energii. Čím vyšší energie, tím kratší doba života těchto fluktuací. Dále relace platí i pro jakoukoli zobecněnou souřadnici a její hybnost. Může jít například o nějaké pole, které nemůže mít současně nulovou hodnotu a nulovou hybnost, což vede k jeho vakuovým fluktuacím.. Dráha částice není proto přesně definovaná. Silné pole má zpětný vliv na rotaci magnetaru a velmi brzy po jeho vzniku je původně rychlá rotace zbrzděna na jedinou otáčku za řádově deset sekund. Magnetary jsou vynikajícími fyzikálními laboratořemi, v nichž můžeme sledovat jevy na hranici našich znalostí a představivosti.

Magnetar – zdroj nejsilnějšího magnetického pole ve vesmíru

Magnetar – zdroj nejsilnějšího magnetického pole ve vesmíru. Zdroj: OpticFlux.

Podivný objekt 1E1613

Rentgenová observatoř na družici Einstein objevila v roce 1980 v souhvězdí Pravítka zdroj rentgenového záření 1E1613. Rentgenový signál přicházel z mlhoviny RCW 103, která je pozůstatkem po supernově s hojnými čarami kyslíku. Signál z exploze doletěl k Zemi někdy před 2000 lety. Mlhovina je vzdálená 10 700 světelných roků a expanduje rychlostí 90 km/s. Ukázalo se, že pozůstatek po této explozi je rentgenový pulzar s extrémně dlouhou periodou 6,7 dne. Z počátku se uvažovalo o tom, že jde ve skutečnosti o binární systém a pozorovaná perioda není dána rotací objektu, ale oběžnou dobou dvojice. Takový scénář byl postupně z dalších pozorování vyloučen.

Zlomem byl rok 2016, kdy rentgenová a gama observatoř 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 Alert 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. zaznamenala dne 22. června přístrojem BAT (Burst Alert Telescope) rentgenový záblesk s milisekundovými fluktuacemi. Podobné záblesky jsou naprosto typické pro magnetary, a tak vzniklo podezření, že je pozorovaný pulzar magnetarem. Charakter záblesku zcela vyloučil možnost binárního objektu. Detekce záblesku odstartovala vlnu dalších pozorování nejrůznějšími krátkovlnnými přístroji, například NuSTAR, 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″., XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.. Objekt byl ale pozorován i ve vizuálním a infračerveném oboru, například Velmi velkým dalekohledemVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace., či 2,2metrovým dalekohledem observatoře ESOESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA. V současnosti je v Chile budován Extra velký dalekohled ELT, který bude zprovozněn v roce 2014 a celooblohová Observatoř Very Rubinové, která bude v rutinním provozu od roku 2023.. Záhy byl kanadskými vědci z McGillovy univerzity v Montrealu nalezen i infračervený signál z této oblasti. Magnetické pole magnetarů je schopné rotaci neutronové hvězdy výrazně zpomalit, ale nikdy nebyla pozorována perioda rotace vyšší než řádově deset sekund. K takovému zbrzdění rotace byly zapotřebí buď nějaké další neznámé mechanizmy, nebo mnohem silnější pole, než se u magnetarů dosud předpokládalo.

Multispektrální pozorování mlhoviny RCW 103

Multispektrální pozorování mlhoviny RCW 103. Levé dva snímky jsou v optickém oboru z přístroje MUSE dalekohledu VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace., pravý snímek je v rentgenovém oboru z přístroje ACIS na palubě rentgenové 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″.. Křížkem je znázorněna poloha rentgenového pulzaru. Zdroj: VLT/MUSE, Chandra/ACIS.

Záblesk v mlhovině RCW 103 objevený observatoří SWIFT dne 22. 6. 2016

Záblesk detekovaný dne 22. 6. 2016 z rentgenového pulzaru v centru mlhoviny RCW 103 zcela změnil pohled na tento objekt. Nalevo je rentgenový zdroj dva roky před zábleskem, napravo při záblesku. Zdroj: NASA, Swift.

Existuje řešení?

O dva roky později, v roce 2018, byl detekován další extrémně zajímavý zdroj. Tentokrát šlo o periodicky se opakující rádiový signál přicházející z relativně vzdálené galaxie SDSS J015800.28+654253.0 (500 milionů světelných roků) ze souhvězdí Kasiopeji. Zdroj získal katalogové označení FRB 20180916B. Zkratka FRB znamená Fast Radio Burst (rychlé rádiové záblesky trvající od zlomků milisekund po jednotky sekund). Záblesky se opakují pravidelně každých 16 dní. Zdroj byl objeven experimentem CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment). Detailně byly záblesky sledovány německou radioteleskopickou sítí WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope), radioteleskopickým polem LOFAR (Low Frequency Array) a letošního roku i největším evropským radioteleskopem Effelsberg. Osud tohoto zdroje je velmi podobný rentgenovému zdroji z mlhoviny RCW 103. Nejprve se uvažovalo o binárním objektu, z charakteru záblesků byla ale taková možnost později vyloučena. Některé charakteristiky naznačují, že by opět mohlo jít o mladý magnetar, tentokrát ale daleko za hranicemi naší Galaxie, což činí takovou interpretaci dosti problematickou, neboť ze vzdálenosti půl miliardy světelných roků by byl signál obyčejného magnetaru sotva detekovatelný. Pokud je tomu tak, je jeho šestnáctidenní perioda zcela výjimečná a nepochopitelná. Nicméně je dobře, že se našel další objekt s velmi dlouhou periodou pulzací, i když jejich mechanizmus bude pravděpodobně odlišný od prvního jmenovaného zdroje. Světlo do dějů vedoucích k tak dlouhé periodicitě obou objektů, ať už jde o cokoli, by mohl vznést dalekohled Jamese WebbaJWST – James Webb Space Telescope, vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník Hubblova dalekohledu připravený třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynesla do vesmíru evropská nosná raketa Ariane na konci roku 2021. Je umístěn v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Průměr segmentovaného zrcadla je 6,5 m. Dalekohled je pojmenován po řediteli NASA, který Ameriku úspěšně dovedl k přistání na Měsíci. Dalekohled Jamese Webba je určený primárně pro pozorování v infračerveném oboru., který je v tuto chvíli nejcitlivějším přístrojem pro infračervený obor, jaký máme k dispozici.

Odkazy

  1. A. D'Aì et al.: Evidence for the magnetar nature of 1E 161348-5055 in RCW 103; arXiv:1607.04264 [astro-ph.HE], 4 Sep 2016
  2. Lee Mohon: Young Magnetar Likely the Slowest Pulsar Ever Detected, NASA/Chandra mission pages, 8 Sep 2016
  3. Shriharsh P. Tendulkar et al.: Near Infrared Counterpart of 2E 1613.5-5053, the Central Source in Supernova Remnant RCW 103; Astrophysical Journal 841/1 (2017)
  4. Frédéric P. A. Vogt et al.: Identification of the central compact object in the young supernova remnant 1E 0102.2–7219; Nature Astronomy 2 (2018) 465–471
  5. Chandra Mission pages: RCW 103: Young Magnetar Likely the Slowest Pulsar Ever Detected; 2016
  6. Par Pierre: Les signaux radio de l’espace lointain peuvent provenir d’un type rare d’étoile; Netcost, 3 Sep 2021
  7. S. Bethapudi et al.: High frequency study of FRB 20180916B using the 100-m Effelsberg radio telescope; arXiv:2207.13669 [astro-ph.HE], 27 Jul 2022
  8. Ketan R. Sand et al.: Multiband Detection of Repeating FRB 20180916B; Astrophysical Journal 932/98 (2022) 1–15
  9. Wikipedia: FRB 180916.J0158+65
  10. Petr Kulhánek: Magnetary; cyklus Blýskání, Český rozhlas 2012
  11. Michal Stránský: Extrémní magnetická pole; AB 30/2004
  12. Petr Kulhánek: Gigantická exploze SGR 1806-20 aneb může být Země ohrožena?; AB 21/2005
  13. Jiří Hofman: Pulzar obřím permanentním magnetem?; AB 15/2012

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage