Žeň objevů 2006

Věnováno památce českých astronomů RNDr. Miloslava Kopeckého, DrSc. (1928-2006) z Ondřejova a PaeDr. Josefa Bartošky (1950-2006) z Hradce Králové.

„Fantazie nás často zavádí ke světům, které nikdy neexistovaly. Ale kdybychom ji neměli, nedostaneme se nikam.“

Carl Sagan (1934-1996)

Úvodem

Rok 2006 se zapsal do historie astronomie zejména úspěšným návratem kosmické sondy Stardust se vzorky materiálu z okolí komety Wild 2 hned počátkem roku. Vzápětí mohli astronomové sledovat doslovné rozsypání komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 – na více než kopu (4 mandele) úlomků. Počet objevených extrasolárních planet v Galaxii překročil další magickou hranici 200. Nova RS Ophiuchi vybuchla od r. 1898 již pošesté a stala se tak nejlépe studovanou rekurentní novou v dějinách astronomie. Českému robotickému teleskopu FRAM v argentinské pampě se podařilo pozorovat dva optické protějšky zábleskových zdrojů záření gama a u tří kvasarů byly v radiovém pásmu odhaleny zdánlivé nadsvětelné rychlosti rozpínání až 28násobku rychlosti světla. Japonský teleskop Subaru pořídil spektrum galaxie staré jen 750 mil. let po velkém třesku a neúnavná družice WMAP – získala první údaje o polarizaci reliktního záření, což značně zpřesnilo naše znalosti o topologii a stáří vesmíru i zastoupení různých forem hmoty v něm.

Pro českou astronomii byl rok 2006 výjimečný také tím, že v srpnu se u nás uskutečnilo XXVI. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie, čímž se Praha po Římu a Sydney stala městem, v němž se takové shromáždění konalo podruhé. Navíc měl pražský astronomický kongres zabezpečenu zcela mimořádnou publicitu, protože se na něm hlasovalo o závazné definici planety sluneční soustavy, což vzbudilo nemalé vášně jinak tak seriózních badatelů, za něž jsou astronomové obvykle považováni.

Mezi oběma pražskými kongresy uplynulo 39 roků. Když pisatel uveřejnil v tehdejší Říši hvězd II. Žeň objevů za r. 1967, stačily mu na článek necelé 2 tiskové stránky! Poslední uveřejněný článek o objevech z r. 2005 je téměř stokrát (!) delší a troufám si tvrdit, že ani přehled za r. 2006 nebude kratší. Snad právě toto srovnání výmluvně svědčí o tom, co se stalo s astronomií v průběhu aktivního života jedné astronomické generace.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur a Venuše

Podruhé v tomto století 8. listopadu 2006 byl z obou Amerik, Pacifiku, vých. Asie, Austrálie a Nového Zélandu pozorován téměř pětihodinový přechod Merkuru přes sluneční kotouč, mj. též družicemi SOHO a TRACE. Příští takový úkaz bude ze Země viditelný až 9. května 2016. V okolí Slunce dosud není prozkoumáno pásmo v rozmezí 0,08 – 0,18 AU (Merkur obíhá v průměrné vzdálenosti 0,4 AU) s cílem odhalit případnou existenci větších planetek (vulkanoidů). Při pohledu ze Země jde o maximální úhlovou odlehlost 10,5° od středu Slunce. U. Christensen se zabýval otázkou původu slabého magnetického pole Merkuru. Domnívá se, že příčinou existence pole je tepelná konvekce spojená s pozvolným tuhnutím vnitřního jádra planety. Protože Merkur rotuje velmi pomalu, vzniká tak jen slabý dynamový efekt, díky němuž má Merkur slabé globální magnetické pole.

V polovině dubna 2006 dospěla k Venuši evropská kosmická sonda Venus Express, která se počátkem května usadila na protáhlé eliptické polární dráze (250 – 66 000) km s oběžnou dobou 24 h. Jde o první sondu u Venuše po 17leté přestávce od příletu slavné americké sondy Magellan. Od počátku června začala s multispektrálními měřeními husté atmosféry. Hlavním cílem nové sondy je během 16 měsíců provozu odhalit podrobnosti o atmosféře planety - nejhustší planetární atmosféře ve sluneční soustavě. Jelikož Venuše nemá magnetické pole, je vnější atmosféra planety „nahlodávána“ slunečním větrem a v jejich hlubších vrstvách vanou silné větry. Sonda též zaznamenala bílá mračna kyseliny sírové ve výškách nad 70 km a horké skvrny nad aktivními sopkami.

1.1.2. Země - Měsíc

1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

Dnes tak diskutovaná otázka globálního oteplování Země dostala nový rozměr díky nečekanému zjištění F. Kepplera aj., že rostlinstvo (především tráva, ale i listí na stromech) výrazně uvolňuje do zemské atmosféry metan, což v přepočtu na jednotku hmotnosti je dokonce 25× (!) účinnější skleníkový plyn než oxid uhličitý a v absolutní míře představuje dnes druhý nejvýznamnější skleníkový plyn po CO2. Zejména nad tropickými pralesy se pozorují doslova oblaka metanu a je překvapující, se na to nepřišlo už dávno. V současné době produkují rostliny 10 – 60 Mt metanu ročně, což představuje desetinu celkového množství metanu v zemské atmosféře, přičemž příčina jevu dosud není známa. K tomu je potřebí ještě připočítat metan uvolňovaný do atmosféry zejména stále rostoucími stády hovězího dobytka. Autoři uvádějí, že za posledních 200 let se množství metanu v zemské atmosféře zdvojnásobilo. Mezitím G. Hegerlová aj. počítali odezvu klimatu na změny zastoupení skleníkových plynů v zemské atmosféře nad severní polokoulí v posledních sedmi stoletích. Odtud jim vyšlo, že odhadované zdvojnásobení výskytu oxidu uhličitého v průběhu XXI. stol. by znamenalo zvýšení průměrné teploty Země v rozmezí 1,5 – 6,2 K. Komplexní výzkum odezvy klimatu na lidskou činnost dále zkomplikovala kontroverzní domněnka H. Svensmarka a E. Friis-Christensena z r. 1997, že totiž příliv kosmického záření do zemské atmosféry má vliv na výskyt oblačnosti. Jde o „měkké“ kosmické záření s energiemi 10 – 1 000 MeV, které přichází ze jednak ze Slunce a jednak z mezihvězdného prostoru, jehož tok kolísá v rytmu kolísání sluneční činnosti. Zatím není příliš jasné, jakým mechanismem by mohlo kosmické záření tvorbu mračen podněcovat, takže se chystají laboratorní pokusy CLOUD, které by měly tuto domněnku ověřit nebo vyvrátit.

P. Foukal aj. se podrobně zabývali vlivem proměn zářivého výkonu Slunce na klima, což je nejlépe vidět na paradoxu raného Slunce, které podle modelových výpočtů zářilo o třetinu méně než Slunce dnes. Navzdory tomu tehdy Země evidentně nezamrzla, což se přičítá původní silně skleníkové atmosféře díky významnému zastoupení metanu a oxidu uhličitého. Souběžně s dlouhodobým růstem svítivosti Slunce v naší atmosféře na rozdíl od Venuše zastoupení skleníkových plynů naštěstí zázračně klesalo, a proto se dá na Zemi dnes žít. O výskyt molekulárního kyslíku v zemské atmosféře se zasloužily první baktérie již před 3 mld. let. Prvotní kyslík se však působením ultrafialového záření Slunce přednostně slučoval s metanem, ale postupně přitom stoupalo i zastoupení ozónu, který zablokoval příliv slunečního ultrafialového záření a tím umožnil životu vystoupit z vody na souš. Jak uvádí C. Goldblatt aj., v době před 2,4 mld. let začaly k produkci kyslíku významně přispívat řasy a první rostliny.

V moderní době se souvislostí klimatu s jedenáctiletou periodou sluneční činnosti patrně jako první zabýval koncem 18. stol. W. Herschel, když si všiml korelace mezi cenou pšenice na britském trhu a výskytem slunečních skvrn. Skutečně z moderních měření sluneční konstanty aparaturou ACRIM na družici SMM víme, že zvýšený počet slunečních skvrn znamená pokles ozáření Země, přičemž denní amplituda změn dosahuje až 0,3 %, kdežto dlouhodobé cyklické variace dosahují průměrné amplitudy jen 0,07 %. Nicméně P. Foukal soudí, že podíl kolísání zářivého výkonu Slunce na současném globálním oteplování je zanedbatelný.

M. Evans upozornil na další zásah člověka do vývoje klimatu, čímž jsou změny v koloběhu vody na zemském povrchu. Paleoklimatologické údaje, odvozené ze zkoumání letokruhů stromů ve střední Asii v letech 826-1998 n. l. ukázaly, že během posledních 150 let po nástupu průmyslové revoluce rostou vodní srážky, zejména pak sněhové. T. Murray shrnul výsledky pozorování dvojicí družic GRACE, které podrobně a opakovaně mapují zemské gravitační pole. Odtud víme, že za 4 roky od dubna 2002 dosáhla ztráta hmotnosti grónského ledovce táním hodnoty více než 200 Mt a hladiny oceánů tak stoupají tempem 0,5 mm/r. Protože tempo tání ledovce se zvyšuje, lze spočítat, že úplným roztáním grónského ledovce by hladina světového oceánu stoupla o 7 mm, ale ještě větší vliv na klima by měla snížená salinita oceánu.

E. Weatherdová a S. Andersen hodnotili výsledky měření atmosférického ozónu od konce 80. let XX. stol., kdy byla objevena každoroční antarktická ozónová díra. Mechanismus jejího vzniku odhalili pozdější (1995) nositelé Nobelovy ceny za chemii P. Crutzen, M. Molina a S. Roland, jenže do vlastních měření úbytku ozónu vstoupily přírodní vlivy, tj. velké sopečné výbuchy v r. 1982 a 1991 a maxima sluneční činnosti, jež vedly k většímu vymývání ozónu z atmosféry. Hloubka a rozsah sezónní ozónové díry nad Antarktidou se po r. 2000, kdy se ozónová díra rekordně rozšířila na 29 mil. km2, již nezhoršují. Nicméně právě na přelomu září a října 2006 dosáhla ozónová díra opět stejného rekordního rozsahu jako v r. 2000 zřejmě kvůli tomu, že nad Antarktidou byly v té době mimořádně nízké teploty, které rozbíjení molekul ozónu usnadnily.

R. Lathe se zabýval otázkou, jaká byla rychlost zemské rotace před 3,9 mld. let. Z teorie pohybu Měsíce totiž vychází tehdejší délka zemského dne na 16,8 h, zatímco z pozorování paleoslapů na mořských pobřežích vychází perioda rotace jen 14 h. Měsíc byl tehdy od Země vzdálen o něco méně, než vyplývá z modelových výpočtů, tj. méně než 300 tis. km. E. Arias ukázal, že díky přesným měřením poloh kvasarů a galaxií s aktivními jádry (AGN) pomocí radiointerferometrie na velmi dlouhé základně (VLBI) se podařilo zlepšit model zemského nitra a odtud zlepšit naše znalosti o subtilních změnách zemské rotace díky precesi a nutaci. Současný model tak umožňuje popsat vývoj nutace a precese s přesností na 0,0002“. Podobně se podařilo díky seismologii objevit pozoruhodnou nespojitost v šíření seismických vln v hloubce 2 700 km pod povrchem Země, na rozhraní tuhého pláště a kapalného vnějšího jádra. Seismické vlny se v této vrstvě jednak urychlí a jednak jejich rychlost kolísá až o 30 % v závislosti na směru šíření! Vysvětlením je dle laboratorních pokusů fázový přechod minerálu post-perovskitu (MgSiO3), který představuje vysoce stlačenou fázi standardního perovskitu v zemském plášti při teplotách 2 500 – 3 500 K.

B. Wood aj. propočítali model vzniku Země z protoplanetárního disku prachu a plynu. Během 104 roků se spojitý disk sbalil do planetesimál s kovovými jádry, které se pak během následujícího milionu let shlukovaly do těles o hmotnosti Měsíce až Marsu. Na vznik Země pak stačilo dalších 30 – 40 mil. roků. Během této fáze akrece docházelo ke zvrstvení prvků tak, že v jádře Země se usadily siderofilní prvky a v plášti silikáty díky tomu, že v hloubce asi 400 km pod povrchem Prazemě se nacházel tekutý magmatický oceán, v němž docházelo k diferenciaci materiálu podle jeho hustoty. Při podrobném výzkumu pohybů v zemské kůře pomocí soustavy komerčních přístrojů GPS, rozmístěných kolem havajské sopky Kilauea se podařilo objevit nový tektonický fenomén – tichá kluzná zemětřesení, neviditelná pro standardní seismografy. Klouzání hornin bylo rozpoznáno na časové stupnici pouhých sekund a evidentně souvisí s aktivitou sopky.

V r. 2006 vyšlo 2. číslo roč. 38 časopisu Advances in Space Research, které bylo zcela věnováno velké geomagnetické bouři z pozdního léta r. 1859, jež vlastně podnítila zkoumání vztahů Slunce-Země. Tehdy byly totiž v nízkých geomagnetických šířkách pozorovány nápadné polární záře a britští astronomové R. Carrington a R. Hodgson poprvé v historii popsali sluneční erupci z 1. září toho roku. V tomto sborníku uveřejnil S. Silverman srovnávací studii s podobně mimořádnými slunečními projevy ve starověku. Výskyt polárních září v nízkých šířkách je totiž popsán už v kronikách kolem r. 1100 př. n. l. a dále v 7. a 6. stol. př. n. l. Autor připomíná práci českého astronoma F. Linka z r. 1962, který našel souvislost mezi verši ve starozákonních knihách proroka Jeremiáše (1:13) a vzhledem polární záře, podobně jako u proroka Ezechiela (1:1-28) - mimochodem, tento popis často citují záhadologové jako důkaz příletu mimozemšťanů na Zemi. Třetím biblickým svědectvím je citát z knihy proroka Zachariáše (1:8). Silverman se domnívá, že jde vesměs o popis mimořádných polárních září v nízkých geomagnetických šířkách v době, kdy zmínění proroci působili. Tak lze nepřímo odvodit, že právě tehdy bylo Slunce extrémně aktivní.

1.1.2.2. Meteority

S. Tachibana aj. studovali v chondritech zastoupení izotopu 60Fe, jenž se rozpadá na 60Ni s poločasem rozpadu 1,5 Mr a proto se dobře hodí pro datování raných počátků vývoje sluneční soustavy. Autoři uvažovali dva možné zdroje radioaktivního 60Fe, a to blízkého červeného obra, anebo výbuch blízké supernovy. Pozorované vysoké zastoupení 60Fe vůči 56Fe však prakticky vylučuje červeného obra jako zdroj radioaktivního železa, takže je téměř jisté, že materiál se do chondritů dostal z chondrulí v okolí supernovy. Tím je nepřímo posílena domněnka o klíčové úloze výbuchu blízké supernovy jako spouštěcího mechanismu pro vznik sluneční soustavy.

J. Gilmour aj. určili stáří achondritu enstatitu Shallowater pomocí radiochronometrie 127I/128Xe na 4 563,3 ±0,4 mil. roků, což je fakticky spodní mez stáří sluneční soustavy. S. Lee aj. potvrdili impaktní charakter severoamerického kráteru Chesepeake Bay, když provrtali centrální vrcholek kráteru ve Virginii do hloubky přes 800 m. Impakt se odehrál před 35,3 mil. let a kráter měl podle G. Collinse aj. tehdy průměr asi 40 km. Dnes jsou však horniny porušeny ve dvojnásobném průměru.

M. Gounelle aj. odhadli z podrobného rozboru soudobých vizuálních pozorování dráhové elementy a atmosférickou trajektorii proslulého meteoritu Orgueil, jenž dopadl v jižní Francii 14. května 1864 a patří k největším známým uhlíkatých chondritům. Největší úlomek o hmotnosti 11 kg je uchováván v ochranné atmosféře v muzeu v Montaubanu. Před vstupem do zemské atmosféry měl meteoroid přísluní v 0,9 AU, sklon dráhy 0° a odsluní větší než 5,2 AU, takže šlo fakticky o dráhu typickou pro komety Jupiterovy rodiny. Do zemské atmosféry vstoupil minimální rychlostí 18 km/s pod úhlem 20°, začal svítit ve výšce 70 km nad zemí a pohasl ve výšce 20 km, takže jeho svítící dráha dosáhla 150 km. Jestliže tedy šlo o úlomek komety, je jisté, že i kometární materiál byl v rané fázi vývoje sluneční soustavy přepracován.

A. Hildebrand aj. uveřejnili podrobné údaje o nejnovějším pádu uhlíkatého chondritu Tagish Lake 18. ledna 2000 na severozápadě Britské Kolumbie v Kanadě. Na zamrzlém jezeře se podařilo sesbírat na 10 kg úlomků, klasifikovaných jako uhlíkatý chondrit C2. Rozptylové pole úlomků bylo dlouhé 16 km a široké 4 km. Bolid byl pozorován velkým počtem očitých svědků, z nichž alespoň tři zaznamenali elektrozvuky, ale též automatickými kamerami na Zemi i na družicích. Proto je dobře známa jeho původní dráha, tj. velká poloosa 2,0 AU; výstřednost 0,55; sklon 2°, přísluní 0,9 a odsluní 3,1 AU. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 16 km/s při místním východu Slunce a při rozpadu ve výšce 35 km nad zemí dosáhl -22 mag. Svítící dráha skončila ve výši 31 km. Původní hmotnost při vstupu do atmosféry činila téměř 100 t; jeho průměrná hustota 1,6násobku hustoty vody svědčí o silně porézním materiálu.

J. Trigo-Rodríguez aj. popsali pád meteoritu Villalbeto v severní části Španělska ze dne 4. ledna 2004. Původní dráha tohoto obyčejného chondritu typu L6 spadá do hlavního pásma planetek, tj. velká poloosa 2,3 AU; výstřednost 0,61; sklon 0°; přísluní 0,9 a odsluní 3,7 AU. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 17 km/s pod úhlem 29°; k hlavnímu rozpadu při jasnosti -18 mag došlo ve výšce 28 km a viditelná dráha dlouhá 130 km skončila ve výši 22 km. Po přeletu byla celou půlhodinu viditelná kouřová stopa. Meteorit měl při vstupu do zemské atmosféry hmotnost asi 600 kg a na zemi dopadlo zhruba 12 kg úlomků; z toho se podařilo nasbírat 33 úlomků o hmotnostech od 11 g do 1,4 kg. Jde o teprve 9. meteorit, jehož původní dráha ve sluneční soustavě je dobře známa - vůbec první dráhu určili v r. 1959 pro meteorit Příbram čeští astronomové pod vedením Z. Ceplechy.

Mimochodem, získat vzorky meteoritů pro vědecký výzkum je paradoxně čím dál tím obtížnější, protože s úlomky meteoritů se začalo obchodovat a jejich cena závratně roste, zvláště pak u meteoritů, které přiletěly z Marsu nebo z Měsíce. V pouštích Gobi a na Sahaře dnes působí profesionální hledači meteoritů, kteří dokonce studují odborné astronomické časopisy, popisující okolnosti pádů jasných bolidů (podobně pravděpodobně zmizelo i několik úlomků meteoritu Morávka z r. 2000). Na aukci v Tucsonu v Arizoně se v r. 2006 sešlo 250 zájemců a nejvzácnější kousky se tam nabízely za cenu 10 tis. dolarů za 1 gram! Největší známou soukromou sbírku meteoritů z 37 zemí o celkové hmotnosti úlomků 3,3 t má arizonský instalatér M. Killgore, který svou původní profesi pověsil před 12 lety na hřebík a začal meteority sbírat i studovat. Svou sbírku dokonce nedávno zapůjčil k odbornému výzkumu na Arizonské univerzitě, která se rozhodla aukcí zúčastňovat.

R. Stothers zkoumal časové intervaly mezi vznikem impaktních kráterů na Zemi. Když se omezil na velké krátery s průměrem nad 35 km, objevil v posledních 250 mil. let periodu těchto impaktů 35 mil. roků, zatímco menší krátery žádnou periodicitu nevykazují. Autor se domnívá, že za zmíněnou periodou lze vidět vliv galaktických poruch na Oortovo mračno komet, tj. že velké krátery vznikají dopadem komet, jenže to nesouhlasí s pravděpodobností nárazů komet na Zemi. B. Ivanov porovnával četnost impaktních kráterů na Měsíci a na Zemi za posledních 100 mil. roků a zjistil, že tato četnost je na obou těles stálá.

Je pozoruhodné, že existence meteoritů byla vědecky prokázána až počátkem XIX. stol. a další století trvalo, než odborníci připustili existenci impaktních kráterů na Zemi. Jak uvedl V. Masajtis, o tento průlom se zasloužil americký důlní inženýr D. Barringer ve spolupráci s matematikem a fyzikem B. Tilghamem z Filadelfie, kteří od r. 1903 zkoumali dno Ďáblova kráteru v Arizoně odběrem vzorků a hloubkovými vrty a během dvou let tak získali přesvědčivé důkazy o impaktní povaze kráteru. Jejich domněnka však narazila na tvrdý odpor amerických geologů a jedině díky Barringerově umíněnosti se přece jen po mnohaletém úsilí prosadila a kráter dnes nese jeho jméno. Ostatně i domněnka o impaktním původu měsíčních kráterů zvítězila až ve druhé polovině XX. století.

1.1.2.3. Kosmické katastrofy na Zemi

J. van Damm aj. studovali výskyt hlodavců v centrálním Španělsku na základě 80 tis. zubních nálezů za posledních 22 mil. roků a ukázali, že průměrná životní doba savčích druhů činí asi 2,5 mil. roků, což je shodou okolností průměrná perioda výskytu ledových dob. Autoři z toho usuzují, že právě změny klimatu jsou klíčovým faktorem při vymírání savčích druhů. Jak známo, kolísání klimatu na časové stupnici od desítek tisíc do milionů let, vysvětlil už v letech 1920-41 srbský matematik M. Milankovič jako důsledek změn slunečního ozáření vlivem periodických změn parametrů zemské dráhy. Zejména jde o změnu výstřednosti zemské dráhy, která kolísá v periodách 100 a 400 tis. roků, dále pak o změnu náklonu rotační osy Země k oběžné rovině s periodou 41 tis. roků a konečně změnu polohy přísluní zemské dráhy následkem kombinace precese rotační osy Země a stáčení přímky apsid v periodě 21 tis. roků. Kombinace zmíněných period pak vede ke klimatickým extrémům (ledovým dobám) v intervalech 1,2 a zejména 2,4 mil. roků ve shodě s periodou zániku savčích druhů podle citované studie.

J. a I. Birrielovi probírali okolnosti zvýšení úrovně radiace na Zemi v důsledku rozličných bouřlivých kosmických procesů. Člověk je vystaven radiaci od sekundárního kosmického záření i při běžném způsobu života na Zemi, přičemž hlavní složku sekundárního záření představují piony s hmotností asi 270násobek hmotnosti elektronu. Ty se dále rozpadají na miony s hmotností cca 200násobek hmotnosti elektronu a neutrina. Jestliže vystupujeme od mořské hladiny do hor, tak každé 2 km výšky představují dvojnásobnou úroveň kosmické radiace. Jediný zaoceánský let, kdy letadlo letí ve výšce 11 km, představuje 10% přírůstek roční dávky přirozeného radiačního pozadí, takže např. ministři zahraničních věcí velmocí snadno dostanou i dvojnásobek průměrné roční dávky radiace, na což jsou však zřejmě dobře adaptováni. Ostatně piloti a letušky na dálkových linkách se musejí vyrovnávat minimálně se zdesateronásobením průměrné roční dávky, rovněž zcela úspěšně. Hůře jsou na tom ovšem kosmonauti, zvláště pokud by letěli za hranice radiačních pásů Země, tj. na Měsíc nebo na Mars. V programu Apollo měli američtí astronauti velké štěstí, že žádný pilotovaný let se nekonal počátkem srpna 1972 (v pauze mezi výpravami Apolla 16 a 17), kdyby dostali při koronální ejekci látky ze Slunce dávku asi 400 rem, tj. jako při 50 tisících plicních rentgenech!

Existují však vzácné situace, kdy se radiace i na zemském povrchu významně zvyšuje. Jde zejména o gigantické erupce na Slunci, výbuch blízké supernovy, magnetaru či zábleskového zdroje záření gama. Reakce paprsků gama s molekulami dusíku a kyslíku vede k destrukci ozónu a tím i ke zhroucení ochrany Země před pronikavým ultrafialovým zářením Slunce. Současně se významně zvýší intenzita kosmického záření. C. Heiles odhadl, že během existence Země vybuchlo v jejím blízkém okolí do 10 pc několik desítek supernov a následky blízkých výbuchů ovlivnily Zemi po dobu následujících stovek roků. A. Mellot aj. se dokonce domnívají, že velká vymírání v pozdním ordoviku (-440 mil. let) a devonu (-365 mil. let) mohla být způsobena právě takto zvýšeným přídělem paprsků gama z blízkého mocného zdroje. Ostatní tři dobře dokumentovaná velká vymírání na Zemi před 65 (C/T - křída/terciér), 210 (T/J - trias/jura) a 252 (P/T - perm/trias) mil. lety byla patrně vyvolána dopadem větších planetek. Pouze D. Erwin se přidržuje názoru, že vymírání P/T, kdy život na Zemi bezmála vyhynul, měly na svědomí sibiřské sopky, jež byly mimořádně aktivní po dobu 600 tis. roků a způsobily dle J. Yugana aj. vymření až 94 % (!) organismů v mořích.

Podle W. Napiera se za posledních dvacet let ztrojnásobila data o velkých kráterech, vzniklých na Zemi za posledních 250 mil. roků a pro 40 z celkového počtu 170 kráterů máme teď údaje o jejich stáří s přesností lepší než 10 mil. roků. Autor z těchto dosud kusých údajů odvodil existenci impaktních epizod v trvání 1 – 2 mil. roků, které se opakují s periodami 25 – 30 mil. roků. Podle Napiera spočívá vysvětlení periodicity těchto kosmických náletů na Zemi v proměnných slapových silách Galaxie na sluneční Oortovo mračno, které je zásobárnou drobných těles sluneční soustavy.

P. Bland a N. Artemieva ukázali v obsáhlé studii, že největším nebezpečím pro Zemi jsou daleko menší planetky s průměrem 10 – 300 m, protože četnost těchto srážek je mnohem vyšší než u kilometrových planetek. Přitom na rozdíl od kilometrových planetek nemáme o těchto tělesech téměř žádné údaje. Autoři proto modelovali fragmentace v atmosféře i pády kamenných a kovových těles s hmotnostmi 1 – 1012 kg (rozměry 0,06 – 1 000 m). Z modelových výpočtů obou autorů vyplývá, že na Zemi spadne kovový meteorit o hmotnosti přes 50 t a průměru větším než 2,5 m jednou za 50 let. Kovové meteority s hmotnostmi 0,1 – 1 kt vyhloubí krátery o průměru až 100 m a dopadají na souš v průměru jednou za 500 let. Jednou za 20 tis. roků vznikají na Zemi krátery o průměru nad 500 m a jednou za 50 tis. roků krátery o průměru nad 1 km. Železné meteority přinášejí na jednotku impaktní plochy tisíckrát více energie než meteority kamenné, které se až do hmotnosti 10 Mt (průměr do 1 km) během průletu atmosférou rozpadají a jsou tudíž méně nebezpečné. Kovové meteority i jejich krátery se nejsnáze nalézají v pouštích.

Kamenné meteority typu tunguzského úkazu z r. 1908 o hmotnosti přes 100 kt dopadají na souš v průměru jednou za 500 let. Při pádu minimálně 200m tělesa do oceánu vznikají nebezpečná tsunami. Pozemské statistiky jsou ovšem deformovány tím, že krátery s průměry do 20 km mohou být sekundární, tj. vznikly při dopadech úlomků vymrštěných při nárazu hlavního tělesa zpět do zemské atmosféry, odkud se po balistických drahách vrátily k Zemi. Pro další odhady četnosti impaktů na Zemi je nutné podrobně studovat krátery na Měsíci s rozměry 0,000 2 – 20 km (hmotnosti 0,01 – 1013 kg), jež poskytují dobré údaje pro četnost pádů za posledních 3,5 mld. roků.

R. Kahle aj. se zabývali optimalizací manévru, při němž by se riziková planetka odklonila z kolizní dráhy se Zemí a ukázali, že udělený impuls by neměl působit ve směru dráhy, nýbrž kolmo na ni - pak je totiž až pětkrát účinnější. Ideální cílem je změnit výstřednost dráhy a/nebo její velkou poloosu. Změna sklonu dráhy je energeticky příliš náročná a má smysl jen v případě, že do srážky zbývá příliš málo času. G. Sitarski nalezl nový rychlý způsob odhadu srážky s rizikovými planetkami křižujícími zemskou dráhu a použil je při výpočtu budoucích drah planetek (2004 MN4) Apophis (srážka v dubnu 2053); 2004 VD17 (květen 2102); (2340) Hathor (říjen 2307) a 1950 DA (březen 2880). Posledně jmenovaná planetka má ovšem pravděpodobnost srážky jen 0,3 %; ostatní pravděpodobnosti jsou ještě nižší.

1.1.2.4. Měsíc

M. Cuk aj. vyšli z faktu, že Měsíc vznikl po srážce Praměsíce se Zemí v poměrně malé vzdálenosti 30 tis. km od Země, kde obíhal po kruhové dráze. Silné slapy vedly k brzdění rotace Měsíce i Země a následkem toho ke vzdalování Měsíce od Země. Když jeho vzdálenost od Země vzrostla na 300 tis. km, odlétly do prostoru původní Trojani, tj. menší tělesa vzniklá v Lagrangeových bodech 4 a 5, která Měsíc od začátku doprovázela. To se patrně stalo před necelými 4 mld. let a vlivem poruch aspoň někteří Trojané spadli na Měsíc a způsobili tam vznik impaktních pánví. Tuto domněnku však kritizoval R. Baldwin na základě geochemických argumentů. Tvrdí, že k těžkému bombardování Měsíce došlo dříve a projektily přiletěly ze vzdálených končin sluneční soustavy.

B. Ivanov ukázal, že četnost impaktních kráterů v posledních 100 mil. letech na Měsíci je stálá, což tedy zřejmě platí také pro bombardování Země. Většina kráterů na Měsíci je primárních, takže jen málo z nich je důsledkem dopadů hornin, vyvržených z primárního kráteru a navrátivších se na Měsíc po balistických drahách. J. Ortíz aj. uveřejnili výsledky soustavného sledování optických záblesků, které mohou nejspíš vznikat při dopadu větších meteoroidů na Měsíc. K tomu cíli instalovali ve španělských horách dvojice shodných kamer, které souběžně automaticky sledovaly neosvětlenou část Měsíce v letech 2001-2004. Za 34 nocí se jim podařilo najít tři dvojice záblesků 7 – 8 mag: 19.2. 2002; 5.3. a 26.12. 2003. M. Yanagisawa aj. pozorovali třemi 0,6 m reflektory, vybavenými digitálními videokamerami záblesk 9,5 mag v trvání 0,03 s na neosvětlené straně Měsíce 11.8. 2004 v době maxima Perseid. Pokud šlo opravdu o Perseidu, činila rychlost nárazu na Měsíc 59 km/s a odtud lze odvodit pravděpodobnou hmotnost meteoroidu asi 12 g.

V r. 2006 uplynulo 40 let od chvíle, kdy se experimentálně podařilo vyvrátit domněnku T. Golda z r. 1955, že povrch Měsíce je pokryt asi 90m vrstvou prachu, což by zcela znemožnilo přistání člověka na Měsíci. Počátkem února 1966 totiž v Oceánu bouří měkce přistála sovětská Luna 9 a po dobu 4 dnů vysílala snímky měsíčního povrchu. Přenášená data zaznamenal známý britský 76m radioteleskop v Jodrell Banku a když technici poznali, že jde o faxovou zprávu, půjčili si z redakce Daily Expressu fax a snímky publikovali jako první k velké nelibosti Sovětského svazu. V červnu téhož roku zopakovala stejně úspěšně měkké přistání na Měsíci americká sonda Surveyor 1 a od té doby se mohl rozběhnout pilotovaný program Apollo naplno.

Jak známo, pilotovaný výzkum Měsíce netrval dlouho a jeho plánované obnovení na základě iniciativy současného amerického prezidenta je kritizováno právě proto, že i to málo prachu, co se na povrchu Měsíce nachází, není zanedbatelné: velmi ztížilo práci astronautů mimo kabinu modulu a představuje problém pro jakékoliv optické přístroje, které by byly na Měsíci instalovány v budoucnosti. Z tohoto hlediska by řada odborníků dala přednost pilotovaným letům do volného prostoru sluneční soustavy (Lagrangeových bodů), anebo na planetky, odkud se dá vrátit na Zem s podstatně menší spotřebou paliva.

D. Campbell aj. zkoumali bistatickým radarem z Areciba na vlnové délce 130 mm oblast jižního pólu Měsíce s rozlišením neuvěřitelných 20 m. Podle předešlých výzkumů orbitálních měsíčních sond měly být zejména na dně 19km kráteru Shackleton ledové pláty, ale radarová měření to nepotvrdila. Maximálně jde o ledová zrnka vtroušená do regolitu, takže naděje na získávání vody pro astronauty ve stálé lunární základně budoucnosti se silně zmenšila.

V září 2006 zanikla řízenou srážkou s Měsícem při rychlosti 2 km/s orbitální sonda SMART-1 (ESA), kterou k Měsíc dopravil iontový motor po spirální dráze dlouhé 100 mil. km za 17 měsíců. Dlouhou cestou se paradoxně ušetřilo palivo - iontový motor spotřeboval jen 72 kg xenonu a tak mohla být pozorovací část mise prodloužena. Sonda sledovala povrch Měsíce v infračerveném a rentgenovém pásmu s velmi dobrým spektrálním a úhlovým rozlišením a získala tak cenné údaje o mineralogii Měsíce i interakci měsíčního povrchu se slunečním větrem. Záblesk při dopadu sondy do Jezera znamenitosti (Lacus Excellentiae) poblíž Mare Humorum zachytily dalekohledy v Evropě a Severní i Jižní Americe. Oblak prachu v místě dopadu se rozplynul až za 75 s, kdy se rozprostřel na průměr 80 km.

1.1.3. Mars

V srpnu 2005 byla vypuštěna nejnovější americká sonda ke studiu Marsu nazvaná Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). K Marsu doletěla počátkem března 2006 a usadila se na provizorní parkovací dráze. Během následujících pěti měsíců se brzdila odporem atmosféry v periapsi, aby se do počátku září 2006 dostala na lehce protáhlou slunečně synchronní dráhu 250 x 316 km. Od poloviny listopadu začala vědecký výzkum Marsu s rozlišením lepším než 1 m na povrchu planety. Přesně v té chvíli ztratila NASA spojení s kosmem ošlehanou sondou Mars Global Surveyor (MGS), která odstartovala ze Země o deset let dříve a po příletu k Marsu v září 1997 zaparkovala na provizorní dráze, umožňující aerobrzdění slunečními panely, což trvalo až do března 1999, kdy začalo vlastní snímkování Marsu. Za 7,5 roku provozu sonda předala na čtvrt milionu snímků a celkem přes 5 Tbitů dat. Sonda tak překročila plánovanou životnost více než 4krát a drží nyní rekord v nejdéle fungující sondě u Marsu. Zpráva z předešlého přehledu, že orbitální sonda MGS odhalila na snímku ze září 2005 na povrchu Marsu ztroskotanou sondu Mars Polar Lander, byla vedením NASA odvolána; šlo o chybu v interpretaci snímku.

K. Harstadt a J. Bellan uveřejnili úvahu o tom, jak se ze ztroskotaných sond nebo i měkce dosednuvších modulů mohou na Mars dostat spory pozemských mikroorganismů. Buď je odnese vítr, popřípadě populární větrné víry (tančící derviši), anebo se srazí s marsovských prachem či pískem. Přes veškerou snahu o sterilizaci sond před startem je totiž jisté, že sterilizace není nikdy dokonalá. Jinak to však ani primitivní mikroorganismy na Marsu lehké nemají, jak ukázaly pokusy A. Schuergera aj. Vystavili totiž některé mikroby ultrafialovému záření UVB a UVC, které by je čekalo na povrchu Marsu a zjistili, že např. .Bacillus subtilis. hynul již během půl hodiny. Nejodolnější B. pumilus zahynul během 3 hodin opalování. Y. Tang aj. našli alternativu k existenci vody na Marsu v počátečních fázích jeho vývoje. Fotochemická oxidace metanu totiž mohla způsobit vznik metanolu a dalších tekutých organických látek, které by se hodily místo vody jako roztok při vysrážení hematitu, který byl na Marsu bezpečně prokázán.

J. Oberst aj. vyhodnotili poziční snímky Marsových družic Phobos a Deimos, pořízené evropskou oběžnou sondou Mars Express v letech 2004-05. Přesnost poloh dosáhla až 0,5 km a odtud plyne, že dosud používané elementy drah obou družic už neplatí. Střední poloosa dráhy Phobose činí 9 515 a Deimose 23 500 km. G. Neukum zveřejnil další snímky proslulé „tváře na Marsu“ s rozlišením pouhých 14 m/pixel. Je na nich vidět tabulová hora Cydonia Mesa, rozbrázděná erozí. Snímky ze sondy též potvrdily šestiletá pozorování D. Braina aj. z americké sondy MGS, že v atmosféře Marsu se vyskytují četné polární záře, ačkoliv Marsu chybí globální magnetosféra; magnetická pole se vyskytují jen lokálně a mají omezený dosah. Intenzita polárních září se nápadně zvyšuje po silných erupcích na Slunci, takže urychlené částice kloužou po siločarách zmíněných lokálních magnetických polí na Marsu. Radar MARSIS na této sondě určil dle E. Haubera a G. Neukuma průměr kaldery sopky Olympus Mons na 23 km a její hloubku 2 km. T. Watters aj. odhalili díky radaru na 14 % plochy severní polokoule planety celkem 11 ponořených impaktních kráterů s průměry 130 – 470 m, což svědčí o tom, že kůra Marsu je velmi stará.

Neúnavná marsovská vozítka Spirit a Opportunity urazila za 820 solů (marsovské dny) trasy 7, resp. 8 km a dohromady odeslala na Zemi na 150 tis. snímků. V květnu 2006 byla zaparkována tak, aby přečkala na Marsu další zimu. Programátoři počítače na sondách nepočítali s tak dlouhým provozem, takže pro záznamy dnů měření (v pozemské míře) vyhradili jen tři cifry, což jim záhy nebude stačit...

J. Chappelow a V. Sharpton počítali průlet meteoroidů atmosférou Marsu a zjistili, že tělesa o hmotnosti nižší než 10 kg se stačí ubrzdit na dopadové rychlosti pod 500 m/s, takže dopad přežijí a daly by se vyhledat jako meteority. Jelikož atmosféra planety může občas až stokrát zhoustnout, zvyšuje to dále naději na plavné brzdění meteoroidů a tím i jejich zachování na povrchu Marsu.

1.1.4. Jupiter

Jelikož u Jupiteru nyní nefungují žádné kosmické sondy, jsme při jeho výzkumu opět odkázáni jen na výkonné pozemní dalekohledy a HST na oběžné dráze u Země. Přesto přineslo sledování největší a nejhmotnější planety sluneční soustavy pozoruhodné pozorování utvoření nové červené skvrny, která vznikla z oválné bílé skvrny BA přímo před našima očima v únoru 2006. Ovál BA se vytvořil už v letech 1998-2000 postupným splynutím tří menších bílých oválů FA, BC a DE, z nichž nejstarší BC byl pozorován již kolem r. 1910. Vznik červené skvrny nejpozději do 7 let předpověděl P. Marcus právě v r. 2000.

Změny barvy oválu BA si jako první povšiml 24. února filipínský astronom amatér C. Go. Ke spatření nové skvrny stačí reflektor o průměru 0,3 m. Malá červená skvrna se nachází jižně od klasické Velké červené skvrny na 34° jižní jovigrafické šířky. Obě skvrny vyčnívají o cca 8 km nad vrcholy Jupiterových mračen. Jak uvedli A. Simonová-Millerová aj., podle snímků ACS HST z dubna 2006 je průměr Malé skvrny 13,5 tis. km, kdežto Velká skvrna má průměr 20,7 tis. km. Obě skvrny jsou anticyklonální (oblasti vysokého tlaku), takže se otáčejí v opačném směru vůči směru rotace planety, než je tomu u pozemských hurikánů. Obvodová rychlost otáčení ve Velké skvrně dosahuje 650 km/h, kdežto v Malé skvrně jen 450 km/h.

Vznik nové skvrny je důkazem významného předělu v klimatickém cyklu, který na Jupiteru trvá 70 roků a který se nyní projevil ochlazením polárních oblastí a oteplením rovníkového pásma Jupiteru asi o 10°C. V červenci 2006 se obě skvrny díky diferenciální rotaci oblačné přikrývky Jupiteru dokonce setkaly a nikdo si netroufal předvídat, co bude následovat. Nakonec to dopadlo tak, že se skvrny sice téměř dotkly, ale dále se obešly, jako dvě kuličky v poněkud volném kuličkovém ložisku.

1.1.5. Saturn

Těžiště kosmického výzkumu planet sluneční soustavy se již v r. 2004 přesunulo k Saturnu zásluhou tandemu Cassini-Huygens. J. Lunine aj. a C. Porcová aj. využili tří těsných průletů sondy Cassini v blízkosti družice Enceladus v r. 2005 k odhalení výtrysků, obsahujících CO2, CH4, N2 a propan. Tento kryovulkanismus zřejmě pohání tekutá voda jen několik desítek metrů pod povrchem družice, která se ohřívá proměnným slapovým působením okolních družic, jakož i radioaktivním rozpadem v podpovrchových horninách. Z nitra Enceladu tak uniká v průměru 150 kg/s materiálu, který „živí“ okolní prsten. F. Nimmo aj. objevili při průletu ze 14. července 2005 gejzíry tryskající vody a oxidu uhličitého až do výšky 175 km nad povrchem družice. Povrchové „tygří pruhy“ dlouhé až 100 km jsou o plných 25 K teplejší než okolní terén. To vše svědčí o tom, že bublina horkého ledu nebo hornin uvnitř družice se rozpíná a vyvolává všechny pozorované úkazy.

Při průletu sondy Cassini 26. září 2005 ve vzdálenosti 500 km od Saturnovy družice Hyperion se ukázalo, že družice vypadá jako obří houba s nízkou střední hustotou 60 % hustoty vody, což svědčí o velmi porézním materiálu. Hyperion se vyznačuje chaotickou rotací (převalováním na dráze), vyvolanou gravitačními poruchami od obří družice Titanu.

Titan má mimořádně hustou a rozsáhlou atmosféru složenou převážně z dusíku a asi z 5 % metanu. Tlak atmosféry na povrchu dosahuje 1 467 hPa, což je druhý nejvyšší tlak atmosféry kamenného tělesa ve sluneční soustavě, hned po Venuši. Nicméně metan se z atmosféry neustále vymývá, takže musí být nějak doplňován. Pravděpodobně se tak děje odplyněním metanu z klatrátů vody na povrchu tekutého oceánu obohaceného čpavkem. Vodní oceán se ovšem nachází až pod povrchem družice a zásobuje díky kryovulkanismu materiálem také vzdálenější okolí Titanu. V atmosféře Titanu objevili V. Vuitton aj. kromě zmíněných hlavních složek také řadu převážně organických molekul jako např. HC3N, HCN, NH3, C2H5CN nebo CH2NH.

C. Elachi aj. využili průletu sondy Cassini u Titanu v únoru 2005 k radarovému mapování povrchu Titanu s rozlišením až 300 m. Zejména našli jednoznačné důkazy o výskytu impaktních kráterů, dále o řečištích a podélných dunách díky větru o rychlosti jen 2 km/h. Povrch Titanu je dle Lorenze aj. zjevně geologicky mladý, zejména následkem slapového působení Saturnu. D. Hunten se domnívá, že působením ultrafialového záření Slunce na atmosférický metan vzniká hustý hněděoranžový smog, jehož nejvýznamnější složkou je etan. Ten se usazuje na povrchu Titanu, kde z něho vzniká blátivá kaše (rmut), pokrývající kamenné podloží až v kilometrových tloušťkách.

C. Griffith shrnul základní poznatky o počasí na Titanu. Díky husté atmosféře se Titan v tomto směru podobá Zemi, jelikož má dešťové srážky od mžení až po přívalové deště, jezera i řeky; chybí mu jedině oceány. V řečištích leží ledové kameny, v atmosféře jsou pozorovány silné vzestupné proudy a kumulovitá mračna. Zatímco na Zemi se tato mračna objevují ve všech zeměpisných šířkách (s výjimkou rozsáhlých pouští mezi 15° a 35° zeměpisné šířky), na Titanu se mračna vyskytují převážně na jihu mezi 40° a 60° šířky, kde je nyní léto. Rozdíl spočívá v tom, že na Zemi se jedná převážně o koloběh vody, kdežto na Titanu hraje tuto úlohu metan.

Podle R. Huesa a A. Sáncheze-Lavega vede konvekce metanu v atmosféře Titanu k bouřkám při rychlosti vzestupných proudů až 20 m/s. Vlhkost troposféry dosahuje přitom až 80 % a vrcholky kumulonimbů dosahují výšek až 30 km, kde se po nejpozději po 8 h rozpadají. Dešťové kapky metanu mají při povrchu průměr až 10 mm a při bouřce naprší až 110 kg/m2 metanu. Podle T. Tokana aj. se ve sloupci atmosféry nad čtverečním metrem povrchu nachází až 2 tis. kg metanu, které by při zkapalnění vytvořily na povrchu družice mělký oceán o hloubce 5 m. Metan mrzne při 91 K, takže kapalný metan se může vyskytovat až ve výšce 15 km nad povrchem Titanu. I když už sonda Huygens objevila během sestupu krajinu s pobřežími, lemujícími jezera, další pozorování sondou Cassini nenacházela v těchto jezerech žádné stopy nějaké kapaliny. To se nakonec podařilo až po dvou letech marných pozorování při 17. průletu kolem Titanu 22. července 2006, když sonda snímkovala severní polokouli, na níž byla kapalina (nejspíš metan a etan při teplotě kolem 93 K) odhalena v obřích jezerech nad 75° severní šířky - zřejmě z toho důvodu, že na této polokouli je nyní zima a tudíž chladněji, zatímco jezera na jižní polokouli jsou v létě vyschlá.

Radar na sondě Cassini posloužil S. Ostrovi aj. k proměření radarové odrazivosti (albeda) sedmi ledových družic Saturnu: Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Japetus, Hyperion a Phoebe. Nejvyšší albedo má Enceladus a Tethys, nejnižší Phoebe. Všeobecně je albedo těchto družic podobné ledovým Galileovým družicím.

Sonda Cassini se také zasloužila o objevy dalších malých družic Saturnu. Jak uvedli S. Sheppard aj., pozorování z přelomu let 2004/2005 odhalila existenci celkem devíti nových družic s retrográdními drahami a oběžnými periodami 2,4 – 3,6 roků. Tato tělesa mají rozměry jen několika kilometrů a vesměs jde zřejmě o zachycené planetky. Družice s předběžným označením S/2005 S 1 obdržela již definitivní číslo Saturn XXXV a jméno Daphnis. Celkový počet družice Saturnu tak stoupl na 56 a Saturn se tak drží v těsném závěsu za Jupiterem.

C. Porcová aj. nalezli na snímcích sondy Cassini další prstence Saturnu. Difúzní prstenec R/2006 S 1 ve vzdálenosti 151,5 tis. km má dvě pastýřské družice Januse a Epimethea. Jeho příčná šířka dosahuje 5 tis. km. Další difúzní prstenec R/2006 S 2 ve vzdálenosti 212 tis. km má pastýřskou družici Pallene a šířku 2,5 tis. km. Třetí prstenec R/2006 S 3 se nachází vně Cassiniho dělení ve 120 tis. km a je široký jen 50 km. Ve vzdálenosti 119 tis. km je vidět neúplný prstenec R/2006 S 4 o šířce pouhých 6 km. Podobně neúplný je i prstenec R/2006 S 5 ve vzdálenosti 196 tis. km a šířce 1 tis. km, jehož pastýřkou je družice Methone.

Podrobné snímky struktury hlavních prstenů Saturnu prokázaly drobné „vrtulky“, které jsou zřejmě příznakem existence minisatelitů o rozměrech kolem 100 m. Zdá se, že na každou nevelkou družici Saturnu o průměru 0,5 – 1,5 km připadá řádově 10 tis. těles s rozměry 50 – 150 m a dokonce 100 mil. těles s průměry 5 – 15 m. Procesy drcení a opětné akrece látky v prstencích tedy probíhají i nyní.

G. Fischer aj. zjišťovali četnost bouřek v atmosféře Saturnu v r. 2004. Zaznamenali celkem 4 bouřky (95 epizod) v květnu, červenci, srpnu a září toho roku a v nich úhrnem 5 400 blesků. Od října 2004 do června 2005 však nepozorovali ani jednu. Všechny bouřky trvající týden až celý měsíc se vyskytly na témže místě 35° jižní šířky a jejich zdroj rotoval v periodě shodné s radiovou periodou rotace Saturnu.

G. Giampieri aj. se pokusili určit pravou hodnotu rotační periody Saturnu na základě měření změn v magnetickém poli planety, neboť dipólové magnetické pole je souměrné vůči rotační ose planety, avšak rotační osa Saturnu je skloněna vůči normále k oběžné rovině o plných 27° (na rozdíl od pouhých 3° u Jupiteru), takže Saturn má fakticky výrazné roční doby. Z 15 průletů sondy Cassini ve vzdálenostech 1,3 – 6,2 poloměrů planety vyšla perioda otáček magnetického pole 10 h 47 min 06 ±40 s. Radiová měření dávají v různých šířkách velké rozpětí period rotace zhruba o 6,5 min. Samotné hodnoty periody v dané šířce navíc závisí na čase. Radiové periody jsou přitom soustavně o 1,35 – 7,75 min nižší než citovaná perioda magnetického pole. Tyto rozdíly se zatím nedaří kloudně vysvětlit. Svou úlohu hraje i stálý východní vítr vanoucí na vrcholcích oblaků rychlostí až 400 m/s a také 10% zploštění planety, související jak s rychlou rotací, tak s nízkou hustotou Saturnu.

1.1.6. Nejvzdálenější planety

Díky kameře ACS HST byl 26. července 2006 pozorován přechod družice Ariel přes kotouček Uranu i jeho stín vržený na mračna planety. Odtud se podařilo určit velmi přesně průměr Arielu na 1 158 km. Předchozí vzácný úkaz v r. 1965 ještě nebylo z technických důvodů možné pozorovat.

C. Agnor a D. Hamilton nalezli modelovými výpočty pravděpodobný scénář zachycení družice Triton Neptunem. Jak známo, je Triton jedinou velkou družicí planety ve sluneční soustavě, která má jednak retrográdní kruhovou oběžnou dráhu i synchronní rotaci a jednak velký sklon rotační osy 157° k rotační ose Neptunu. Autoři soudí, že Triton s hustotou shodnou s hustotou trpasličí planety Pluto a s hmotností jen o 40 % vyšší než Pluto byl původně analogem Pluta. Měl tedy i svého hmotného průvodce na transneptunské heliocentrické dráze o srovnatelné hmotnosti.

Při těsném průletu (pod vzdálenost 8násobku poloměru Neptunu) kolem Neptunu se vinou slapů dvojice rozpadla. (Slapový poloměr Neptunu činí 26násobek poloměru planety.) Pokud se v té chvíli jedna složka dvojice při svém oběhu kolem těžiště původního páru právě pohybovala v protisměru vůči pohybu těžiště páru vzhledem k Neptunu, měla vůči Neptunu zcela malou rychlost. Proto mohla být snadno zachycena, zatímco druhá složka neméně snadno Neptunu unikla. Oběžná rychlost Neptunu na dráze kolem Slunce činí totiž jen 5,4 km/s, takže setkání páru s Neptunem se odehrálo při nízké vzájemné rychlosti jen cca 2 km/s, což rovněž zabránilo případnému rozbití Tritonu. Silné slapy jsou též odpovědné za ohřívání vnitřku planety a tedy i za kryovulkanismus, objevený kosmickou sondou Voyager 2. Zmíněný scénář se dá navíc rozšířit na většinu družic s nepravidelnými retrográdními oběžnými drahami u obřích planet. Čím větší byla hmotnost uniklé primární složky, tím snadněji byla sekundární složka zachycena obří planetou, jelikož sekundár v tom případě obíhal kolem primární složky vysokou rychlostí a tudíž při pohybu v protisměru vůči planetě se tato rychlost odečetla od rychlosti průletové a rozdíl byl tak nízký, že postačil k zachycení danou planetou.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa a Kentauři

Rozhodnutí Mezinárodní astronomické unie (IAU) na srpnovém kongresu v Praze se projevuje v mírném přeorganizování odstavců Žní objevů s tím, že údaje o trpasličí planetě Ceres (1) zůstanou geneticky v odstavci o planetkách hlavního pásu, zatímco poznatky o Plutu (134340) a Eris (136199) budu zcela logicky zařazovat do odstavce o transneptunských tělesech (TNO) a Kentaurech. Reklasifikací Pluta nepochybně vzrostl význam TNO pro popis struktury sluneční soustavy, takže tento odstavec bude napříště začínat údaji o trpasličích planetách.

V únoru 2006 sledovala kamera ACS HST okolí Pluta a potvrdila tak existenci dvou nových družic trpasličí planety, objevených v r. 2005, o jasnostech cca 23 mag. Současně vyloučila až do meze citlivosti kamery (V = 26,8 mag) případnou existenci družic dalších. S. Stern aj. ukázali, že obě družice, nazvané Nix (Pluto II = S/2005 P2) a Hydra (Pluto III = S/2005 P1), obíhají kolem Pluta po kruhových drahách v téže rovině jako Charon a jejich oběžné doby jsou v přibližném poměru 1:4:6 a tudíž dlouhodobě stabilní. Průměr nových, velmi světlých (albedo 35 %) družic odhadli na 60 a 50 km. Nejpřesnější výsledky měření parametrů soustavy družic Pluta pomocí ACS HST uveřejnili M. Buie aj. Odtud vycházejí poloměr Pluta 1153 km a Charonu 604 km; hustoty Pluta 2,0 a Charonu 1,65 hustoty vody a hmotnost celé soustavy 1,5.1022 kg. Sklony téměř kruhových drah Charonu, Nix a Hydry jsou vesměs 96° (koplanární dráhy) a oběžné doby po řadě 6,4; 24,9 a 38,2 d při vzdálenostech 19 571, 48 675 a 64 780 km od Pluta.

Všechna tři obíhající tělesa vznikla zřejmě při jediné srážce; nebyla tedy zachycena při nějakém těsném průletu. M. Lee a S. Peale upozornili, že v pohybu družic Nix a Hydra se musí projevit nápadné odchylky od Keplerova zákona, jelikož družice Charon s hmotností ani ne o řád nižší než Pluto výrazně ruší jejich dráhy.

A. Gulbisová aj. a M. Person aj. využili pozemních pozorování zákrytu hvězdy C313.2 (R = 15 mag) Charonem 11. července 2005 na observatořích v Austrálii, Polynézii a v Jižní Americe ke zlepšení hodnoty jeho poloměru na 606 km. Odtud vyplývá průměrná hustota Charonu 1,7násobek hustoty vody, což znamená, že 63 % hmotnosti Charonu tvoří horniny, zatímco zbytek je led (Pluto obsahuje 73 % hornin). K podobným hodnotám dospěli na základě sledování zmíněného zákrytu pomocí HST také B. Sicardy aj. Obdrželi tak celkovou hmotnost soustavy Pluto-Charon 1,5.1022 kg; z toho na Charon připadá osmina Pluta, tj. 1,6.1021 kg.

Charon na rozdíl od Pluta nemá žádnou měřitelnou atmosféru. Jak uvedl D. Tholen, je zcela překvapující, že v rozporu s předpovědí se rozsah atmosféry Pluta, tvořené převážně N2, zvětšuje s rostoucí vzdáleností trpasličí planety od Slunce! Poloměr Pluta je proto stále nejistý, v rozsahu 1 151 – 1 195 km. Na povrchu Pluta byl v r. 1976 identifikován led metanu a později dusíku a CO. Počátkem r. 2006 klesla teplota povrchu Pluta na -230°C, zatímco na Charonu je -220°. Zdá se, že na objasnění mnoha nevyřešených otázek o stavu soustavy Pluto-Charon si budeme muset počkat minimálně do července 2015, kdy kolem soustavy proletí kosmická sonda New Horizons, vypuštěná po mnoha odkladech 19. ledna 2006.

D. Stephens a K. Noll objevili díky spektrografu NICMOS HST mezi 81 TNO celkem 11 % binárních soustav, což znovu dokazuje, že dvojice srovnatelně hmotných objektů jsou v tomto pásu docela časté. S. Kern a J. Elliot se domnívají, že většina těchto párů vznikla gravitačním zachycením spíše než společným vznikem nebo srážkou a odhadují, že v Edgeworthowě-Kuiperově pásu (EKP) se nachází řádově 105 dvojic s velikostmi složek nad 100 km. Hmotnost všech těles celého EKP odhadují na 0,2 Mz. (K. Edgeworth uveřejnil již v r. 1943 svůj odhad, že na periférii planetární soustavy se bude nachází řádově desítky tisíc planetesimál.) Také M. Brown aj. upozornili, že mezi čtyřmi nejjasnějšími objekty EKP (Pluto, Eris, 2003 EL61 a 2005 FY9) mají první tři své průvodce (Pluto dokonce tři a EL61 dva).

J. Licandro aj. ukázali, že nejpodobnějším protějškem Pluta mezi TNO je právě objekt 2005 FY9, jehož průměr dosahuje (v závislosti na neznámém albedu) až 70 % průměru Pluta a na jehož povrchu byl v infračerveném spektru identifikován led metanu, N2 a CO a dokonce i komplexní organické molekuly. Objekt má pravděpodobně i svou vlastní atmosféru.

Největším konkurentem Plutu se stala trpasličí planeta 2003 UB313, nazvaná nyní Eris, která má dokonce svého průvodce, jménem Dysnomia (Eris I). M. Brown aj. využili HST k odhadu albeda Eris a dostali neuvěřitelně vysokou hodnotu 86 %, což značně zredukovalo očekávaný průměr tělesa na pouhé 2 400 km. Nicméně F. Bertoldi aj. obdrželi vyšší hodnotu 3 000 km, protože díky měřením mikrovlnného radioteleskopu IRAM obdrželi přijatelnější hodnotu albeda 60 %. Tím se Eris (19 mag) navzdory své současné rekordní vzdálenosti 96 AU od Slunce (odsluní má v 97 AU) a rekordní oběžné době 560 roků stala vůbec největší trpasličí planetou a přirozeně i největším transneptunským tělesem, jakož i 16. největším objektem sluneční soustavy. V perihelu se ocitne za více než 250 let, kdy se přiblíží ke Slunci na 38 AU. G. Carraro aj. určili z vícebarevné fotometrie, že Eris rotuje v periodě cca 5 d.

J. Licandro aj. zjistili pozorováním v blízké infračervené oblasti, že velké TNO vykazují vesměs silné spektrální rysy vodního ledu, takže jejich povrchy jsou vesměs světlé s albedem nad 40 %. To přispívá k jejich snadnějšímu objevování i velmi daleko od Slunce. L. Jones aj. objevili podivuhodné těleso 2004 XR190, provizorně nazývané Buffy, které podle L. Allena aj. obíhá po heliocentrické téměř kruhové (e = 0,08) dráze s hlavní poloosou 57 AU a rekordním sklonem 47° v oběžné době 430 roků. Objekt se podle M. Beeche nikdy ani nedotkne vnějšího okraje EKP, protože má přísluní ve vzdálenosti 52 AU. Podle R. Gomese aj. lze výskyt TNO s velkou poloosou dráhy nad 50 AU a perihelem nad 40 AU pochopit jedině tak, že v hlubinách sluneční soustavy ve vzdálenosti nad 2 kAU se nachází těleso o hmotnosti Neptunu, popřípadě ve vzdálenosti kolem 5 kAU těleso o hmotnosti Jupiteru. Protože tak vzdálená tělesa by měla jasnost kolem 25 mag, je těžké je přímo objevit. Potíž je však v tom, že utvoření tělesa tak velké hmotnosti na periférii sluneční soustavy naráží na nedostatek stavebního materiálu v době budování sluneční soustavy.

P. Lacerda a J. Luuová určili rotační periody 10 objektů EKP z variací jejich světelných křivek. Odtud zjistili, že objekty s průměrem nad 200 km mají střední rotační periodu 9,2 h v porovnání se střední rotační periodou 6,5 h pro planetky hlavního pásu. Mezi zkoumanými tělesy EKP nejrychleji rotuje objekt 2001 CZ31 s periodou jen 4,7 h. Vzápětí však S. Kern a J. Elliot objevili binární objekt EKP 2003 QY90, jenž obíhá kolem společného těžiště v periodě 450 d a jehož hlavní složka rotuje v periodě 3,4 h. Vedlejší složka je o čtvrtinu menší, obíhá v minimální vzdálenosti 13 tis. km a rotuje v periodě 7,1 h. V březnu 2006 nalezli K. Noll aj. pomocí ACS HST průvodce také u Kentaura (42355) = 2002 CR46, vzdáleného od nás 17 AU. Vzájemná vzdálenost mezi hlavním tělesem o průměru 110 km a průvodcem (55 km), jenž je o 1,2 mag slabší, činí 2 700 km. Celkový počet Kentaurů s průměrem nad 50 km se odhaduje na 2 tis., takže jde o docela vzácnou složku meziplanetární látky.

H. Chang aj. prohlédli všechna archivní data rentgenové družice RXTE z let 1995-2001, týkající se rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 (d = 2,8 kpc). Tento nejjasnější mimosluneční rentgenový zdroj se nachází jen 6° od ekliptiky, takže je velká naděje, že je často zakrýván tělesy EKP, přičemž detektory na družici mají časové rozlišení pouhou 1 ms. V archivu takto našli 58 zákrytů s minimálním rozměrem objektu EKP pouhých 100 m. Odtud odhadli, že v EKP se nachází asi 1015 TNO s touto minimální velikostí. Kontrolní měření jasností rentgenového zdroje v Krabí mlhovině nedalo žádné krátkodobé poklesy jasnosti.

F. Roques aj. se úspěšně pokusili o zachycení přechodů hektometrových objektů EKP přes hvězdy pomocí obří digitální matice ULTRACAM u 4,2m reflektoru WHT na Kanárských ostrovech. Během dvou nocí pořídili téměř 2 miliony kratičkých (0,02 s) expozic ve dvou filtrech (480 a 770 nm). Pozorovali tak difrakční jevy o trvání 0,08 – 0,4 s při přechodech tří objektů o rozměrech 220 – 640 m ve vzdálenostech 15, 140 a 210 AU od Země. G. Georgevits aj. spustili soustavný program sledování těchto přechodů u 1,2m komory UKST AAO. Měří naráz jasnosti zhruba 100 hvězd s časovým rozlišením 10 ms a měli by tak být schopni zaznamenat přechody 300m objektů EKP. Navzdory 7 tis. h celkové expozice však zatím nedostali žádné pozitivní detekce.

1.2.2. Ceres, planetky hlavního pásu a křížiči

J. Levison aj. využili snímků trpasličí planety (1) Ceres, které pořídila kamera ACS HST mezi prosincem 2003 a lednem 2004 ve třech filtrech (535; 335 a 223 nm), k sestrojení albedové mapy povrchu s rozlišením 30 km. Průměrná albeda v těchto pásmech činí po řadě 9, 6 a 4 %. Nejmenší albedové skvrny mají rozměry 40 km a největší 350 km. Jsou to přirozeně zatím nejlepší snímky povrchu Ceresu, které máme k dispozici. A. Vitagliano a R. Stoss využili těsného přiblížení planetky (50278) k velké planetce hlavního pásu (15) Eunomia na vzdálenost 55 tis. km v březnu 2002 ke zpřesnění hmotnosti Eunomie. Výsledná hodnota 3,25×1019 kg je o polovinu větší, než vycházelo z měření poloh planetky v letech 1950-2006.

S. Sheppard a C. Trujillo hledali pomocí obřího 6,5m reflektoru Magellan Trojany v okolí Lagrangeových bodů L4 a L5 u Jupiteru, Saturnu a Uranu. Měli by nalézt všechny objekty s průměrem větším než 100 km, ale neuspěli ani u Saturnu ani u Uranu. Naproti tomu u Neptunu našli celkem 3 Trojany, takže celkový počet Trojanů u Neptunu dosáhl 4. Není tedy nakonec vyloučeno, že skutečný počet srovnatelně velkých Trojanů u Neptunu bude vyšší než u Jupiteru, kde je v současné době známa zhruba tisícovka objektů. F. Marchis aj. soudí, že orbitální rezonance 2:1, kterou vykazuje Saturn vůči Jupiteru, zvýhodňuje zachycení těles EKP v Lagrangeových bodech soustavy Slunce-Jupiter. Celkovou hmotnost Trojanů odhadli na 6×10-6 Mz.

Jupiterův Trojan v bodě L5 (617) Patroclus byl zobrazen laserovou adaptivní optikou Keckova dalekohledu v letech 2004-05. Spolu se staršími měřeními během 4 let se tak F. Marchisovi aj. podařilo zpřesnit parametry binární soustavy, jejíž složky mají průměry 120 a 110 km, úhrnnou hmotnost 1,4×1018 kg a hustoty jen 80 % hustoty vody, takže jde převážně o ledová tělesa. Poněkud menší sekundární složka, objevená již r. 2001, dostala jméno Menoetius. Obě složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 4,3 d ve vzájemné vzdálenosti 680 km. U téhož dalekohledu byl v červenci 2006 objeven průvodce i u prvního Trojana v bodě L4 (624) Hektora. Planetka sama je silně zploštělá s rozměry 350 × 210 km a její průvodce ve vzdálenosti 1 000 km má průměr jen 15 km.

R. Behrend aj. objevili podvojnost čtyř dalších planetek hlavního pásu: (854) Frostia, (1089) Tama, (1313) Berna a (4492) Debussy. Poslední dvě jsou dokonce zákrytové! Ve všech případech jeví složky rotaci synchronní s oběžnými periodami, které činí po řadě 38, 16, 25 a 27 h. Vesměs vznikly srážkami. První planetka s malým průvodcem (Dactyl) byla (243) Ida v r. 1993. Od té doby je rozpoznáno studiem světelných křivek již asi 50 párů v hlavních pásu, takže z této statistiky vyplývá, že asi 6 % planetek s průměry 10 – 50 km je binárních.

P. Pravec a A. Harris shrnuli údaje o binárních planetkách mezi křížiči i v hlavním pásu planetek, neboť jejich souhrnný počet již přesáhl magickou hranici 100 a v současnosti přibývá jedna podvojná planetka měsíčně. Zastoupení binárních planetek v obou skupinách je stejné, což nasvědčuje společnému způsobu, jak tyto páry vznikají. Většinou jde o dvojice, které rotují rychlostí blízkou rozpadu tělesa odstředivou silou za přepodkladu, že jde o struktury zvané „hromady sutě“. Většina párů je však napůl asynchronních, tj. primární složka rotuje rychleji, kdežto sekundární synchronně s oběžnou periodou, přičemž rovina oběžné dráhy leží v rovině rovníku primární složky.

Výzkum binárních planetek přináší astronomům stejné výhody jako výzkum dvojhvězd ve stelární astronomii. Pozorování světelných křivek, popřípadě radarová pozorování křížičů v blízkosti Země, poskytují mimořádně cenné údaje o rozměrech a tvaru složek i jejich vzájemné vzdálenosti, sklonu a výstřednosti drah, popř. též o obecné precesi rotačních os složek, vyvolané Sluncem. K. Walsh a D. Richardson se zabývali modelováním vzniku těsných párů u křižujících planetek a zjistili, že tyto páry velmi pravděpodobně vznikají díky blízkým průletům dvou samostatných planetek se strukturou hromad sutě. Téměř všechny modelové páry mají pak výstřednost dráhy e > 0,1 a poměr velikostí v rozmezí 0,1 – 0,2. Rotační periody primárních složek se pohybují mezi 3,5 h a 6 h, zatímco sekundární složky nezřídka rotují mnohem pomaleji (≈ 15 h a více). Primární složky mají rotační osu postavenou kolmo k oběžné dráze, kdežto rotační osy sekundárů jsou orientovány náhodně. Binární křížiči tudíž nevznikají slapovým štěpením jediného objektu - takové páry by měly velkou vzdálenost složek a silně zploštělé primární složky.

P. Pravec aj. zjistili rozborem údajů o 17 binárních křížičích s dobrými pozorovacími údaji, že poměry jejich velikostí se koncentrují kolem hodnoty 0,18 ve shodě se zmíněnými modelovým výpočty. Primární složky však rotují ještě rychleji, než vyplývá z modelů, tj. v průměru během 2,5 h a jen ojediněle do 4 h. To jsou hodnoty blízké kritické rotační rychlosti pro hromady sutě se střední hustotou dvojnásobku hustoty vody. Sekundární složky obíhají v průměrných periodách > 11 h, a to většinou synchronně; synchronnost se však vytrácí u oběžných period > 20 h. Zhruba 15 % křížičů s rozměry většími než 3 km patří k binárním planetkám a tento poměr stoupá pro velmi rychle rotující planetky až na 66 %. Autoři odtud v protikladu k modelovým výpočtům odvozují, že právě rotační štěpení je hlavním mechanismem vzniku párů u blízkozemních planetek. Binární křížiči znamenají zvýšené riziko v případě jejich srážky se Zemí, protože se tím fakticky zvyšuje „účinný průřez“ srážky a roste i nebezpečí, že se dvojice slapově rozpadne s těžko vypočitatelnými změnami drah obou složek.

Podle T. Statlera a T. Watanabeho nejrychleji rotují osamělé planetky s nejmenšími rozměry. Pro 40 miniplanetek o průměru < 150 m našli rotační periody < 2 h. Nejkratší změřené periody činí pouhou 1 min, což je důkaz, že jde o monolitní kamenná tělesa. U větších objektů je rychlá rotace naopak vzácná a nad průměrem planetek 200 m se už nevyskytuje vůbec.

T. Ito a R. Malhotra se modelově zabývali následky rozbití velké planetky v hlavním pásu srážkou. Obecně vzato vede taková katastrofa k přílivu roje úlomků na terestrické planety. Naproti tomu však nestačí k objasnění těžkého bombardování Měsíce v čase před 4,05 – 3,88 mld. roků, protože pravděpodobnost srážky úlomků jediného tělesa s Měsícem činí jen 1 promile. K objasnění těžkého bombardování bychom museli předpokládat rozpad obří planetky o průměru 1 500 km, což není pravděpodobné. Buď tedy šlo o celou sérii rozpadů menších těles v hlavním pásu, anebo mělo těžké bombardování Měsíce (a Země) nějakou jinou příčinu.

Podle D. Nesvorného aj. se před 2,5 mld. let rozpadlo mateřské těleso velké rodiny planetek (158) Koronis, jehož průměr odhadli na 160 km. Jeden z úlomků z tohoto rozpadu o průměru 33 km se před 5,8 mil. rok opět roztříštil na dnešní rodinu (832) Karin. Podle výpočtu autorů narazila na toto mateřské těleso planetka o průměru necelých 6 km relativní rychlostí 7 km/s.

D. Vokrouhlický aj. uvedli, že stáří třetí největší rodiny planetek (221) Eos, která má dnes na 4 400 členů, dosahuje plných 1,3 mld. let před současností. Titíž autoři také studovali zvláštní případ vzniku rodiny planetek (847) Agnia, kdy mateřské těleso o průměru 50 km bylo roztříštěno před cca 100 mil. lety na úlomky, které mají většinou prográdní rotaci.

Z těchto statistik také vyplývá, že průměrný poločas rozpadu 2km planetky v hlavním pásu je asi 700 mil. roků. Podle D. Nesvorného se největší srážka v posledních 100 mil. let odehrála v hlavním pásu před 8,3 mil. roků, když terčem srážky byla planetka o průměru asi 140 km. Vznikla tak rodina planetek (490) Veritas (průměr 115 km), která mj. produkovala i velké množství meziplanetárního prachu, jenž se vinou brzdění slunečním zářením i větrem nakonec dostal na Zemi. Stopy takových usazenin o stáří 8,2 mil. roků našli K. Farley aj. na dvou místech mořského dna. Předešlé zvýšení toku meziplanetárního prachu odpovídá stáří 35 mil. roků, ale najít k němu odpovídající rodinu planetek bude přirozeně mnohem obtížnější.

W. Bottke aj. se věnovali otázce, odkud vlastně pocházejí kovové meteority, a dospěli k závěru, že vznikaly v pásmu terestrických planet, kde se posléze roztavily při rozpadu radioaktivních izotopů hliníku a železa. Jejich úlomky se tak dostaly do hlavního pásu planetek ještě v rané epoše vývoje sluneční soustavy. Prototypem kovových planetek je (4) Vesta, která je v tom případě fakticky vetřelcem v hlavním pásu. Odtud pak se jejich úlomky po četných srážkách zhruba od stáří 1 mld. let po vzniku sluneční soustavy opět vracejí vlivem srážek, dráhových rezonancí a Yarkovského efektu zpět do míst, kde původně vznikly. Paradoxně tak pomocí kovových meteoritů poznáváme původní materiál dnes zcela nedostupného nitra Země!

D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se dále zabývali rozpady planetek hlavního pásu během posledního milionu let. Příčinou srážek planetek jsou v tomto období poruchy od Jupiteru, což pak vede ke katastrofickým srážkám vysokou vzájemnou rychlostí. Odhalili celkem tři takové potenciální katastrofy, z nichž vznikly rodiny planetek (14627) Emilkowalski, 1992 YC2 a (21509) Lucascavin. K rozpadům došlo po řadě před 220; 50 – 220 a 300 – 800 tis. lety. Již dříve byla identifikována rodina (1270) Datura, která vznikla před 450 tis. lety. Tato četnost rozpadů během posledního milionu let dobře souhlasí s odhadem, že v hlavním pásu planetek dochází k roztříštění 10km planetky v průměru jednou za 100 tis. roků.

D. Nesvorný odvodil, že v hlavním pásu se dnes nachází asi milion těles s průměrem alespoň 1 km. (Pro srovnání: v hlavním pásu je jen 450 planetek s průměrem nad 100 km a jen 63 planetek s průměrem nad 200 km. Pouze 10 největších planetek má kulový tvar.)

Koncem r. 2005 dospěla kosmická sonda Hayabusa vypuštěná japonskou kosmickou agenturou JAXA k planetce (25143) Itokawa a koncem listopadu se pokusila o dvě měkká přistání na planetce, při nichž mj. vystřelila drobné projektily, které měly vniknout pod povrch planetky. Kamera na sondě získala asi 1,5 tis. snímků planetky, na nichž je vidět kamenný povrch planetky prakticky bez větších balvanů. Zatímco iontový motor sondy pracoval po celou dobu letu k planetce bezvadně, přistávací manévry byly jen částečně úspěšné a celý experiment zápolil v r. 2006 s technickými potížemi. Úniková rychlost na povrchu Itokawy dosahuje jen 0,2 m/s, což paradoxně ztížilo přistávací manévr. Planetka sice křižuje dráhu Marsu, ale současně patří mezi křížiče typu Apollo, takže se v periodě 1,5 r přibližuje ke Slunci na minimální vzdálenost 0,95 AU. Její střední hustota dosahuje 2,3násobku hustoty vody, takže jde o zploštělé kamenné těleso s rozměry 520 x 270 x 210 m. Křížiči obecně budí přirozeně stále větší pozornost, protože si už i širší veřejnost začíná uvědomovat, že vzácně leč nevyhnutelně se některý z nich se Zemí srazí.

Od konce r. 2004 je takovým favoritem planetka s příznačným jménem Apophis (99942) o průměru 320 m, která nás sice mine v pátek 13. dubna 2029, ale teoreticky by mohla trefit Zemi v neděli 13. dubna 2036 rychlostí téměř 13 km/s. Pokud by dopadla na pevninu, vyhloubila by kráter o průměru 2 km a hloubce 500 m. Vedení Planetární společnosti proto navrhovalo využít těsného přiblížení v r. 2029 k připevnění radiového responderu k planetce, což by výrazně zpřesnilo údaje o její budoucí dráze a tak bychom získali v předstihu přesnou informaci o průběhu letu v onu kritickou neděli r. 2036. Nicméně v tuto chvíli je možnost srážky se Zemí i v tomto případě již vyloučena. Rozhodla o tom radarová měření v Arecibu z počátku května 2006 na vlnové délce 126 mm (2,4 GHz). Z kombinace těchto měření s optickými pozorováními od března 2004 totiž vyplývá, že v r. 2029 se Apophis přiblíží k Zemi na zcela bezpečnou minimální vzdálenost 38 tis. km (s chybou ±600 km) a v r. 2036 planetka proletí ve vzdálenosti 0,28 AU, daleko za kosmickými humny.

Počátkem července 2006 nás dle měření radaru v Goldstone s parabolou o průměru 70 m minul ve vzdálenosti 400 tis. km křížič 2004 XP14 s průměrem 320 m, který mimořádně pomalu ≈ 20 d!) rotoval. Objekt opticky pozoroval J. Horne v Severní Karolině jako rychle se pohybující objekt 11 mag. I takto malí křížiči představují v případě srážky se Zemí velké riziko, takže NASA se nyní rozhodla vyhledat aspoň polovinu všech křížičů s průměrem >140 m a 90 % všech křížičů >300 m. Kilometroví křížiči jsou již zhruba ze 3/4 dohledáni. Dlouhodobě představuje větší riziko kamenná planetka (29075) = 1950 DA s průměrem něco přes 1 km, která by se s pravděpodobností 3 promile mohla srazit se Zemí 16. března 2880.

G. Sitarski uvedl, že při oceňování rizika srážek křížičů se Zemí je výpočet mnoha možných drah na počítačích často tak zdlouhavý, že se vyplatí jej obejít použitím speciálních matic, zvaných krakoviany. Prakticky to dokázal pro výše zmíněné rizikové planetky a našel tak nové riziko srážky Apophise se Zemí v dubnu 2053, jakož i možnost srážky křížiče (2340) Hathor se Zemí v říjnu 2307. Současně R. Kahle aj. ukázali, že v případě obranného manévru je energeticky výhodnější, aby impuls ke změně dráhy křížiče směřoval kolmo ke směru letu, čímž se stane až pětkrát účinnější, než kdyby působil ve směru či v protisměru letu planetky. Energeticky nejnáročnější by bylo změnit sklon dráhy planetky k ekliptice, což by připadalo v úvahu jen v případě varování na poslední chvíli. Jinak je energeticky mnohem výhodnější měnit buď výstřednost dráhy nebo délku velké poloosy.

S poměrně překvapujícím návrhem uměle vyvolané srážky přišli T. Kasuga aj. Navrhli totiž, aby byla kosmickým projektilem zasažena planetka (3200) Phaeton, která je mateřským tělesem známého meteorického roje - prosincových Geminid. Kdyby k zásahu došlo 12. dubna 2022, mohli by naši potomci moci o 200 let později pozorovat umělý meteorický roj!

Na konci odstavce připomeňme, že navzdory velkému pokroku pozorovací techniky na zemi i v kosmu není dosud prozkoumáno okolí Slunce ve vzdálenostech 0,08 – 0,18 AU (při pohledu ze Země jde o mezikruží do 10,5° od středu Slunce). Teoreticky se tam mohou nacházet tělesa, souhrnně nazývaná vulkanoidy podle kdysi předpokládané planety Vulkán, která měla obíhat kolem Slunce ve vzdálenosti menší než Merkur.

V samotném závěru pak připojuji tradiční poznámku, že díky objevům slovenských i českých astronomů přibyla na obloze v r. 2006 mj. tato jména planetek: (20364) Zdeněkmiler, (21539) Josefhlávka, (24194) Paluš, (42849) Podjavorinská, (53910) Jánfischer, (59830) Reynek, (68779) Schöninger a (70679) Urzidil.

1.2.3. Komety

P. Weissman shrnul některé klíčové okamžiky v dějinách výzkumu komet od poloviny XX. stol. Tehdy se totiž objevily dvě stěžejní práce. J. Oort zjistil z rozložení převrácených hodnot velkých poloos dlouhoperiodických komet, náhodných sklonů drah a dynamické úvahy o nestabilitě drah pozorovaných komet, že existuje kulovitý kometární rezervoár ve vzdálenosti řádu 10 tis. AU od Slunce. Prakticky současně přišel F. Whipple s domněnkou o „špinavé sněhové kouli“ jako podstatě kometárního jádra. Tato domněnka umožnila vysvětlit existenci negravitačních sil, které mají vliv na oběžné periody komet. Halleyova kometa, jejíž jádro rotuje prográdně, přichází vždy se zhruba 4denním zpožděním proti předpovědi, založené na Keplerových zákonech. Naproti tomu Enckova kometa, jejíž jádro rotuje retrográdně, se soustavně předbíhá proti předpovědi.

Mimořádný význam pro pochopení struktury kometárních jader mělo pozorování dlouhého řetízku zhruba dvou tuctů jadérek komety Shoemaker-Levy 9 v letech 1993-1994. Existence jadérek umožnila E. Asphaugovi a W. Benzovi odhadnout jejich průměrnou hustotu na 60 % hustoty vody. Pokud by byla hustota jadérek větší než 150 % hustoty vody, tak by se totiž díky vzájemné gravitaci znovu složila na jedno velké jádro. Pokud by však tato hustota byla nižší než 30 % hustoty vody, celá soustava by se rychle rozpadla a proslulý řetízek bychom nepozorovali. Nezávisle vychází tatáž hustota jadérek z jejich poměrně pomalé rotace delší než 6 h.

Nejnovějšími velkými úspěchy kometární astronomie se stala prvotřídní funkce kosmických sond Stardust, která přinesla na Zemi vzorky z okolí jádra komety 81P/Wild (2), když počátkem ledna 2004 proletěla ve vzdálenosti jen 236 km od jádra a dále sondy Deep Impact, kdy téměř půltunový projektil narazil v červenci 2005 na jádro komety 9P/Tempel (1) a průletový modul sondy i další kosmické i pozemské přístroje sledovaly následky „drtivého dopadu“. V nedaleké budoucnosti lze očekávat klíčové výsledky od studia jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, k níž směřuje kosmická sonda ROSETTA, jež se má stát v r. 2014 umělou oběžnicí komety.

Podle J. Triga-Rodrígueze a J. Llorcy lze odvodit strukturu a hustotu kometárních jader studiem meteoroidů ve známých meteorických rojích. Vycházejí z toho, že maxima světelných křivek meteorů odpovídají výškám, v nichž probíhá fragmentace meteoroidu. Z těchto pozorování vyplývá, že „panenské“ komety, které se dostaly na dráhy křižující Zemi poprvé, mají křehká porézní jádra, kdežto periodické komety mají materiál jádra téměř o dva řády odolnější vůči fragmentaci v zemské atmosféře. Nejtužší jádra z houževnatého materiálu vykazují krátkoperiodické slunečním větrem ošlehané komety, např. jádro komety 2P/Encke nebo (3200) Phaeton (mateřské těleso Geminid). S. Milam aj. nalezli ve spektru komety Hale-Bopp a dalších dvou komet z let 2001-02 formaldehyd. Podle jejich názoru není však zdrojem této zajímavé organické sloučeniny samotné kometární jádro, ale spíše zrnka prachu, která kromě silikátů obsahují povlaky organických látek.

H. Hsieh a D. Jewitt tvrdí, že ke dvěma klasickým populacím komet (dlouhoperiodické a krátkoperiodické - Jupiterova rodina komet) lze nyní na základě četných pozorování přidat ještě třetí populaci komet, která vzniká v hlavním pásu planetek a obsahuje alespoň 300 členů. Jeví se nám ovšem jako planetky; jen 3 z nich za sebou „práší“. Autoři se domnívají, že tyto komety vznikají přímo v hlavním pásu a jejich kometární aktivita je důsledkem srážek s jinými tělesy. Je pravděpodobné, že celkový počet aktivních komet v tomto pásu dosahuje 150.

Díky výkonným přehlídkovým strojům přibývá nyní každoročně velký počet nově objevených komet. Suverénně nejúspěšnějším automatickým lovcem komet je již tradičně sluneční družice SOHO, která objevuje v blízkosti Slunce na běžícím pásu úlomky obrovité komety Kreutz (q < 0,01 AU, i = 144°), ale i dalších (skupiny Kracht - q = 0,045 AU, i = 13°; Marsden - q = 0,048 AU; i = 27° a Meyer - q = 0,036 AU, i = 72°), popřípadě „sporadických“ komet. Celkem bylo v r. 2006 objeveno přes 200 komet. Koncem roku vzrostl počet periodických komet s dobře určenou drahou na 182.

Od počátku roku 2006 budila největší pozornost periodická kometa 73P/Schwassmann-Wachmann (3), známá od r. 1930, kdy byla objevena zmíněnými astronomy jako objekt 9,5 mag necelý měsíc před jejím těsným přiblížením k Zemi na vzdálenost jen 0,06 AU. Kometa s oběžnou periodou 5,4 r patří mezi krátkoperiodické komety Jupiterovy rodiny, ale až do r. 1979 se jí nepodařilo znovu pozorovat. Tehdy se vynořila z hlubin kosmu se zpožděním plných 5 týdnů proti předpovědi. Od r. 1995 jevila nápadné výbuchy a první rozpady jádra na úlomky. Při návratu v r. 2000-01 však byly podmínky pro její pozorování nepříznivé, takže tehdy se podařilo sledovat jen dva úlomky jádra.

Pozorovací podmínky návratu v r. 2006 však byly od počátku roku velmi příznivé. Kometa tak pokračovala v rozpadu jádra doslova v přímém přenosu. Od konce ledna jevila krátký chvost; koncem února, když byla ještě 1,65 AU od Slunce, přibyla ke dvěma složkám jádra třetí. Ve spektru dvou hlavních složek byla pozorován hydroxyl, vodní pára a kyan, zatímco molekuly uhlíku byly zastoupeny nepatrně. Počátkem března však měla kometa již 7 úlomků a její rozpad rychle pokračoval, takže koncem března již bylo vidět na dva tucty úlomků až 21 mag (nejjasnější úlomky dosahovaly 9 mag). Kometa se během dubna rozsypala na více než 60 úlomků, jak to skvěle zachytil HST, avšak menší úlomky brzo většinou zanikaly. V infračervených spektrech komety se objevily silikáty, olivín a pyroxen; přibyly také metan, kyanovodík, etan, metanol a formaldehyd. Koncem dubna byla kometa již jen 1,1 AU od Slunce a její teplota vzrostla na 310 K. V polovině května 2006 procházely úlomky komety v blízkosti Země ve vzdálenosti kolem 11 mil. km a 7. - 9. června měly projít perihelem ve vzdálenosti lehce pod 1 AU. Zda aspoň některé úlomky tento průlet vůbec přežily, se zřejmě dozvíme až někdy koncem r. 2011.

Další kometou, rozpadající se v této době, je dle Z. Sekaniny periodická kometa 101P/Černych, objevená poprvé v r. 1977, která opět procházela perihelem po téměř 14 letech na Vánoce 2005 ve vzdálenosti 2,4 AU od Slunce. Při předešlém návratu se od ní oddělil menší úlomek ještě před průchodem perihelem počátkem dubna 1991, jenž však nepřežil průlet perihelem v lednu 1992. Při posledním návratu byl pozorován nový úlomek již počátkem listopadu 2005, který přežil průchod perihelem a byl sledován až do konce ledna 2006. Podle Sekaninova výpočtu se úlomek oddělil od jádra komety rychlostí asi 2 m/ ve vzdálenosti 9 AU od Slunce koncem r. 1996, tedy prakticky poblíž odsluní dráhy komety.

Patrně nejvýznamnější vědecké výsledky roku v kometárním výzkumu přinesla kosmická sonda Stardust, která odstartovala z Floridy 7. února 1999, aby po sedmileté oklice dlouhé 4,6 mld. km vstoupila 16. ledna 2006 do zemské atmosféry rekordní rychlostí 12,9 km/s nad Utahem. Návratové pouzdro s cenným nákladem 100 mg vzorků meziplanetárního a kometárního prachu vzápětí úspěšně měkce přistálo v utažské poušti. Jak známo, pouzdro obsahovalo ve 132 oddělených blocích prachové částice, úspěšně zabrzděné navzdory relativní rychlosti střetávání 6 km/s ve speciálním aerogelu mj. během průletu sondy kolem jádra komety 81/Wild (2) počátkem ledna 2004.

Kometa sama se po miliardy let nepřiblížila ke Slunci více než Uran, když obíhala v mrazivě chladné části planetární soustavy po téměř kruhové dráze. Teprve dráhové poruchy postupně zmenšovaly vzdálenost jejího přísluní, až ji v r. 1974 svou gravitací zachytil Jupiter a změnil její dráhu na krátkoperiodickou (6,4 r) s přísluním ve vzdálenosti 1,6 AU od Slunce. Podle B. Davidssona a P. Gutiérreze lze prográdně rotující jádro komety 81P/Wild (2) modelovat jako trojosý elipsoid s hlavní osou 5 km, průměrnou hustotou 70 % hustoty vody a horní mezí hmotnosti 2.1013 kg.

První inspekce 30 vzorků odhalila dle D. Brownleeho aj. na 50 zrnek mezihvězdného původu a dále inkluze vápníku a hliníku, jež vznikly při teplotě 1 100 K. Původní předpoklad, že jádra komet obsahují pouze prvotní stavební materiál sluneční soustavy, vzniklý za studena, tak vzal za své. Počet zachycených zrnek překonal nejméně desetkrát i ty nejoptimističtější odhady. Studium vzorků je pochopitelně časově náročné; komplexní výzkum každého zrnka představuje asi roční práci jednoho odborníka.

Proto si astronomové vypomáhají dobrovolníky díky počítačovému programu Stardust@Home a uvažují o tom, že budou zrnka pojmenovávat. Podrobnější průzkum tak odhalil v aerogelu tisíce částeček s průměrem nad 50 μm; z toho je 45 zrnek viditelných očima a bloky navíc obsahují dokonce i četné submikronové částice. Do vědeckých laboratoří po celém světě rozeslala NASA 150 vzorků k dalšímu podrobnému průzkumu, na němž se podílí asi 180 specialistů. Již prozkoumaná zrnka z prvních 10 bloků obsahují minerály olivín, spinel, anortit, forsterit a pyroxen. Ve vzorcích byl dále zjištěn neočekávaně velký přebytek barya (o plné čtyři řády proti jeho zastoupení v meteoritech) jakož i organické látky. Prvních sedm prací o výsledcích studia vzorků v projektu Stardust vyšlo v americkém vědeckém týdeníku Science již před koncem r. 2006.

Mezitím pokračoval výzkum komety P9/Tempel (1), jejíž jádro bylo počátkem července 2005 zasaženo zešikma projektilem kosmické sondy Deep Impact, přičemž se dle M. A°prime;Hearna uvolnila kinetická energie 19 GJ. Místo dopadu se zřejmě příliš neohřálo, takže ve vyvrženém materiálu byl silně zastoupen plynný CO2 a organické látky jakož i neidentifikované chemické sloučeniny. Kometární jádro má velmi pestrou geologii a je silně porézní. R. Schulzová aj. objevili těsně po dopadu v okolí komety kýžená ledová zrnka s krátkou životností díky pozorováním v rentgenovém a ultrafialovém oboru spektra. R. Willingale aj. využili rentgenové družice Swift ke sledování okolí komety o průměru 100 tis. km v měkkém rentgenovém pásmu po dobu 12 dnů od impaktu. Zjistili, že mrak plynu a prachu se rozpínal rychlostí 7 – 10 km/s a impakt uvolnil celkem 200 tis. t vody anebo 400 tis. t CO2 (ve skutečnosti se na této bilanci podílely obě složky v neznámém poměru). Hmotnost jádra komety odhadli na 7.1013 kg a jeho hustotu na 40 % hustoty vody. Podle D. Hughese má jádro komety průměr 7,5 km a jen 0,6 % jeho povrchu jeví kometární aktivitu. Prach vyvržený při nárazu projektilu má rozdělení částeček podle velikosti odlišné od běžného prachu v komě.

Samotná kometa prodělala dramatický vývoj dráhy vinou blízkých přiblížení k Jupiteru v letech 1881, 1941 a 1953. Poprvé ji pozoroval astronom amatér E. Tempel v r. 1867; pak však byla nadlouho ztracena a znovu objevena až r. 1967 na základě zlepšené efemeridy B. Marsdena. V současné době je kometa typickým členem Jupiterovy rodiny komet s přísluním ve vzdálenosti 1,5 AU, sklonem dráhy 11°, výstředností 0,5 a oběžnou dobou 5,5 r. Byla dobře pozorovatelná při návratech v letech 1983 a 1994, což ji předurčilo pro zacílení v projektu Deep Impact.

J. Vaubaillon aj. odhadli z pozemních pozorování prachové komy, že během přibližování sondy k jádru komety na vzdálenost pouhých stovek km by se sonda mohla srazit s tisíci mikrometeoroidy o průměru řádu 0,1 mm. Jelikož však sonda nebyla při těsném průletu nijak poškozena, znamená to, že žádná částice neměla průměr 10 mm a výše, což by sondu patrně zničilo. Zato vlastní místo dopadu projektilu bylo okamžitě zahaleno oblakem vyvrženého prachu, takže se nepodařilo změřit rozměry impaktního kráteru na povrchu jádra. Odhady se pohybují v rozmezí 100 – 250 m.

E. Jehin aj. zveřejnili pozorování průběhu impaktu obřími dalekohledy Keck a VLT během 15 nocí po dopadu. Zaznamenali proměny toku molekul CN a NH s periodou 1,7 d a rychlosti úniku molekul 400 m/s a prachu 150 m/s. Poměr izotopů uhlíku a dusíku ve vyvrženém prachu se shodoval s obdobným poměrem pro povrch jádra komety. C. Lisse aj. zjistili pozorováním jádra komety pomocí Spitzerova kosmického teleskopu, že kromě krystalků vodního ledu obsahuje koma také amorfní i krystalické křemičitany, které vznikly v rané fázi vývoje sluneční soustavy při vysoké teplotě a byly tedy dosud neznámým procesem přemístěny do chladné části sluneční soustavy, kde vzniklo smícháním se „studeným“ materiálem jádro komety Tempel 1. Při dopadu projektilu se uvolnilo asi 1 tis. t. prachu, který se rozptyloval tak ohleduplně, že si zachoval původní mineralogické složení povrchu jádra komety.

R. Branham ukázal, že kometa C/1853 E1 Secchi s přísluním 1,1 AU a sklonem dráhy 155° má zřetelně hyperbolickou dráhu s výstředností e = 1,011, což je druhá nejvýraznější hyperbola po kometě C/1980 E1 Bowell (e = 1,057). H. Levison aj. hledali příčiny neobvyklé dráhy komety 2P/Encke, neboť její odsluní 4,1 AU se nachází uvnitř dráhy Jupiteru. Modelové výpočty naznačují, že za tuto neobvyklou dráhu mohou gravitační poruchy planet a jiných komet, jenže změna dráhy je asi dvěstěkrát pomalejší než doba průměrné kometární aktivity. Podle všeho to znamená, že kometa Encke dlouho „spala“. Jádro komety v odsluní pozorovali kosmickým teleskopem SST M. Kelley aj., kteří ukázali, že jeho povrch je pokryt zrnky amorfního uhlíku o typických průměrech 0,4 μm.

Dalším podivuhodným objektem je dle D. Jewitta kometa D/1819 Wl (Blanpain), která byla po krátkém pozorování na přelomu 1819-20 považována za ztracenou, protože přes příznivé pozorovací podmínky a krátkoperiodickou dráhy nebyla již nikdy znovu pozorována. Až v r. 2003 byla objevena planetka, křižující zemskou dráhu (2003 WY25), která má tak shodnou dráhu, že ji lze považovat za úlomek zmíněné komety, zejména proto, že jeví slabou kometární aktivitu (ztrátu hmoty tempem 10 g/s). Objekt má a = 3,1 AU; e = 0,6; i = 6° a průměr jen 300 m, takže jde o vůbec nejmenší známé kometární jádro.

Automat LINEAR znovunalezl v červnu 2006 kometu P/1889 M1 (Barnard) jako objekt 17 mag na základě Marsdenovy efemeridy. Kometa prošla přísluním 28. srpna 2006 a dostala tak definitivní označení 177P/Barnard. Její dráhové parametry činí: e = 0,05; q = 1,1 AU; a = 24 AU; i = 31° a oběžná doba 120 roků. P. Lamy aj. využili v březnu r. 2003 kamery WFPC2 HST k zobrazení jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, jež se v té době nacházela ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce a k níž v r. 2014 doletí evropská kosmická sonda ROSETTA. Zjistili, že elipsoidální jádro o s osami 4,6 × 3,8 × 3,4 km rotuje prográdně v periodě 12,4 h a uvolňuje prach tempem 4 kg/s. Kometu sledovali v odsluní M. Kelley aj. pomocí infračerveného kosmického dalekohledu SST, kteří i v této vzdálenosti pozorovali komu kolem jádra komety. Kometa s oběžnou dobou 6,6 r, velkou poloosou dráhy 3,5 AU a přísluním ve vzdálenosti 1,3 AU patří do Jupiterovy rodiny komet. Y. Fernández aj. zjistili, že kometa 162P/Siding Spring (=P/2004 TU12), pozorovaná ve středním infračerveném pásmu v prosinci 2004, má velmi nízké albedo 6 % a odtud vyplývá průměr jejího jádra (12 ±2) km, což je nový rekord pro komety Jupiterovy rodiny.

1.2.4. Meteorické roje a bolidy

P. Koten aj. se podrobně zabývali nedávno objevenými meteory s mimořádně vysokými začátky svítivé dráhy v atmosféře. Měli k dispozici dvojstaniční pozorování celkem 164 meteorů s výškami zážehu nad 130 km nad zemí; rekord je 195 km. Nejvíce z nich se rozzářilo již ve výškách do 150 km, kdežto začátky svícení nad 160 km se vyskytují vzácně. Světelné křivky nad 130 km jeví mimořádně silné variace jasnosti a náhlé změny, způsobené patrně odprýskáváním částeček z povrchu meteoroidů. Teprve ve výškách pod 130 km dochází k regulární ablaci povrchu meteoroidu.

Podle M. Campbella-Browna aj. došlo 8. října 2005 k nečekaně vysoké aktivitě meteorického roje Drakonid, když po dobou tří hodin stoupla frekvence radarových meteorů až na 150 a optických na 40 met/h, takže v roji se v té době vyskytovaly převážně drobné meteoroidy. Maximum činnosti roje nastalo v 16 h UT (geocentrická délka Slunce 195,42°) a souviselo nepochybně s návratem mateřské komety roje 21P/Giacobini-Zinner do přísluní 2. července 2005.

P. Koten aj. analyzovali dvojstaniční pozorování a spektrální údaje o 51 meteorech roje Kvadrantid (název pochází od dnes už zrušeného souhvězdí Quadrans Murales - Zední kvadrant, které se stalo součastí souhvězdí Bootes). Některé charakteristiky meteoroidů roje jsou typické pro kometární roje, ale jiné se blíží spíše Geminidám, jejichž mateřským tělesem je planetka Phaethon. Autoři připomínají, že přísluní Kvadrantid se před dvěma tisíciletími nalézalo ve vzdálenosti jen 0,1 AU od Slunce, takže tehdy z meteoroidů roje unikla většina těkavých látek. Stáří jádra roje se odhaduje na pouhých 200 roků a jeho mateřským objektem je planetka 2003 EH1, což je podobně jako Phaethon spící kometa. P. Jenniskens odhadl celkovou hmotnost Kvadrantid na 1.1013 kg, což je asi desetinásobek hmotnosti mateřské planetky. Z toho lze usoudit, že roj vznikl rozpadem nějakého většího tělesa a planetka je jeho největší úlomek.

H. Ohtsuka aj. ukázali, že planetka typu Apollo 2005 UD je úlomkem mateřského objektu meteorického komplexu Phaethon-Geminidy o průměru 1 km. Jak známo mateřské těleso Geminid, objevené v r. 1983, nejeví kometární aktivitu, ačkoliv jeho parametry (a = 1,27 AU; e = 0,9; q = 1,14 AU; i = 22°) se dobře shodují s parametry dráhy tohoto nejbohatšího pravidelného meteorického roje. Ke komplexu dále patří meteorické roje Sextantidy a Canis Minoridy. R. Arlt a J. Rendtel zpracovali 29 tis. vizuálních pozorování Geminid během 612 h v prosinci 2004 a zjistili, že roj vykázal dvě maxima s frekvencemi 126 a 134 met/h pro geocentrické délky Slunce 262,16° a 262,23°. Meteoroidy pozorované během druhého maxima měly o něco větší rozměry než meteoroidy v maximu prvém. Ještě vyšší frekvenci 257 met/h pro 13,85. prosince 2004 ohlásili indičtí pozorovatelé K. Chenna Reddy aj. S kuriózním nápadem přišli T. Kasuga aj., totiž vyrobit umělý meteorický roj nárazem projektilu na planetku (3200) Phaethon, jenž by se měl uskutečnit 12. dubna 2022. Meteorický roj vzniklý nárazem by se potkal se Zemí o 200 roků později...

D. Kumar aj. objevili pomocí indického meteorického radaru, že 11. srpna 2004 prošla Země anomálním prachovým vláknem meteorického roje Perseid. Během 27 h měření pozorovali téměř 3 tis. radarových ozvěn ve výškách 80 – 120 km. Radarové maximum roje nastalo pro geocentrickou šířku Slunce 140,6°, kdy radarová frekvence dosáhla 250 ozvěn/h. D. Jones aj. studovali komplex meteoroidů κ Cygnidy, jež byly poprvé pozorovány v r. 1874 těsně po maximu srpnových Perseid. Podle autorů jsou mateřskými tělesy komplexu planetky 2001 MS1 a 2004 LA12, jež jsou ovšem pouhými úlomky většího rozpadlého tělesa.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

S. Maret aj. si všimli zákonitostí zastoupení dusíku - pátého nejhojnějšího prvku ve vesmíru - v mezihvězdném prachu, molekulových mračnech, kometách a meteoritech. V molekulových mračnech totiž převažuje atomární dusík nad molekulami dusíku, neboť molekuly jsou rozkládány ultrafialovým zářením vznikajících hvězd. Komety a meteority jsou tvořeny agregáty zrnek mezihvězdného prachu, které přežily vznik sluneční pramlhoviny a to umožňuje vysvětlit nízké zastoupení molekul dusíku i nižší podíl atomárního dusíku v kometách a meteoritech v porovnáním se Sluncem. Také relativní zastoupení izotopů 15N/14N v meteoritech je vyšší než v mezihvězdném prachu.

I. Pascucci aj. vybrali z přehlídky kosmickým teleskopem SST 15 mladých hvězd podobných Slunci, které mají teplé (100 – 300 K) prachové disky, viditelné ve středním infračerveném spektrálním pásmu. Ukázali, že do vzdálenosti 10 AU od hvězdy nepřesahuje hmotnost plynné složky disků 12 Mz a v pásmu 10 – 40 AU je plynu méně než 2 Mz. To znamená, že už 30 mil. roků po vzniku planetární soustavy je plynná složka disku rozptýlena a v těchto vzdálenostech se mohou nacházet jedině hotové planety o hmotnosti Uranu. Terestrické planety na kruhových drahách poblíž mateřské hvězdy musí vzniknout rychle, aby zbylý plyn stačil jejich dráhy upravit na kruhové. I když je pravděpodobné, že většina hvězd vzniká souběžně s cirkumstelárními disky, je vývoj disků tak rychlý, že jen málokdy umožní vznik terestrických planet a planetárních soustav podobných naší.

J. Cuzzi a C. Alexander se zabývali otázkou, jak vznikly milimetrové silikátové chondrule, nalézané v nejstarších meteoritech. Domnívají se, že v hlavní rovině protoplanetárního disku se vyskytovaly zhuštěniny, ohřáté na vysokou teplotu a tudíž roztavené. Těkavé látky z disku přitom unikly a ochlazením tuhých zbytků vznikly zmíněné chondrule.

E. Asphaug aj. studovali dynamické děje ve velmi rané sluneční soustavě, která obsahovala po miliony let stovky planetárních embryí o rozměrech Měsíce až Marsu. Embrya získávala náhodné rychlosti díky gravitačním setkáváním a dráhovým rezonancím jak mezi sebou, tak také s Jupiterem. Následkem toho se embrya nejčastěji tečně srážela a ze srážek odcházela pošramocená, tj. silně deformovaná, roztočená na vysoké obrátky, obraná o vnější vrstvy pláště a často i roztrhaná na více úlomků. Původní pás planetek obsahoval více těles s rozměry nad 1 tis. km. Výsledkem činnosti této protoplanetární mlýnice v necelé první stovce milionů let od vzniku sluneční soustavy jsou zejména terestrické planety, planetky hlavního pásma a meteority, dopadající na terestrické planety, Měsíc i družice Marsu.

S. Raynmond aj. simulovali závěrečnou fázi vzniku terestrických planet z několika desítek planetárních embryí o průměrech řádu 1 tis. km a dále miliard planetesimál s průměry 1 – 10 km. Pět různých simulací dalo pokaždé 2 - 4 terestrické planety s hmotnostmi 0,4 – 2,6 Mz o výstřednostech drah kolem 0,05. Vodu na terestrické planety však přinesla tělesa ze vzdáleností nad 2,5 AU. Hlavní pásmo planetek mělo tehdy asi stokrát větší hmotnost než dnes, ale vinou rezonancí s Jupiterem a rozptylem drah při těsných přiblížení naprostá většina těles buď zanikla ve Slunci anebo opustila sluneční soustavu.

R. Strom aj. našli pravděpodobnou příčinu těžkého bombardování Měsíce (jakož i všech terestrických planet) před 3,8 mld. let v tělesech, které se tehdy nacházely v hlavním pásu planetek. Podle jejich modelových výpočtů vznikl Jupiter dále od Slunce než je dnes a postupně migroval směrem ke Slunci, čímž gravitačně rušil dráhy velkých těles v pásmu planetek a ty se pak dostaly na kolizní dráhy s terestrickými planetami. Díky impaktům na Měsíci pak máme celou epizodu těžkého bombardování doslova na dlani.

M. Lecar aj. revidovali vzdálenost tzv. sněhové čáry od Slunce, tj. rozhraní, za nímž už může být voda pouze v tuhém skupenství. Dosud se myslelo, že sněhová čára se nachází v průměrné vzdálenosti 2,7 AU, tedy na vnitřním okraji hlavního pásma planetek. Autoři však dokázali, že sněhová čára leží těsně za drahou Marsu ve vzdálenosti 1,7 AU.

R. Canupová a W. Ward si všimli, že planety sluneční soustavy, které mají větší soustavy přirozených družic (měsíců), jsou vždy asi o 4 řády hmotnější, než kolik činí souhrnná hmotnost jejich měsíců. Modelové výpočty ukázaly, že tento poměr je zákonitým důsledkem protichůdných vývojových tendencí: z okolního meziplanetárního prostředí se stahuje materiál pro tvorbu družic a současně prográdně rotující družice ztrácejí odporem v prachoplynovém prostředí energii a padají na mateřskou planetu. Jinými slovy, většina zejména velkých družic se utvořila u každé planety, ale dokud se prostor v okolí planety dostatečně nevyčistil, družice opět zanikaly následkem brzdění a spirálového sestupu na mateřskou planetu. Dnešní stav soustav družic je tedy posledním epizodou jejich tvorby - prostor kolem mateřských planet je už dostatečně vyčištěn, aby k dalším pádům nedocházelo. Výjimkami ve sluneční soustavě jsou Triton u Neptunu, který byl zachycen později, a náš Měsíc, jenž vznikl tečnou srážkou velkého tělesa se Zemí.

Nejvzdálenějším umělým tělesem sluneční soustavy je stále funkční kosmická sonda Voyager 1, která se nyní promítá do souhvězdí Hadonoše a v červenci 2006 překročila magickou hranici 100 AU od Slunce, když přitom stále sleduje vlastnosti sluneční heliosféry. Rychlost slunečního větru v této vzdálenosti podstatně klesla na osminu předchozí hodnoty, což je známka průletu sondy terminální rázovou vlnou slunečního větru. Sonda se nyní nachází v tzv. heliomagnetickém pouzdře, oddělujícím heliosféru od interstelárního větru a magnetického pole. Počítá se s tím, že pouzdro opustí asi kolem r. 2015, kdy je ještě naděje, že bude vysílat vědecké údaje. M. Opher aj. ukázali, že průchod kosmické sondy Voyager 1 terminální rázovou vlnou slunečního větru naznačil severojižní nesouměrnost interplanetárního magnetického pole vůči interstelárnímu větru, z čehož lze odvodit, že sluneční soustava se pohybuje vůči interstelárnímu prostředí rychlostí 26 km/s. Údaje o tomto pohybu se podaří zpřesnit, jakmile touto terminální vlnou proletí sonda Voyager 2.

V. Kuzmičev a V. Tomanov studovali dráhové parametry 792 komet s oběžnými dobami nad 200 roků s cílem zjistit pomocí koncentrace uzlů jejich drah případnou existenci větších transneptunských planet. Je zajímavé, že plných 86 % těchto komet má přísluní blíže než 3 AU od Slunce, což téměř určitě poukazuje na ovlivnění jejich drah kolektivním gravitačním působením terestrických planet. Žádné indicie však nenaznačují, že by se za Neptunem nacházely hmotnější planety třídy Uran/Neptun.

Největší mediální rozruch roku 2006 však nepochybně způsobila vzrušená debata odborníků o tom, co vlastně lze považovat za planetu sluneční soustavy. Mezinárodní astronomická unie totiž již v r. 2005 ustavila komisi, která měla takovou definici ustavit, jelikož díky novým objevům transneptunských těles se hranice mezi planetami a planetkami naprosto rozmazala, podobně jako se to již v historii stalo v první polovině XIX. stol. po objevu prvních dvaceti planetek hlavního pásu. (V r. 1851 astronomové považovali za planety celkem 23 objektů včetně Neptunu a všech tehdy známých planetek. Teprve v šedesátých letech XIX. stol. se počet planet zredukoval na 8). Když první komise nedospěla ke společnému názoru, byla výkonným výborem IAU zřízena druhá tzv. Gingerichova komise, která se shodla na definici, že planeta sluneční soustavy má mít průměr nad 800 km a hmotnost nad 5.1020 kg, což by mimochodem vrátilo mezi planety také planetku Ceres, jenž na počátku XIX. stol. byla za planetu skutečně považována.

Na XXVI. kongresu IAU v Praze byla však v srpnu 2006 přijata velkou převahou hlasů členů IAU zcela odlišná definice, vycházející z hydrostatické rovnováhy tělesa (přibližně kulový tvar) a dráhy výhradně kolem Slunce (tím byly vyloučeny obří družice jako Ganymed atd.), přičemž třetí podmínka gravitační dominance ve svém okolí vyloučila Pluto. Současně byla zavedena nová třída těles sluneční soustavy - trpasličí planety, mezi něž byly zařazeny Ceres, Pluto a Eris. „Demontáž“ Pluta vzbudila velké pobouření zejména mezi americkými astronomy, kteří podepisovali koncem roku protestní petici, žádající revizi definice na XXVII. kongresu IAU v Riu v r. 2009.

Poměrně podrobně shrnul problémy první závazné definice planety sluneční soustavy S. Soter. Ten považuje za planetu konečný produkt akrece v disku primární hvězdy nebo hnědého trpaslíka. Výhodou nové definice je dynamická dominance tělesa ve svém okolí, což se dá určit z pozorování snadno, na rozdíl od stanovení hmotnosti tělesa. Takto definovaných 8 planet sluneční soustavy skutečně dominuje svému okolí na úrovni nejméně o 4 řády vyšší, než je tomu u planetek či komet. (Pluto sám je menší než 7 měsíců planet sluneční soustavy.) Podmínka hydrostatické rovnováhy je však pochybná, protože např. Vesta s průměrem 540 km je zřetelně nekulová, zatímco Mimas s průměrem 400 km je kulový. Kromě planet a jejich družic je nejvýznamnější hmotnou složkou sluneční soustavy Oortův oblak komet, obsahují asi 500 mld. komet s úhrnnou hmotností 2 – 40 Mz. Na druhém místě je pak Edgeworthův-Kuiperův pás transneptunských těles, v němž se nachází cca 600 mil. objektů s průměry nad 10 km, a jehož hmotnost činí 30 mMz. Teprve pak následuje hlavní pás planetek s více než 1 mil. těles o průměru nad 1 km a úhrnné hmotnosti 0,6 mMz. Těsně za ním se umístili Kentauři mezi Saturnem a Neptunem, jichž je asi 10 mil. o celkové hmotnosti 0,5 mMz. Planetky křižující dráhu Marsu mají úhrnnou hmotnost 20μMz, kdežto planetky křižující zemskou dráhu mají jen 600 nMz, těsně následovány dlouhoperiodickými kometami s přísluním do 50 AU s úhrnnou hmotností 500 nMz. Bilanci uzavírají krátkoperiodické komety s úhrnnou hmotností 50 nMz.

1.4. Slunce

Pozorovatelskou událostí roku 2006 se stalo nepochybně úplné zatmění Slunce dne 29. března, které bylo pozorovatelné v úzkém pásu o šířce 126 – 189 km a délce 14,5 tis. km, od východní Brazílie, přes Atlantik, Ghanu, Niger, Libyi, Egypt, Turecko, Černé moře, Gruzii, Kavkaz, Kaspické jezero, Kazachstán a Mongolsko. Nejdelší trvání 4:07 min mělo zatmění v Libyi v 10:11 h UT ve výši 67° nad obzorem, kde byla také největší pravděpodobnost jasného počasí. Také slovenští a čeští profesionální i amatérští pozorovatelé uspořádali řadu individuálních i kolektivních výjezdů zejména do Libye, Egypta a Turecka a přivezli odtamtud skvělé záběry, jimž jako obvykle v posledních letech vévodily jedinečné snímky koróny, pořízené brněnským matematikem prof. M. Druckmüllerem a jeho rodinou.

Jak známo, hlavním problémem záběrů zatmění je nesmírný nepoměr jasností vnějších částí Slunce, neboť sluneční fotosféra je řádově tisíckrát jasnější než chromosféra a dokonce milionkrát jasnější než koróna. Přitom teplota fotosféry dosahuje necelých 6 tis. K; chromosféra má asi 10 tis. K a koróna až několik MK. Koróna je ovšem u své paty asi stomiliardkrát řidší než zemská atmosféra u povrchu Země. Jedinečný přírodní úkaz úplných zatmění Slunce je navíc dočasný: vlivem soustavného vzdalování Měsíce od Země tempem téměř 4 cm ročně přestanou být úplná zatmění ze zemského povrchu pozorovatelná za 600 milionů let! Už brzy se dočkáme nejdelšího úplného zatmění Slunce celého XXI. stol., které bude viditelné 22. července 2009 především z Indie a Číny a nad Pacifikem dosáhne trvání 6:39 min.

J. Kiener aj. zveřejnili údaje o záření gama, které provázelo gigantickou sluneční erupci z 28. října 2003, jež se k všeobecnému překvapení odehrála plné 3,5 roku po maximu 23. cyklu sluneční činnosti. Erupce klasifikovaná jako X17.2 vykazovala tři spektrální čáry o energiích 2,2; 4,4; a 6,1 MeV, které jsou důkazem jaderných reakcí urychlených iontů ve sluneční atmosféře, jež tam probíhaly plných 15 min. Podle K. Watanabeho doletěly k Zemi z této erupce také neutrony o 45 min později, což znamená, že musely být urychleny na vysoce relativistické rychlosti, protože v klidu je poločas rozpadu volných neutronů necelých 15 min. Neutrony z ještě mohutnější erupce ze 4. listopadu téhož roku, klasifikované jako X28, dospěly k Zemi dokonce již za 13 min.

Pro srovnání téměř stejně hmotným, ale stabilním protonům trvá po standardních erupcích cesta k Zemi několik hodin a jen výjimečně (u erupcí z 23. února 1956; 29. září 1989; výše zmíněných erupcí z r. 2006 a z 20. ledna 2005) desítky minut. Nebezpečí těchto výjimečných erupcí nelze podceňovat právě též pro jejich nepředvídatelnost. Zejména by mohly ohrozit astronauty, kteří by letěli kamkoliv za hranici zemské magnetosféry. Přitom až do 1. září 1859 astronomové o existenci erupcí na Slunci neměli ani tušení. Teprve tehdy viděl očima po dobu téměř pěti minut první sluneční erupci při měření slunečních skvrn na projekčním stínítku známý britský astronom R. Carrington. O něco později zaznamenali geofyzikové mohutnou magnetickou bouři a v noci byla viditelná úžasná polární záře. Tím začala epocha výzkumu vztahů Slunce-Země, která nám od té doby přináší neustále nové mimořádně důležité poznatky.

Během erupcí se totiž uvolňuje nesmírná energie v podobě částic slunečního větru, jak je dnes dobře patrné díky řadě kosmických sond a umělých družic Země, zaměřených na projevy sluneční činnosti. Příčinou těchto hrozivých úkazů je reorganizace magnetických siločar v plazmatu, které se říká magnetická rekonexe. V podstatě jde o uvolnění magnetické energie ve prospěch urychlovaných částic jako jsou protony a elektrony. Rekonexi přímo poprvé pozorovali T. Phan aj při erupci z 2. února 2002. Měla ve slunečním větru podobu písmene X o délce 2,5 mil. km a trvání přes 2,5 h. Jde fakticky o linii, podél níž se přepojují opačně směřující magnetické siločáry.

A. Egidi aj. měřili při letech stratosférických balónů v r. 1992, 1994 a 1996 úhlový průměr Slunce (v přepočtu na vzdálenost přesně 1 AU) a zjistili, že průměr kolísá v nepřímé úměrnosti se sluneční činností mezi hodnotami 959,5 – 959,7‘. Ve stejném rytmu se mění také sluneční zploštění v rozmezí (4 – 10).10-6. Tyto výsledky však jsou v rozporu s měřeními S. Lefebvra aj., konaných soustavně na věžovém dalekohledu na Mt. Wilsonu v Kalifornii v letech 1974 - 2005. Ačkoliv normalizovaný sluneční průměr 959,49‘kolísal za tu dobu o plnou 1‘, autoři nenašli žádnou korelaci se sluneční činností. Zato objevili malou výduť ve tvaru Slunce mezi 20 – 30° heliografické šířky. Pro tvar Slunce tak zavedli název helioid (podle vzoru geoidu pro Zemi).

V r. 2006 bylo uveřejněno několik odhadů, kdy započne 24. cyklus sluneční činnosti: mělo to být někdy mezi začátkem posledního čtvrtletí r. 2007 až koncem I. čtvrtletí r. 2008. Maximum cyklu by mělo být o 25 – 40 % vyšší, než tomu bylo u poměrně slabého 23. cyklu (R ≈ 120 v dubnu 2001). N. Krivovová aj. zkoumali změny slunečního ozáření Země během právě uplynulého cyklu a zjistili, že zatímco celkové ozáření Sluncem kolísalo jen o 1 promile, v ultrafialovém oboru v okolí čáry Ly-α dosahoval rozkmit 50 – 100 %! Podle názoru autorů to může silně ovlivňovat produkci či destrukci ozónu ve stratosféře a i celkové klima na Zemi.

Tyto změny jsou ovšem nicotné v porovnání s tím, co se odehrávalo ve vztahu mezi Sluncem a Zemí v dávné minulosti a co čeká Zemi v daleké budoucnosti za nějakých 6-7 mld. roků. Podle J. Birrielové, I. Sackmannové a A. Boothroyda totiž mělo mít rané Slunce o třetinu nižší zářivý výkon než dnes, pokud mělo v té době stejnou hmotnost jako dnes. Jelikož roční ztráta hmoty Slunce činí v průměru jen 3.10-14 M O, byl by předpoklad o stálé hmotnosti splněn s přesností řádu 10-4 a jediné kloudné vysvětlení, proč Země tehdy nezamrzla, dává domněnka o silně skleníkové prvotní atmosféře Země. Doklady pro silný počáteční skleník však nejsou v souladu s geologickými nálezy vzorků atmosféry z té doby.

„Naštěstí“ se nedávno našly dobré důvody pro domněnku, že Slunce zprvu rozhazovalo svou hmotu do prostoru mnohem marnotratněji, takže jeho původní hmotnost činila 1,03 M ☉, a to bylo na počátečním zářivém výkonu znát. Háček spočívá v tom, že podle pozorování mladších hvězd slunečního typu jeví tyto hvězdy gigantické erupce v první miliardě let své existence, což na jedné straně vysvětluje, proč Země v té době nezamrzla, ale na druhé straně klade silná omezení na možnost vzniku a vývoje života na Zemi v rané etapě její existence. Je ovšem také myslitelné, že raná Země byla ke Slunci o něco blíže než dnes a do dnešní vzdálenosti postupně migrovala působením poruch od obřích planet sluneční soustavy.

Jak patrno, jde většinou o domněnky vymyšlené ad hoc, takže lze očekávat, že se v budoucnu o minulosti Země a Slunce leccos nečekaného a překvapujícího. Podobně neurčité jsou i odhady budoucího vývoje Slunce ve vztahu k existenci Země. Podle K. Rybického za necelých 7 mld. roků, kdy Slunce přejde z pásma hvězd hlavní posloupnosti mezi červené obry, stoupne energie slunečního větru v okolí Země proti současnosti o pět řádů, celkové ozáření Země o tři řády a měkké rentgenové a tvrdé ultrafialové ozáření Země stokrát. Následky si těžko lze představit; pro život na Zemi to bude téměř jistě znamenat soudný den.

Na závěr odstavce o výzkumech Slunce připojuji zmínku o studii B. Camerona Reeda, založenou na měření spektroskopických paralax 2,5 tis. žhavých hvězd tříd O a B do vzdálenosti 1,2 kpc od Slunce. Odtud totiž vyplývá, že Slunce se nenachází úplně přesně v hlavní rovině disku Galaxie, ale je od ní vysunuto o 20 pc.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Podle S. Seagerové bylo na počátku r. 2006 známo již 160 exoplanet, z toho 30 patří do skupiny tzv. horkých jupiterů, tj. exoplanet s krátkou oběžnou dobou několika málo dnů, které jsou následkem nepatrné vzdálenosti od mateřské hvězdy silně ohřívány. Až do r. 1999 se téměř všechny exoplanety dařilo odhalit díky periodické proměnnosti radiální rychlosti mateřské hvězdy; teprve koncem toho roku byla objevena první exoplaneta metodou přechodu (transitu) exoplanety přes kotouček hvězdy, což působí pokles jasnosti hvězdy obvykle kolem 1 – 2 %. Tato metoda umožňuje dosti dobré určení střední hustoty příslušné exoplanety a tak je jistě pozoruhodné, že téměř všechny takto objevené exoplanety mají nízkou hustotu (nižší než je hustota vody v pozemských podmínkách).

Jelikož oběžné periody takto objevovaných exoplanet jsou krátké (1,5 – 4 dny), nacházejí se exoplanety v těsné blízkosti mateřské hvězdy a jejich atmosféry jsou proto ohřáty na přivrácené straně ke hvězdě na teploty minimálně 1 kK. To umožňuje pozorovat pomocí HST během transitu absorpční čáry ve spektru hvězdy, které dávají chemické složení exoplanetární atmosféry, což je mj. vodní pára, oxid uhličitý a alkalické kovy jako např. sodík. Horké exoplanety rotují pravděpodobně synchronně, takže odvrácené polokoule jsou chladnější než přivrácené. Rozdíly však zmírňuje atmosférická cirkulace.

V říjnu 2005 objevili F. Bouchy aj. exoplanetu u jasnější složky dvojhvězdy HD 189733A (Vul; K1-2;5 kK; 0,8 M☉; 19 pc) s oběžnou dobou 2,2 d ve vzdálenosti 0,03 AU od mateřské hvězdy. Následně G. Hébrard a A. Lecavelier des Etangs odhalili záznamy přechodů této exoplanety v archivu astrometrické družice HIPPARCOS z února a října 1991 a února 1993. Tak se podařilo neobyčejně zpřesnit oběžnou dobu exoplanety na 2,21857 d, což v budoucnu umožní objevit z kolísání této periody případné družice příslušné exoplanety. Exoplaneta má podle G. Bakose aj. poloměr 1,15 Rj a střední hustotu rovnou hustotě vody. Obíhá po kruhové dráze a stala se již devátou exoplanetou, u níž pozorujeme transity, což - jak známo - neobyčejně usnadňuje přesná určení parametrů exoplanet. Jak ukázali D. Deming aj. z infračervených měření v pásmu 16 μm kosmickým teleskopem SST, atmosféra exoplanety je díky blízkosti ke hvězdě ohřáta na teplotu 1,1 kK. V současné době jde tedy o dosud nejlepší údaje o exoplanetě vůbec. G. Szabó aj. se dokonce domnívají, že metoda transitů na družicích COROT a Kepler umožní odhalit i družice (exoměsíce) exoplanet s hmotnostmi >0,004 Mz.

F. Donovan aj. našli pomocí transitů první exoplanetu TrES-2 v zorném poli družice Kepler. Kolem hvězdy GSC 03549-02811 (G0 V; 6 kK; 1,1 M☉) obíhá v periodě 2,5 d a její hmotnost činí 1,3 Mj a poloměr 1,2 Rj. D. Charbonneau aj. pozorovali v létě 2005 opakovaně přechody exoplanety přes kotouček hvězdy HD 149026 (sp. G0 IV; 1,45 R☉; 1,3 M☉) a zpřesnili tak parametry exoplanety, tj. per. 2,88 d; 0,73 Rj; 0,36 Mj. Odtud vyplývá střední hustota exoplanety 1,1násobku hustoty vody. Autoři usuzují, že exoplaneta má tedy kamenné jádro a podobá se tak spíše našemu Uranu než Saturnu. K témuž závěru dospěli nezávisle B. Sato aj., jimž však vyšla hustota 1,7násobku hustoty vody a pro kamenné jádro exoplanety odvodili hmotnost 70 Mz. Na toto jádro se pak nabalil rozsáhlý plynný obal. Vzápětí P. McCullough aj našli u hvězdy GSC 0241-01657 (CrB; V = 11 mag; G1 V; 1,0 M☉; 0,9 R☉; d = 200 pc) metodou transitů jubilejní 10. exoplanetu XO-1b s maximálním poklesem jasnosti při přechodu 0,02 mag. Exoplaneta o hmotnosti 1 Mj a poloměru 1,2 Rj obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 7,5 mil. km. Podle M. Holmana aj. má exoplaneta průměrnou hustotu jen 70 % hustoty vody.

K. Sahu aj. uskutečnili projekt SWEEPS pomocí kamery ACS HST, když po celý týden v únoru 2004 sledovali v zorném poli ve výduti Galaxie jasnosti 180 tis. hvězd do V = 26 mag s cílem objevit přechody exoplanet přes kotoučky zejména trpasličích hvězd s hmotnostmi 0,44 – 1,24 M☉. Odhalili tak celkem 16 potenciálních kandidátek s exoplanetami s oběžnými periodami 0,4 – 2,5 d; z toho 5 případů má periody kratší než 1 d, takže exoplanety jsou na povrchu rozpálené až na 3 kK. Přirozeně je pravděpodobné, že transity nastávají i u exoplanet s oběžnou dobou v rozmezí 10 – 200 dnů, kde souvislé pozorovací řady zatím chybějí. Protože poklesy jasností hvězd řádu 1 % mohou měřit i astronomové-amatéři pomocí menších dalekohledů s kamerami typu CCD, rýsuje se zde vynikající příležitost pro objevování a sledování právě takových exoplanet ve větších vzdálenostech od mateřské hvězdy. Tato pozorování pochopitelně vyžadují mezinárodní koordinaci amatérských pozorování - viz adresa Transitsearch.org.

I. Song aj. využili spektrografu NICMOS HST k přímému zobrazení exoplanety, která je průvodcem mladého bílého trpaslíka 2MASSW 2073-39 (d = 59 pc) ve hvězdné asociaci TW Hya. Pozorování v blízké infračervené oblasti 0,9 – 1,6 μm proběhla v srpnu 2004 a dubnu 2005, takže srovnáním obou snímků se podařilo potvrdit společný vlastní pohyb obou dobře rozlišených složek s minimální vzájemnou vzdáleností 46 AU. Soustava je stará alespoň 8 mld. roků a průvodce má hmotnost několika Mj.

Mezi exoplanetami nalezenými již klasickou metodou radiálních rychlostí vynikl objev A. Sozzetiho aj. exoplanety s oběžnou dobou 1 002 dnů (2,7 r) u hvězdy HD 81040 (Leo; V = 7,7; sp G2/3; T = 5,7 kK; 1,0 M☉; 0,9 R☉; minimální stáří 0,8 Gr; d= 33 pc). Exoplaneta o hmotnosti 7 Mj obíhá po výstředné (e= 0,5) dráze s velkou poloosou 1,9 AU. Autoři měřili kolísání radiálních rychlostí hvězdy s poloviční amplitudou 170 m/s po dobu pěti let. Podobně H. Jones aj. využili 3,9m dalekohledu AAT k objevu dalších dvou exoplanet s velmi dlouhou periodou. Jde o exoplanety o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem, které obíhají kolem hvězd HD 187085 (Sgr; 7,2 mag; G0 V; 45 pc), resp. HD 20782 (For; 7,4 mag; sp G2 V; d = 36 pc; T = 5,6 kK; 1 M☉; stáří 7 Gr). První z nich má dosti výstřednou dráhu (e = 0,5) s velkou poloosou 2 AU, oběžnou periodu 2,7 r a hmotnost 0,75 Mj. Druhá z nich o hmotnosti 1,8 Mj obíhá v periodě 1,6 r po silně výstředné dráze (e = 0,92!) s velkou poloosou 1,4 AU. M. Endl aj. sledovali hvězdu HD 45350 pomocí dalekohledů McDonaldovy observatoře v Texasu a objevili tak exoplanetu o hmotnosti 1,8 Mj, obíhající kolem mateřské hvězdy opět po velmi výstředné dráze (e = 0,76) s velkou poloosou 1,9 AU v periodě 2,6 r. Konečně R. Butler aj. oznámili objev dlouperiodické exoplanety u blízkého (9 pc) červeného trpaslíka GJ 849 (M3.5 V). Exoplaneta o hmotnosti >0,8 Mj totiž obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 5,2 r ve vzdálenosti 2,35 AU.

Zatím asi nejdelší souvislá měření cyklických změn radiálních rychlostí trvající plných 25 roků zveřejnili A. Hatzes aj. a S. Reffertová aj. pro jasnou hvězdu β Gem (Pollux), klasifikovanou jako oranžového obra (1 mag; K0 III; d = 10 pc) o hmotnosti 1,8 M☉. Odtud vyplývá, že kolem hvězdy obíhá po téměř kruhové dráze (e = 0,02) v periodě 1,6 r a ve vzdálenosti 1,6 AU exoplaneta s minimální hmotností 3 Mj. Také G. Benedict aj. využili patnáctileté astrometrie známé hvězdy ε Eri (K2 V; 0,8 M☉; 3,2 pc; stáří 800 Mr) v kombinaci s pozemní spektroskopií i sledováním HST k určení parametrů průvodce, jenž obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě delší než 50 roků a s úhlem sklonu 30° ke kolmici k zornému paprsku. Jeho hmotnost je jen 1,55 Mj, takže jde o exoplanetu mimořádně vzdálenou od hvězdy. Rozhodně lze tedy očekávat, že podobných objevů exoplanet více vzdálených od mateřské hvězdy bude během času přibývat souběžně s tím, jak se budou prodlužovat pozorovací řady měření periodických změn radiálních rychlostí.

Naproti tomu G. LoCurto aj. nalezli velmi horkou exoplanetu typu Jupiter u hvězdy HD 212301 (8 mag; F8 V; d = 53 pc; 1,3 M☉; 1,8 L☉; rot. per 12 d; stáří <1 Gr). Má hmotnost 0,45 Mj a obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti jen 5 mil. km (!) v periodě 2,2 d. Velkým překvapením se stal objev J. Johnsona aj., když u podobra HD 185269 (V = 6,7 mag; G0 IV; 6 kK; 1,3 M☉; 1,9 R☉; 48 pc; stáří 4,2 mld. r) našli exoplanetu o hmotnosti >0,9 Mj, která obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 6,8 d ve střední vzdálenosti 12 mil. km, ale po dráze s výstředností 0,3. Při těsné blízkosti k mateřské hvězdě a tudíž silným slapům se tak velká výstřednost nedá kloudně vysvětlit.

M. Mayor aj. odhalili už čtvrtou exoplanetu v soustavě hvězdy μ Ara (G3 IV-V; 5,8 kK; 1,1 M☉; 1,4 R☉; 15 pc). Exoplanety o hmotnostech 0,03; 0,5; 1,7 a 1,8 Mj obíhají kolem hvězdy po lehce výstředných drahách (e = 0,07 – 0,17) v periodách od 9,6 d do 11,5 r ve vzdálenostech po řadě 0,09; 0,9; 1,5 a 5,2 AU, přičemž obydlitelná zóna kolem hvězdy má vnitřní hranici 0,7 a vnější 1,2 AU. Čtyři exoplanety mají také hvězdy 55 Cnc a neutronová hvězda (pulsar) B1257+12. C. Lovis aj. ohlásili objev exoplanetární soustavy u hvězdy HD 69830 (Pup; 6 mag; sp. K0 V; d = 13 pc; T = 5,4 kK; 0,9 M☉; 0,6 L☉), jež se skládá ze tří pravděpodobně kamenných exoplanet s hmotnostmi po řadě 10, 12 a 18 Mz, které obíhají kolem mateřské hvězdy po mírně výstředných (e = 0,07 – 0,13) drahách s periodami po řadě 9, 32 a 197 dnů ve vzdálenostech po řadě 0,08; 0,19 a 0,63 AU. Stáří soustavy odhadli na 4 – 10 mld. roků. Podle Y. Aliberta aj. se vnitřní exoplaneta nachází uvnitř tzv. ledové čáry, takže na sebe nabrala hodně vodního ledu. Obecně jde o exoplanety s kamennými jádry, rozsáhlým vodním oceánem na povrchu a plynnou atmosférou. Podle pozorování kosmickým teleskopem SST se navíc zdá, že jejich mateřská hvězda je obklopena i pásem exoplanetek ve vzdálenostech 0,3 – 0,5 AU.

Všichni zmínění autoři přitom využili měření radiálních rychlostí hvězdy spektrografem HARPS ESO na La Silla v Chile, jenž dosahuje přesnosti ±1 m/s. Kdybychom však chtěli nalézt exoplanetu o hmotnosti Země, obíhající v 1 AU kolem hvězdy o hmotnosti Slunce, musel by příslušný spektrograf měřit radiální rychlosti s přesností 90 mm/s, což je z fyzikálního hlediska patrně nedosažitelné. Jak uvedla J. Birrielová, známe v současné době dvě hvězdy, které jsou fyzikálně nejbližší Slunci, tj. 18 Scorpii (14 pc) a HD 98618 (39 pc). Obě hvězdy jsou o něco málo hmotnější, svítivější a teplejší a současně o 0,5 mld. let mladší než Slunce. Šířka jejich ekosfér (oblastí obydlitelnosti s tekutou vodou na povrchu případných kamenných exoplanet) dosahuje shodně 1 AU. U žádné z nich podle dnešních měření se nevyskytují exoplanety typu horkých jupiterů, což je fakticky dobrá zpráva pro možnost případného výskytu obydlitelných a ovšem dosud nezjistitelných exoplanet.

Zcela nečekaným objevem se stala pozorování R. Jayawardhany a V. Ivanova, jakož i A. Brandekera aj. páru 1622-2405, skládajícího se ze dvou exoplanet, bez jakékoliv mateřské hvězdy. Takovým exoplanetám se říká planemy. Autoři využili dalekohledů VLT a NTT ESO ke sledování obou planem o minimálních hmotnostech 13 a 10 Mj a povrchových teplotách 2,4 a 2,1 kK, které se nalézají v prachoplynovém mračnu v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti zhruba 120 pc od nás. Mračno je známé jako hvězdná kolébka objektů starých nanejvýš 10 mil. roků. Vzájemná vzdálenost obou velmi mladých planem činí 240 AU a je prakticky jisté, že vznikly zároveň drobením (fragmentací) původního mračna. To ovšem není obvyklá cesta vzniku planetárních soustav podobných naší sluneční soustavě. „Sluneční soustavy“ vznikají mnohem pravděpodobněji ze zárodečného disku, obklopujícího prahvězdu.

Další kuriozitou ve výzkumu exoplanet se stal objev exoplanety u dvojhvězdy, který je výsledkem šestiletých měření změn radiálních rychlostí hvězdy HD 142022 pomocí přesného spektrografu CORALIE u švýcarského 1,2m dalekohledu Euler na La Silla a ešeletu HARPS u 3,6m teleskopu ESO. Podle A. Eggenbergera aj. jde o dvojhvězdu s velkou vzájemnou vzdáleností složek 1 033 AU a hmotnostmi 1,0 a 0,6 M☉, vzdálenou od nás 36 pc. Exoplaneta obíhá kolem primární složky v periodě 5,3 roku po výstředné dráze (e = 0,5) ve vzdálenosti 3 AU a má minimální hmotnost 5 Mj. Za vysokou výstřednost dráhy takto hmotné exoplanety pravděpodobně mohou gravitační poruchy vzdálené složky zmíněné dvojhvězdy. Ešelet HARPS dosahující přesnosti v určení radiální rychlosti 1,3 m/s stojí i za objevem S. Udryho aj. extrémně lehké exoplanety o hmotnosti jen 14 Mz u hvězdy HD 4308 (sp G5 V; 5,7 kK; 1,0 L☉; 0,8 M☉; stáří 10 Gr; 217 pc). Exoplaneta kolem ní obíhá ve vzdálenosti 0,12 AU v periodě 15,6 d.

Rekord však neměl dlouhého trvání, jelikož již koncem ledna 2006 ohlásily mezinárodní týmy PLANET/RoboNet, MOA a OGLE pod vedením J.-P. Beaulieua, že při sledování gravitačních mikročoček zaznamenaly zjasňování objektu OGLE-2005-BLG-390L (1754-30; Sco) počínaje 11. 7. 2005. Hvězda (G4 III; 10 R☉) nacházející se ve výduti Galaxie ve vzdálenosti asi 8,5 kpc se do 31. 7. 2005 zjasnila o 1,4 mag, načež její jasnost začala souměrně a achromaticky s časem opět klesat, což je pro gravitační mikročočky typické. Na sestupné části světelné křivky se však podařilo zaznamenat (díky rozsáhlé mezinárodní spolupráci mnoha observatoří zejména na jižní polokouli) malý „zoubek“ - zjasnění v trvání asi 12 h v noci 9/10. 8. 2005. Autoři odtud odvodili, že kolem gravitační mikročočky - trpasličí hvězdy třídy M o hmotnosti 0,2 M☉ - obíhá exoplaneta o hmotnosti jen 5,5 Mz ve vzdálenosti 2,6 AU. Tato soustava je od nás vzdálena asi 6,6 kpc. Jelikož mateřská hvězda svítí málo, má exoplaneta podle D. Ehrenreicha aj. povrchovou teplotu jen 40 K, takže rozhodně není příliš vhodná pro život, když stáří mateřské hvězdy odhadli na více než 9 mld. let. Na povrchu exoplanety se proto už nenachází voda, takže je zmrzlá na kost. Autoři však připouštějí, že před 4,5 mld. let tam ještě díky radioaktivitě hornin mohla tekutá voda být.

Velkým úspěchem pozorovací astronomie se stala také gravitační mikročočka OGLE-2003-BLG-53, kdy D. Bennett aj. využili HST jak k zobrazení samotné mikročočky, tak i čočkované hvězdy úhlově vzdálené od mikročočky o pouhých 0,006‘. Mikročočka má hmotnost 0,6 M☉ a příslušná exoplaneta o hmotnosti 2,6 Mj se nachází ve vzdálenosti 4,3 AU od hvězdy, což poněkud připomíná vzhled naší planetární soustavy. Tato mimořádně zdařilá pozorování poukazují na velký potenciál hledání exoplanet pomocí efektu gravitačních mikročoček, protože citlivost metody jen mírně klesá se vzdáleností objektů od Slunce a dává překvapivě dobré údaje o všech objektech, které se na příslušném jevu podílejí.

Skutečně již o několik měsíců později oznámili N. Santos aj., že v databázi OGLE existující objekty TR-10, -56 a -111 mají na základě spekter mateřských hvězd, pořízených spektrografem UVES VLT, hmotnosti 0,8 – 1,2 M☉ a poloměry 1,1 – 0,8 R☉. Kolem nich obíhají exoplanety s hmotnostmi 0,5 – 1,2 Mj a poloměry 1,0 – 1,4 Rj. Podobně A. Gould aj. objevili na světelné křivce gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-169, kdy jasnost čočkované hvězdy stoupla 800krát (!), „zoubek“ odpovídající exoplanetě o hmotnosti 13 Mz ve vzdálenosti 2,7 AU od mateřské hvězdy o hmotnosti 0,5 M☉. Z toho se dá usoudit, že exoplanet o hmotnostech podobných Neptunu se vyskytuje velmi mnoho.

J. Bond aj. se věnovali určování zastoupení těžších chemických prvků („kovů“) u hvězd sp. třídy G, které by případně mohly mít kolem sebe exoplanety. Do poloviny roku 2005 prozkoumali celkem 136 hvězd, z nichž u 20 už exoplanety známe. Jejich mateřské hvězdy mají prokazatelně vyšší zastoupení kovů (Fe, C, Na, Al, Si, Ca, Ti, Ni) než hvězdy, které jsou téměř jistě bez exoplanet. Autoři se domnívají, že přebytek kovů je způsoben jejich přebytkem již v zárodečném mračnu, z něhož hvězda vznikala - jinými slovy, pravděpodobnost vzniku exoplanet se zvyšuje souběžně se stárnutím vesmíru. Později vznikající hvězdy jsou totiž tvořeny materiálem, který byl již vícekrát recyklován při termonukleárních reakcích v předešlých pokoleních hvězd.

R. Butler aj. sestavili katalog všech známých exoplanet do vzdálenosti 200 pc od Slunce. Jejich hmotnosti jsou vesměs nižší než 24 Mj, takže zahrnují i lehčí hnědé trpaslíky. Pokud jsou exoplanety k mateřským hvězdám blíže než 0,1 AU, mají vesměs kruhové dráhy, což je důsledek dynamického slapového tření. Orbitální periody krátkoperiodických exoplanet se kupí kolem hodnoty 3 d. Četnost exoplanet prudce stoupá s jejich klesajících hmotností a s rostoucí vzdáleností od mateřských hvězd. To znamená, že dosavadní technické možnosti umožňují zachytit jen pověstnou špičku ledovce - naprostá většina exoplanet našim přístrojům dosud uniká.

Zajímavé je rovněž zjištění, že řada exoplanet, resp. hnědých trpaslíků přežije i fázi červeného obra mateřské hvězdy a zůstane naživu ještě ve fázi bílého trpaslíka. Názorně to ukázal objev P. Maxteda aj., když našli bílého trpaslíka WD 0137-349 o hmotnosti 0,4 M☉, kolem něhož obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti 55 Mj ve vzdálenosti 700 tis. km a v periodě 2 h. Před 250 mil. let byl ještě bílý trpaslík červeným obrem a jeho povrch sahal až za dnešní dráhu hnědého trpaslíka, takže ten poněkud „odtál“. Hnědý trpaslík však dle výpočtů ještě ani teď zdaleka nemá vyhráno, Jelikož takto těsná soustava ztrácí energii vyzařováním gravitačních vln, blíží se hnědý trpaslík po spirále k trpaslíku bílému a podle prvních odhadů jím bude nakonec pohlcen asi za 1,4 mld. let...

M. Ikoma aj. shrnuli přesné údaje o devíti exoplanetách pozorovaných během transitů. Téměř všechny mají poloměry přibližně stejné jako Jupiter, s výjimkou exoplanety HD 149026b, která má při hmotnosti 0,36 Mj poloměr jen 0,73 Rj a hmotnost 110 Mz. Odtud plyne, že v jádře exoplanety jsou těžší prvky, takže hmotnost jejího kamenné jádra autoři odhadují na 70 Mz. To znamená, že tento typ exoplanet vzniká přibíráním látky na zárodečné kamenné jádro, nikoliv z nestabilit v protoplanetárním disku. /p>

J. Caballero aj. si položili otázku, zda máme opravdu přesvědčivý důkaz o existenci osamělých exoplanet - nomádů. Studovali exoplanety v kompaktní kupě kolem hvězdy σ Ori o stáří jen 3 mil. roků, kde se mj. vyskytuje hnědý trpaslík SE 70 v úhlové vzdálenosti 5’ od obří exoplanety S Ori 68. Při vzdálenosti kupy 360 pc představuje tato rozteč lineární hodnotu minimálně 1 700 AU. Autoři odhadli hmotnost hnědého trpaslíka sp. třídy M5-6 na 45 Mj a exoplanety sp. třídy L5 na 5 Mj. Podle jejich názoru vše nasvědčuje tomu, že jde spíše o velmi vzdálené složky jediné soustavy s rekordně nízkou hmotností primární složky - hnědého trpaslíka. Podobný případ objevili S. Metchev a L. Hillenbrand u hvězdy HD 203030 (G8 V; stáří 130 – 400 mil. let). V úhlové vzdálenosti 12‘ (separace 490 AU) se nachází substelární objekt o hmotnosti 0,023 M☉ (sp. L7.5) a teplotě 1,2 kK, jenž vykazuje shodný vlastní pohyb se zmíněnou hvězdou. /p>

S. Raymond aj. simulovali vývoj obřích i terestrických planet pro různé počáteční podmínky vzniku planetárních soustav. Obecně platí, že obří plynné planety vznikají mnohem rychleji než kamenné planety terestrického typu, což v mnoha případech zabraňuje obecně mnohem pomalejšímu vzniku terestrických planet. Speciálně vznik obřích planet ve vzdálenosti blíže než 2,5 AU od mateřské hvězdy slunečního typu spolehlivě zabrání vzniku kamenných planet s hmotnostmi většími než 30 % hmotnosti Země. Podobně záporný vliv na vznik terestrických planet mají též obří planety s pozorovanými velkými výstřednostmi. Autoři z toho odvozují, že většina dosud objevených exoplanet současně snižuje vyhlídky na to, že by v těchto soustavách existovaly terestrické planety v ekosféře mateřské hvězdy.

2.2. Hnědí trpaslíci

J. Lloyd aj. úspěšně zobrazili hnědého trpaslíka u hvězdy GJ 802 (13 mag; 0,175 M☉; 15 pc) pomocí metody aperturního maskování a adaptivní optiky u palomarského pětimetru. Hnědý trpaslík o hmotnosti 0,064 M☉ obíhá kolem hvězdy v periodě 3,1 roku ve střední vzdálenosti 1,3 AU po dráze s výstředností 0,6. V přísluní se ohřívá až na 1,8 kK. E. Artigau aj. objevili nejjasnějšího hnědého trpaslíka na severní polokouli u hvězdy J0136-0933 (6 pc) díky měřením společných vlastních pohybů. Jeho infračervená hvězdná velikost v pásmu H dosahuje 12,8 mag a jeho spektrum klasifikovali jako T2.5

B. Biller aj. využili dalekohledu VLT ESO ke studiu blízkého páru hvězdy SCR 1845-6357 (Pav; H = 9 mag; sp M8.5; d) = 3,8 pc) a hnědého trpaslíka (H = 13 mag; sp. T5.5; T < 1,2 kK), který kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 4,5 AU. Trpaslík má v atmosféře silně zastoupen metan a je v současné době třetím nejbližším hnědým trpaslíkem ke Slunci hned po páru hnědých trpaslíků ε Indi Ba+b ve vzdálenosti 3,6 pc. K. Stassun aj. našli pár zákrytových hnědých trpaslíků 2M J0535-0546 (Ori; 420 pc) o hmotnostech složek 56 a 36 Mj a poloměrech 6,5 a 5 Rj. Velikost poloměrů nasvědčuje tomu, že oba objekty ještě prodělávají fází gravitačního smršťování, takže jsou velmi mladé. Obě složky sp. třídy M6.5 kolem sebe obíhají po silně protáhlé (e = 0,3) eliptické (a = 6 mil. km) dráze v periodě 9,8 d. Paradoxně je lehčí složka o 140 K teplejší než složka hmotnější. Podobně C. Celino aj. pozorovali pomocí Keckova teleskopu s laserovou adaptivní optikou pár hnědých trpaslíků Kelu-1AB (d = 19 pc) a určili jejich sp. třídy na L2 a L3,5. Zatímco při objevu dvojice pomocí HST v r. 1998 byla úhlová vzdálenost složek jen 0,045’, při měřeních v r. 2005 činila už 0,29’, což dává sklon dráhy vůči pozorovateli >81° a oběžnou dobu >40 r.

P. Maxted aj. studovali hnědého trpaslíka, jenž obíhá kolem magnetického bílého trpaslíka SDSS J1212+0136 (Vir; V = 15 mag; 16,5 kK; log g =7,5; 0,4 M☉; 0,02 R☉; 0,02 L☉; 102 pc). Hnědý trpaslík kolem něho obíhá v periodě 115 min a jeho hmotnost činí 0,053 M☉. To znamená, že hnědý trpaslík pohodlně přežil epizodu obra před zhroucením hvězdy na bílého trpaslíka asi před 250 mil. let.

D. Grether a C. Lineweaver si povšimli, že na křivce četnosti kosmických objektů od hvězd k planetám (tzv. funkce hmotnosti) dochází k výraznému poklesu v pásmu hnědých trpaslíků, kterých je o dva řády méně než hvězd slunečního typu, zatímco obřích planet typu Jupiter a exoplanet typu Neptun zase souměrně přibývá. Toto „zhoupnutí“ funkce hmotnosti dosahuje minima pro hmotnost 31 Mj a autoři ho označují za „hnědou poušť“, jejíž existence zřejmě souvisí se způsobem, jak objekty různých hmotností vznikají a jak se dále vyvíjejí.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

K. Nakazatto aj. se věnovali aspektům vývoje hvězd I. generace (populace III), jež zpočátku obsahují pouze vodík a helium. Následkem toho jsou jejich počáteční hmotnosti z dnešního pohledu závratné: dosahovaly totiž hodnot v rozmezí 100 – 100 000 M☉! Výpočty na superpočítačích pro hmotnosti hvězd 300 – 10 000 M☉ ukázaly, že takové hvězdy bez příměsi těžších prvků (tzv. kovů) jsou zpočátku neprůhledné dokonce i pro neutrina. Teprve pozvolná difuze neutrin umožní jejich gravitační zhroucení a explozi v podobě hypernov, čímž se mezihvězdný prostor poprvé začne obohacovat o kovy, které pak umožňují vznik hvězd II. generace s podstatně nižšími hmotnostmi. T. Okhubo aj. ukázali, že pro hvězdy I. generace v rozmezí hmotností 500 – 1 000 M☉ dochází při závěrečné explozi k obohacení chemie mezihvězdného prostoru při současném zhroucení jejich jader na černé díry o hmotnostech 230 – 500 M☉, což by mohly být často uvažované intermediální černé díry. J. Silk a M. Langer však tvrdí, že simulace jsou jen akademické, protože magnetické nestability omezíhmotnosti hvězd I. generace na pouhých 50 M☉. K podobnému závěru dospěl také J. Tumlinson, jenž odhadl hmotnost hvězd I. generace jen na 10 – 40 M☉.

I. Pascucci aj. vybrali z přehlídky kosmickým teleskopem SST 15 mladých hvězd podobných Slunci, u nichž byl v infračerveném pásmu pozorován prachový akreční disk. Teplota prachu ve vnitřních částech disků se pohybuje mezi 300 – 100 K, zatímco vnější okraje dosahují teploty sotva 20 K. Žádný z disků neobsahuje větší množství plynu. Ve vzdálenostech 1 – 40 AU jsou v podobě plynu nanejvýš 4 % Mj a v mezikoulí o poloměrech 10 – 40 AU méně než 2 Mz. Jelikož stáří soustav se odhaduje na pouhých 30 mil. roků, znamená to, že buď již v tomto mládí jsou sbaleny exoplanety typu Neptun, anebo tam nevzniknou ani během dalších 70 mil. let, protože stavební materiál zkrátka chybí. Pokud se blíže k mateřské hvězdě běžně tvoří exoplanety, pak se jejich dráhy přibližují kružnici pouze tehdy, jestliže zrod těchto exoplanet trvá méně než 30 mil. let - jinak už nebude v soustavě dost brzdného odporujícího plynného prostředí na srovnání drah z protáhlých elips na kružnice.

M. Beltránová aj. upozornili na to, že akrecí plynu a prachu na hvězdný zárodek se zvyšuje tlak záření, který zabrzdí další akreci při hmotnosti zárodku nad 10 M☉. Hmotnější hvězdy proto mohou vznikat jedině nesférickou akrecí, protože tlak záření je nejsilnější kolem pólů hvězdného zárodku. Je tedy možné, že akrece podél rovníku může dále pokračovat, ale je zřejmé, že tento proces je fyzikálně velmi vzácný. Autoři uvádějí jako příklad hyperkompaktní mračno ionizovaného vodíku G24.78+0.08 o průměru pod 1,5 kAU, vzdálené od nás 7,7 kpc. Mračno má hmotnost 20 M☉ a zářivý výkon 33 kL☉ (!) a je tedy příkladem vzniku vysoce hmotné hvězdy.

E. Huff a S. Stahler zkoumali tvorbu hvězd v proslulé mlhovině v Orionu a zjistili, že tempo vzniku nových hvězd se během posledních 10 mil. roků neustále zvyšuje nezávisle na hmotnosti. Na vině je známá soustava Trapez (lichoběžník), která postupně likviduje obří molekulové mračno jeho přeměnou na hvězdy. Podle výpočtu obou autorů mělo mračno před začátkem destrukce Trapezem hmotnost asi 6 700 M☉, která postupně vede ke vzniku hvězdné asociace OB, jež nebude vzájemně vázána gravitací, a tak se nakonec rozplyne.

2.4. Osamělé hvězdy

C. Lada zvrátil všeobecný názor, že nejběžnějšími hvězdnými soustavami ve vesmíru jsou dvojhvězdy. Ukázal, že v homogenním vzorku poblíž Slunce vysoko převažují trpasličí hvězdy sp. třídy M, které tvoří 85 % všech hvězd. Ve slunečním okolí do 10 pc je jen čtvrtina těchto hvězd členy vícenásobných soustav, do nichž navíc započítal i hnědé trpaslíky. Následkem toho je v disku Galaxie 2/3 hvězd osamělých! Hvězdy převážně třídy M mohou tedy mít docela snadno planetární soustavy podobné té naší u Slunce. Také podle T. Younga aj. vychází, že v Galaxii alespoň 70 % hvězd hmotnost menší 1 M☉.

J. Meléndez aj. našli díky pozorováním Keckovým spektrografem HIRES dosud nejlepší protějšek našeho Slunce v podobě hvězdy HD 98618 (UMa; 7,7 mag; G5 V; 39 pc). Hvězda je asi o 300 mil. roků mladší než Slunce, má o 2 % větší hmotnost, nepatrně vyšší zastoupení kovů, je o 66 K teplejší, o 6 % vyšší zářivý výkon a o 90 m/s vyšší rotační rychlost na rovníku. Hvězda nemá ve svém okolí žádného horkého jupitera, který by bránil dlouhodobé existenci terestrických planet a šířka její ekosféry činí 1 AU, takže právě tam by případně taková terestrická exoplaneta mohla být. C. Liefke a J. Schmitt porovnávali pomocí družice Newton chemické složení koróny dvojhvězdy α Cen AB (-0,3 mag; G2 V + K2 IV; 1,34 pc) se sluneční korónou. Zjistili, že v porovnání se Sluncem má koróna složky B více než dvojnásobek neonu, což velmi významně ovlivňuje výpočty opacity (neprůhlednosti) nitra hvězdy a tím i hloubku její konvektivní zóny. Jelikož hloubka konvektivní zóny u Slunce je nezávisle dobře známa díky helioseismologii, dostáváme se tak do rozporu jak pro Slunce, tak pro zmíněnou dvojhvězdu, protože i ta má v porovnání s běžnými hvězdami stále ještě deficit neonu. Zatím není vůbec jasné, čím jsou tyto nesrovnalosti způsobeny.

D. Pease aj. pozorovali jasnou hvězdu Vegu (0,0 mag; A0 V; 7,8 pc) rentgenovou družicí Chandra a byli překvapeni tím, že Vega nedává žádný měřitelný rentgenový signál, tj. teplota její případné koróny je nízká a rentgenový zářivý výkon je menší než 2 EW. Podobný výsledek přineslo také sledování dalších hvězd na přechodu spektrálních tříd B/A, což zřejmě znamená, že hvězdy hlavní posloupnosti s povrchovými teplotami v rozmezí 8,5 – 12 kK nemají aktivní koróny ani ohřev hvězdného větru rázovými vlnami.

Vzápětí J. Aufdenberg aj. využili nového infračerveného interferometru CHARA se základnami 103 a 273 m na Mt. Wilsonu ke změření geometrických parametrů Vegy s úhlovým rozlišením 0,2 milivteřiny. K všeobecnému úžasu se tak ukázalo, že Vega, považovaná až dosud za standardní referenční hvězdu pro stelární výzkumy v Galaxii, je ve skutečnosti silně zploštělá a podle zákona schválnosti míří její rotační osa téměř přímo (odchylka dosahuje jen 4,5°) k nám! Tím se okamžitě podařilo vysvětlit dlouhodobý problém, že Vega je o 0,5 mag jasnější a o 20 % větší, než by se na standardní hvězdu spektrální třídy A0 V slušelo. Proto je teplota hvězdy na pólu 10 kK, kdežto na rovníku necelých 8 kK, neboť polární poloměr činí jen 2,3 R☉, kdežto rovníkový 2,7 R☉. Podobně kolísá v závislosti na „geografické“ šířce i zářivý výkon Vegy. Průměrný zářivý výkon dosahuje 37 L☉, ale ve směru k pólům stoupá až na 60 L☉. Vega rotuje v periodě 12,4 h, tj. plnými 92 % rychlosti kritické, při níž by ji odstředivá síla na rovníku již trhala. K podobnému závěru dospěli také D. Peterson aj., kteří pro Vegu dostali rychlost rotace na rovníku 270 km/s; hmotnost 2,1 M☉; stáří 570 mil. let a deficit kovů (jen 0,8 % proti sluneční hodnotě 2 %).

Podobná schválnost se dle G. van Bella aj. týká rovněž hvězdy Alderamin (α Cep; A7 IV-V; 15 pc). Zploštění hvězdy (poměr hlavní a vedlejší poloosy) činí téměř 1,3:1, tj. délka poloos 2,8 a 2,2 R☉, přičemž rotační pól hvězdy míří rovněž téměř přesně k nám, takže na pólu má hvězda vyšší teplotu 8,4 kK. Hvězda rotuje 83 % kritické rychlosti. Dále pak M. Vinicius aj. určili interferometrem VLTI ESO tvar Achernaru (α Eri; 0,5 mag; B5 III) - nejjasnější hvězdy třídy Be na nebi. Hvězda je výrazně zploštělá, takže rotuje 80 % kritické rychlosti.

D. Gray a K. Brown shrnuli výsledky 20 roků měření vysokodispersních spekter nejjasnější hvězdy severní oblohy - Arktura (-0,04 mag; sp. K2 III; 11 pc). Z kolísání poloh čáry Fe I jim vyšla neuvěřitelně dlouhá rotační perioda 2 r, tj. při poloměru hvězdy 25 R☉ činí rotační rychlost na rovníku jen 1,8 km/s. B. Croll aj. sledovali známou hvězd ε Eri (3,7 mag; K2 V; 3,3 pc), kolem níž obíhá nejbližší známá exoplaneta s hmotností 1,5 Mj v oběžné době 7 r. Hvězda rotující kolem své osy v periodě něco přes 11 d při rychlosti na rovníku pod 3,4 km/s je obklopena prachovým prstenem o poloměru 65 AU. Vykazuje poměrně silné magnetické pole o indukci 0,1 T a je určitě mladší než 1 mld. let. K. Strassmeier a J. Rice uskutečnili první dopplerovské zobrazení povrchu osamělé mladé hvězdy PW And (HD1405; K2 V) pomocí studia profilů 58 spektrálních čar. Objevili tak podél rovníku až do „geografických“ šířek ±40° až o 1,2 kK chladnější skvrny a zpřesnili rotační periodu hvězdy 1,8 d (>24 km/s na rovníku) na 5 platných cifer. Určili teplotu její fotosféry na 5 kK, poloměr hvězdy 1,2 R☉, zářivý výkon na 0,6 L☉ a hmotnost na 1,1 M☉. Mladá hvězda před hlavní posloupností rotuje rychle, ale zřetelně se brzdí. Její stáří odhadli na 20 mil. roků.

C. Fuentes aj. zkoumali prchající hvězdu SDSS J090745+0245 (Hya; B9 V; 10,5 kK; 71 kpc), která se vzdaluje od jádra Galaxie rychlostí 709 km/s a jeví proměnnost s amplitudami do 10 % a periodami do 2 d. Musí být nutně mladší než 350 mil. r. a vše podle J. Hillse nasvědčuje tomu, že byla vyvržena z okolí černé veledíry v jádře Galaxie. Původně šlo totiž o dvojhvězdu, kterou blízký průlet v okolí černé veledíry slapově rozdělil, takže jedna složka zapadla do černé veledíry a druhá naopak získala rychlost vyšší než únikovou, a tak byla z Galaxie doslova katapultována. W. Brown aj. našli v halu Galaxie ve vzdálenosti 10 kpc od nás další dvě prchající hvězdy (J091301 a J091759) v souhvězdích Lva a Velké medvědice sp. třídy B8 V, které jsou vzdáleny od centra Galaxie 75, resp. 55 kpc, jež od jádra soustavy prchají rychlostmi 560 a 640 km/s. A. Burgasser a J. Kirpatrick objevili rovněž v halu Galaxie dosud nejchladnějšího podtrpaslíka LEHPM 2-59 (R = 19 mag; sp. sdM8; 66 pc) o teplotě 2,9 kK a hmotnosti 0,09 M☉. Objekt vykazuje silný deficit kovů, jak se sluší na tak starou hvězdu.

W. Aoki uveřejnil rozbor spektra hvězdy HE 1327-2326 (Hya), pořízeného japonským obřím dalekohledem Subaru. Hvězda se nachází buď na hlavní posloupnosti anebo již ve stadiu podobra po hlavní posloupnosti a obsahuje v atmosféře 250tisíckrát méně železa než atmosféra Slunce, což je rekordní deficit. Naproti tomu jeví přebytek stroncia a téměř normální zastoupení uhlíku. Zřejmě jde o vzácnou hvězdu populace III, tedy představitelku nejstaršího pokolení hvězd v Galaxii.

2.5. Těsné dvojhvězdy

N. Linder aj. pozorovali rentgenovou družicí Newton proslulou Plaskettovu hvězdu (HD 47129; 1,5 kpc), která patří mezi nejhmotnější hvězdné objekty v Galaxii. Díky tomu, že jde fakticky o interagující dvojhvězdu s oběžnou dobou 14,4 d a kruhovou drahou, lze totiž hmotnosti obou složek i další parametry určit s vysokou spolehlivostí. Obě veleobří složky vykazují velmi raná spektra O6 I a O7.5 I a hmotnosti 51 a 42 M☉, takže celá soustava má rekordní dobře ověřenou hmotnost 93 M☉. Družice Newton ukázala, že soustava vydává silné a neproměnné rentgenové záření, vznikající při srážkách intenzivních hvězdných větrů obou složek při teplotách až 16 MK.

J. Provost aj. využili asteroseismologie Prokyonu A (0,4 mag; F5 IV-V; 3,5 pc) ke zpřesnění jeho hmotnosti na 1,45 M☉, když existence průvodce Prokyonu B (bílého trpaslíka 11 mag) dává spodní mez stáří soustavy 2 mld. roků. To je současně horní hranice pro stáří Prokyonu A odvozená z asteroseismologie, takže zatím není jasné, zda Prokyon A už opustil hlavní posloupnost. K prakticky stejné hmotnosti Prokyonu A (1,43 M☉) dospěli z astrometrie za léta 1986-2004 G. Gatewood a I. Han. Ti navíc odvodili i hmotnost Prokyonu B na 0,58 M☉.

R. Ipingová aj. pozorovali obří dvojhvězdu éta Carinae (2,3 kpc) pomocí družice FUSE v dalekém ultrafialovém pásmu (95 – 100 nm) a našli tam čáry sekundární složky, která je teplejší než hlavní složka. To se potvrdilo v červnu 2003, kdy čáry teplejšího sekundáru zmizely právě tehdy, když podle výpočtu dráhy se sekundár skryl za primární složku. Jejich objev potvrdili také T. Gull aj., kteří dvojhvězdu snímkovali spektrografem STIS HST. Sekundární složka obíhá primár po vysoce protáhlé dráze v periodě 5,5 r. Její spektrum připomíná spektrum Wolfových-Rayetových hvězd anebo veleobrů třídy O s teplotou >25 kK. Hmotnost objektu dosahuje minimálně 30 M☉, zatímco hmotnost primární složky činí možná až 70 M☉, takže je téměř jisté, že tato složka vybuchne jako supernova II. třídy nejpozději za 100 tis. let.

B. Wood a M. Karovska se zabývali proslulou dvojhvězdou a současně prototypem dlouhoperiodických proměnných hvězd omikron (Mira) Ceti. Při vzdálenosti soustavy 130 pc jde též o nejbližší známou symbiotickou hvězdu, takže svůj název „podivuhodná“ si opravdu zaslouží. Ultrafialová pozorování družice FUSE a kosmického teleskopu HST ukazují, že intenzita tohoto záření se po propadu v letech 1999-2001 opět vrátila na úroveň, kterou naměřila družice IUE v letech 1979-80 a 1990-95. Příčina ultrafialového záření soustavy spočívá v akreci hvězdného větru červeného obra o poloměru 250 R☉ (1,2 AU!) na povrch průvodce, který kolem Miry obíhá ve vzdálenosti 70 AU v oběžné periodě 500 roků. Mira ztrácí větrem 10-7 M☉/r a sekundární složka na to reaguje vlastním větrem se ztrátou 2,5.10-12 M☉/r. Jeho intenzita je modulována intenzitou větru primárního, která kolísá v periodě asi 14 let. Příčina kolísání však není známa.

E. Lajus a V. Niemela odvodili elementy zákrytové dvojhvězdy LS 1135 (0843-4607). Soustava je rovněž spektroskopickou dvojhvězdou o oběžné periodě 2,7 d a sklonu 68,5°, skládající se ze složek o hmotnostech 30 a 9 M☉ a poloměrech 11 a 5 R☉. Ani jedna složka nevyplňuje svůj Rocheův lalok, takže jde o klasickou oddělenou dvojhvězdu. Primární složka je sp. třídy O a sekundární B1 V. Poměr hmotností q = 0,3 je pro primár třídy O zcela extrémní.

Ch. a A. Chaliullinovi odvodili z tříbarevné světelné křivky parametry zákrytové dvojhvězdy HS Herculis (V = 8,5 mag; B5 V + A7; 480 pc), jejíž složky kolem sebe obíhají v periodě 1,6 d po výstředné (e = 0,2) dráze s velkou poloosou 7,7 mil. km a sklonem 89°. Primární složka má teplotu 15,5 kK; poloměr 2,8 R☉ a hmotnost 5,0 M☉. Teplota sekundáru činí 7,8 kK; poloměr 1,6 R☉ a hmotnost 1,6 M☉. Jejich bolometrické hvězdné velikosti dosahují -1,8 a +2,4 mag. Odtud vyplývá, že jde o velmi mladé hvězdy o stáří zhruba 17 mil. roků. C. Lacy aj. určili ze světelné křivky elementy zákrytové dvojhvězdy EY Cephei, která se skládá za dvou stejně hmotných mladých hvězd, jež se ocitly na hlavní posloupnosti teprve před 40 mil. let. Tím lze vysvětlit velmi vysokou výstřednost jejich oběžné dráhy e = 0,44 při periodě 8,0 d. Obě složky mají spektrální třídu F0, teploty 7,1 a 7,0 kK, poloměr 1,46 a 1,47 R☉ a hmotnosti 1,5 M☉. W. Bagnuolo aj. využili interferometru CHARA ke změření hmotností dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy 12 Persei. Dostali tak hodnoty 1,38 a 1,24 M☉ s přesností lepší než 1 %.

G. Herbig a R. Griffin uveřejnili multispektrální rozbor parametrů dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy θ1 Orionis E, která je 5. nejjasnějším členem známého lichoběžníka (Trapez) v mlhovině v Orionu (450 pc). Od r. 1982 víme, že hvězda je silným zdrojem rentgenového záření, přestože na rozdíl od ostatních hvězd Trapezu patří k pozdní spektrální třídě G5 III a jeví silné emise vápníku (čáry H a K). Obě složky mají stejnou hmotnost kolem 3 M☉ i poloměr asi 7 R☉. Jejich stáří se odhaduje na necelý milion let, což je s ohledem na vzhled spektra téměř nepochopitelné. Obě složky dvojhvězdy E obíhají kolem společného těžiště v periodě 9,9 d po kruhové dráze s poloměrem >11 mil. km.

D. Terrell aj. uspěli při odvození elementů kompaktní dotykové dvojhvězdy FI Bootis díky rozboru pětibarevné světelné křivky (UBVRI). Dvojhvězda je tak kompaktní, že je i silným rentgenovým zdrojem RX 1522+51. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě jen 0,4 dne ve vzájemné vzdálenosti jen 1,6 mil. km. Mají teploty 5,5 a 5,1 kK; poloměry 1,1 a 0,7 R☉; svítivosti 1,0 a 0,3 L☉ a poměr hmotností q = 0,4. Odtud se podařilo určit také vzdálenost soustavy od nás na 95 pc, což se dost liší od údaje družice HIPPARCOS (105 pc).

S. Howell aj. studovali dvojhvězdu EF Eridani, v níž primární složku představuje magnetický bílý trpaslík s indukcí 1,4 kT na povrchu hvězdy. Jeho hmotnost odhadli na 0,6 M☉, odkud pak vyplývá velmi nízká hmotnost sekundární složky 0,055 M☉, tj. nejde o hvězdu, ale o hnědého trpaslíka, který obíhá kolem primární složky v periodě pouhých 81 min. Silné magnetické pole však vyvolává měřitelnou chromosférickou aktivitu na substelárním bodě sekundární složky, jejíž intenzita s časem kolísá. Zatímco předešlých 9 let byla aktivita nepatrná, od r. 2005 začala opět výrazně růst. Podobně P. Maxted aj. objevili oddělenou dvojhvězdu 0137-349 (Scl) s oběžnou dobou 2 h, která se skládá z bílého (16 kK; 0,02 R☉; 0,02 L☉; 0,4 M☉; hustota 30mil.-násobek vody; 100 pc; stáří 250 mil. r.) a hnědého trpaslíka, který má hmotnost 0,05 M☉. Autoři soudí, že když byl bílý trpaslík ve stádiu červeného obra, tak doslova zalil hnědého trpaslíka, který však tuto epizodu přežil a ještě si trochu nakradl hmotu, takže ho to zahlcení nijak nepoškodilo. Dnes ztrácí tato bizarní soustava energii vyzařováním gravitačních vln tak rychle, že za 1,4 mld. roků se její oběžná perioda zkrátí na pouhých 70 min. a díky přetoku hmoty na bílého trpaslíka se změní na kataklyzmickou proměnnou.

G. Torres aj. odvodili parametry zákrytové dvojhvězdy V1061 Cygni, která se skládá ze složek o hmotnostech 1,3 a 0,9 M☉ s teplotami 6,2 a 5,3 kK a poloměry 1,6 a 1,0 R☉. Sekundár je tedy o 10 % větší a o 200 K chladnější, než by měl být podle vývojových modelů hvězd. Dvojice kolem sebe obíhá v periodě 2,4 d, ale současně obíhá též kolem těžiště s třetí složkou, která má oběžnou dobu 16 let, hmotnost 0,9 M☉ a teplotu 5,7 kK. Také polodotyková zákrytová dvojhvězda V505 Sgr (110 pc) je dle C. Lázara aj. ve skutečnosti trojhvězdou. Samotná dvojhvězda se skládá z primáru sp. třídy A2 V o teplotě 8,8 kK, svítivosti 23 L☉, poloměru 2,1 R☉ a hmotnosti 2,65 M☉, jakož i sekundáru sp. třídy G5 IV o teplotě 5,3 kK, svítivosti 4 L☉, poloměru 2,3 R☉ a hmotnosti 1,25 M☉. Tyto složky kolem sebe obíhají v periodě 1,2 d po mírně protáhlé dráze (e = 0,04) s velkou poloosou 3,8 mil. km. Třetí složka obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodě zhruba 38 let.

Další trojhvězdu našli F. Fekel aj. při pozorování dvoučárové spektroskopické dvojhvězdy HD 131861 (Boo, 8 mag; sp. F5 V + G8 V; 90 pc) s oběžnou dobou 3,55 d a sklonem 52°. Zatímco primární složka o poloměru 1,5 R☉, svítivosti 3,9 L☉ a hmotnosti 1,5 M☉ rotuje pomalu (subsynchronně), sekundár o poloměru 0,8 R☉, svítivosti 0,5 L☉ a hmotnosti 0,9 M☉ vykazuje synchronní rotaci. Třetí složka se nachází ve vzdálenosti 4 AU od zmíněné dvojhvězdy a obíhá kolem ní v periodě 4,5 roku po mírně výstředné dráze (e = 0,1). Rovina její oběžné dráhy však není koplanární; je k oběžné rovině spektroskopické dvojhvězdy skloněna pod úhlem 29°. Ačkoliv není přímo pozorovatelná, podařilo se nepřímo určit její spektrální třídu dK a hmotnost 0,7 M☉. N. Phan Bao aj. zkoumali chladný trpasličí pár LP 714-37, jehož složky jsou od sebe vzdáleny 33 AU. Zjistili přitom, že sekundární složka je ve skutečnosti těsnou dvojhvězdou se vzájemnou vzdáleností >7 AU. Primární složka sp. třídy M5.5 má hmotnost 0,11 M☉ a absolutní hvězdnou velikost 9,1 mag. Sekundární pár má hmotnosti 0,09 a 0,08 M☉ a absolutní hvězdné velikosti 10,0 a 10,4 mag.

V. Tamazian zkoumal pomocí 6m teleskopu SAO ve spojení s adaptivní optikou trojnásobnou soustavu DG Leonis (6 mag), která se skládá ze spektroskopické dvojhvězdy shodných spektrálních tříd A8 IV a třetí vzdálené a tudíž vizuálně rozlišitelné složky, jež je současně proměnnou hvězdou typu δ Sct. Jelikož astrometrie vizuální dvojhvězdy za posledních 70 let je k dispozici, podařilo se určit oběžnou dobu 3. složky na 101 let při výstřednosti dráhy e = 0,7. Měření na SAO tak umožnilo stanovit úhrnnou hmotnost celé trojice na 6,2 M☉, z toho na 3. složku připadá 2,0 M☉ a na každou složku spektroskopické dvojhvězdy po 2,1 M☉. Vzdálenost soustavy od nás činí 200 pc.

J. Wertheimer a G. Laughlin se zabývali otázkou, zda k nejbližší dvojhvězdě α Centauri AB patří jako třetí do mariáše známá Proxima Centauri. Proxima je totiž od zmíněného páru vzdálena plných 15 kAU, tj. právě na hranici tzv. Hillova poloměru a její relativní rychlost vůči páru AB činí 0,5 km/s. Přitom zmíněný pár má souhrnnou hmotnost 2,0 M☉, kdežto Proxima jen 0,1 M☉, takže vazebná energie Proximy vztažená k těžišti soustavy AB se v mezích chyb nachází právě na rozhraní mezi vazbou a trvalou gravitační svobodou. Autoři se domnívají, že ve skutečnosti Proxima se zmíněným párem trojhvězdu tvoří, ale přesvědčivý důkaz poskytnou až budoucí přesnější měření radiálních rychlostí všech členů soustavy.

N. Evansové aj. se podařilo rozlišit těsnou dvojhvězdu α UMi A (Polárka; sp. F7 I; d = 130 pc) díky snímkům z HST. Hmotnější složka Aa je nejjasnější cefeidou na obloze o hmotnosti 4,3 M☉. Její průvodce Ab (sp. F7) se nachází v úhlové vzdálenosti 0,2’, tj. lineární vzdálenosti kolem 17 AU, jež obíhá kolem Aa po výstředné dráze (e = 0,6) v periodě téměř 30 r. Polárka je ve skutečnosti trojhvězda; třetí složka B (sp. F3) je od A vzdálena 18’ (≈2,4 tis. AU) a byla objevena W. Herschelem již r. 1780.

J. Gonzáles aj. zkoumali pomocí 2,2m dalekohledu ESO zajímavou čtyřnásobnou soustavu AO Velorum AB+CD (0,7 kpc), která se skládá ze dvou spektroskopických dvojhvězd, přičemž spektra všech čtyř složek lze pozorovat. Odvodili tak nejprve parametry soustavy AB s oběžnou dobou 1,6 d, sklonem 88,5°, a délkou velké poloosy 7,7 mil. km. Hmotnosti složek činí po řadě 3,6 a 3,4 M☉ a jejich poloměry 2,3 a 2,1 R☉. Druhá soustava CD má oběžnou dobu 4,2 d; výstřednost dráhy e = 0,05 a velkou poloosu >12 mil. km. Minimální hmotnosti složek činí 1,9 a 1,8 M☉. Konečně těžiště soustav AB a CD kolem sebe obíhají v periodě 41 r a s výstředností dráhy 0,3 ve střední vzdálenosti větší než 11 AU. Je pravděpodobné, že v apastru by tak tento pár mohl rozlišit interferometr VLTI ESO, což by byl dobrý test vývoje velmi mladých hvězd středních hmotností.

Snad ještě bizarnější případ vícenásobné soustavy představuje dle P. Verriera a N. Evanse jasná hvězda γ Cephei (3,2 mag; sp K1 IV + M1 V; 14 pc), která se skládá z primární složky o hmotnosti 1,6 M☉, sekundární složky o hmotnosti 0,4 M☉ a exoplanety o hmotnosti 1,7 Mj. Obě složky dvojhvězdy jsou od sebe nyní vzdáleny přes 18 AU, ale obíhají kolem společného těžiště po silně výstředné dráze (e = 0,4) v periodě skoro 60 roků. Existenci exoplanety ohlásili již v r. 1988 B. Campbell aj., ale o 4 roky později svůj objev odvolali, protože jejich data nebyla dostatečně přesná. Novější přesnější pozorování však původní objev nakonec jednoznačně potvrdila! Exoplaneta obíhá kolem primární složky dvojhvězdy ve střední vzdálenosti 2,1 AU po mírně protáhlé dráze (e = 0,1) v periodě 2,5 r. Verrier a Evans ukázali, že dráha dvojhvězdy je dlouhodobě stálá, takže kolem primární složky se mohou na stabilních drahách vyskytovat terestrické exoplanety ve vzdálenostech 0,5 – 0,75 AU; 1,05 – 1,15 AU a 1,2 – 1,3 AU a ve vzdálenostech >65 AU dokonce planetky Edgeworthova-Kuiperova typu. Také sekundární složka může mít stabilní terestrické exoplanety ve vzdálenostech 0,5 – 1,5 AU.

B. Mason aj. využili skvrnkové interferometrie (angl. speckle interferometry) u 0,66m refraktoru Námořní observatoře USA k pozorování téměř více než 1 600 vizuálních dvojhvězd v průběhu roku 2005, když zkombinovali v počítači na 2 tis. velmi krátkých expozic pro každé astrometrické pozorování. Našli tak dvojhvězdy s úhlovými roztečemi složek 0,16 – 17’, přičemž medián rozdělení činí 1,65’.

A. Tokovinin aj. zkoumali relativní zastoupení vícenásobných soustav hvězd na homogenním vzorku 165 spektroskopických dvojhvězd slunečního typu s oběžnými periodami v rozmezí 1 – 30 dnů. Zobrazili celkem 62 soustav pomocí kamery NACO VLT ESO a tak našli celkem 13 třetích složek. Přehlídka 2MASS jim přinesla dalších 12 vzdálených složek. Z těchto pozorování vyplynulo, že mezi 161 soustavami se nachází minimálně 64 trojic, 11 čtveřic a 7 pětic, čili že asi 63 % dvojhvězd má ve skutečnosti alespoň jednu další složku. Mnohočetnost je ovšem závislá na oběžné době dvojhvězdy. Pokud je jejich oběžná doba kratší než 3 dny, s pravděpodobností 96 % se tam vyskytuje ještě třetí či další složka. Naproti tomu u oběžných period nad 12 d pravděpodobnost klesá na 34 %. Oběžné doby třetích složek se během doby zřetelně zkracují vinou výměny momentu hybnosti mezi těsnou spektroskopickou dvojhvězdou a třetí složkou. Mnohočetnost však nezávisí na poměru hmotností spektroskopické dvojhvězdy.

Rozsáhlé automatické přehlídky zákrytových dvojhvězd přirozeně vyžadují podobně automatizované způsoby výpočtů jejich elementů. Takové algoritmy (EBOP - EBAS) sestavili O. Tamuz aj. a T. Mazeh aj. pro výpočty elementů zákrytových dvojhvězd ze světelných křivek pořízených během projektů hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie nebo ve Velkém Magellanově mračnu, ale jejich použití je přirozeně daleko širší. Podobně J. Devor a D. Charbonneau vyvinuli metodu MECI pro automatickou klasifikaci a určení elementů zákrytových dvojhvězd.

B. Paczynski aj. využili automatické přehlídky ASAS na Las Campanas, která pomocí baterie širokoúhlých kamer monitoruje jasnosti hvězd jasnějších než V = 14 mag jižně od deklinace +28°, k objevu zhruba 50 tis. proměnných hvězd. Statistika pětiletého provozu ASAS pokrývá téměř 3/4 plochy celé oblohy a je víceméně úplná pro hvězdy v rozmezí 8 – 12 mag. Pro každou hvězdu mají několik stovek (!) fotometrických měření, takže ve veřejně přístupné databázi systému jsou už TB údajů. Přes 11 tis. objevů představují zákrytové dvojhvězdy, mezi nimiž převažují dotykové (5,4 tis.) a následují polodotykové (3 tis.) a oddělené (2,7 tis.) soustavy. Přitom se zdá, že všechny dotykové soustavy obsahují ještě třetí těleso a naopak prakticky neexistují oddělené soustavy s oběžnou periodou kratší než 1 d. Podobně T. Pribulla a S. Rucinski ukázali na vzorku 151 dotykových dvojhvězd, že 3/5 z nich mají určitě třetí složku.

Podle S. Rucinského má většina objevených dotykových soustav oběžnou periodu <0,56 d. To znamená, že ke vzniku dotykových soustav slouží tzv. Kozaiův cyklus, kde v soustavě těsného páru a vzdálené třetí složky, jejichž oběžné roviny spolu svírají dostatečně velký úhel, se výrazně cyklicky mění výstřednost dráhy těsné dvojhvězdy, zatímco její oběžná perioda zůstává stálá. Když je výstřednost dráhy největší, dochází v periastru k silnému slapovému tření, které se projeví sekulárním zmenšováním rozměrů dráhy a tím i oběžné periody tak dlouho, až se oběžná perioda zkrátí na zlomky dne a dráha přejde na dokonale kruhovou.

H. Abt se věnoval proměnám výstředností drah dvojhvězd, jejichž primární složky mají spektrální třídy v rozmezí B - M5 (IV nebo V). Průměrné výstřednosti jejich drah závisí na délce oběžné periody. Pro složky dvojhvězd s primárem třídy B jsou kruhové ty dráhy, jejichž periody jsou kratší než 1,4 d. S postupující spektrální třídou se hodnota minimální periody pro kruhovou dráhu zvyšuje až na 4,3 d. Kruhové dráhy však mají pozdní obři i při oběžných periodách kratších než 70 d. Pro trpasličí hvězdy s oběžnými periodami v rozmezí 4,3 – 18 d je však průměrná výstřednost drah e = 0,5 a tudíž v podstatě náhodná.

Jak ukázali C. Ibanoglu aj. na souboru 61 polodotykových a 74 oddělených soustav s dobrou spektroskopií, má na vývoj těchto těsných dvojhvězd značný vliv přítomnost plynných disků, které obklopují celou soustavu - jsou cirkumbinární. Podle W. Chena aj. je totiž překvapující, že ač u soustav typu Algol pozorujeme obvykle konzervativní přenos hmoty (žádná hmota ze systému se neztrácí), jejich oběžné periody s časem nerostou, ale naopak se zkracují, což svědčí o ztrátě momentu hybnosti soustavy během jejich vývoje. To lze právě dobře vysvětlit vznikem cirkumbinárních disků, které převezmou část momentu hybnosti soustavy. D. Hoffman aj. ukázali na souboru 143 zákrytových dvojhvězd typu Algol, že v řadě případů lze ovšem změny period vysvětlit přítomností třetího tělesa v soustavě.

L. Lucy ověřoval domněnku o preferovaném vzniku hvězdných dvojčat s podobnou nebo přímo totožnou hmotností složek. Na homogenním souboru spektroskopických dvojhvězd s dobře známými hmotnosti složek potvrdil, že platí silná verze domněnky, tj. existuje nápadná převaha dvojhvězd, kde poměr hmotností složek (q) je větší než 0,95.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

První galaktická nova r. 2006 V2575 Oph (1733-24) byla objevena 9. února a 12. února dosáhla maxima 11 mag. Vzápětí následovala nova V5117 Sgr (1759-36) objevená 17. února jako objekt 9 mag. Počátkem dubna vzplanula nova V2362 Cyg (2111+45), která v maximu 5. dubna dosáhla 8 mag. Nova pak normálně slábla, ale znovu se vzchopila v polovině listopadu a koncem měsíce dosáhla opět 10 mag, což se projevilo výskytem čar C I, N I, O I a Fe II v jejím infračerveném spektru i emisemi He II. Její předchůdce měl v r. 1993 jasnost R = 18 mag. Hned 8. dubna 2006 vybuchla nova V2579 Oph (1715-29), jež dosáhla 10,5 mag.

A. Dobrotka aj. měřili po maximu 9 mag jasnost novy V1493 Aql, která vzplanula v červenci 1999. Objevili variace v periodě 3,7 h, což je patrně oběžná doba dvojhvězdy. Nova se vyznačovala mimořádně velkou vzdáleností od nás - plných 25 kpc! Podobně S. Balmanová aj. určili oběžnou periodu 3,5 h novy V382 Vel, která rovněž vybuchla v r. 1999.

Družice Swift našla koncem ledna 2006 rentgenové záření novy V723 Cas (d =2,8 kpc), tj. 11 roků po jejím vzplanutí, což je svérázný rekord v intervalu odstupu od maxima optické jasnosti. Zdroj vykazuje teplotu 340 kK. Podle T. Iijimy aj. jde o vůbec nejpomalejší klasickou novu, jejíž vzestup k maximu jasnosti trval plné 4 měsíce a návrat do klidového stavu 6 roků. Nova během výbuchu odvrhla obálku o hmotnosti 5.10-6 M☉.

Událostí desetiletí se však stalo další vzplanutí proslulé rekurentní novy RS Ophiuchi, která ještě 9. února 2006 byla 10,5 mag, ale 12. února již byla vidět očima jako objekt 4,5 mag. Po maximu však opět zeslábla a již 16. února její jasnost přesáhla 6 mag. Týž den, však družice Swift zaznamenala její rentgenové vzplanutí, odpovídající teplotě zdroje přes 80 MK - při předešlém vzplanutí novy v r. 1958 se objevilo rentgenové záření až 55 dnů po výbuchu. Z optických spekter vyšla rychlost rozpínající se obálky novy na 1,8 tis. km/s. O den později zaznamenala anténa VLA i její rádiové záření na vlnové délce 211 mm, které rychle sílilo a jehož intenzita byla vyšší než při předešlém výbuchu v r. 1985. Dva týdny po výbuchu sledovala novu družice Chandra, která našla v rentgenovém spektru emisní čáry Fe, S, Si, Mg a Ne. Potvrdila jak vysoké teploty rozpínajícího se plazmatu až 60 MK, ale současně i jejich velký rozsah od 3 MK výše. Tytéž údaje získala nezávisle také rentgenová družice Newton, která navíc zaznamenala i emise kyslíku a silnou proměnnost intenzity čar s periodou 35,7 s, pozorovanou už předtím družicí Swift.

Šlo již o 6. vzplanutí rekurentní novy od prvního takového pozorování v r. 1898. Další vzplanutí astronomové zaznamenali v letech 1933, 1958, 1967 a 1985. Infračervená měření ukázala, že maximum zářivého výkonu se přesunulo do blízkého a středního infračerveného pásma, zatímco opticky zeslábla nova do 20. března 2006 na 9,3 mag. Počátkem května se v infračerveném spektru objevily zakázané čáry vysoce ionizovaných prvků Fe, Si, S a Mg, jakož i čáry Paschenovy, Brackettovy, Pfundovy a Humphreysovy série vodíku. Měření radiointerferometrem MERLIN v centimetrovém pásmu poukázala na rádiový zdroj, jenž se rozpínal rychlostmi až 4 tis. km/s. Odtud bylo možné určit i vzdálenost novy na 1,6 kpc. Obří indická anténní soustava GMRT odhalila koncem února 2006 záření novy v decimetrovém pásmu až 0,5 m, což je první případ v historii sledování nov. Radiointerferometrická soustava VLBA potvrdila pozorováním na vlnové délce 60 mm rychlost rozpínání zdroje 1,8 tis. km/s a koncem února 2006 jeho lineární rozměr 29 AU. Příčinou rádiového záření byla zřejmě rázová vlna, procházející hvězdným větrem červeného obra, který dodává vodík na povrch bílého trpaslíka, jenž kvaziperiodicky vybuchuje. Celá epizoda výbuchu RS Oph skončila v září 2006 po 210 dnech od vzplanutí, když se podařilo zpozorovat obnovu přenosu hmoty z červeného obra na bílého trpaslíka. Družice Newton současně zjistila pokles intenzity rentgenového záření novy o tři řády a tempa rozpínání pod 500 km/s.

Jak uvedli J. Sokoloskiová aj., bylo to poprvé, co se podařilo prokázat existenci rázové vlny směřující z novy do okolního prostředí, kde se vlna rychle zabrzdila a nakonec zanikla. Během pouhých tří týdnů po výbuchu tak klesla rentgenová svítivost novy o řád. Ačkoliv hmotnost vyvržené slupky není u rekurentních nov veliká a pohybuje se v tomto případě kolem 1.10-7 M☉, zarážející je vysoká hmotnost bílého trpaslíka, na jehož povrchu dochází k překotné termonukleární reakci vodíku na hélium. Podle I. Hachisa aj. hořel vodík ve slupce na povrchu bílého trpaslíka asi 80 dnů, podobně jako tomu bývá i u dalších rekurentních nov U Sco a CI Aql. Hmotnost bílého trpaslíka v soustavě RS Oph vyšla na (1,35 ±0,01) M☉, což je už velmi blízko Chandrasekharově mezi. To znamená, že v astronomicky dohledné budoucnosti za méně než 100 tis. let vybuchne bílý trpaslík jako supernova Ia!

T. O‘Brien aj. ukázali rozborem interferometrických rádiových měření, že rázová vlna byla spíše bipolární než kulová, tj. usměrněná centrální dvojhvězdou. M. Bode aj. určili oběžnou periodu dvojhvězdy na 456 d. J. Monnier aj. zjistili pomocí interferometrie na Havajských ostrovech, v Arizoně a v Kalifornii, že úhlové rozměry infračerveného zdroje 0,003’ se během prvních dvou měsíců od výbuchu nezvětšily, takže zdroj souvisí spíše s centrální dvojhvězdou než s rozpínajícími se rázovými vlnami. Zpochybnili také údaj o vzdálenosti novy od nás a tvrdí, že by mohla být podstatně blíže - jen 540 pc. To by mělo zajímavé důsledky, až jednou tato rekurentní nova vybuchne jako supernova - naši potomci by spatřili na obloze úžasné divadlo.

P. Robinson aj. se pokoušeli z archivních snímků, pořízených v letech 1913-1995 na observatoři M. Mitchellové, nalézt další minulá vzplanutí rekurentních nov BS Sgr, V1016 Sgr, V1017 Sgr, V1172 Sgr, V3890 Sgr, V4444 Sgr a CI Aql. Není totiž jasné, zda bílí trpaslíci v rekurentních novách během času získávají či naopak ztrácejí hmotu. (Pouze v případě zisku hmoty mohou jednou vybuchnout jako supernovy Ia.) Ačkoliv prohlédli celkem 8,5 tis. snímků, žádný nový výbuch některé rekurentní novy nenašli.

P. Godon aj. využili pozorování spektrografem STIS HST k rozboru mechanismu obřích výbuchů nejbližší a nejjasnější trpasličí novy WZ Sge (oběžná doba 82 min; d = 43 pc). Ty se odehrály v letech 1913, 1946, 1978 a naposledy v červenci 2001. Hmotnost bílého trpaslíka dosahuje 1,0 M☉ a jeho průvodce (dodavatel vodíku na povrchu bílého trpaslíka) jen 0,11 M☉. Průměrné tempo akrece vodíku činí 10-8 M☉/r. Příčinou obřích výbuchů je vždy tepelná nestabilita v akrečním disku kolem bílého trpaslíka. Ještě tři roky po posledním výbuchu byl podle pozorování v daleké ultrafialové části spektra bílý trpaslík přehřátý o 1,5 kK proti klidovému stavu. Koncem léta 2006 se po čtyřleté přestávce odehrál obří výbuch další trpasličí novy SW UMa, která mívá v klidu 17 mag a 13. září 2006 se náhle zjasnila na 10,8 mag. Interval mezi obřími výbuchy v tomto případě kolísá mezi 15 měsíci a 5 lety.

B. Warner si položil otázku, proč bylo ve starověku a středověku objeveno tak málo nov? Vůbec nejstarší záznam o nově totiž pochází až z r. 712 n. l., další pak z let 837 a 1163. Do konce XVII. stol. lidé zaznamenali očima jen 10 nov, přičemž přesnost polohy dosahovala jen 1°. Nejstarší „evropskou“ novou se stala hvězda CK Vul, jejíž zjasnění r. 1670 popsal kartuziánský mnich Don Anthelme. O tři roky později byla pozorována Nova Puppis a v r. 1678 nova V529 Orionis.

M. Darnley aj. využili přehlídky POINT-AGAPE gravitačních mikročoček v galaxii M31 k hledání nov. Našli jich celkem 20 a z toho odvodili, že tempo výskytu nov v této galaxii činí 65 nov/r, tj. o 50 % více, než se dosud soudilo. Pro naši Galaxii vychází četnost 34 nov/r, což souhlasí s jinými odhady.

M. Shara se domnívá, že bychom měli nalézat novy i v intergalaktickém prostoru, protože se už podařilo pozorovat novy, červené obry a planetární mlhoviny mezi galaxiemi v kupách v souhvězdí Panny a Chemické pece. Jasné novy umožňují pak v principu pozorovat populaci intergalaktických „trampů“ až do vzdálenosti 30 Mpc od nás. Nové přehlídky PanSTARRS a zejména LSST by mohly objevit až stovky trampujících nov a tím nepřímo určit rozložení hvězd v intergalaktickém prostoru.

2.6.2. Fyzické proměnné

Stále záhadná proměnná hvězda V838 Monocerotis se v posledních letech vyvíjí pomalu; během r. 2005 se její spektrum nezměnilo vůbec. Je nyní klasifikována jako dvojhvězda se spektry složek sgL a B3 V. Koncem r. 2005 měla jasnosti V = 15,4 mag a K = 5,7 mag. K. Banerjee aj. našli pomocí kosmického teleskopu Spitzer kolem hvězdy rozsáhlá infračervená mračna v pásmech 24 – 160 μm, jejichž vzhled souhlasí s rozložením jasnosti optické světelné ozvěny po výbuchu. Jelikož hmotnost zářícího prachu dosahuje 1 M☉, nemůže jít o materiál, vyvržený samotnou hvězdou, ale o interstelární mračno, z něhož hvězda kdysi vznikla.

Podle R. Tylendy a N. Sokera patří do téže podivné skupiny proměnných hvězd objekty M31 RV (vzplanutí v r. 1988) a V4332 Sgr (1994). Celkovou energii výbuchu V838 Mon odhadli na 1041 J. Autoři se přiklánějí k názoru, že výbuchy těchto hvězd jsou důsledkem dopadu méně hmotné hvězdy (<0,5 M☉), hnědého trpaslíka nebo obří exoplanety na mladou mateřskou hvězdu o vyšší hmotnosti zhruba 8 M☉ a poloměru kolem 5 R☉. Podobný scénář navrhují také A. Retter aj., tj. splynutí dvojhvězdy, anebo pohlcení jedné čí více exoplanet. Také jim vyšla hmotnost mateřské hvězdy na 8 M☉ a svítivost před výbuchem na 130 L☉, což odpovídá spektrální třídě B. Autoři též určili vzdálenost objektu na (8 ±2) kpc. J. Pavlenko aj. odhadli vzdálenost V838 Mon na 6 kpc, takže v maximu počátkem r. 2002 šlo o nejsvítivější hvězdu v Galaxii.

J. Groh aj. popsali průběh horké fáze jiné velmi svítivé hvězdy AG Car, která se řadí do vzácné skupiny hvězd LBV (angl. Luminous Blue Variable Stars - svítivé modré proměnné) na základě změn vzhledu jejího spektra. Během horké fáze mezi dubnem 2001 a lednem 2003 vzrostla teplota hvězdy z 9 na 28 kK, ale také její rotační rychlost až na 190 km/s, což představovalo 86 % kritické rychlosti, při níž by se hvězda roztrhla odstředivou silou. Zářivý výkon (svítivost) hvězdy stoupnul na 1 ML☉. Současně se se během této epizody zvýšilo téměř trojnásobně tempo ztráty hmoty na 6.10-5 M☉. Následkem toho se hvězda opět ochladila a rychlost její rotace na rovníku klesla na 85 km/s. Další velmi svítivou proměnnou našli R. Humphreysová aj. v galaxii M33 (Tri). Veleobr na hranici stability kvůli svému zářivému výkonu je podobně jako zmíněné hvězdy LBV v naší Galaxii silně proměnný díky velkému kolísání tempa ztráty hmoty hvězdnou vichřicí. Podle archivních snímků erupce této začala již v 50. letech XX. stol. a stále pokračuje.

S. Kulkarni a A. Rau využili obsáhlých databází z přehlídek gravitačních mikročoček k odhalení dočasných optických zdrojů neznámé povahy, které bývají pozorovatelné jen několik minut. Speciální pozorování v letech 1999-2005 pak ukázala, že jde nejspíš o mocné erupce na trpasličích hvězdách třídy M, až stokrát mohutnější než běžné erupce. Podle M. Kacovové a M. Livšice stoupá erupční aktivita od hvězd slunečního typu směrem k trpasličím hvězdám třídy K, kde se pozorují výrazné změny jasnosti v jejich korónách teplých více než 10 MK. Tato tendence je dobře patrná na rostoucí intenzitě hvězdných korón v rentgenovém pásmu spektra, jak zjistily družice ROSAT, Chandra a Newton. A. Hempelmann aj. zkoumali pomocí družice Newton chromosférickou aktivitu dvojhvězdy 61 Cygni (sp. K5 a K7 V) v rentgenovém oboru spektra. Pozorovali tak podobně, jako je tomu u Slunce, krátkodobá i dlouhoperiodická kolísání intenzity spektrálních čar, přičemž koróna hvězdy je teplejší než sluneční koróna a perioda hvězdného cyklu činí jen 7,4 roku.

V této souvislosti zní téměř hrozivě zpráva R. Ostenové aj., že pomocí rentgenové družice Swift pozorovali 16. prosince 2005 gigantickou erupci na hmotnější složce těsné dvojhvězdy II Pegasi (sp. K2 IV + dM; 0,8 + 0,4 M☉; per 6,7 d; stáří 6,5 mld. r; 40 pc). Erupce trvala asi 2 h a docílila maximálního zářivého výkonu v pásmu 10 – 200 keV řádu 1025 W (!), což je 5 % zářivého výkonu celého Slunce. Autoři odhadli, že celková energie vyzářená erupcí dosáhla strašidelné hodnoty 1031 J, což je zhruba stomilionkrát více, než kolik se uvolní při obří erupci na Slunci! Z toho je zřejmé, že kdyby se někdy něco takového stalo na Slunci, rázem je zničen veškerý život na Zemi. (Naštěstí pro nás je Slunce ranějšího typu G2 V a osamělé, takže velmi pravděpodobně se chová mnohem odpovědněji.) B. Stelzer aj. popsali ovšem další gigantickou erupci u velmi chladného a lehkého trpaslíka LP 421-31 (dM8; 2,6 kK; <0,1 M☉; stáří 300 mil. r.; 15 pc), která během několika minut zvýšila jasnost objektu o 6 mag a dosáhla maximálního zářivého výkonu 3.1025 W.

L. Shamir a R. Nemiroff pozorovali podivný optický záblesk OT 060420 (v maximu 5 mag) v poloze 1340-1140 (Vir) dvěma kamerami na Cerro Pachón v Chile, jenž však nebyl spatřen na observatoři Cerro Paranal. Autoři se proto domnívají, že mohlo jít o meteor nebo odraz od družice či o průlet energetické spršky kosmického záření zemskou atmosférou.

G. Clayton aj. pořídili spektrum podivuhodného objektu V605 Aql, který je centrální hvězdou planetární mlhoviny A58 a byl klasifikován jako nova, jež vzplanula v r. 1919. Současná teplota hvězdy dosahuje plných 95 kK, zatímco v r. 1921 měla jen 5 kK. Autoři proto soudí, že jde o projev tepelného impulsu při závěrečném héliovém záblesku ve slupce vývojově již velmi staré hvězdy, kterou z 55 % tvoří hélium a ze 40 % uhlík. Do stejné skupiny objektů autoři řadí také nedávný výbuch objektu Sakurai (V4334 Sgr).

Koncem února 2006 skončila dvouletá epizoda zjasnění mladé proměnné hvězdy V1647 Ori, která od r. 2004 osvětlovala tzv. McNeilovu mlhovinu. Podle infračervených pozorování P. Ábraháma aj. má zdroj záření průměr asi 7 AU a nejspíše jde o akreční disk kolem vznikající hvězdy, který se občas zjasní výbuchem, jenž pak zvolna odezní.

S. Ragland aj. využili interferometru IOTA v Arizoně se základnou o délce 38 k měření tvaru 56 blízkých hvězd na asymptotické větvi obrů. Ukázali, že téměř třetina z nich nemá kruhové kotoučky v infračerveném spektrálním pásmu H; zejména všechny miridy jsou nesouměrné a silně ztrácejí hmotu tempem 10-7 – 10-5 M☉/r.

T. Rjabčikovová aj. shrnuli údaje o chemicky pekuliárních hvězdách se silným magnetickým polem. Od r. 1960 se podařilo objevit celkem 47 hvězd se Zeemanovým rozštěpem spektrálních čar a určit tak indukci příslušných magnetických polí v rozmezí od 0,3 – 3,4 T. Tyto hvězdy vesměs rotují velmi pomalu s periodami několik měsíců až let. O. Kochukhov a S. Bagnuolo zkoumali 150 chemicky pekuliárních hvězd, jejichž trigonometrické vzdálenosti jsou známy díky družici HIPPARCOS. Objevili tak kruhovou polarizaci pro 100 z nich, čímž rozšířili počet magnetických hvězd tohoto typu na dvojnásobek a určili jejich polohu v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Ukázali, že indukce magnetického pole hvězd roste s jejich hmotností a stářím, zatímco rotační periody chemicky pekuliárních hvězd se během doby zkracují. C. Cowley aj. našli zatím největší přebytek rtuti pro chemicky pekuliární hvězdu HD 65949, která je členkou otevřené hvězdokupy NGC 2516. Při teplotě 14 kK hvězda obsahuje v atmosféře početné čáry těžších prvků od síry po železo a dále vzácné zeminy a drahé kovy. Stáří hvězdy odhadli na 160 mil. let.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

N. Soker aj. polemizovali s domněnkou, že podivuhodné tvary planetárních mlhovin jsou způsobeny magnetickým polem. Autoři totiž soudí, že indukce magnetických polí mateřských hvězd na to prostě nestačí a za komplikované tvary mlhovin vděčíme neviditelným průvodcům mateřské hvězdy. Původní domněnku však vzápětí obhajovali W. Vlemmings aj., kteří poukázali, že jedině magnetickým polem lze vysvětlit až 1 tis. AU dlouhé usměrněné rádiové výtrysky, pozorované u červených obrů, kteří se právě proměňují na planetární mlhoviny.

T. Ueata aj. porovnali dva snímky známé planetární mlhoviny „Vajíčko“ (V1610 Cyg) pořízené HST v intervalu 5,5 roku. Určili tak rychlost rozpínání mlhoviny 45 km/s a odtud i vzdálenost 420 pc. Centrální hvězda má hmotnost 0,6 M☉ a svítivost 3,3 kL☉, takže větší část původní hmotnosti hvězdy (1,8 M☉) se nachází v plynné obálce. Pozorované „laloky“ vajíčka jsou skloněny k rovině oblohy o 8° a jejich špičky jsou urychlovány rázovou vlnou, takže zdánlivě bipolární laloky jsou výsledkem kombinace mnoha výtrysků s různými sklony. Hvězda ztrácí hmotu fantasticky rychle tempem 4.10-3 M☉/r.

C. Hsia aj. vysvětlili bipolární strukturu mladé planetární mlhoviny Hubble 12 („Přesýpací hodiny“) tím, že centrálním objektem mlhoviny je dvojhvězda. Primární složka má hmotnost 0,6 M☉, kdežto sekundární <0,44 M☉. Obíhají kolem sebe v periodě 3,4 h ve vzájemné vzdálenosti 8 mil. km. Jelikož podvojnost hvězd v rozmezí původních hmotností 0,8 – 8 M☉ je častá, lze podle názoru autorů vysvětlit podobně existenci i ostatních bipolárních planetárních mlhovin. N. Soker porovnal četnost planetárních mlhovin a bílých trpaslíků a jelikož planetárních mlhovin je patrně třikrát méně než bílých trpaslíků, usoudil, že osamělé hvězdy planetární mlhoviny ve skutečnosti netvoří, takže dvojhvězdnost je nutnou podmínkou pro vznik planetární mlhoviny.

L. Guzmán aj. určili metodou rozpínání rádiové mlhoviny vzdálenost planetární mlhoviny M2-43 v souhvězdí Hada, a to pomocí interferometrických měření anténní soustavou VLA během 4 let. Z tempa rozpínání 0,0006’/r vyšla vzdálenost mlhoviny (6,9 ±1,5) kpc, což je současně rekord vzdálenosti pomocí této metody, jíž lze využít pro kalibraci jiných metod určování vzdáleností planetárních mlhovin.

P. Dobbie aj. snesli přesvědčivé astrometrické a spektroskopické důkazy, že mimořádně hmotný bílý trpaslík GD50 (>1,1 M☉) s vodíkovou slupkou vznikl zároveň s otevřenou hvězdokupou Plejády před cca 125 mil. lety. Při stáří bílého trpaslíka odvozeném z jeho vychládání (60 mil. roků) mohl mít jeho osamělý předchůdce hmotnost kolem 6 M☉. Autoři se proto domnívají, že většina hmotných (>0,8M☉) bílých trpaslíků vzniká rovnou z osamělých hvězd, nikoliv splynutím dvou bílých trpaslíků o hmotnostech kolem 0,6 M☉ v těsné dvojhvězdě, jak se myslelo dosud.

A. Kawka aj. spočítali parametry bílého trpaslíka LP 400-22 (430 pc) z ultrafialové a optické fotometrie pomocí družice GALEX. Trpaslík o efektivní teplotě jen 11 kK a průměrné hustotě 2milionkrát vyšší než je hustota vody v pozemských podmínkách vyniká mimořádně nízkou hmotností 0,17 M☉ a jednou z největších tangenciálních rychlostí přes 400 km/s. M. Barstow aj. využili snímků HST k přesnějšímu určení teploty a hmotnosti bílého trpaslíka Siria B. Jeho efektivní teplota dosahuje 25 kK a hmotnost 0,98 M☉.

Se zajímavou historickou poznámkou o tzv. Chandrasekharově mezi pro hmotnost bílých trpaslíků přišel E. Blackman. Jak známo, americký astrofyzik indického původu S. Chandrasekhar obdržel zejména za objev této horní meze pro hmotnosti elektronově degenerovaných bílých trpaslíků v r. 1983 Nobelovu cenu za fyziku, když svou práci na toto téma publikoval jako jednadvacetiletý (!) v r. 1931, takže mezi publikací a oceněním uplynulo rekordních 52 roků! Tuto mez hmotnosti však už před ním odvodili fyzikálně správně a nezávisle Wilhelm Anderson z Tartu v r. 1929 a Edmund Stoner z Leedsu v r. 1930, jenže číselné hodnoty pro mez v jejich studiích byly o pětinu chybné, protože používali starších nepřesných údajů pro hustoty standardních hvězd.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

Rychlá spektroskopická přehlídka supernov, objevených během fotometrické přehlídky SDSS, vykonaná pomocí obřích 4 – 10m dalekohledů, dala zajímavou statistiku o četnosti supernov různých tříd pro červené posuvy z v rozmezí 0,04 – 0,4. S převahou nejvíce bylo supernov třídy Ia - 130. S velkým odstupem se na druhém místě ocitlo 11 supernov třídy SN II, následovaných 6 supernovami třídy Ib/c. L. Strolger a A. Riess využili kamer NICMOS a ACS HST k dosud nejhlubší přehlídce supernov s červeným posuvem z<2,0 v oblasti souhvězdí Chemické pece (Fornax). Přehlídka trvala 5 měsíců a jejím hlavním výsledkem je zjištění, že mezi 4 nalezenými supernovami se z>1,4 chybějí supernovy třídy Ia, čili že v prvních 4 mld. let vesmíru nestačili žádní bílí trpaslíci ještě vybuchnout. F. Mannucci aj. soudí, že ve skutečnosti existují dvě populace předchůdců supernov třídy Ia. První populace vybuchuje velmi rychle již asi 100 mil. roků po vzniku I. generace hvězd, zatímco druhá populace, založená na dodávání vodíku na povrch žhavých bílých trpaslíků, začíná vybuchovat teprve 3 mld. let po velkém třesku.

C. Badenes aj. využili rentgenových pozorování družicemi Chandra a Newton ke zpřesnění parametrů Tychonovy supernovy (Cas; třída Ia; 2,6 kpc) z r. 1572. Kinetickou energii výbuchu odhadli na 1,2.1044 J a podíl hmotností prvků, které byly při výbuchu rozmetány do okolí, určili v jednotkách M☉ takto: Fe - 0,80; Si - 0,17; S - 0,13; C - 0,12; O - 0,12; Ca - 0,04; Ar - 0,03.

F. Velásques aj. odvodili z pozorování i teorie, že předchůdce Keplerovy supernovy (Oph; třída Ia, 6 kpc) z r. 1604 ztrácel před explozí hmotu tempem 5.10-5 M☉/r. Počáteční energie exploze dosáhla bezmála 1044 J a vyvržená hmota úhrnem 1,4 – 2,5 M☉. Rentgenové záření SNR klesá o 0,3 %/rok. Z toho plyne, že šlo nejspíš o supernovu třídy Ia. D. Howell aj. uveřejnili výsledky pozorování mimořádně svítivé supernovy třídy Ia 2003fg, která vzplanula koncem dubna 2003 a v maximu dosáhla 20,5 mag. Při červeném posuvu z = 0,24 (d = 1,2 Gpc) to odpovídá absolutní hvězdné velikosti -19,94 mag, což z ní činí jednu z nejsvítivější supernov v dějinách astronomie. Za to přímo vděčí rekordnímu množství izotopu 56Ni, dosahujícímu 1,3 M☉. Nepřímým důkazem je také naprosto neuvěřitelná hmotnost bílého trpaslíka: 2,1 M☉. Podle D. Branche lze tuto vysokou hmotnost objasnit předpokladem velmi rychlé rotace bílého trpaslíka v době před výbuchem, takže odstředivá síla na povrchu bránila zahájení překotné termonukleární reakce při dosažení Chandrasekharovy meze jeho hmotnosti. Podle výpočtů M. Kuhlena aj. začíná výbuch supernov Ia překotným hořením uhlíku v nitru bílého trpaslíka již celé století před dosažením Chandrasekharovy meze. X. Wang aj. odvodili na základě vzorku 109 supernov třídy Ia pro z<0,1 , že průměrná absolutní bolometrická hvězdná velikost této třídy činí -19,33 mag.

K. Takács a J. Vinkó odhadli hmotnost předchůdce supernovy 2005cs, která vzplanula ve známé spirální galaxii M51 (CVn). Zásluhou archivních snímků galaxie pomocí ACS HST se totiž podařilo odhadnout spektrum předchůdce K3-M4 I a odtud vyplývá jednak vzdálenost galaxie (7 ±2) Mpc a jednak hmotnost předchůdce 9 M☉. Výbuch se odehrál rychlostí jen 2 tis. km/s a vyvrženo bylo 8 M☉, z toho jen 0,01 M☉ izotopu 56Ni. Není divu, že také absolutní hvězdná velikost v maximu supernovy dosáhla jen -15 mag a celková uvolněná energie jen 2.1043 J. Identifikací červeného veleobra na snímcích HST se zabývali W. Li aj. Nejlepší pozemní pozici supernovy s přesností 0,04’ dostali z pozorování CFHT a snímky z HST dosáhly přesnosti v poloze 0,005’. Hmotnost veleobra odhadli na (10 ±3) M☉. Ačkoliv od r. 1885 bylo pozorováno přes 3 tis. supernov, jenom v šesti případech (1987A, 1993J, 1999ev, 2003gd, 2004et a 2005cs - vesměs supernov třídy II) víme, jak vypadali předchůdci. Zdá se, že typičtí předchůdci mají hmotnosti v rozmezí 8 – 20 M☉.

S. Park aj. konstatovali dramatické zjasňování SNR 1987A v 17. roce po explozi, jež je způsobeno setkáním rázové vlny z vlastního výbuchu s hustým cirkumstelárním plynem. Podle P. Gröningssona aj. se v rozpínajícím se prstenu o rychlosti 350 km/s nyní pozorují typické zakázané koronální čáry až 13krát ionizovaného železa, jejichž intenzity vzrostly během r. 2005 dvacetkrát (!). Teplota horkých skvrn v plazmatu dosáhla 2 MK. Podle infračervených pozorování P. Boucheta aj. dalekohledy SST a Gemini se na konci 17. roku po výbuchu objevil v rovníkovém prstenu SNR 1987 A silikátový prach o teplotě 166 K a celkové hmotnosti 3.10-6 M☉. Prostorová hustota prachu je však třicetkrát nižší než tomu běžně bývá v interstelárním prostředí, takže byl výbuchem supernovy pravděpodobně vymeten. Doprovázející plyn je však ohříván rentgenovým plazmatem na teploty až 10 MK. Podle F. Haberla aj. rostlo rentgenové záření SNR lineárně až do času 11 roků po explozi; od té doby je jeho růst exponenciální. Hmotnost ozářené hmoty odhadli na 0,45 M☉.

S. van Dyk aj. pozorovali kamerou ACS světelnou ozvěnu po výbuchu supernovy 2003gd v galaxii NGC 628. Vzdálenost takto odvozená je o 2 Mpc menší, než dosud udávaná hodnota 9 Mpc. Z toho pak vyplývá, že předchůdce supernovy měl hmotnost na spodní hranici pro supernovy třídy II-P, tj. 8 M☉. P. Young aj. odhadli hmotnost SNR Cas A na 15 – 25 M☉. Velmi hmotná hvězda měla podle jejich názoru průvodce, jenž ji připravil o vodíkovou obálku ještě před výbuchem supernovy. E. Vinjajkin potvrdil předpověď I. Šklovského z r. 1960, že radiový tok od SNR Cas A musí měřitelně klesat s časem. Souvislá měření radioteleskopy na frekvencích 38 – 152 MHz v letech 1956-2004 ukázala na roční pokles toků v rozmezí 0,8 – 0,9 %. R. Fesen aj. využili podrobností na snímcích ACS HST, pořízených během 9 měsíců v r. 2004, k určení tvaru a stáří SNR Cas A za předpokladu její vzdálenosti 3,4 kpc. Vlastní pohyby více než 1 800 uzlíků v mlhovině dosahují 5,5 – 14,5 tis. km/s. To svědčí o výrazné nesouměrnosti rozpínající se mlhoviny, která má zřetelně bipolární tvar dvou dominantních protilehlých hlavních výtrysků o rychlostech 14 tis km/s. Odtud vyplývá pravděpodobné datum výbuchu supernovy (1681 ±19) roků.

Podle K. Meady aj. proběhl nesouměrně také výbuch hypernovy 1998bw, jenž souvisel se vzplanutím GRB 980425, při němž byla do prostoru vyvržena hmota 10 M☉, z toho 0,4 M☉ v podobě 56Ni, a kdy celková energie uvolněná výbuchem dosáhla 2.1045 J. Dalším takovým případem je hypernova třídy Ic 2003lw (z = 0,1), která souvisela se vzplanutím GRB 031203. Podle P. Mazzaliho aj. proběhl výbuch mimoosově, když předchůdce měl hmotnost 45 M☉ a při výbuchu se rozmetalo do prostoru 13 M☉; z toho 0,55 M☉ v podobě 56Ni. Jelikož tato hypernova byla o 0,3 mag jasnější než předešlá, není divu, že také celková uvolněná energie byla ještě vyšší (6.1045 J).

Jak uvedli D. Leonard aj., důkazů o nesouměrných výbuších supernov stále přibývá. Svědčí o tom nepřímo především pozorované vysoké prostorové rychlosti rádiových pulsarů, ale nyní i přímé důkazy díky měření profilů a polarizace emisních spektrálních čar těsně po výbuchu. Náhlé zvýšení polarizace brzy po začátku exploze supernovy autoři zpozorovali např. u supernovy 2004dj, která vzplanula v galaxii NGC 2403 ve vzdálenosti 3 Mpc od Slunce. Předchůdce supernovy měl hmotnost asi 12 M☉ a výbuch odpovídá třídě II-P, o níž se předtím soudilo, že by měla mít sféricky souměrný výbuch. V tomto konkrétním případě polarizace v čarách vzrostla až 90 dnů po vlastním výbuchu.

Podle A. Burrowse aj. příčinou nesouměrnosti jsou procesy, které vedou k samotnému výbuchu supernovy. Počáteční rázovou vlnu, které je příčinou výbuchu hvězdy, totiž tvoří převážně neutrina, která předávají vnitřním vrstvám hvězdy příliš málo energie, než aby hvězda vybuchla. Když je však centrální hustá neutronová pecka budoucí supernovy stále intenzivněji bombardována částicemi volně padajících vnějších vrstev hvězdy, rozkmitá se a to vede ke zvukovým rázovým vlnám, jež jsou v prvních 50 milisekundách po svém vzniku kulově souměrné a začínají regulovat další akreci hmoty na neutronovou pecku. Souměrnost se však v následující 0,5 s silně poruší a rostoucí oscilace neutronové pecky nakonec vyvolají zcela nesouměrný výbuch supernovy, což mimo jiné vede k velký prostorovým rychlostem pulsarů >400 km/s, jak ukázali C. Fryer a A. Kusenko. Podle J. Craiga Wheelera mohou tyto zvukové vlny vznikat také pomocí silných magnetických polí na povrchu neutronové pecky.

J. Albert aj. objevili pomocí aparatury MAGIC záření gama o energiích 0,4 – 10 TeV, přicházející od zdroje HESS J1813-178, jenž souvisí se SNR G 12.82-0.02 (Sgr), a od zdroje HESS J1834-087, kterému odpovídá SNR G23.3-0.3 (W41). F. Aharonian aj. zkoumali morfologii SNR RX J1713-39 v pásmu energií 0,19 – 40 TeV pomocí aparatury HESS. Zjistili, že emise záření gama je rozprostřena po celém optickém obrazu SNR a jeho intenzita věrně kopíruje intenzitu rentgenového snímku mlhoviny. A. De Luca aj. objevili pomocí družice Newton výraznou periodickou proměnnost rentgenového záření SNR RCW 103 (3,3 kpc; stáří 2 tis. r.) s periodou 6,7 h. Jde-li skutečně o orbitální periodu, tak to znamená, že výbuch supernovy přežil průvodce - trpaslík třídy M, jenž nyní obíhá neutronovou hvězdu po silně protáhlé dráze. Naopak, pokud jde o izolovanou neutronovou hvězdu, šlo by o rotační periodu hvězdy s extrémně silným magnetickým polem (magnetar), jejíž rotace se zbrzdila interakcí s mohutným akrečním diskem. Obě vysvětlení jsou však značně přitažená za vlasy, protože vyžadují speciální podmínky vzniku a vývoje objektu.

R. Yamazaki aj. ukázali, že emise tvrdého rentgenového a gama záření v SNR starých řádově stovky tis. roků se dá dobře vysvětlit urychlenými protony a jejich interakcí v mlhovině kolem supernovy, popř. v obřích molekulových mračnech v jejím okolí. Jde tedy o hadronové procesy, doprovázené rozpady na piony a synchrotronovým zářením sekundárně vznikajících elektronů. Pro stáří SNR kolem 1 mil. roků však tyto procesy už výrazně slábnou a zejména paprsků gama s energiemi řádu TeV rychle ubývá.

C. Heiles konstatoval, že dosavadní generální katalog 265 SNR, jenž se většinou opírá o rádiové identifikace zdrojů, je jednostranný a tudíž neúplný. Rádiové záření různých supernov se totiž liší svým výkonem až o dva řády, a nikdo neví, proč tomu tak je. Bubliny horkého plynu v okolí SNR se mohou překrývat - tak např. ve velebublině Ori-Eri ve vzdálenosti 4 kpc od jádra Galaxie zřejmě vybuchlo na 100 supernov. Ve skutečnosti je na obloze alespoň o řád více SNR, než kolik jich máme v katalogu, což znamená, že během existence Země a sluneční soustavy vybuchlo ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce několik desítek supernov. Každý tak blízký výbuch ovlivnil přinejmenším atmosféru Země po dobu desítek roků, kdy nastala prudká destrukce ozónu a kdy se významně zvýšil příliv kosmického záření na Zemi. To nutně vyvolalo výrazné biologické efekty a globální klimatické změny. I. Šklovskij dokonce usuzoval, že nárůst radioaktivního záření v takových epizodách mohl vést k reakcím, které vyvolaly vznik života na Zemi, anebo později vznik nových druhů.

3.2. Rádiové pulsary

J. Hessels aj. nalezli při rádiové přehlídce kulové hvězdokupy Terzan 5 (Sgr; vzdálenost 8,6 kpc) 100m radioteleskopem GBT milisekundový pulsar PSR J1748-2446ad s rekordně krátkou impulsní periodou 1,40 ms (předešlý rekord držel od r. 1982 první objevený milisekundový pulsar B1937+21 s periodou 1,56 ms). Rozluštění vlastností pulsaru trvalo dva roky od vlastního objevu, protože se ukázalo, že po 40 % oběžné doby je pulsar zakryt svým průvodcem. Pulsar o hmotnosti asi 1,4 M☉ má totiž za průvodce bílého trpaslíka o minimální hmotnosti 0,14 M☉, který kolem pulsaru obíhá v periodě 1,1 d po kruhové dráze ve vzdálenosti 330 tis. km. Vysoká rotační rychlost svědčí o tom, že příslušná neutronová hvězda má průměr menší než 30 km. Celá soustava je starší než 25 mil. roků. Hvězdokupa Terzan 5 vyniká rekordním počtem 33 milisekundových pulsarů a podle autorů práce není vyloučeno, že existují pulsary s ještě kratší rotační periodou, což by dalo ostřejší meze pro stavovou rovnici neutronových hvězd.

D. Lorimer aj. objevili při přehlídce 300m radioteleskopem v Arecibu binární pulsar J1906+0746 (Aql; vzdálenost 5,4 kpc; zářivý výkon 3.1028 W; stáří 110 tis. r.) s oběžnou periodou 4,0 h a výstředností dráhy 0,085. Pulsar sám má impulsní periodu 0,14 s, jež se prodlužuje relativní rychlostí 2.10-14. Oběžná perioda se však díky gravitačnímu vyzařování soustavy zkracuje a obě složky soustavy splynou přibližně za 300 mil. roků. Při úhrnné hmotnosti soustavy 2,6 M☉ lze v profilu impulsu pozorovat geodetickou precesi vyplývající z obecné teorie relativity a také rekordně velké relativistické stáčení periastra 7,6°/rok!

F. Camilo aj. našli na frekvenci 1,4 GHz rádiové záření mladého pulsaru PSR J1833-103 v pozůstatku po supernově SNR G21.5-0.9, která vzplanula přibližně před tisícem let. Impulsní perioda pulsaru činí 0,062 s a prodlužuje se relativním tempem 2.10-13, takže počáteční rotační perioda pulsaru byla asi 0,055 s. To znamená, že zářivý výkon pulsaru vzdáleného od nás 4,7 kpc dosahuje plných 3.1030 W, což je druhá nejvyšší hodnota po známém pulsaru v Krabí mlhovině. Pulsar se podařilo rovněž ztotožnit s rentgenovým zdrojem v katalogu družice Chandra.

G. Bassi aj. oznámili, že binární milisekundový pulsar PSR J0751+1807 o stáří plných 5 mld. roků má za průvodce mimořádně chladného bílého trpaslíka o povrchové teplotě jen 4 kK. M. Chernyakova aj. využili družic Newton, BeppoSAX a ASCA ke sledování změn rentgenového toku od binárního pulsaru PSR B1259-63 během roku 2004, kdy pulsar procházel periastrem své dráhy s periodou 3,4 roku kolem hlavní složky soustavy, jíž je hmotná hvězda typu Be. Již 100 dnů před průchodem rostl tok záření gama v pásmu TeV, což se dá vysvětlit interakcí hvězdného větru pulsaru s cirkumstelárním diskem hvězdy Be, jímž během oběhu pulsar prochází dvakrát pod relativním sklonem 70°. Vítr pulsaru přitom také intenzívně interaguje se silným hvězdným větrem hvězdy Be. Jak uvedli D. Horns aj., již u tří pulsarů bylo díky aparatuře HESS objeveno jaderné záření gama s energiemi 0,1 – 65 TeV. Na příkladu pulsaru PSR B0833-45 (Vela X; vzdálenost 290 pc) ukázali, že pulsar je zdrojem mocného hvězdného větru, který obsahuje i ultrarelativistické protony nebo ionty, které jsou příčinou vzniku záření gama díky synchrotronovému mechanismu a inverznímu Comptonovu jevu. Pro zmíněný pulsar činí úhrnný zářivý výkon v pásmu TeV asi 1026 W, čemuž odpovídá úhrnná energie ultrarelativistických protonů 1042 J!

Další pekuliární pulsar B1931+24 (Vul; vzdálenost 4,6 kpc) objevili M. Kramer aj. pomocí 76m Lovellova radioteleskopu po 160 dnech soustavného sledování. Pulsar o impulsní periodě 0,8 s je totiž rádiově pozorovatelný vždy jen po dobu 5 – 10 dnů, kdy se jeho perioda rychle zkracuje. Pak následuje zhruba měsíční přestávka a pak se pulsar ohlásí znovu. Podle názoru autorů to podporuje klasický Goldreichův a Julianův model z r. 1969, kdy v rychle rotující atmosféře pulsaru vznikají silné elektrické proudy, které urychlují nabité částice na relativistické rychlosti ve hvězdném větru. Vítr pak dokáže brzdit rotaci mateřské neutronové hvězdy díky jejímu extrémně silnému magnetickému poli o indukci až 450 MT.

Podrobnosti připojil známý holandský teoretik E. van den Heuvel, který připomněl, že neutronová hvězda v zásadě drží pohromadě vlastní gravitací. (Na povrchu neutronové hvězdy je tíže stomiliardkrát vyšší než na povrchu Země!). Neutronová hvězda je obklopena tenkou kůrou, tvořenou mřížkou atomových jader a volných elektronů, což znamená, že je elektricky vysoce vodivá. Jelikož osa magnetického dipólu neutronové hvězdy bývá skloněná k ose rotační, tečou v kůře mimořádně silné elektrické proudy. Příslušná silná elektrická pole vytrhují z kůry nabité částice, které přitom vydávají silné záření gama, interagující s magnetickým polem, čímž vznikají laviny párů pozitron-elektron.

O extrémních podmínkách v magnetosféře neutronové hvězdy svědčí okolnost, že elektrony jsou urychleny na relativistické energie na dráze dlouhé jen několik centimetrů! Elektrický proud poblíž pólů magnetického pole vytváří v polárních čepičkách dva protilehlé svazky rádiových vln, které pulsar prozradí na dálku. Rádiové výtrysky však brzdí rotaci neutronové hvězdy třením o magnetické siločáry, jak ostatně potvrzují všechna pozorování pulsarů. Známé rádiové pulsary mají pulsní periody vesměs kratší než 8 s, takže celý fenomén pulsaru ustává asi 10 mil. roků po vzniku příslušné neutronové hvězdy tehdy, když magnetické pole neutronové hvězdy zeslábne natolik, že už nedokáže vytrhávat nabité částice z její kůry. Odtud lze odhadnout, že jen v naší Galaxii se dnes nachází na miliardu mrtvých pulsarů.

A. Kuzmin a A. Jeršov využili radioteleskopu BSA v Puščinu k soustavnému sledování pulsaru PSR 0656+14 na frekvenci 112 MHz. Zjistili přitom, že zhruba každý 3000. impuls dosahuje rádiového výkonu až 120 Jy, tj. je více než o dva řády mohutnější než běžné impulsy. To pak odpovídá 630krát vyšší hustotě energie u ústí rádiového svazku na magnetických pólech neutronové hvězdy. Obří impulsy jsou však 6krát kratší než standardní. V současné době jsou známy již čtyři pulsary tohoto typu, avšak žádný z nich nejeví známky mimořádně silných magnetických polí na povrchu neutronové hvězdy, takže mechanismus vzniku obřích impulsů je zatím zcela nepochopitelný.

M. McLaughlinová aj. odhalili při soustavném pozorování pulsarů zcela nový typ přechodných rádiových zdrojů, který pojmenovali zkratkou RRAT (z angl. Rotating RAdio Transients - rotující rádiové přechodné zdroje). Jejich zvláštností je jednak velmi krátké trvání záblesků v intervalu 2 – 30 ms, ale též přechodný charakter signálů, které byly zaznamenány v průměru jen po dobu 1 sekundy denně! Proto byly objeveny teprve nyní. Za 150 dnů vytrvalých měření se autorům podařilo najít radioteleskopy v Manchesteru a v Parkesu 11 RRATů, jejichž skutečná rekurence je však kratší: od 4 min do 3 h. Odtud se též podařilo odvodit rotační periody objektů v rozmezí 0,4 – 6,8 s. Autoři se domnívají, že jde o osamělé rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem cca 5 GT, jichž je v Galaxii alespoň čtyřikrát více než klasických rádiových pulsarů!

V. Gvaramadze se zabýval historií pulsaru PSR J0538+2817 (Tau), jenž byl už dříve ztotožněn s difúzním pozůstatkem po supernově S 147 a z rozdílů poloh obou objektů bylo určeno jeho kinematické stáří 30 tis. roků. To je však podstatně nižší než charakteristické stáří, určené z tempa brzdění rotace pulsaru na 600 tis. roků. Tento rozpor autor vysvětluje tím, že ve skutečnosti šlo o soustavu hmotné těsné dvojhvězdy, v níž před 600 tis. lety vybuchla 1. supernova, jejímž pozůstatkem je zmíněný pulsar. Druhá složka byla hvězdou Wolfovou-Rayetovou, která vybuchla před 30 tis. lety uvnitř rozsáhlé plynné slupky a dvojhvězdu přitom rozbila. Příslušná 2. supernova se nachází v centru S 147, ale jako pulsar ji nevidíme, protože nás její rádiové svazky míjejí.

C. Ng a R. Romani měřili pomocí HST po dobu 6 roků polohu optického protějšku pulsaru v Krabí mlhovině PSR 0531+21 a upřesnili tak velikost jeho úhlového vlastního pohybu na 15 milivteřin za rok i jeho směr, který svírá úhel 26° s osou souměrnosti hvězdného větru pulsaru. To svědčí podle S. Johnstona aj. o tom, že nesouměrný výbuch supernovy přispívá k výraznému zvýšení prostorové rychlosti vznikající neutronové hvězdy, neboť podobně i pulsar PSR 0833-45 (Vel; vzdálenost 460 pc) letí ve směru polárního výtrysku neutronové hvězdy. Z měření polarizace záření 20 pulsarů vyplývá, že takto se chová plná polovina měřených pulsarů. Příčinou nesouměrného výbuchu supernov jsou podle A. Burrowse aj. zvukové vlny, které vznikají během půl sekundy po začátku katastrofického gravitačního hroucení hmotné hvězdy na neutronovou „pecku“ uprostřed. Jelikož je pecka nestlačitelná, bombardování jejího povrchu materiálem, který se na ni řítí rychlostí blízkou rychlosti světla, vyvolá akustické vibrace, které rozkmitají postupně celou hvězdu a ohřejí její vnější vrstvy natolik, že dojde k výrazně nesouměrnému výbuchu supernovy.

I. Stairsová aj. hledali možné vývojové scénáře pro proslulý relativistický dvojitý pulsar J0737-3039 AB (vzdálenost 520 pc), který vyniká také tím, že má mimořádně nízkou příčnou rychlost 10 km/s v hlavní rovině Galaxie. Autoři odtud usoudili, že mladší z obou pulsarů vznikl nestandardním postupem, protože hmotnost předchůdce činila jen 2 M☉. To také vysvětluje, proč se soustava obou pulsarů pohybuje prostorem tak pomalu. Výbuch druhé supernovy byl totiž patrně kulově souměrný a nevedl tedy k žádnému dramatickému „postrčení“ soustavy.

B. Jacoby aj. studovali v letech 1989-2001 pomocí radioteleskopu v Arecibu na frekvenci 430 MHz tři nejjasnější pulsary (zkrácené souřadnice pro všechny tři jsou 2127+11) v kulové hvězdokupě M15 (= NGC 7078), označené A (per. 111 ms), B (per. 56 ms) a C (per. 30,5 ms). Vlastní pohyby všech tří pulsarů 3,7 milivteřiny/rok se shodují s vlastním pohybem hvězdokupy, měřeným opticky. Nejzajímavějším z nich je zřejmě pulsar C s hmotností 1,358 M☉, neboť má svého průvodce - neutronovou hvězdu o hmotnosti 1,354 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 0,335 d ve střední vzdálenosti 756 tis. km po velmi výstředné dráze (e = 0,7). Následkem toho jde o soustavu se silnými efekty obecné teorie relativity, tj. především relativistickým stáčením periastra 4,5°/rok a zkracováním oběžné periody relativním tempem 4.10-12. Velikost obou efektů souhlasí s předpovědí teorie relativity na 3 %. Pulsar je starý asi 100 mil. roků a indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy dosahuje 1,2 MT.

A. Lomennová aj. měřili na dvou frekvencích pomocí 300m radioteleskopu v Arecibu po dobu 6 roků polohu osamělého milisekundového pulsaru PSR J0030+0451 (Psc/Cet; perioda 5 ms; vzdálenost 300 pc) a určili tak jeho úhlový vlastní pohyb 3,3 milivteřiny/rok. Tomu odpovídá příčná rychlost jen 8 – 17 km/s, což je jedna z nejnižších příčných rychlostí pro pulsary vůbec. Pulsar se přitom nachází daleko od hlavní roviny Galaxie v galaktické šířce -58° a patří k nejstarším (recyklovaným) pulsarům v Galaxii s charakteristickým stářím 7,8 mld. roků. Naproti tomu další blízký pulsar PSR B1929+10 (Aql; per. 0,23 s; vzdálenost 360 pc) vykazuje podle měření W. Beckera aj. pomocí radioteleskopu v Effelsbergu vysokou příčnou rychlost 177 km/s při charakteristickém stáří 3 mil. roků.

D. Lorimer aj. uveřejnili již šestou část rozsáhlé přehlídky pulsarů na observatoři v Parkesu, která probíhá na frekvenci 1,4 GHz v rovině Galaxie. Našli tak téměř 750 nových pulsarů a změřili dráhové parametry 13 binárních pulsarů. Autoři odtud odhadují, že na dnešní úrovni citlivosti radioteleskopů je v Galaxii možno odhalit na 30 tis. normálních rádiových pulsarů, takže s ohledem na efekt usměrnění svazku se v současné době v Galaxii nachází na 155 tis. aktivních pulsarů. Ty jsou jen průměrně koncentrovány k hlavní rovině Galaxie, protože jejich škálová výška (pokles četnosti pulsarů na polovinu) kolmo k rovině Galaxie činí plných 330 pc. Autorům odtud vychází vznik jednoho pulsaru v Galaxii v průměru každých 70 roků.

Podle V. Zavlina je v současné době rozpoznáno na 1 500 rádiových pulsarů, z toho přes 120 milisekundových s periodou kratší než 0,01 s. I. a O. Malovovi spočítali zářivé výkony 311 pulsarů s impulsními periodami nad 0,1 s a ukázali, že 88 % z nich má zářivé výkony v rozmezí 1020 – 1023 W. Pro soubor 27 krátkoperiodických pulsarů s periodami pod 0,1 s dostali rozmezí zářivých výkonů 1021 – 1024 W. Autoři odhadují celkový počet činných rádiových pulsarů v Galaxii na 300 tis., takže průměrně se v Galaxii rodí nový pulsar každé 3 roky (kde jsou ale všechny k tomu potřebné supernovy?? - pozn. jg).

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

J. Miller aj. se zabývali otázkou, jak vlastně v kompaktních objektech s vysokou gravitací na povrchu vzniká mocné elektromagnetické záření, které v těchto případech pozorujeme i na velké vzdálenosti. Má-li vzniknout toto záření, musí na kompaktní objekt (bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu, hvězdnou černou díru) spadnout nějaký materiál z obklopujícího akrečního disku. K tomu cíli je zapotřebí zmenšit moment hybnosti části akrečního disku, což se dá uskutečnit buď ztrátou jeho momentu hybnosti pomocí silného větru, anebo ztrátou jeho rotační energie magnetickým třením.

Autoři ukázali, že v případě mikrokvasaru J1655-40 se tak vskutku děje magnetickým třením. V dubnu 2005 totiž pozorovali pomocí družice Chandra v této soustavě, skládající se z černé díry o hmotnosti 7 M☉ a podobra sp. třídy F4 o hmotnosti 2,3 M☉, rentgenový výbuch, který posloužil ke snížení momentu hybnosti akrečního disku magnetocentrifugální silou. C. Foellmi aj. revidovali na základě spekter UVES VLT mikrokvasaru J1655-40 jeho vzdálenost od nás z 3,2 kpc na 1,7 kpc. Je dokonce možné, že tato hmotná rentgenová dvojhvězda s oběžnou periodou 2,6 d souvisí s otevřenou hvězdokupou NGC 6242, vzdálenou od nás jen 1,0 kpc. V tom případě by výtrysky z černé díry ve dvojhvězdě nebyly nadsvětelné a šlo by o jednu z nejbližších hvězdných černých děr vůbec.

M. Middleton aj. pozorovali pomocí družice RXTE rentgenové spektrum akrečního disku mikrokvasaru GRS 1915+105 (V1487 Aql; vzdálenost 12 kpc) , což je nejsvítivější akreční disk v naší Galaxii. Kolem mikrokvasaru, z něhož vyvěrají výtrysky o rychlosti až 92 % rychlosti světla, obíhá v periodě 33,5 dne hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 1,2 M☉. Pro mateřskou černou díru odtud vyšel bezrozměrný spin 0,7 (spin 1 odpovídá kritické rotační rychlosti dané černé díry; spin 0 nerotující černé díře). Rovněž ostatní hvězdné černé díry v naší Galaxii mají poměrně nízké spiny v rozmezí 0,1 – 0,8, takže přítok hmoty z akrečního disku by neměl být rozhodující pro rychlost jejich rotace - ta by byla primárně dána gravitačním hroucením, jelikož je důsledkem zákona zachování momentu hybnosti. Tomuto zjištění však odporuje výsledek práce J. McClintocka aj., kteří pro černou díru v mikrokvasaru 1915+105 dostali z pozorování spojitého rentgenového spektra minimální spin 0,98 a hmotnost 14 M☉. V intenzitě rentgenového záření byly objeveny kvaziperiodické oscilace s frekvencemi 41 – 166 Hz.

L. Lopezová aj. pozorovali pomocí družice Chandra spektrum proslulého mikrokvasaru SS 433 během zákrytu kompaktní složky o hmotnosti 20 M☉. To jim umožnilo identifikovat ve spektru rychlých (26 % rychlosti světla) výtrysků jaderné čáry prvků s vysokým protonovým číslem. Výtrysky vycházejí z nejbližšího okolí rotačních pólů černé díry a sahají do vzdálenosti 10 R☉ od ní, což představuje asi třetinu rozměru příslušného Rocheova laloku. Průvodce černé díry má hmotnost 35 M☉ a vyznačuje se silným hvězdným větrem.

M. Muno aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenový pulsar CXO J1647-4552 (Ara; impulsní perioda 11 s) v galaktické hvězdokupě Westerlund 1 (vzdálenost 5 kpc; stáří 4 mil. let). Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 3.1026 W, což znamená, že hmotnost pulsaru by měla být vyšší, než je minimální hmotnost hvězdné černé díry. Přesto se pulsar jeví jako neutronová hvězda o povrchové teplotě 5 MK, ačkoliv její předchůdce musel mít hmotnost kolem 40 M☉ a její poloměr vychází nesmyslně malý - pouhých 300 m!

T. Akgün aj. nalezli periodické variace impulsní periody 0,4 s pulsaru PSR B1828-11 v periodě přibližně 500 dnů. V téže periodě se také mění profil vlastního impulsu. Tím odhalili významnou precesi rotační osy neutronové hvězdy, což se projevuje měřitelnou změnou periody a tvaru impulsů díky tomu, že magnetická a rotační osa neutronové hvězdy svírají téměř přesně pravý úhel. S. Zane aj. porovnali polohy osamělé neutronové hvězdy RX J1605+3249 na snímcích HST z let 2001 a 2005 a odtud určili její vlastní pohyb 73 km/s a vzdálenost 100 pc.

L. Sidoli aj. pozorovali v letech 2003-05 ultrakompaktní rentgenovou dvojhvězdu 4U 1850-087 v kulové hvězdokupě NGC 6712 (vzdálenost 7 kpc) pomocí družice INTEGRAL v pásmu energií 2 – 100 keV. Těsná dvojhvězda se vyznačuje extrémně krátkou oběžnou dobou pouhých 21 min a její rentgenový zářivý výkon dosahuje obdivuhodných 1,5.1029 W. Hmotnost degenerované složky dvojhvězdy přitom činí jen 0,04 M☉. F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS periodické kolísání intenzity záření gama v pásmu TeV u rentgenové dvojhvězdy LS 5039, která patří mezi objekty s vysokými hmotnostmi složek, jež kolem sebe obíhají po výstředné dráze v periodě 3,9 dne. Z pozorování vyplývá, že záření vychází z okolí kompaktní složky až do vzdálenosti 1 AU od ní. Tato složka obíhá kolem rané hvězdy sp. třídy O6.5 V.

C. Ihmová aj. zkoumali výstřednosti oběžných drah těsných dvojhvězd, v nichž obě složky tvoří neutronové hvězdy. Očekávali, že statisticky budou v souboru převažovat soustavy s vysokou výstředností drah, protože výbuch každé supernovy by měl výstřednost oběžné dráhy zvýšit, pokud by soustavu úplně nerozložil. Ve skutečnosti však ve statistice převažují dvojhvězdy s malými výstřednostmi, což je naprosto nečekané. Z osmi dvojic je 5 tak těsných, že v dohledné době splynou, ale 3 jsou tak daleko od sebe, že k jejich splynutí během nejbližších 10 mld. let určitě nedojde. Vysokou výstřednost e = 0,7 vykazuje jen v odst. 3.2. zmíněná dvojice PSR B2127-11C v kulové hvězdokupě M15, kde však hraje hlavní roli dynamika husté hvězdokupy. Ještě vyšší výstřednost e = 0,83 vykazuje soustava J1811-1736 s oběžnou dobou složek 8,6 dne a velkou poloosou dráhy 8,6 R☉. Součet hmotností obou neutronových hvězd činí v tomto případě 2,6 M☉ a mladší složka má minimální hmotnost 0,9 M☉, takže v tomto případě se naplnil očekávaný scénář, tj. výbuch mladší složky způsobil rozvolnění gravitační vazby dvojhvězdy a je příčinou silně výstředné dráhy.

Q. Liu aj. uveřejnili 4. vydání katalogu rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností složek (HMXB), obsahující 114 objektů, objevených do konce září 2005. V 60 % případů jde o dvojhvězdy, obsahující jak degenerovanou rentgenovou složku, tak průvodce třídy Be; 32 % představují kombinace zhroucené rentgenové hvězdy a hmotného veleobra.

L. Kaper aj. využili spektrografu UVES VLT k empirickému určování hmotností neutronových hvězd. To má klíčový význam pro údaje o „měkkosti“ stavové rovnice pro neutronové hvězdy. Čím více je v takové hvězdě bosonů, tím je stavová rovnice měkčí a tím nižší je horní mez pro stabilní neutronovou hvězdu. Obecná teorie relativity dává naopak horní mez hmotnosti stabilních neutronových hvězd 3,2 M☉, kdežto minimální hmotnost vychází na pouhou 0,1 M☉, ale pokud hvězda obsahuje dost leptonů, stoupá spodní mez až na 1 M☉. Autoři zjistili, že nejnižší hmotnosti pro neutronové hvězdy odpovídají předchůdcům s hmotnostmi 8 – 14 M☉, kdežto předchůdci s hmotnostmi 14 – 19 M☉ skončí jako neutronové hvězdy s hmotnostmi 1,3 M☉. Ve skutečnosti alespoň dvě neutronové hvězdy mají vysoké hmotnosti: rentgenový pulsar Vela X-1 obsahuje neutronovou hvězdu s hmotností 1,9 M☉ a milisekundový pulsar J0751+1807 dokonce 2,1 M☉. Odtud plyne, že jejich předchůdci museli mít více než 19 M☉ a je otázka, proč neskončili rovnou jako černé díry - patrně k tomu dojde v budoucnosti po akreci další mezihvězdné látky nebo pohlcení hvězdného průvodce.

F. Özel aj. studovali pomocí družic RXTE, Exosat a Newton rentgenové spektrum dvojhvězdy s nízkou hmotností složek (LMXB) EXO 0748-676 vzdálenou od nás přes 9 kpc. Našli tak na povrchu neutronové hvězdy jaderné spektrální čáry kyslíku a železa posunuté díky gravitačnímu červenému posuvu. To jim umožnilo spočítat intenzitu gravitačního pole na povrchu hvězdy a odtud odvodit spodní meze pro její hmotnost (2,1 ±0,3) M☉ a poloměr (13,8 ±1,8) km. Těmito pozorováními se tedy již jednoznačně podařilo vyloučit měkké stavové rovnice pro neutronové hvězdy a tudíž i případnou existenci tzv. kvarkových hvězd. Neutronové hvězdy se tedy řídí konvenční stavovou rovnicí pro protony a neutrony. O poslední záchranu atraktivní myšlenky kvarkových hvězd se však postarali X. Zheng aj., když si vymysleli model hybridní neutronové hvězdy, která ma jádro z kvarkové látky a plášť z neutronů. Prý by se takové hybridy projevily existencí pulsarů se submilisekundovou periodou, což se ovšem zatím nezjistilo.

C. Ott aj. uvádějí, že železná jádra hmotných hvězd by měla před zhroucením na neutronovou hvězdu rotovat asi o 4 řády pomaleji než následně vzniklá neutronová hvězda. To znamená, že jejich rotační periody by neměly být kratší než 50 – 100 s (milisekundové pulsary vznikají až dodatečným roztočením neutronové hvězdy díky akreci materiálu z druhé složky dvojhvězdy). D. Barret aj. využili archivních dat družice RXTE k analýze údajů o kvaziperiodických oscilacích rentgenového záření pěti neutronových hvězd o nízké svítivosti v těsných rentgenových dvojhvězdách s přenosem hmoty na kompaktní složku. Zjistili, že toto rentgenové záření mizí ve výškách kolem 10 km nad povrchem neutronových hvězd, což je v souladu s relativistickým výpočtem poslední stabilní dráhy nad neutronovou hvězdou.

3.4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

K. Hurley aj. oznámili, že kosmická sonda Mars Odyssey získává od dubna 2001 cenné údaje o výskytu a poloze GRB. Za první čtyři roky činnosti zaznamenala již 275 GRB a několik magnetarů (SGR), což umožnilo určit jejich polohu na obloze s přesností na obl. minuty. Jak však připomněli G. Chinciarini aj., královnou v tomto oboru se stala družice Swift, jež zaznamená ročně vzplanutí asi stovky GRB, z nichž zhruba u 75 % získá údaje o rentgenových dosvitech. Odtud pak vyplývá, že průměrný GRB vyzáří během několika sekund energii až 1045 J, což odpovídá anihilaci 0,5 % M☉! A. Moretti aj. shrnuli údaje o přesnosti poloh rentgenových dosvitů, které Swift dodává do sítě internet. Z počáteční přesnosti na 6,5’ se postupem času podařilo tuto hodnotu zlepšit na 3,2’, což neobyčejně urychluje a usnadňuje následné optické identifikace.

R. Perna aj. poukázali na složitost světelných křivek GRB během vzplanutí gama a těsně po něm, jak vyplývá ze simultánních rentgenových a optických měření, jež se nyní často daří díky vynikající práci družice Swift. Ta dodává, jak známo, přesné polohy GRB s nepatrným zpožděním řádu sekund. Na tyto poplachy dokáží bleskově reagovat čím dál tím početnější a výkonnější robotické teleskopy na zemi. Jejich pozorování pak poukazují na společný původ komplexního průběhu světelných křivek pro krátké (SGRB; trvání pod 2 s; tvrdší energetické spektrum) i dlouhé (LGRB; trvání nad 2 s; měkčí energetické spektrum) záblesky gama. Autoři jej spatřují v silně akreujících discích kolem hvězdných černých děr. Disky se totiž ve větších vzdálenostech od černé díry rozpadají na menší úlomky a to vyvolává pozorovanou silnou proměnnost a sekundární vzplanutí na raných světelných křivkách.

B. Zhang aj. a J. Nousek aj. ukázali, že světelné křivky 27 GRB, pozorovaných od samého počátku vzplanutí, vykazují nejprve rychlý pokles s 3. až 5. mocninou uběhlého času, který se zhruba po 8 min zmírní na mocniny 0,5 až 1,0 a po necelých 3 h znovu prohloubí na mocniny 1,0 až 1,5. Přes tento spojitý pokles se překládají rentgenové záblesky, které jsou důkazem, že vnitřní zdroj celého úkazu dosud pracuje, byť již s nižší účinností. Počáteční velmi rychlý pokles je výsledkem pozorování chvostu emise od fotonů, letících šikmo vůči zornému paprsku. Zmírnění poklesu odpovídá fázi, v níž dominuje dopředná rázová vlna od vnitřního zdroje. Když toto vyzařování skončí, projeví se druhý zlom na světelné křivce. Celý úkaz probíhá při rychlostech materiálu blízkých rychlosti světla, takže zde bezděčně pozorujeme silné relativistické efekty.

Jak uvedl D. Giannios, P. O'Brien aj. a C. Pagani aj., patří právě zmíněné rentgenové záblesky na sestupné části světelné křivky GRB k významným objevům, o něž se družice Swift zasloužila. Podrobný průběh rentgenových světelných křivek vykazuje ihned po vzplanutí exponenciální pokles, který však po skončení výbuchu ve vnitřním zdroji přechází v pokles mocninný. Přes něj se však překládají krátké rentgenové záblesky, jež se pozorují jak u SGRB, tak i LGRB zhruba v polovině případů v intervalu od 1 minuty do 1 dne po vzplanutí GRB. Kromě doznívání činnosti vnitřního zdroje však je za jejich výskyt odpovědná i disipace magnetické energie během brzdění zmagnetizovaných zhustků vyvržených z centrálního zdroje v okolním prostředí.

L. Li a B. Paczynski našli pro 25 LGRB těsnou souvislost mezi proměnností optického dosvitu a maximální svítivostí LGRB. M. Suzuki a N. Kawai zjistili ze vzorku 52 GRB objevených družicemi BeppoSAX a HETE-2, že jejich celková izotropně vyzářená energie je úměrná svítivosti optického dosvitu. Převodní faktor účinnosti přitom činí 1 – 40 %. I z této statistiky vychází vyšší hodnoty Lorentzových faktorů L, tj. silně relativistické prostředí v nitru GRB. M. Lemoine a B. Revenu odhadli faktory L při vnitřní a vnější rázové vlně kolem GRB v rozmezí 2 – 60.

A. Zeh aj. uvedli, že do konce r. 2004 (před nástupem družice Swift) bylo rozpoznáno jen 16 optických dosvitů, jejichž jasnost zprvu klesala s časem lineárně, ale v čase (0,3 ±0,2) d docházelo ke zlomu a rychlejšímu poklesu přibližně s 2. mocninou uplynulého času. E. Liang a B. Zhang shromáždili všechny dostupné údaje o optických dosvitech od února 1997 do srpna 2005 a zjistili, že jasnosti dosvitů v době 24 h po vzplanutí GRB (časový interval byl přepočten na klidovou soustavu souřadnic) vykazují bimodální rozložení četnosti s maximálními zářivými výkony 1.1039 W a 5.1037 W, přičemž 75 % GRB patří do okolí prvního vrcholu. Do prvního souboru patří GRB s velkým rozptylem hodnot červeného posuvu, kdežto do druhého souboru převážně GRB se z < 1,1. Podle L. Navy aj. vyplývá z korelace mezi izotropní energií LGRB a odstupem času zlomu na světelné křivce výtrysku, kterou v r. 2005 odhalili rovněž Liang a Zhang, že z nitra GRB tryskají za sebou do prostoru „ohnivé kulky“, vystřelované do prostředí se silným hvězdným větrem.

O. Godet aj. sledovali pozdní rentgenová vzplanutí GRB 050421 v časech 110 a 154 s po vlastním záblesku gama. Přitom se v téže době nepodařilo najít žádný optický protějšek GRB; v 8. sekundě záblesku musel být slabší než 9 mag a v 67. sekundě slabší než 18 mag. To dle autorů znamená, že šlo o tzv. nahý GRB, kdy se v okolí vnitřního zdroje nenacházel žádný materiál, který by byl zábleskem excitován. Rentgenové záblesky zřejmě souvisejí s pozdní vnitřní rázovou vlnou ve zdroji.

Hned na počátku května 2005 pozorovali A. Falcone aj. mimořádně jasný rentgenový dosvit LGRB 050502B (Leo; 0930+17; trvání 17,5 s), jenž dosáhl maxima 500krát (!) vyššího než samotný rentgenový protějšek plných 13 min po vzplanutí gama. Několikaminutové rentgenové vzplanutí se navíc vyznačovalo velkou tvrdostí elektromagnetického spektra. To lze podle autorů objasnit jako jedinečnou reprízu aktivity vnitřního zdroje celého úkazu. Vzápětí podle C. Hurketta aj. pozorovala družice Swift LGRB 050505 (Leo; 0927+3016; z = 4,3), jehož vzplanutí gama trvalo 63 s a vyznačovalo se početnými kratičkými záblesky. V přepočtu na izotropní vyzařování uvolnil zdroj energii 4.1047 J a byl doprovázen neobvykle dlouhým (14 dnů!) rentgenovým dosvitem. Na rentgenové světelné křivce se podařilo zaznamenat dva ostré zlomy v časech 2,1 a 16,1 h po začátku vzplanutí, po nichž se vždy pokles jasnosti s časem zrychlil. Optický protějšek R = 9,2 mag pozorovala aparatura UVOT na Swiftu a a podle M. Jelínka aj. též španělský robotický teleskop BOOTES. Dosvit za pouhých 13 min po záblesku zeslábl na I = 18 mag a po 6,4 h na 20,5 mag. P. Wozniak aj. objevili pomocí robotického teleskopu RAPTOR opožděný optický záblesk u dlouhého GRB 060206 (CVn; 1332+35; trvání 7 s; z = 4,0), který se hodinu po vlastním vzplanutí gama během několika minut zjasnil na R = 16,4 mag.

Další případ divoké rentgenové světelné křivky popsali C. Paganiho aj. pro GRB 050607. Rentgenová vzplanutí ze Swiftu mají podle autorů vždy rychlejší náběh (až 25násobné zvýšení jasnosti během půl minuty) a povlovnější pokles. Spektrum vzplanutí bývá na počátku nejtvrdší a postupně měkne. Celé toto rentgenové „běsnění“ trvá maximálně něco přes 3 h a pak definitivně zaniká. X. Wang aj. považují obecně tato opožděná vzplanutí v pásmu energií GeV – TeV za důkaz prodloužené, resp. obnovené činnosti vnitřního zdroje GRB. To by mohlo pomoci rozlišit od sebe projevy vnitřní a vnější rázové vlny ve zdroji a fyzikální povahu celého úkazu, popř. i pravděpodobnou existenci silných magnetických polí u těchto typů GRB. Jako příklad uvádějí i pozorování už dříve objeveného zdroje GRB 940217.

L. Antonelli aj. dokázali pomocí VLT pozorovat optický dosvit GRB 050721 již 25 min po vzplanutí gama. Sestupné větve optické a rentgenové světelné křivky byly shodné až do času 1 den po vzplanutí GRB - v té době však došlo pouze v optickém oboru k výraznému zjasnění o 1,8 mag, což se zatím nezdařilo vysvětlit. VLT nenašel ani 2,5 měsíce po pohasnutí celého úkazu v daném směru žádnou galaxii do mezní magnitudy R = 25,8.

D. Wei aj. zaznamenali neobvykle svítivý optický protějšek u nejvzdálenějšího GRB 050904 (Psc; z = 6,3), který se objevil zároveň s maximem vzplanutí gama. GRB měl mimořádně dlouhé trvání v pásmu gama, tj. 225 s. Podle G. Cusumana aj. vzplanul tento GRB jen 900 mil. let po velkém třesku a jeho světelná křivka se nijak neliší od bližších GRB. Následný optický dosvit se dá nejlépe vysvětlit jako důsledek šíření pozdní vnitřní rázové vlny z centrálního zdroje. Y. Zou aj. popsali průběh rentgenové i optické světelné křivky od 86 s do 2,6 dnů po výbuchu GRB. Odtud usoudili na poměrně dlouhou aktivitu vnitřního zdroje výbuchu, která se projevila řadou rentgenových záblesků a uvolněním izotropní energie v oboru záření gama plných 3.1047 J! Podle jejich názoru jsou pozdější výtrysky ze zdroje rychlejší než výtrysky předešlé, takže se navzájem dohánějí a při srážkách vidíme rentgenové záblesky. D. Watsona aj. uvedli, že tento rekordně vzdálený GRB dosáhl v první minutě vzplanutí zářivého výkonu o plných 5 řádů (!) vyšší než stejně vzdálené kvasary. D. Frail aj. objevili díky aparatuře VLA rádiový dosvit GRB na frekvenci 8,5 GHz a s tokem 0,08 mJy počínaje 34. dnem po výbuchu. Odtud odvodili izotropní energii výbuchu na 1047 J a také vrcholový úhel výtrysku gama na 8°.

Kosmologické GRB lze tedy v principu nalézat až do červených posuvů z ≈ 20 za předpokladu, že v tak rané fázi vývoje vesmíru (200 mil. let po velkém třesku) již mohly existovat. V každém případě se výborně hodí ke studiu struktury vesmíru podél zorného paprsku, kdy nakrátko jako silné světlomety ozáří zezadu celou mezilehlou scénu. To nám umožňuje pozorovat v těchto rekordních dálavách i obyčejné galaxie, nejen svítivé kvasary. Jak uvedli N. Kawai aj., díky dosvitu téměř 24 mag se podařilo 3 dny po výbuchu určit chemické složení v této vzdálené zárodečné galaxii. Dostali tak první informaci o nenulové metalicitě velmi raného vesmíru, což znamená, že je skutečně pravděpodobné, že první hmotné hvězdy (populace III) vznikly již pár stovek mil. let po velkém třesku. Podle E. Ramíreze-Ruize aj. obrat v tempu rozpínání vesmíru (nové zrychlování) nastal při průměrné hodnotě z = 0,76 (zhruba před 7 mld. let).

V průběhu roku se díky výborné koordinaci mezi družicí Swift a pozemními robotickými teleskopy podařilo již vícekrát pozorovat optické protějšky GRB jen několik desítek sekund po vzplanutí gama; v některým případech v době, kdy vzplanutí gama ještě doznívalo. Podle D. Watsona aj. odtud mj. vyplývá, že celková vyzářená energie LGRB je víceméně konstantní a dosahuje hodnoty 1044 J. Mimořádným úspěchem této koordinace kosmických a pozemních pozorování se stala práce B. Penpraseho aj., když spektrografem HIRES u obřího Keckova dalekohledu zvládli již hodinu po GRB 051111 (Peg; 2312+1822; z = 1,5) pořídit vysokodisperzní spektra optického dosvitu. Z nich dokázali především určit hodnotu kosmologického červeného posuvu objektu s přesností lepší než 0,1 promile, ale také mezilehlé absorpční čáry s červenými posuvy z = 1,19 a 0,83. Ve spektru dosvitu objevili neutrální i jednou a dvakrát ionizované čáry Mg, Mn, Cr, Fe, Zn, Al, Si a Ni. Podobně D. Lazzati aj. získali kvalitní optická spektra dosvitu GRB 021004 (z = 2,33) s modrými křídly absorpčních čar, odpovídajícími rozpínání plynu rychlostmi přes 3 tis. km/s. Celkem tak pozorovali šest absorpčních systémů s červenými posuvy z > 2,30. Odtud vyplývá, že v okolí GRB docházelo už před výbuchem k velké ztrátě hmoty řádu 10-4 M☉/r a to zase znamená, že předchůdcem LGRB byla hvězda o velké hmotnosti. Rázová vlna hvězdného větru byla zjištěna až do vzdálenosti 100 pc od zdroje.

A. Blustin aj. sledovali v širokém rozsahu elektromagnetického spektra světelnou křivku jasného GRB 050525A (Her; 1833+26; z = 0,6). První rentgenová data se podařilo získat již 15 s a optická 66 s po GRB. V obou pásmech jasnost GRB velmi kolísala, za což asi může zpětná rázová vlna výbuchu. Usměrněný výtrysk záření gama měl vrcholový úhel jen 3°. M. Della Valle aj. zjistili pomocí dalekohledu Gemini N, že světelná křivka optického dosvitu se zlomila v čase 7 h po záblesku, ale kolem 5. dne se nápadně zploštila díky supernově 2005nc, která začala prosvítat materiálem původního dosvitu a dosáhla právě tehdy maxima R = 24 mag. Pro další jasný GRB 050315 (z = 2,0) dostali S. Vaughan aj. vrcholový úhel výtrysku 5°. D. Gruppe aj. sledovali dlouhý GRB 050603 (For; 0240-25; trvání 12 s; z = 2,8) v rentgenovém a optickém oboru spektra. Optický dosvit byl zpozorován 10 h po vzplanutí gama, kdy měl V = 18 mag a slábnul až po mez pozorovatelnosti, které dosáhl za 3 dny; rentgenový dosvit šlo sledovat celý týden. Ze vzhledu světelných křivek autoři odvodili vrcholový úhel výtrysku 19°. Maximální zářivý výkon v oboru záření gama pak dosáhl neuvěřitelných 1,3.1047 W.

S. Oates aj. popsali multispektrální světelné křivky jubilejního 100. záblesku gama identifikovaného pomocí družice Swift pod označením GRB 060108. Necelé 3 min po vzplanutí gama se jim podařilo pozorovat slabý optický dosvit, který v infračerveném pásmu trval 45 min. Ve 12. dnu po GRB objevili v daném směru galaxii s jasností R = 23,5 mag, jejíž z < 3,2. Rovněž v lednu 2006 získal dle M. Jelínka aj. svůj první optický protějšek u GRB 060117 (Ind; 2152-5839) nově instalovaný robotický dalekohled FRAM na observatoři Pierra Augera v Argentině. Zdroj GRB se v té chvíli nacházel jen 16° od Slunce, takže dalekohled UVOT na Swiftu se tam nemohl zaměřit. FRAM pořídil kamerou CCD s objektivem o průměru 60 mm (!) první snímek protějšku 120 s po vzplanutí a sledoval pak jeho slábnutí o plné 2,5 mag po dobu 6 min. Protějšek měl na prvním snímku překvapivě vysokou jasnost R = 10 mag, takže patřil k nejjasnějším protějškům do té doby spatřeným, přestože jeho vzdálenost od nás činila skoro 3 Gpc.

P. Romano aj. objevili předchůdce zábleskového zdroje záření gama, když oblast GRB 060124 (Cam; 0508+6942) pozorovala šťastnou shodou okolností aparatura Konus-Wind, resp. úzkoúhlá kamera Swiftu již 10, resp. 6 min před vlastním vzplanutím gama. Předchůdce byl pozorován až do energie 2 MeV, zatímco hlavní vzplanutí mělo energetické maximum u 300 keV. Optický protějšek se vyvíjel odchylně od rentgenového a dosáhl maxima V = 17 mag celé 3 min po GRB. Izotropní energie vzplanutí dosáhla 5.1046 J. S. Cenko aj. nalezli 200 s před hlavním vzplanutím GRB 050820A předchůdce v oboru měkkého rentgenového záření, který však ihned pohasnul, a do vlastního vzplanutí už nebylo vidět nic nápadného. Vrcholový úhel hlavního výtrysku činil 8° a celková uvolněná energie dosáhla 7,5.1044 J, což je zatím nejlépe určená horní mez skutečně vyzářené energie pro GRB vůbec, protože autoři získali souběžná měření světelných křivek ve všech spektrálních oborech od optického po měkké záření gama.

P. Roming aj. si povšimli, že u řady GRB pozorovaných Swiftem nebyl navzdory veškerému úsilí nalezen žádný optický protějšek nebo dosvit. To může mít rozličné příčiny, např. extrémně vysokou účinnost přeměny energie výbuchu do pásma vysokých energií elektromagnetického záření, ale také silnou selektivní optickou extinkci mezi zdrojem a pozorovatelem, popřípadě velkou (kosmologickou) vzdálenost GRB od nás. Další příčinou dle A. Raua aj. může být příliš úzký optický výtrysk v porovnání s výtryskem v oboru gama nebo rentgenovém. A. Tiengo a S. Merenghetti prokázali z měření rentgenové družice Newton, že jasný GRB 031203 (z = 0,1) měl kolem sebe dva prachové prsteny o poloměrech 0,9 a 1,4 kpc a další GRB 050713A rozpínající se prachový prsten o poloměru 0,4 kpc. Nicméně S. Sazonov aj. tvrdí, že z rozboru rentgenové světelné křivky GRB 031203 získané pomocí družic INTEGRAL a Newton plyne, že šlo o standardní LGRB, kdy značná část energie vnitřního zdroje se vyzáří v měkkém rentgenovém pásmu během první tisícovky sekund po vzplanutí GRB.

Y. Nakagawa aj. sledovali dlouhý (190 s) GRB 051022, objevený družicí HETE-2 a skládající se z mnoha krátkých záblesků v pásmu gama, bez problémů také v rentgenovém i rádiovém oboru spektra. Jelikož mateřská galaxie má z = 0,8, očekávali výskyt optického dosvitu, ale to se jim nepodařilo, protože tomu zřejmě zabránila optická extinkce v prachovém molekulovém mračnu kolem GRB. Podle autorů tam optická extinkce dosáhla neuvěřitelných 49 mag (!). Když vzali výsledky pozorování GRB z ostatních oborů elektromagnetického spektra s maximem na 380 keV, obdrželi překvapivě vysokou izotropní energii vnitřního zdroje 7.1046 J.

K. Pedersen aj. uvedli, že GRB 001025A (z ≈ 0,8) měl zřetelný rentgenový dosvit v intervalu 1,9 – 2,3 d po nástupu vzplanutí gama, který se znovu opakoval ještě 2 a 2,5 roku (!) po výbuchu. Naproti tomu optický dosvit nebyl do mezní hvězdné velikosti R = 25,5 mag pozorován vůbec, přestože mateřská galaxie má R = 24 mag. Autoři se domnívají, že i v tomto případě dosvit nepozorovali kvůli výrazné optické extinkci světla v mateřské galaxii. Ještě nápadnější byla dle K. Pageho aj. nepřítomnost optického dosvitu u GRB 050911 (0055-39), který vykázal tři po sobě jdoucí vrcholy na světelné křivce v pásmu záření gama, z nichž první dva trvaly jen 0,5 s v intervalu 1 s a třetí následoval po 10 s a trval 10 s. Rentgenové záření však nebylo pozorováno v době necelých 5 h po vzplanutí a optické 12 h po vzplanutí také ne, ačkoliv se o zobrazení pokoušel 8m teleskop Gemini S s mezní hvězdnou velikostí 24 mag. Autoři nedokázali rozhodnout, zda šlo o SGRB nebo LGRB, protože pozorované charakteristiky GRB jsou v rozporu s oběma možnostmi. V každém případě nepřítomnost rentgenového dosvitu je zarážející a optického nesnadno vysvětlitelná.

Možné východisko z této šlamastiky nabídli I. Horváth aj., kteří chtějí zavést ještě třetí klasifikační třídu GRB, tzv. intermediální GRB. Ty se vyznačují opačnou závislostí mezi tvrdostí spektra záření gama a trváním, než je tomu u obou předešlých tříd, a trváním v rozmezí 1 – 10 s. Podle autorů návrhů lze mezi intermediální GRB zařadit asi desetinu všech úkazů GRB, ale zda jde opravdu o odlišný fyzikální mechanismus jejich vzplanutí, není dosud jisté.

Podle P. Jakobsona se díky družici Swift podstatně zvýšila průměrná hodnota červeného posuvu pozorovaných GRB. Před érou Swiftu vycházela na z = 1,4 a nyní se posunula na z = 2,8. To je zřejmě následek zmenšení výběrového efektu, když dříve se dařilo zachytit optická spektra jen nejjasnějších a tedy i nejbližších GRB. Problémem však i nadále zůstává optické zastínění GRB v oblastech překotné tvorby hvězd, kde je nutně přítomno velké množství chladného mezihvězdného materiálu, jež znemožňuje pozorování optických protějšků asi u 20 % GRB. Jelikož v oblastech překotné tvorby hvězd často vznikají velmi hmotné hvězdy, které mají krátký životní cyklus, takže rychle dospějí i do fáze vzplanutí GRB, lze tak zejména pro velmi velké hodnoty červených posuvů GRB studovat výskyt těchto jinak nepozorovatelných oblastí. Větší statistika GRB tak postupně umožní získat jedinečné údaje o hvězdném vývoji v raném vesmíru, zejména pak pro červené posuvy z > 5, tj. pro období první 1,5 mld. let po velkém třesku. To zní velmi nadějně pro budoucí infračervenou spektroskopii na plánovaném kosmickém teleskopu JWST.

S. Woosley a A. Heger se zabývali otázkou, jak vlastně vypadají předchůdci LGRB. Tvrdí, že jde o velmi hmotné (>10 M☉) hvězdy s vysokým momentem hybnosti až o dva řády vyšším, než je typické pro rádiové pulsary, což představuje asi 1 % takto hmotných hvězd. Dokonce je možné, že jde o rychle rotující (>400 km/s) dvojhvězdy, které při výbuchu GRB splynou. Mohou to být ale i tzv. modří loudalové s extrémně rychle rotujícím jádrem, skládajícím se z hélia a kyslíku. GRB se obecně vyskytují v oblastech, v nichž mají hvězdy velmi nízkou metalicitu.

N. Langer a C. Norman vytvořili model kolapsaru pro dlouhé záblesky gama. LGRB jsou typické pro prostředí raného vesmíru s nízkou metalicitou materiálu méně než 10 % metalicity sluneční. Přehlídka SDSS ukázala, že asi 10 % hvězd má takto nízkou metalicitu, a že maximální četnost LGRB nastala pro červené posuvy z ≈ 3,2, zatímco maximální četnosti supernov třídy II odpovídá z ≈ 1,8. Četnost výskytu těchto supernov je o 3 řády vyšší než četnost LGRB. Odtud vyplývá, že pro vznik LGRB se nehodí každý kolapsar; musí být splněny ještě další, dosti vzácně se vyskytující podmínky. Z každé tisícovky supernov třídy II má jen 160 metalicitu nižší než 10% sluneční a z toho jen 22 má před výbuchem dostatečnou hmotnost na to, aby se zhroutily na hvězdnou černou díru. Ve skutečnosti však většina černých děr vzniká bez vzplanutí LGRB. Autoři odhadují, že v naší Galaxii mohl poslední LGRB vybuchnout před nějakými 7 mld. let, čili dávno před vznikem sluneční soustavy.

S tím souhlasí také výsledek studia K. Stanka aj., kteří zjistili, že pět blízkých (z > 0,25) GRB s přidruženou supernovou vzplanulo vesměs v malých galaxiích chudých na kovy. To znamená, že naše Galaxie je vůči takovým úkazům imunní a případné nebezpečí pro život na Zemi je zažehnáno. Prakticky k týmž závěrům dospěli také A. Fruchter aj., když zjistili, že LGRB se soustřeďují do opticky nejjasnějších částí mateřských galaxií, na rozdíl od supernov-kolapsarů třídy II. Mateřské galaxie LGRB jsou slabší a nepravidelnější než mateřské galaxie supernov třídy II. Zatímco supernovy II se vyznačují nepřítomností H a silnými čarami He, ve spektru supernov Ic chybí jak čáry He, tak i H. Vypadá to tak, že nutnou podmínkou pro jev LGRB je chaotičnost a omezený chemický vývoj mateřské galaxie a dále vysoká hmotnost hvězdy - předchůdce. Právě proto jsou LGRB dobrým indikátorem míst, kde v předstihu jen několika milionů let vznikaly překotně hvězdy. Nicméně, jisté pochybnosti budí objev A. Atoyana aj., kteří objevili pomocí aparatury HESS zatím neidentifikovaný zdroj vysoce energetického TeV záření gama v rovině naší Galaxie v poloze J1303-631 (Cen) a ve vzdálenosti přes 10 kpc. Podle názoru autorů jde totiž o relikt po GRB, jenž se měl v Galaxii odehrát astronomicky nedávno - před 10 tis. lety...

A. Soderbergová zkoumali pomocí ACS HST průběh světelných křivek supernov třídy Ib/c, které souvisejí s GRB 040924 (z = 0,9) a GRB 041006 (z = 0,7). Vzhled křivek se zcela podobá prototypu SN 1998bw, až na to, že příslušné zářivé výkony byly slabší o 1,5, resp. o 0,3 mag proti prototypu. Tím stoupl počet GRB s následným vzplanutím supernovy na šest. S. Campana aj., E. Pian aj., A. Sodebergová aj., P. Mazzali aj., M. Modjaz aj. a P. Ferrero aj. zjistili, že také rentgenové zábleskové zdroje (X-Ray Flash = XRF), jež jsou považovány za menší sourozence LGRB, mohou souviset s výbuchy supernov. Prokázali to sledováním vývoje světelné křivky zdroje XRF 060218 (Ari; poloha 0321+1652; z = 0,03; vzdálenost 140 Mpc), jehož rentgenové vzplanutí zaznamenala družice Swift 18. února 2006 v 18:15 UT. Vzplanutí dosáhlo maxima až 7 min po svém začátku a trvalo celkem 35 min. Aparatura UVOT se zaměřila týmž směrem 16,5 min po rentgenovém vzplanutí a zaznamenala maximum ultrafialového záření po 8,5 h, kdežto maximum optického záření až více než 11 h od rentgenového výbuchu. A. Sodebergová z Caltechu uvedla, že v projektu, který vede, hledala bezvýsledně po dobu pěti let souvislosti mezi 150 supernovami na jedné straně a GRB nebo XRF na druhé straně. Jelikož je nutno v takových případech jednat bleskově, dostává avízo o zdrojích z družice Swift přímo na svůj mobil, který prý většinou zvoní v noci... Teď však už začíná vidět světélko na konci tunelu.

Další optické zjasnění se však objevilo až 3 dny po prvotním úkazu, což už byla vlastní supernova, označená jako SN 2006aj. Šlo zřejmě o supernovu třídy Ib/c s maximální absolutní hvězdnou velikostí -18,7 mag, která je sice méně svítivá než bývají supernovy - protějšky GRB, ale na druhé straně svítivější než běžné supernovy - kolapsary třídy II. Maxima jasnosti dosáhla až 10. den po vzplanutí GRB. Supernova v trpasličí galaxii s nízkou metalicitou o absolutní hvězdné velikosti -19 mag pak byla pozorována také v rádiovém oboru spektra aparaturou VLA po dobu 22 dnů a rentgenovou družicí Chandra, jež ji zaznamenala ještě 17. den po vzplanutí. Plynné obaly supernovy se rozpínaly rychlostí 26 tis. km/s a celková izotropně vyzářená energie činila 6.1042 J. Supernova 2006aj byla tedy v rádiovém oboru o 3 řády a v rentgenovém o 2 řády slabší než supernovy doprovázející vzplanutí LGRB. B. Cobb aj. si všimli, že GRB s následnou supernovou mají soustavně nižší zářivé výkony než běžné dlouhé GRB. Přitom příčinou nižšího pozorovaného výkonu není nevhodná geometrie (šikmý pohled na výtrysk), ale opodstatněný fyzikální rozdíl. To ovšem zhoršuje možnost využít takto objevených supernov v kosmologii, protože je nelze považovat za standardní svíčky jako klasické supernovy Ia.

To lze dle zmíněných autorských týmů vysvětlit tím, že předchůdci LGRB mají hmotnost kolem 40 M☉, kdežto předchůdce zmíněného XRF jen 20 M☉. Zatímco výsledkem zhroucení LGRB je černá díra, u XRF je pozůstatkem neutronová hvězda. V oboru případech je však podmínkou, že kolapsar má mimořádně silné magnetické pole, tj. že jde o magnetar. Magnetary představují asi 10 % neutronových hvězd v Galaxii, čili ve stejném poměru by měly být zastoupeny i supernovy třídy Ibc vůči supernovám třídy II. XRF jsou totiž ve vesmíru alespoň o řád četnější než LGRB, což je důsledek rostoucí funkce hmotnosti s klesající hmotností hvězd.

T. Young shrnul výsledky této nejpodrobněji studované souvislosti XRF a supernov do následujícího scénáře: předchůdcem celého úkazu byla hmotná Wolfova-Rayetova hvězda o poloměru 6 R☉, která už poztrácela vodík i hélium, protože se zredukovala na obnažené jádro hvězdy, obsahující převážně uhlík a kyslík. Z povrchu hroutící se hvězdy se vynořila nesouměrná rázová vlna, zesílená silným magnetickým polem a rychlou rotací jádra hvězdy. Podél rotační osy vystřelil mírně relativistický výtrysk s maximem vyzařování pro energie 5 keV (u klasických LGRB to bývá kolem 250 keV). V tu chvíli zachytila družice Swift „první varování“ blížícího se výbuchu samotné supernovy. První optické zjasnění souviselo s rozpadem izotopu 56Ni na 56Co, kdežto zjasnění o 3 dny později už se samotným výbuchem supernovy. K. Murase aj. se domnívají, že takové úkazy s velmi dlouhým trváním rentgenového vzplanutí mohou představovat novou populaci úkazů, které by šlo identifikovat nezávisle na Swiftu hledáním supernov Ib/c pomocí HST nebo obřích pozemních teleskopů s velkým zorným polem. Tyto objekty by měly být současně silnými zdroji neutrin, kosmického záření a energetického záření gama, takže by se daly odhalit pomocí aparatur jako je IceCube, Auger nebo MAGIC či HESS.

C. Folatelli aj. pozorovali výbuch supernovy 2005bf, která se od svého objevu ještě 2 týdny plynule zjasňovala, ale hlavního maxima 6.1035 W dosáhla ještě o dalších 25 dnů později. Za 75 dnů od objevu vyzářila energii 2.1042 J, ačkoliv tempo rozpínání plynných obalů nebylo nijak oslnivé: nanejvýš 14 tis. km/s. Autoři se na základě rozboru světelné křivky i spektroskopie domnívají, že předchůdcem této supernovy byla Wolfova-Rayetova hvězda s hmotností 8,3 M☉, která ztratila větší část svého vodíkového obalu ještě před asymetrickým výbuchem supernovy. Jde tedy o zatím nejlepší příklad přechodného objektu mezi výbuchem supernovy Ic a Ib, který se přitom podobá dlouhým GRB.

L. Li odvodil těsný vztah mezi maximem rozložení energie ve spektru GRB a maximálním zářivým výkonem příslušné optické supernovy. Podobně existuje tzv. Amatiho vztah mezi izotropním ekvivalentem vyzářené energie a maximem rozložení energie LGRB. Horní mez izotropně vyzářené energie GRB, doprovázeného supernovou, činí 1045 J a tomu odpovídající zářivý výkon supernovy dosahuje 1036 W. Jelikož maximální zářivé výkony supernov závisí nejvíce na množství izotopu 56Ni, je tak naznačena souvislost se zářivými výkony GRB. Autor se proto domnívá, že pokud i běžné supernovy mají doprovodné jevy analogické GRB, tak s ohledem na nižší zářivé výkony běžných supernov by se mohly projevit spíše v měkkém rentgenovém pásmu, popř. v ultrafialovém spektrální oboru. Platnost Amatiho vztahu i pro zdánlivě nezapadající případy GRB 980425 a GRB 060218 potvrdili G. Ghiselliniová aj.

S. Covinovi aj. se podařilo pomocí VLT objevit první optický dosvit pro krátký zábleskový zdroj. Šlo o GRB 050709 (Gru; 2301-39; z = 0,16). Mateřská galaxie obsahuje populaci hvězd starých 1 mld. roků, takže úkaz je slučitelný s předpokladem, že SGRB vznikají splynutím degenerovaných hvězd. A. Levan aj. našli slabý optický a rentgenový dosvit SGRB 060121 s trváním 2 s, který se nacházel na okraji slabé červené galaxie s velkým červeným posuvem z > 4,5. Tím se stal nejvzdálenějším krátkým zábleskem gama a jeho ekvivalentní izotropní energie je podle A. de Ugarta Postiga aj. srovnatelná s dlouhými GRB. Velká vzdálenost od nás znamená také, že ve vztažné soustavě spjaté s mateřskou galaxií bylo vzplanutí fakticky kratší v rozmezí 1,1 – 0,7 s. Odtud též vyplývá, že nejspíš existuje ještě jiný fyzikální mechanismus vzniku SGRB, odlišný od splývání degenerovaných hvězd.

J. Grindlay aj. tvrdí, že SGRB mohou vznikat i mimo hlavní roviny galaxií, tedy v prostoru, kde je výskyt neutronových dvojhvězd velmi vzácný. Navrhují totiž odlišný mechanismus jejich splývání, k němuž může docházet v hustých částech kulových hvězdokup. Když se zde osamělá neutronová hvězda setká s dvojhvězdou, kde jedna složka je rovněž neutronovou hvězdou, dojde ke splynutí „nevlastních dvojčat“ a tudíž i ke vzplanutí SGRB.

J. Gorosabel aj. nalezli mateřskou eliptickou galaxii ke SGRB 050724. Galaxie má hmotnost 50 GM☉ a svítivost 110 % svítivosti naší Galaxie, přičemž její stáří odhadli na 2,6 mld. r. D. Grupe aj. zjistili z nepřítomnosti zlomu na světelné křivce optického dosvitu, že optický výtrysk měl vrcholový úhel širší než 25° a celková vyzářená energie tak dosáhla minimálně 4.1042 J. Zdá se, že SGRB mají tedy mnohem větší rozptyl vrcholových úhlů usměrnění výtrysků než LGRB. J. Faber aj. ukázali, že SGRB mohou vznikat právě v galaxiích se slabou tvorbou hvězd, a to splynutím hvězdné černé díry s neutronovou hvězdou, popřípadě splynutím neutronové dvojhvězdy. Třetí možností je opožděné zhroucení příliš hmotné neutronové hvězdy.

A. Soderbergová aj. pozorovali pomocí teleskopu Gemini a aparatury VLA radiový a rentgenový dosvit SGRB 051221A (z = 0,55) jehož ekvivalentní izotropní kinetická energie činila 8.1044 J, ale ve skutečnosti dosáhla hodnoty jen 2,5.1042 J, protože byla usměrněna do výtrysku o vrcholovém úhlu 7°. Mateřská galaxie úkazu vykazuje sluneční metalicitu a hvězdy se v ní tvoří tempem 1,6 M☉/r. Autoři dále uvádějí, že průběh úkazu nasvědčuje silnému působení magnetohydrodynamických procesů v okolí zdroje.

B. Schaefer si všimnul, že vzplanutí SGRB objevená družicemi Swift a HETE-2 mají typicky červené posuvy z ≈ 0,2, tj. ekvivalentní izotropně vyzářené energie řádu 1043 J. Navzdory tomu se nedaří identifikovat jejich mateřské galaxie, ačkoliv by měly být vesměs jasnější než 23 mag. Z čirého zoufalství proto autor navrhuje, že snad jde o objekty, které byly dávno před výbuchem z galaxií vyvrženy velkými rychlostmi. K podobným závěrům dospěli také J. Prochaska aj., kteří k hledání mateřských galaxií SGRB využili obřích teleskopů Gemini N a Keck. Pokud se jim podařilo takové galaxie vůbec najít, jsou jejich červené posuvy z < 1,0 a vyznačují se obvykle nepatrnou tvorbou hvězd tempem <0,1 M☉/rok. Nicméně autoři našli podobně jako K. Belczynski aj. i případy, že SGRB vzplanulo i v galaxii s překotnou tvorbou hvězd, což znamená, že mechanismů vzniku SGRB bude více, takže současná situace s objasňováním jejich fyzikální podstaty není zrovna přehledná.

K obdobnému závěru dospěli také P. Roming. aj., kteří sledovali velmi dobře pokryté světelné křivky SGRB 060313 v oboru gama i rentgenovém a tak zjistili, že tento úkaz nemohl být ani projevem zhroucení velmi hmotné hvězdy ani splynutím degenerovaných složek těsné dvojhvězdy. A. Šackij počítal pravděpodobnost srážek hvězd typu Slunce s prvotními černými děrami o hmotnostech nad 0,03 M☉, což by mohlo vést k akreci hmoty hvězdy na černou díru a tím případně k úkazu GRB. Podle jeho výpočtu je však pravděpodobnost takových srážek v Galaxii tak nízká, že tento scénář není fyzikálně realistický.

J. Hjorth aj. přičítají tyto obtíže faktu, že teprve v květnu 2005 získala družice Swift vůbec první spektrum SGRB. Z dosavadních pozorování se zdá, že SGRB mají tvrdší energetické spektrum než LGRB. Na rozdíl od LGRB, jež se obvykle nacházejí v oblastech s překotnou tvorbou hvězd poblíž centra galaxií, popř. ve spirálních ramenech, SGRB se vyskytují ve starých červených galaxiích, v nichž tvorba hvězd už ustala, a to často na jejich perifériích. Z pozorování aparatury BATSE na družice Compton vyplývá, že alespoň pětina SGRB se nachází blíže než 100 Mpc, jenže právě v r. 2006 byl, jak jsem již uvedl, pozorován SGRB 060121 se z > 4,5! To nezávisle potvrzuje zmiňovaný závěr, že na vzniku SGRB se podílí více různých mechanismů výbuchu.

Aby to dlouhým zábleskům gama nebylo líto, vzplanuly dle J. Fynba aj. koncem jara 2006 dlouhé zábleskové zdroje GRB 060505 (trvání 20 s; z = 3,8) a GRB 060614 (trvání 102 s!; z = 0,125) Přestože druhý z LGRB se nacházel poměrně blízko ve vzdálenosti 550 Mpc, ani v jednom případě se nepodařilo objevit následnou optickou supernovu, i když se hledala pomocí HST. Výsledek je tedy rozpačitý: jak M. Della Valle aj. a A. Gal-Yam aj. tak i B. Zhang z toho usuzují, že vinou nových pozorování jsme se od řešení otázky o povaze zábleskových zdrojů záření gama spíše vzdálili...

Nicméně S. Dado aj. shrnuli přínos prvního roku činnosti družice Swift jako opravdu převratný. Družice dokázala poprvé přesně určit polohy SGRB a najít jejich rentgenové dosvity i mateřské galaxie. Našla LGRB v rekordní vzdálenosti od nás, který odpovídá stavu vesmíru pouhých 900 mil. let po velkém třesku, což dává skvělé možnosti zkoumat následky vznikání I. generace hvězd. Objevila rentgenová vzplanutí během rané fáze rentgenové světelné křivky GRB a její velmi rychlý pokles, následovaný mírným a znovu ostřejším poklesem, který je však v rozporu s dosud přijímaným modelem „ohnivé dělové koule“, vystřelené z centrálního zdroje. Za rok získala dobré údaje o stovce GRB a v 75 % případů byla schopna sama dohledat jejich rentgenové či dokonce optické protějšky.

D. Götz aj. pozorovali během let 2003-04 družicí INTEGRAL opakovaně magnetar SGR 1900+14 (Aql) a zjistili, že z něho trvale vychází tvrdé rentgenové záření. Titíž autoři uveřejnili výsledky soustavného sledování magnetaru SGR 1806-20 (Sgr) družicí INTEGRAL po dvou let před gigantickým výbuchem SGR 041227. Jeho jasnost v oboru záření gama a rentgenovém zřetelně kolísala a na světelné křivce docházelo ke krátkým silným vzplanutím. Nejsilnější z nich se odehrálo 5. 10. 2004, kdy magnetar během 10 min vyzářil energii 3.1035 J (při gigantickém výbuchu se ovšem uvolnilo neuvěřitelných 1040 J!). J. Granot aj. pozorovali od 9. dne po gigantickém výbuchu rádiový dosvit, který byl stokrát intenzívnější než po gigantickém výbuchu kteréhokoliv dalšího magnetaru. Rádiový dosvit byl podle jejich názoru projevem adiabatického ochlazování slupky dopředné rázové vlny, která měla počáteční rychlost 70 % rychlosti světla. R. Fender aj. využili pozorování radiointerferometrem VLBA k objevu protáhlé rádiové mlhoviny kolem magnetaru, která se rozpíná rychlostí 30 % rychlosti světla. Indukci magnetického pole magnetaru odhadli na 1 TT (!), což by byl kosmický rekord.

J. Salmonson aj. odvodili na základě počítačové simulace relativistický Lorentzův faktor ve zdroji během gigantického výbuchu maximálně na 1,7; vrcholový úhel výtrysku na 40° a jím vyzářenou energii na 1039 J. T. Strohmayer a A. Wattsová našli známky kvaziperiodických rentgenových oscilací v archivních záznamech družice RXTE během gigantického výbuchu. Rozpoznali tam řadu frekvencí oscilací v rozmezí 90 – 1 840 Hz, které vysvětlují jako oscilace tuhé kůry neutronové hvězdy. Ze všech zde uvedených pozorování též podle R. Fendera aj. vyplývá, že extragalaktické magnetary mohou tvořit asi šestinu všech pozorovaných SGRB. Jde-li opravdu o splynutí dvou degenerovaných hvězd, tak by detekce těchto magnetarů mohla posloužit při identifikaci gravitačních vln aparaturami typu LIGO až do vzdálenosti 10 Mpc od Slunce.

F. Camilo aj. zjistili, že magnetar XTE J1810-197 (Sgr) je současně standardním rádiovým pulsarem s impulsní (rotační) periodou 5,5 s, což je pro magnetary novinka. Na rozdíl od běžných pulsarů však září i na frekvencích nad 100 GHz, a to dokonce s týmž zářivým výkonem jako na standardní frekvenci 1 GHz. Projevil se jako magnetar rentgenovým vzplanutím na stonásobek předešlé hodnoty počátkem r. 2003. V r. 1998 se podle S. Mereghettiho aj podařilo poprvé pozorovat mimořádně slabý magnetar SGR 1627-41 (Sco; vzdálenost 11 kpc; rekordně nízký zářivý výkon 3.1026 W). V roce objevu byl velmi aktivní: během prvního roku vyslal přes 100 záblesků, které odpovídaly teplotě na povrchu tamější neutronové hvězdy 8 MK. Magnetar se vyznačuje dlouhým mezidobím klidu a jeho optická jasnost během r. 2004 stále ještě klesala.

B. Teergarden a K. Watanabe shrnuli výsledky prvního roku činnosti spektrometru SPI evropské družice INTEGRAL při hledání spektrálních čar v oboru záření gama v rozsahu 20 – 8 000 keV. Přehlídka se soustředila jednak na hlavní rovinu Galaxie a jednak na její jádro. Spektrometr odhalil řadu difúzních i bodových zdrojů, z nichž mnohé jeví proměnnost, ale nenašel žádnou dosud neznámou spektrální čáru. Velmi často se vyskytuje anihilační čára 0,51 MeV, odpovídající zánikům párů pozitron-elektron a dále jaderná čára radioaktivního 26Al (1,8 MeV). Dále byly objeveny jaderné čáry 44Ti, 60Fe a velmi slabé čáry 56Co a 57Co v rozsahu 0,07 – 2,6 MeV. N. Maseti aj. využili detektorů tvrdého rentgenového záření na INTEGRALu k identifikaci 21 zdrojů na jižní obloze. Nejvíce (12) z nich jsou galaxie s aktivními jádry typu AGN. Následuje 5 kataklyzmických proměnných hvězdy (zejména trpasličí magnetické novy) a konečně 4 rentgenové dvojhvězdy typu HMXB. A. Hempelmann aj. nalezli pomocí rentgenové družice Newton silnou koronální aktivitu u blízké těsné dvojhvězdy 61 Cygni (sp. K5 V a K7 V). Krátkodobá i dlouhodobá proměnnost aktivity velmi připomíná koronální cyklus Slunce. Koróna je tam však teplejší a cyklus kratší (7,4 roku). Jde o první objev trvalé koronální aktivity mimo naše Slunce.

4. Mezihvězdná látka

A. Rogers aj. ohlásili objev deutéria ve směru k anticentru Galaxie pomocí anténní soustavy na observatoři Haystack na frekvenci 327 MHz (vlnová délka 0,9 m). V průměru připadá činí poměrné zastoupení atomů deutéria vůči atomům vodíku 2,3.10-5, což je ve velmi dobré shodě s předpovědí standardního kosmologického modelu vesmíru i s měřeními družice WMAP. M. Zwaan a J. Prochaska hledali ve vesmíru koncentrace molekulového vodíku H2 a našli ho v centrech blízkých galaxií. A. Remijan aj. objevili pomocí 100m radioteleskopu GBT v obřím molekulovém mračnu TMC-1 (Tau) dosud největší souměrnou organickou molekulu metyltriacetylén (CH3C6H) a L. Snyder aj. tam potvrdili na frekvencích 19 – 25 GHz též metylkyanodiacetylén (CH3C55N) při teplotě 10 K. F. Lovas aj. odhalili týmž přístrojem v hustém molekulovém mračnu Sgr B2 molekulu keteniminu (CH2CNH) na frekvencích 4,9 – 41,5 GHz. Zejména díky výtečným parametrům obřího radioteleskopu GBT v Záp. Virginii tak počet prokázaných a převážně organických molekul v mezihvězdném prostoru stoupl koncem r. 2006 na 141.

G. Gahm aj. se zabývali rádiovým mapováním mezihvězdných mlhovin ionizovaného vodíku H II, a zejména tzv. sloními choboty v mlhovinách NGC 7822, IC 1805, Rosetta a DWB 44. K mapování pohybů v chobotech využili molekulových pásů uhlíku 12C a 13C. Tak zjistili, že choboty jeví vláknitou strukturu, ale současně se zvolna otáčejí téměř jako tuhá tělesa kolem své podélné osy. Rotační periody chobotů odhadli na miliony let, takže jsou srovnatelné se stářím mlhovin. Tyto podivuhodné soustavy tak nesou velký moment hybnosti řádu až 1050 kg.m2/s. Jejich rotační energie odhadli na 1037 J, což je patrně jen zlomek jejich energie magnetické. Elektromagnetické a setrvačné síly neustále mění tvar chobotů . Současně tak nalezli velmi potřebný mechanismus, jak lze zmenšit moment hybnosti obřích molekulových mračen a tím usnadnit smršťování zárodků budoucích hvězd.

S. Kwok se zabýval otázkou, kde se ve vesmíru bere fosfor, který je mimořádně důležitým biogenním prvkem: v lidském těle je fosforu o několik řádů více, než je jeho průměrné poměrné zastoupení ve sluneční soustavě! Podle E. Maciáe mohou fosfor na Zemi přinášet komety, ale ani to zřejmě pro rozvoj života nestačilo. Proto se nyní hledají v mezihvězdném prostoru další molekuly, které obsahují fosfor, ale výsledek je zatím stále neuspokojivý.

C. Aspin prohlédli archivní snímky okolí proměnné hvězdy V1647 Ori od r. 1898 do r. r. 1998, na kterých nenašli nic zvláštního s výjimkou let 1966-67, kdy se tato velmi mladá hvězda zjasnila o 5 mag a ozářila předtím neviditelnou okolní mlhovinu. Mlhovina však byla objevena teprve po dalším zjasnění mateřské hvězdy na přelomu let 2003/2004 astronomem-amatérem J. McNeilem koncem ledna 2004. V souladu s očekáváním po odeznění nového výbuchu hvězdy počátkem r. 2006 mlhovina opět zmizela.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

S. van den Bergh uvedl, že v naší Galaxii bylo nalezeno již 600 otevřených hvězdokup starých 15 – 1 500 mil. roků. Nejmladší hvězdokupy jsou přirozeně velmi kompaktní s průměrem do 2,5 pc. Tento rozměr se s rostoucím stářím pozvolna zvětšuje, takže hvězdokupy o stáří nad 150 mil. roků už dosahují průměrů kolem 3,0 pc a ty nejstarší až 15 pc. Nejkoncentrovanější otevřené hvězdokupy se vyskytují ve směru k centru Galaxie.

E. Mamajek objevil díky společnému vlastnímu pohybu a shodné paralaxe 9 hvězd zajímavou otevřenou hvězdokupu poblíž hvězdy μ Oph (sp B8 II-III; vzdálenost 170 pc), starou 120 mil. roků. Úhrnnou hmotnost všech členů hvězdokupy odhadl na pouhých 24 M☉ a její lineární průměr jen na 1 pc. Hvězdokupa připomíná svým stářím i pohybem známé hvězdokupy Plejády, α Per a AD Dor, takže autor se domnívá, že všechny tyto hvězdokupy vznikly prakticky současně z jediného hvězdného komplexu. Byla objevena až nyní vinou mezihvězdné absorpce (0,9 mag) v daném směru.

E. Bica aj. proměřili prostorové rozložení 153 kulových hvězdokup v naší Galaxii a odtud jim vyšla vzdálenost Slunce od centra Galaxie jen (7,2 ±0,3) kpc. To je v uspokojivé shodě s hodnotou (7,5 ±0,1) kpc, kterou dostali S. Nishiyama aj. z obsáhlého pozorovacího materiálu o červených hvězdách v galaktické výduti.

H. Richer aj. se věnovali podrobnému proměření barevného diagramu pro hvězdy v jedné z nejbližších hvězdokup NGC 6397 (Ara; vzdálenost 2,2 kpc), jež obsahuje asi 400 tis. hvězd. Využili k tomu rekordně dlouhé expozice kamerou ACS HST v trvání téměř 5 dnů (!) a nalezli tak zatím vůbec nejméně svítivé hvězdy v jakékoliv známé hvězdokupě. Odtud odvodili velmi spolehlivou hodnotu stáří hvězdokupy téměř 12 mld. roků.

F. Ferraro aj. objevili v obří kulové hvězdokupě ω Centauri (NGC 5139) na 300 modrých loudalů (angl. blue stragglers). Proti očekávání však jejich rozložení ve hvězdokupě nejeví žádnou koncentraci jejich výskytu směrem k centru hvězdokupy. To znamená, že loudalové, kteří jsou obecně považováni za hvězdy, jež se opožďují ve svém vývoji proti hvězdám téže hmotnosti, nevznikají přímou srážkou hvězd v hustém centru hvězdokupy, jak se dosud myslelo. Loudalové se prozradí tím, že jejich zářivý výkon je podstatně vyšší než u hvězd hlavní posloupnosti téhož stáří. Pravděpodobně vznikají splynutím těsných dvojhvězd, což zvýší jejich hmotnost a tudíž i zářivý výkon, který na hmotnosti silně závisí. M. del Principe aj. určili pomocí 114 proměnných hvězd typu RR Lyr vzdálenost této hvězdokupy 5,5 kpc, v dobrém souhlase s nezávislým určením její vzdálenosti pomocí zákrytových dvojhvězd.

C. Kulyková aj. a M. West aj. zjistili, že mnoho kulových hvězdokup nepatří do žádné galaxie, ale mezi intergalaktické trampy. Mezním případem je kulová hvězdokupa NGC 2419 (Lyn; vzdálenost 100 kpc), která je sice ještě slabě vázána k naší Galaxii, ale ve skutečnosti už patří mezi trampy. Stovky naprosto nepochybných trampů objevili pomocí HST v okolí kupy galaxií A1185, vzdálené od nás 120 Mpc.

5.2. Naše Galaxie

G. Bélanger aj. využili družice INTEGRAL k objevu stálého zdroje měkkého záření gama v pásmu 20 – 100 keV z oblasti galaktického centra. Plošný zdroj IGR 1745-2901 o výkonu 5.1028 W se nachází pouhou 1’ od rádiového zdroje Sgr A*, který udává polohu černé veledíry v těžišti Galaxie. Týž objekt ostatně pozoruje také pozemní aparatura HESS v pásmu tvrdého záření gama. J. Albert aj. potvrdili existenci tohoto stabilního vysokoenergetického zdroje též pomocí aparatury MAGIC v pásmu TeV.

Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura HESS 14 nových zdrojů záření gama v pásmu nad 200 GeV v širším okolí galaktického centra do vzdálenosti ±3° od hlavní roviny Galaxie. Tím se celkový počet známých zdrojů tvrdého záření gama v okolí centra Galaxie zpětinásobil. Většina těchto zdrojů souvisí s obřími molekulovými mračny v centrálních 200 pc kolem středu Galaxie. Vysokoenergetickou aktivitu jádra lze podle autorů vysvětlit výbuchem jediné supernovy v této oblasti před cca 10 tis. lety, protože tam už v r. 2004 objevili její pozůstatek - vysokoenergetický pulsar G 0.9 +0.1. Jádro Galaxie nepochybně vysílá i kosmické záření, složené převážně z urychlených protonů a lehkých jader atomů.

F. Martins aj. objevili v galaktickém centru zákrytovou dvojhvězdu GCIRS 16SW s extrémně vysokou hmotností složek 50 M☉, jež kolem sebe obíhají v periodě 19,45 d. Taková dvojice má nutně kosmicky krátkou životnost, takže poměrně brzo musí dvakrát vybuchnout jako supernova třídy II. I. Ginsburg a A. Loeb ukázali, že hvězdy prchající z Galaxie díky rychlostem vyšším než únikovým mohly vznikat rozpadem těsných dvojhvězd v blízkostí černé veledíry uprostřed Galaxie. Zatímco jedna složka se doslova utrhla vysokou prostorovou rychlostí a opouští Galaxii navždy, druhá složka s rychlostí do 850 km/s se v gravitační náruči černé veledíry udrží a její budoucnost je zpečetěna díky utahující se spirální dráze, takže nakonec zanikne v černé veledíře.

O zanikání zbytků slapově roztrhaných hvězd v bezprostřední blízkosti k černé veledíře svědčí objev netepelných zjasnění blízkého infračerveného záření v bezprostředním okolí černé veledíry, který ohlásili A. Eckart aj. na základě polarimetrie aparaturou NACO VLT. Záblesky trvají až 100 min, ale čas od času se objeví kratší cca 10min obří záblesky, svědčící o zániku objektů na relativistických drahách v těsné blízkosti černé veledíry. Podrobnosti o těchto měřeních uveřejnili L. Meyer aj. Základní periodicita záblesků činí asi 15,5 min a odpovídá oblastem ve vzdálenosti menší než 10 Rs od černé veledíry, jejíž Rs = 12 mil. km. To znamená, že fakticky pozorujeme kvaziperiodické oscilace, známé z pozorování hvězdných černých děr. Dosavadní pozorování infračervených vzplanutí svědčí o existenci hmotného prstence v rovníkové rovině černé veledíry a hmotného chuchvalce, který obíhá po dráze skloněné o 20° k rovině veledíry, která sama rotuje velmi rychle: její minimální spin činí více než 50 % kritické rychlosti rotace pro černou veledíru o hmotnosti 3,6 mil. M☉.

G. Bower aj. využili rádiových interferometrů VLBA a VLA ke změření úhlového rozměru zdroje Sgr A* v oboru vlnových délek 174 – 238 mm. Rozměr rádiového zdroje v decimetrovém pásmu dosahuje jen 7 Rs a roste s použitou vlnovou délkou. T. Totani hledal vysvětlení pro proměnnost intenzity anihilační čáry 511 keV z centra Galaxie v posledních cca 10 mil. roků. Tvrdí, že po celou tu dobu byla aktivita centra Galaxie v této čáře podstatně vyšší než dnes. Teprve před nějakými 300 lety čára zeslábla na méně než tisícinu předchozí stabilní hodnoty, což zřejmě souvisí s prudkým poklesem akrece hmoty na černou veledíru. Při akreci se v blízkosti obzoru událostí tvoří pozitrony, které pak díky anihilaci s elektrony dodávají do mezihvězdného prostředí zářivou energii v pásmu MeV. Autor se domnívá, že tento model vysvětluje i rozložení intenzity zmíněné anihilační čáry ve výduti Galaxie. Zatím nejlepší rozbor pozorování anihilační čáry 511 keV v Galaxii uveřejnili P. Jean aj. na základě ročního měření aparaturou SPI družice INTEGRAL. Anihilace se odehrává převážně ve výduti Galaxie, kde jsou pozitrony zpomalovány atomy vodíku. Spektrální profil čáry je složen z úzké složky, přes níž se překládá složka o šířce 5,4 keV.

M. Pedreros aj. určili kruhovou oběžnou rychlost Slunce kolem středu Galaxie 220 km/s a jeho vzdálenost od centra Galaxie 8,5 kpc. Hmotnost Galaxie v kouli o poloměru 50 kpc od centra dosahuje 600 GM☉. R. Benjamin aj. využili infračervených pozorování Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) k odhalení centrální příčky naší Galaxie o délce 9 kpc, která svírá úhel 45° se spojnicí Slunce a centra Galaxie. C. Grillmair a O. Dionats objevili díky přehlídce SDSS v Galaxii úzké slapové vlákno tvořené hvězdami, jež tvoří oblouk o úhlové délce 63° (mezi souhvězdími UMa a Cnc) ve vzdálenosti 8,5 kpc od hlavní roviny Galaxie. Autoři se domnívají, že vlákno je pozůstatkem kulové hvězdokupy, která obsahovala staré hvězdy s nízkou metalicitou a jež nedávno prošla perigalaktikem.

5.3. Místní soustava galaxií

A. Nota aj. objevili pomocí kamery ACS HST v Malém Magellanově mračnu (MMM) ve hvězdokupě NGC 346, jež se nalézá uvnitř aktivní oblasti N66 s překotnou tvorbou hvězd, velké množství hmotných (45 – 100 M☉) hvězd spektrální třídy O. Patří tam plná polovina všech hvězd této třídy v celém MMM. Tyto velmi hmotné hvězdy o stáří nanejvýš 3 mil. roků určují svou gravitací tvar hvězdokupy. Kamera také zobrazila na ploše o průměru 45 pc kolem hvězdokupy mnoho prahvězd do 26 mag o hmotnostech 0,6 – 3,0 M☉, které teprve díky gravitačnímu smršťování sestupují k hlavní posloupnosti. Hvězdokupa též obsahuje velmi hmotnou a svítivou modrou proměnnou hvězdu HD 5980 typu LBV, která vysílá všemi směry mohutný hvězdný vítr podobně jako známá η Carinae v naší Galaxii.

N. Kallivayalii aj. využili opakovaných snímků MMM pomocí ACS HST, jež pořídili během dvou let k určení relativního vlastního pohybu vůči Velkému Magellanovu mračnu (VMM). Zjistili, že MMM se vůči VMM pohybuje od západu k východu tempem 1,16 milivteřiny/r a od severu k jihu tempem 1,17 milivteřiny/r. Odtud vyplývá vzájemná prostorová rychlost obou Mračen (105 ± 42) km/s. Nejistota údaje je však tak velká, že se dosud nedá rozhodnout, zda jsou k sobě obě Mračna gravitačně vázána. Titíž autoři snímkovali opakovaně a stejnou kamerou VMM v období od září 2002 do dubna 2005 s cílem zpřesnit směr a velikost vlastního pohybu VMM, které se podobně jako MMM nachází ve vzdálenosti 25 kpc od hlavní roviny Galaxie. VMM je přitom od centra naší Galaxie vzdáleno 50 kpc. Kombinací měření z HST a astrometrické družice HIPPARCOS vůči 21 vzdáleným kvasarům dostali velikost složek vlastního pohybu 1,9 milivteřin/rok ve směru od západu k východu a 0,43 milivteřin/r ve směru od jihu na sever; tj. úhrnem 1,95 milivteřin/r. Odtud vychází poziční úhel 78° vlastního pohybu a lineární příčná rychlost VMM 490 km/s. Prostorová rychlost VMM vůči středu naší Galaxie však dosahuje jen 380 km/s. To je přibližně ve shodě s nezávislým měření M. Pedrerose aj., kteří obdrželi pro velikost vlastního pohybu totožnou hodnotu (2,0 ±0,1) milivteřin/r, ale zato odchylný poziční úhel 62°.

D. Zucker aj. objevili díky přehlídce SDSS poblíž severního pólu naší Galaxie novou trpasličí satelitní galaxii chudou na kovy, jež se promítá do souhvězdí Honicích psů ve vzdálenosti 220 kpc při lineárním průměru pouhé 1,1 kpc a úhrnné svítivosti 60 kL☉. Podobně V. Bělokurov aj. našli v téže přehlídce rozpadlou satelitní trpasličí galaxii v souhvězdí Pastýře, která je od centra Galaxie vzdálena 60 kpc, má průměr jen 0,5 kpc a její svítivost činí jen 10 kL☉. Oba autorské týmy pokračují v hledání dalších satelitů v přehlídce SDSS. D. Zucker aj. tak objevili pomocí přehlídky SDSS a kontrolních snímků z dalekohledu Subaru dosud nejslabší téměř rozpadlý satelit UMa II ve vzdálenosti jen 30 kpc od centra Galaxie o rozměrech 250 x 125 pc a svítivosti 2,5 kL☉.

Zatímco před přehlídkou znali astronomové jen 11 satelitů, nyní se počet satelitů do vzdálenosti 500 kpc od jádra Galaxie téměř zdvojnásobil a autoři odhadují, že Galaxie jich má ve skutečnosti asi 50! Jak upozornil S. van den Bergh, zčásti za to ovšem může okolnost, že s přibývajícími objevy se rozmývá hranice mezi klasickými kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi. Na rozdíl od kulových hvězdokup jsou však satelitní galaxie vnořeny do oblaků skryté látky. Již r. 1974 zjistili J. Einasto aj., že nejbližší satelité jsou eliptické nebo sférické, zatímco vzdálenější průvodci Galaxie mají tvar nepravidelný.

Galaxie v Místní soustavě hrají klíčovou úlohu při vysouvání tzv. kosmologického žebříku vzdáleností, který se opírá svou první příčkou o přesné určení délky astronomické jednotky, což se poprvé solidně podařilo r. 1672 G. Cassinimu a J. Richerovi souběžným pozorováním polohy Marsu z Paříže a Francouzské Guayany - výsledná hodnota 140 mil. km se liší od správné jen o 7 %. Podstatné zlepšení správnosti i přesnosti této hodnoty pak přinesla až pozorování přechodů Venuše v letech 1761 a 1882. Dnes je tato vzdálenost díky radarovým měřením známa s neuvěřitelnou relativní přesností 10-11.

Horší je to s dalšími příčkami kosmologického žebříku. Stále panují až 5% systematické rozdíly v určení vzdáleností obou Magellanových mračen a ještě horší je to s přesností v určení vzdálenosti galaxie M31 v Andromedě. Jak uvádí I. Ribas aj., ještě v polovině XX. stol. existovaly pouze dvě kloudné metody fotometrického určování vzdáleností této galaxie, tj. pomocí cefeid a pomocí proměnných typu RR Lyr. Přesnost určení vzdálenosti M31 tak dosahovala stěží 15 % a byla tedy horší než pro astronomickou jednotku v časech Cassiniho. Teprve v polovině 60. let byly v M31 získány první dobré údaje o zákrytových dvojhvězdách, což je téměř tak přesná metoda jako trigonometrie.

Nejnovější hodnota vzdálenosti M31, odvozená zmíněnými autory pomocí fotometrie a spektroskopie zákrytových dvojhvězd u dalekohledů INT a Gemini N činí 772 kpc (≈ 2,5 mil. sv. let) s chybou 5,5 %. Vzápětí F. Vilardell aj. využili fotometrického katalogu 236 tis. hvězd do mezní hvězdné velikosti V = 25,5 mag v M31 k nalezení téměř 4 tis. proměnných, mezi nimiž bylo přes 400 zákrytových dvojhvězd a rovněž přes 400 cefeid. Rozborem těchto měření zlepšili vzdálenost M31 na (750 ±30) kpc, tj. relativní chyba klesla na 4 %. Autoři vybrali z tohoto souboru 24 vhodných objektů pro mimořádně přesné změření průběhu světelných křivek a souběžné spektroskopie a odhadují, že tak se jim podaří zlepšit přesnost v určení vzdálenosti M31 na 3 %, což je však stále nepříjemně velká chyba, která se pak násobí při určování vzdáleností kosmologických.

A. Bonanosová aj. našli první oddělenou zákrytovou dvojhvězdu v galaxii M33 (Tri), jež se skládá z horkých hvězd třídy O7 o hmotnostech 33 a 30 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 4,9 d ve vzájemné vzdálenosti 33 mil. km. Odtud dostali vzdálenost M33 (964 ±54) kpc, čili relativní chybu 5,6 %. To je zatím nejzazší mez, v níž lze opticky pozorovat zákrytové dvojhvězdy. Nová hodnota je však výrazně větší, než vzdálenost M33 odvozená z pozorování HST, takže problém systematických chyb v deformaci kosmologického žebříku vzdáleností stále přetrvává.

P. Barmby aj. využili kamery SST pro snímkování galaxií M31, M32 a NGC 205 ve středním infračerveném pásmu. Rozpoznali tak zprohýbaný prsten obklopující centrum galaxie M31 ve vzdálenosti 10 kpc a podobající se prstenu ve známé galaxii „Kolo u vozu“ (ESO 350-40; Scl). Tvorba hvězd v M31 probíhá nyní poklidně tempem 0,4 M☉/r. Existence prstenu je podle D. Blocka aj. důkazem, že se patrně galaxie M32 trefila před 210 mil. lety čelně do disku galaxie M31.

Jak uvedli M. Wilkinson aj., klíčoví hráči v intergalaktickém kulečníku v Místní soustavě jsou naše Galaxie a galaxie M31 v Andromedě. Mají zdaleka největší rozměry i hmotnost v porovnání se všemi ostatními galaxiemi Místní soustavy a také stejnou průměrnou metalicitu, takže zaručeně vznikly zároveň. Liší se však tím, že M31 obsahuje více hvězd než naše Galaxie, která má zase naopak proti M31 více skryté látky. Centrální výduť M31 vypadá na infračervených snímcích přehlídky 2MASS spíše jako příčka o délce 8 kpc, čímž se rovněž podobá naší Galaxii. J. Dubinski aj. ukázali, že obě obří galaxie se k sobě přibližují a poprvé se prostoupí zhruba za 3 mld. roků, což je tak významně zabrzdí, že k dalšímu prostoupení (srážce) dojde již za několik set milionů roků. Obě galaxie nakonec splynou a vytvoří obří eliptickou galaxii, v níž však Slunce opustí svou kruhovou dráhu kolem centra Galaxie a ocitne se na její periférii.

5.4. Cizí galaxie

J. Liu aj. využili družice Chandra k objevu první zákrytové dvojhvězdy mimo Místní soustavu v obří galaxii M101 (NGC 5457; „Větrník“; UMa; 8,3 Mpc) jež se svým chováním podobá binárním rentgenovým pulsarům Her X-1 nebo LMC X-4. Její oběžná doba činí 32,7 h a vlastní zákryt trvá 8 h. Zářivý výkon dvojhvězdy v rentgenovém pásmu dosahuje 1031 W. Dvojhvězdu se dokonce podařilo identifikovat opticky jako objekt 25 mag sp. tříd O3 a O5. Zatím to však nestačí k určení vzdálenosti dvojhvězdy od nás.

L. Macri aj. využili okolnosti, že galaxie M106 (NGC 4285; CVn; 7,2 Mpc) má dobře určenou vzdálenost díky interstelárním maserům. Jelikož v ní pomocí ACS HST objevili přes 280 cefeid v rozpětí period 4 – 45 d, umožnilo jim to kalibrovat tuto příčku kosmologického žebříku a odvodit odtud revidovanou hodnotu konstanty H0 = 74 km/s/Mpc.

G. Dewangan aj. dokázali na základě pozorování kvaziperiodických oscilací rentgenového zdroje X-1 v galaxii M82 (NGC 3034; UMa; 3,5 Mpc) s frekvencí 114 mHz a amplitudou 1 %, že jde o mimořádně hmotnou černou díru s hmotností v rozsahu 25 – 520 M☉. Již 40 galaxií má prokázánu existenci černé veledíry ve svém centru.

X. Wu a Scott Tremaine odvodili hmotnost obří galaxie M87 (NGC 4486; Vir; 17 Mpc) v kupě galaxií v Panně ze vzorku 161 kulových hvězdokup do vzdálenosti 32 kpc od centra soustavy. Vyšla jim vysoká hodnota (2,4 ±0,6) TM☉ a poměr hmotnosti ku svítivosti 125 M☉/L☉, což svědčí o přítomnosti značného množství skryté látky v soustavě. Jak ukázali R. Ciardullo aj., ve zdánlivě prázdném intergalaktickém prostoru v této mimořádné kupě galaxií se při mnohahodinových expozicích obřími dalekohledy vynoří tisíce hvězd a dokonce i kulových hvězdokup, jež byly vykopnuty z jednotlivých galaxií intergalaktickými slapy. Obří kupa v Panně obsahuje minimálně tisíc galaxií.

S. Beckwith aj. shrnuli hlavní výsledky rozsáhlého projektu HUDF (Hubblova ultrahlubokého pole), který vycházel ze zkušeností předešlého projektu HDF-N a HDF-S (Hubblovo hluboké pole sever a jih) a z možností dosud nejpokročilejší kamery ACS. Vybrali proto pole o ploše 200’ × 200’ a souřadnicích α = 03h 32m 39s; δ = -27° 47’ 29’ (galaktické souřadnice l = 224°; b = -45°) co nejdále od ekliptiky, kde nejméně ruší jas pozadí zvířetníkového světla. Jde o část pole CDF-S, takže dostali překryv s extrémně hlubokou přehlídkou rentgenové družice Chandra. Snímkování neprobíhalo souvisle jako u HDF a celková expozice ve 4 filtrech (435; 606; 775 a 850 nm) dosáhla 1 mil. sekund (11,5 dne).

Na snímcích je zobrazeno asi 10 tis. objektů s mezní hvězdnou velikostí 29 mag; převážně jde o vzdálené galaxie. Morfologie galaxií zřetelně závisí na jejich vzdálenosti. Pro z > 4 (stáří <1 mld. roků po velkém třesku) není vidět žádné spirální ani obří eliptické galaxie současných typů; různá vývojová stádia galaxií jsou zřetelně rozlišitelná v pásmu 4 < z < 7 a současně lze sledovat postupný pokles jejich hustoty v prostoru v závislosti na rostoucím čase od velkého třesku. Nejvzdálenější galaxie mladší než 1 mld. roků po velkém třesku vykazují silnou tvorbu hvězd, ale jsou menší a méně souměrné než galaxie dnešní.

B. Mobasher aj. našli v hluboké přehlídce HUDF galaxii JD2 s červeným posuvem z = 6,5 (tj. stáří asi 800 mil. let po velkém třesku), která má na jedné straně hmotnost osmkrát větší než naše Galaxie, a na druhé straně v ní již skončila překotná tvorba hvězd. To představuje dvojí záhadu: především, jak se dokázala tak hmotná galaxie zformovat tak rychle (nejpozději 500 mil. let po velkém třesku) a dále, co způsobilo, že tam překotná tvorba hvězd tak brzo (nejpozději za 300 mil. let) zase ustala.

A. Kashlinsky aj. využili SST k měření úrovně infračerveného pozadí na vlnové délce 3,6 μm v proužku oblohy dlouhém 12 obl. minut v souhvězdí Draka, když nejprve odečetli podíl záření hvězd a galaxií. Úroveň pozadí je v dobré shodě s představou, že jde o kolektivní záření hvězd populace III (I. generace velmi hmotných hvězd, složených pouze z H a He). M. Iye aj. využili 8,4m dalekohledu Subaru k objevu a změření červeného posuvu ve spektru galaxie IOK-1 během 15h expozice s mezní hvězdnou velikostí 25 mag a dostali tak nový rekord z = 6,96. To odpovídá stáří galaxie asi 750 mil. roků po velkém třesku při tempu tvorby hvězdy 10 M☉/rok. Autoři odtud usuzují, že v té době už svítící hvězdy dokázaly znovu reionizovat vesmír, takže epocha šerověku patrně skončila pro z < 14.

Současná astronomická technika ve spojení s efektem zesílení jasnosti vhodně umístěných extrémně vzdálených objektů dovoluje v principu nacházet objekty (galaxie, kvasary) se z ≈ 10, tj. o stáří slabě nad 400 mil. roků po velkém třesku. Zdá se, že takových objektů je však jako šafránu. K tomuto závěru dospěli nezávisle též R. Bouwens a G. Illingworth, kteří využili snímků z HUDF a projektu GOODS a očekávali, že tak najdou kolem 10 galaxií se z ≈ 7, ale našli s bídou jednu. Přitom pro z ≈ 6 je již známo na 500 galaxií, takže právě na tomto rozhraní z (přibližně 800 mil. let po velkém třesku) začaly galaxie rychle a hromadně „dozrávat“.

Jak upozornil R. McMahon, přehlídka extrémně vzdálených galaxií teleskopem Subaru měla v pásmu z ≈ 7 najít 5 galaxií, pokud by jejich skutečný výskyt ve vesmíru byl týž jako u galaxií se z ≈ 5. Astronomie v kosmologických vzdálenostech je na tom podobně jako archeologie: čím hlouběji se prokopeme do minulosti, tím méně máme nálezů. V kosmologii to souvisí s tím, že čím jsou objekty vzdálenější, tím jsou na pozemské obloze slabší, ale také s faktem, že vesmír se rozpíná.

Pozemní dalekohled Subaru je dnes pro hledání extrémně vzdálených objektů podstatně výkonnější než HST, přestože má na rozdíl od HST problém s rušivým svícením čar atmosférického hydroxylu v blízké infračervené oblasti. HST má totiž méně citlivé infračervené detektory a hlavně asi 75krát menší plochu zorného pole než Subaru, jehož digitální kamera Suprime-Cam má kapacitu 84 Mpixelů a pokrývá tak na obloze plochu 876 čtv. obl. minut. (ACS HST má plochu jen 11 čtv. obl. minut a NICMOS HST dokonce jen 0,8 čtv. obl. minuty.) Astronomové u Subaru dokázali vtipně využít temného atmosférického „okna“ kolem 975,5 nm, kde zemská atmosféra téměř nezáří, ale do něhož se promítá silně posunutá emise vodíkové čáry Ly-α galaxií se z ≈ 7. Proto je Subaru nakonec asi o dva řády účinnějším přístrojem pro studium hlubokého vesmíru než HST.

Subaru však dostal v poslední době konkurenci v podobě infračerveného teleskopu SST, jehož kamery IRAC využili I. Labbé aj. k zobrazení galaxií v poli přehlídky HUDF a GOODS. Objevili tak obří galaxie se z ≈ 7, které mají optický zářivý výkon až 30 GL☉, hmotnost až 10 GM☉ a hvězdy staré 50 – 200 mil. roků, jež se tam rodí tempem až 25 M☉/r. Autoři odtud usuzují, že nejhmotnější galaxie vznikly již při z > 8 (<600 mil. let po velkém třesku) a přispěly tak rozhodující měrou k reionizaci vesmíru. Ani Subaru ani SST však nemohou konkurovat družici WMAP, která dokáže v milimetrovém spektrálním pásmu v principu zaznamenat objekty se z ≈ 13,5 (300 mil. roků po velkém třesku) - zatím však nic takového nenašla.

M. Mori a M. Umemura simulovali na superpočítači vývoj galaxií od malých nepravidelných chuchvalců baryonového plynu, který ztrácí tepelnou energii vyzařováním a následkem toho padá do hustších zárodků malých nepravidelných galaxií, v nichž vybuchující supernovy naopak rozfoukávají bubliny horkého plynu zpět do intergalaktického prostoru. Převaha dostředivých procesů způsobí, že během pouhých 300 mil. roků se vytvoří solidní zárodek budoucí galaxie a do 1 mld. let už i pozorovatelná galaxie. Další vývoj v průběhu 13 mld. roků vede k současným eliptickým galaxií výstavbou „zdola nahoru“.

R. Genzel aj. využili infračerveného spektrografu s adaptivní optikou SINFONI VLT k prozkoumání „galaxie ve výstavbě“ BzK-15504 (z = 3,4; stáří 10 mld.r.) k popisu vývojového procesu, jenž vede k dnešním galaxiím. Disková galaxie se sice zdánlivě podobá naší Galaxii, ale dosud se tam tvoří překotně hvězdy tempem 140 M☉/r; tj. více než o dva řády rychleji, než je tomu nyní v naší Galaxii. Oběžná rychlost v této galaxii ve vzdálenostech 5 – 10 kpc od centra dosahuje 230 km/s, takže její úhrnná hmotnost činí 110 GM☉. Odtud plyne, že známá Hubblova klasifikace galaxií (spirální, eliptické, nepravidelné) dobře platí jen pro vyvinuté galaxie ve stáří 1/3 věku vesmíru a vyšším. Před touto epochou však vypadá morfologie galaxií úplně jinak; jde o pestrou stupnici zcela roztodivných tvarů.

G. Shields aj. ukázali, že v raném vesmíru rostou v nitrech galaxií černé veledíry mimořádně rychle, takže v té době neplatí přímá úměra mezi hmotností galaxie a hmotností veledíry v jejím centru. Pozná se to podle šířky profilu rádiové emise CO pro z > 3. Zejména tak vznikají obří černé veledíry o hmotnostech řádu GM☉. L. Ferrareseová aj. zjistili pomocí snímků ACS HST a spektroskopie na KPNO, že 50–80 % galaxií o nízké a střední svítivosti má bez ohledu na morfologii vždy kompaktní hvězdná jádra o hmotnosti 0,2 % hmotnosti celé galaxie. Pokud jde o trpasličí galaxii, tak se v jejím centru nachází hustá hvězdokupa, ale pokud je galaxie hmotnější než 30 GM☉, zhroutí se kupa rychle do černé veledíry.

C. Rodriguezová aj. vypočítali, že při srážkách páru černých veleděr se uvolňuje energie tempem až 1023 L☉! Ke srážkám párů reálně dochází proto, že při vzájemné vzdálenosti veleděr pod 1 kAU rychle vzrůstá ztráta energie soustavy vlivem sílícího vyzařování gravitačních vln. Doložili to na příkladu eliptické radiogalaxie 0402+379 (=4C+37.11; Per; z = 0,055; vzdálenost 215 Mpc), která podle jejich měření radiointerferometrem VLBA obsahuje dvě veledíry ve vzájemné minimální vzdálenosti jen 7 pc, jež kolem sebe obíhají v periodě 150 tis. let rychlostí 300 km/s. Jejich souhrnná hmotnost odvozená ze spektroskopie 9,2m teleskopem HET dosahuje 150 MM☉, a tak jejich nevyhnutelná budoucí srážka bude pro naše vzdálené potomky opravdu zajímavým představením...

S. Patiri aj. využili údajů z přehlídky SDSS k objevům galaxií v intergalaktických prolukách (angl. voids). Prohlédli celkem 46 relativně blízkých proluk a našli v nich téměř 500 galaxií shodných barev s běžnými polními galaxiemi. To znamená, že proluky nejsou ani zdaleka prázdné; pouze prostorová hustota galaxií v nich klesá asi o řád proti hustotě galaxií v kupách.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

B. Piner aj. studovali během let 2002-03 pomocí rádiového interferometru VLBA na frekvencích 22 a 43 GHz rychlosti výtrysků u tří blazarů (0235+164; 0827+243 a 1406-076) a dostali pro ně vysoce nadsvětelné rychlosti vzdalování od centra blazaru tempem po řadě 25,6c; 25,6c a 28,2c. Efekt je způsoben tím že výtrysky jsou namířeny téměř k nám, takže nejde o narušení principu speciální teorie relativity, jak už dávno ukázal M. Rees.

T. Turner aj. objevili díky družici Newton v rentgenovém spektru Seyfertovy galaxie Mrk 766 emisní čáru železa, jejíž poloha se díky oběžnému pohybu kolem černé veledíry v jádře galaxie periodicky mění s amplitudou 13,5 tis. km/s v periodě 1,9 d. Odtud vychází velká poloosa Keplerovy dráhy svítícího zhustku na 2,4 AU a rozmezí hmotností černé veledíry 0,5 – 45 mil. M☉ (max R☉=0,9 AU). M. Bentz aj. využili pro určování hmotnosti černých veleděr v jádrech AGN originální metody měření časového zpoždění proměnnosti emisních čar AGN vůči proměnnosti zdroje spojitého spektra (angl. reverberation mapping). Velikost zpoždění a šířka emisních čar jsou totiž přímo úměrné hmotnosti černé veledíry v jádře AGN. Touto metodou již určili hmotnosti veleděr pro 36 AGN. Jako příklad uvedli jasnou Seyfertovu galaxii NGC 4151 (CVn; 16,5 Mpc), jejíž veledíra má hmotnost 46 MM☉. Stejnou metodou dostali K. Denney aj. hmotnost veledíry v Seyfertově galaxii NGC 4593 (Vir; z = 0,08) - ze zpoždění variací v čarách o 3,7 h oproti variacím ve spojitém spektrum vyšla hmotnost 10 MM☉.

J. Albert aj. nalezli pomocí Čerenkovova teleskopu MAGIC energetické záření gama v pásmu 0,18 – 2 TeV u AGN 1ES 1959+65 (Dra; z = 0,05) během týdenních měření na přelomu září a října 2004. Ačkoliv v té době svítila galaxie AGN slabě opticky i rentgenově, bylo záření gama intenzivní a stálé v čase. Další objev téhož týmu následoval v lednu 2005, kdy v oboru energií >120 keV sledovali blazar 1218+30 (Com; z = 0,18), který je v tomto pásmu rovněž neproměnný. Třetím úlovkem skupiny se stal AGN Mrk 180, jenž opticky vzplanul v březnu 2006 a v téže době aparatura MAGIC zaznamenala záření gama v pásmu >200 GeV na úrovní 11 % signálu z Krabí mlhoviny. Podobný objev ohlásili rovněž F. Aharonian aj., kteří pomocí aparatury HESS dostali silný stálý signál záření gama s energií >200 GeV pro vzdálený (z > 0,25) blazar PG 1553+113. Titíž autoři také objevili stálé energetické záření gama u blazaru H 2356-309 (Scl; z = 0,165), které vysvětlují synchrotronovým Comptonovým zářením zdroje.

V květnu 2005 se podařilo E. Pianovi aj. zachytit díky družici INTEGRAL začátek výbuchu blazaru 3C 454.3 v pásmu 3 – 200 keV a souběžně s tím sledovali výbuch i v ostatních oborech elektromagnetického spektra včetně optického a milimetrového. Podle M. Villaty aj. šlo o vůbec největší optický výbuch blazaru, když v maximu dosáhl jasnosti R = 12, což odpovídá rekordní bolometrické absolutní hvězdné velikosti -31,4 mag (1045 W!).

Y. Uchiyama aj. sledovali prototyp kvasarů 3C-273 (Vir; z = 0,16) pomocí SST ve středním infračerveném pásmu a vyvrátili tak možnost, že by toto záření bylo důsledkem synchrotronové emise. To ovšem znamená, že protony jsou v tomto kvasaru urychlovány na energie minimálně 10 PeV a velmi pravděpodobně až 1 EeV, což je klíčové pro identifikaci možných zdrojů extrémně energetického kosmického záření, které pravděpodobně nevzniká v pozůstatcích supernov, ale ve zdrojích s ještě exotičtějšími mechanismy urychlování jako je právě okolí černých veleděr v kvasarech. K obdobnému závěru nezávisle dospěl také C. Dermer, jenž dává relativistické urychlování protonů do souvislosti s extrémně energetickým (řádově TeV) zářením gama nedávno zjištěným u blazarů, o nichž soudíme, že jde o kvasary, jejíchž relativistické výtrysky míří přímo k Zemi.

J. Wu aj. monitorovali změny jasnosti blazaru OJ 287 (Cnc; z = 1,3) během prvního pololetí 2005 a ukázali, že se na světelné křivce projevuje 40d periodicita, podobně jako tomu bylo při předešlé aktivitě blazaru v r. 1994. Archivní snímky objektu od počátku XX. stol. poukazují jednoznačně na přítomnost dvou složek blazaru, tj. dvou černých veleděr, které kolem sebe obíhají po značně výstředné dráze v periodě kolem 10 roků. V době průchodu periastrem pak spolu interagují plynné obaly a výtrysky z obou veleděr. Skutečně také M. Valtonen aj. pozorovali v listopadu 2005 největší optický výbuch OJ 287 za posledních 20 let, který ovšem přišel o rok dříve, než se čekalo podle očekávané oběžné periody 9 let. Uspíšená aktivita blazaru zřejmě souvisí se změnou dráhových parametrů binární černé veledíry.

W. Zheng aj. zjistili, že v okolí nejvzdálenějšího známého rádiového kvasaru SDSS J0836+0054 (Hya; z = 5,8) se nachází velké množství silně zčervenalých galaxií. Z toho usoudili, že zde pozorujeme vznik mimořádně hmotné hvězdné soustavy a že rádiově hlučné kvasary leží na vláknech skryté látky (angl. dark matter) vesmíru. S. Levshakov aj. odvodili z pozorování přesných poloh párů spektrálních čar Fe II mimořádně jasného kvasaru HE 0515-4414 (Pic; z = 1,15) horní mez pro případnou časovou změnu konstanty jemné struktury α v relativní míře (-0,07 ±0,8).10-6 za posledních 7,5 mld. roků.

J. Wang aj. vyšli z všeobecně přijímaného názoru, že zdrojem záření kvasarů je akrece plynu a prachu na černou veledíru v jejich nitru. Podle přehlídky SDSS odtud vychází vysoká zářivá účinnost tohoto procesu až 35 % pro kvasary se z 0,4 – 2,1. Odtud vyplývá, že černé veledíry získávají významnou část své hmoty právě díky této nekončící akreci a dále, že černé veledíry rotují velmi rychle, blízko horní kritické meze pro rotací černé veledíry dané hmotnosti. Tento předpoklad potvrdili L. Brennemanová a C. Reynolds, když sledovali rentgenové emise z akrečního disku černé veledíry v Seyfertově galaxii MCG-06-30-15 (Cen; 37 Mpc) pomocí družice Newton a obdrželi tak spin veledíry 0,99, tj. velmi blízký kritické rotační rychlosti.

J. Hennawi aj. využili přehlídek SDSS a 2dF k hledání párů kvasarů s roztečemi do 1 Mpc v pásmu červených posuvů z 0,5 – 3,0. Objevili tak přes 220 nových párů, mezi nimiž je 26 případů s roztečí <50 kpc, čímž se počet známých těsných párů zdvojnásobil. Pro rozteče 40 kpc, což je dosavadní mez přehlídky, je vidět zřetelný přebytek případů, takže binární kvasary jsou zřejmě docela běžné. Buď již vznikly jako páry, anebo se postupem doby doslova gravitačně vyčenichaly a nakonec splynou.

Pozoruhodný případ takového gigantického kosmického kulečníku našli L. Hoffman a A. Lobe v podobě jasného kvasaru HE 0450-2958 (Coelum). Ten je totiž plných 7 kpc vzdálen od galaxie, která evidentně vznikla splynutím dvou hvězdných soustav. Podle názoru autorů měla jedna ze splývajících galaxií ve svém nitru binární černou veledíru a při setkání s třetí veledírou v jádře druhé galaxie se hmotnější veledíry gravitačně zachytily a rukou společnou a nerozdílnou odmrštily přitom méně hmotnou veledíru z binárního páru. To je tedy právě zmíněný jasný kvasar, který se do vzdálenosti 7 kpc od centra splynuvší galaxie dostal za 20 mil. roků.

M. Volonteri a M. Rees vyšli z výsledku přehlídky SDSS, v níž se podařilo mimo jiné ulovit velké množství svítivých kvasarů se z > 6, což znamená, že obří černé veledíry s hmotnostmi ≈ 1 GM☉ se ve vesmíru stihly vytvořit za necelou miliardu let po velkém třesku. Autoři se domnívají, že za tak rychlý vzrůst obřích veleděr mohou tři faktory: především snadné splývání hvězdných černých děr, které rychle klesají v gravitačním potenciálu zárodků galaxií do centra soustav, dále pak jejich snadné splývání zásluhou zmenšení momentu hybnosti párů černých děr gravitačním zářením a polárními výtrysky a konečně dynamickými překážkami při snaze černých děr v halu galaxií tyto soustavy opustit. Autoři ukázali, že intermediální černá díra o hmotnosti 100 M☉ tak dokáže vyrůst, resp. srůst, na obří černou veledíru o hmotnosti 1 GM☉ za necelou půl miliardu let. Hala mateřských galaxií mohou přitom dosáhnout gigantické hmotnosti 10 TM☉.

Manželé M. a P. Véronovi vydali v pořadí již XII. katalog kvasarů a AGN, který obsahuje dvojnásobek objektů proti předešlému XI. vydání katalogu. Jako obvykle jsou pro každý objekt uvedeny přesné souřadnice, z, optická fotometrie UBV a rádiový tok na 60 mm. Katalog obsahuje přes 85 tis. kvasarů a přes 11 tis. blazarů a téměř 22 tis. AGN (z toho téměř 10 tis. Seyfertových galaxií). Poprvé je připojen seznam binárních kvasarů a kvasarů zobrazených jako gravitační čočky.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

P. Saha aj. se věnovali otázce, jak nadějné je určení Hubblovy konstanty H0 pomocí zpoždění změn jasnosti v jednotlivých obrazech kvasaru, zobrazeného gravitační čočkou. Ze 14 čočkovaných kvasarů lze zpoždění (v intervalech 8 – 122 dnů) určit s dostatečnou přesností u 11 objektů a odtud i hodnotu H0 s chybou 5 %. Předností této metody je naprostá nezávislost na kosmologickém žebříku vzdáleností. V současnosti je známo asi 80 čočkovaných kvasarů, ale očekává se, že v přehlídce SDSS sahající pro kvasary až do 23 mag se jich podaří odhalit na tisíc. C. Fassnacht aj. však varují, že výpočet H0 se může zkomplikovat, na základě objevu, že kvasar B1608+656 (Dra; z = 1,4) je čočkován třemi kupami galaxií na témže zorném paprsku s velmi rozdílnými vzdálenostmi (z = 0,63; 0,52; 0,43). V takovém případě je vypočtená H0 soustavně přeceněna až o 5 %.

Y. Kawano a M. Oguri uveřejnili měření zpoždění u čtyř obrazů kvasaru SDSS J1004+4112 (LMi; z = 1,74; 3 Mpc), jenž donedávna vynikal rekordní známou úhlovou roztečí mezi obrazy 15’ a značně nižším červeným posuvem příslušné gravitační čočky (z = 0,68; 1,8 Mpc). Na snímku čočky pomocí HST je vidět i 5. obraz a ve spektru kvasaru celkem pět mezilehlých systémů absorpčních čar. V r. 2006 však tento rekord padl, když N. Inada aj. objevili v přehlídce SDSS kvasar J1029+2623 (Leo; z = 2,2), rozštěpený na dva obrazy mezilehlou kupou galaxií se z = 0,55 tak, že úhlová rozteč obrazů dosahuje neuvěřitelných 22,5’!

Gravitační čočky jsou, jak známo, levným teleskopem pro chudé astronomy, neboť dokáží významně zesílit přicházející světlo vzdálené galaxie tím, že slouží jako objektiv v pomyslném Keplerově dalekohledu, kde okulárem je nějaký ten dvouapůlmetr na Zemi. Právě to se vyplatilo A. Boltonovi aj., když v přehlídce SDSS našli slabou galaxii v poloze 1011+0143 (Sex; z = 2,7), jež je v podobě Einsteinova kříže zobrazena čočkující galaxií se z = 0,3, jež má do poloměru 9 kpc od jádra hmotnost 500 GM☉. Čočkovaná galaxie má jen pětinu zářivého výkonu naší Galaxie, ale díky zmíněnému zesílení obrazů Einsteinova kříže ji lze snadno spatřit.

A. Cassan aj. pozorovali gravitační mikročočku OGLE-2004-BLG-254, která během 11 dnů úkazu dosáhla maximálního zesílení 60x pro hvězdu vzdálenou od nás 10,5 kpc. Využili k tomu spektrografu UVES VLT a ukázali, že relativní vlastní pohyb hvězdy vůči bližší (9,6 kpc) čočce dosahoval 0,003’/r. Zatímco čočka byla trpasličí hvězdou třídy dM, zesilovaná hvězda je červeným obrem třídy K3 o poloměru 10 R☉. Podobně N. Kallivayalil aj. identifikovali spektrum mikročočky úkazu MACHO-LMC-20 pomocí infračerveného kosmického teleskopu SST a zjistili, že jde o raného červeného trpaslíka dM, vzdáleného od nás 2 kpc.

A. Udalski aj. využili pozorovacího materiálu z projektu OGLE III pro monitorování změn jasnosti tzv. Huchrovy čočky - Einsteinova kříže QSO 2237+0305 (Peg; z = 1,7; čočka z = 0,04) v letech 2001-2006, kdy kvasar vykazoval mimořádnou proměnnost všech čtyř složek kříže. Naprosto nevídané zesílení jasnosti 1 200krát ohlásili S. Dong aj. u gravitační mikročočky OGLE-2004-BLG-243. Jelikož se ale úkaz podařilo zachytit až 43 min. po pravděpodobném vrcholu, tak v maximu muselo zvýšení jasnosti objektu dosáhnout 3 000násobku (8,7 mag)! To zní velmi nadějně pro budoucí hledání exoplanet v okolí takto zjasněných hvězd.

Po úspěšných projektech monitorování gravitačních mikročoček ve výduti naší Galaxie a v obou Magellanových mračnech se nyní astronomové zaměřili na ještě náročnější hledání mikročoček v mnohem vzdálenější obří galaxii M31 v Andromedě. Jak uvedli E. Kerins aj., v projektu ANGSTROM hledají mikročočky ve výduti M31 do úhlové vzdálenosti 5’ od jejího centra. V projektu spojily své síly tři dalekohledy třídy 2 m na observatořích na ostrově La Palma, v Arizoně a v Jižní Koreji. Během jediného roku zaznamenali na 30 zjasnění gravitačních mikročoček.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

L. Sage připomněl neuvěřitelný pokrok pozorovací kosmologie za posledních 20 roků. Tehdy byly rekordní hodnoty červeného posuvu při pronikání do hlubin a minulosti vesmíru z ≈ 1 pro galaxie a z ≈ 2 pro kvasary. Pak přišly digitální polovodičové matice CCD a dalekohledy v kosmu, resp. 8-10m pozemní zrcadla, takže dnes se běžně dosahuje hodnot z ≈ 6,5 i pro obyčejné galaxie. Díky tomuto průniku do minulosti vesmíru došlo i k objevu nejvýznamnější složky hmoty vesmíru - skryté energie (angl. dark energy).

Podle E. Huové a L. Cowieho vidíme, že první galaxie existovaly již 800 mil. roků po velkém třesku. Nicméně většina hvězd v nich vznikla až kolem poloviny dnešního stáří vesmíru; zpočátku byly hvězdy ve vesmíru vlastně docela vzácné. Současné a plánované infračervené přehlídky oblohy však mohou naše znalosti o vesmíru posunout zpět až ke stáří 500 mil. let po velkém třesku. C. Blake aj. publikovali dosud největší a nejpodrobnější trojrozměrnou mapu struktury vesmíru, založenou na údajích z přehlídky SDSS pro 1 milion galaxií. Mapa potvrzuje existenci skryté látky i skryté energie vesmíru a fluktuace kosmické hustoty na délkové stupnici 300 Mpc.

Jak uvedl C. Bennett, také přesné výsledky družice WMAP a rozsáhlé pozemní přehlídky typu 2dF, 2MASS a zejména SDSS neobyčejně přispěly ke zlepšení našeho celkového obrazu o stavbě a vývoji vesmíru. Jak už to ve vědě bývá, tento pokrok však vede k novým téměř mystickým otázkám, jako je podstata kosmické inflace, povaha skryté látky a skryté energie a původ i budoucí vývoj vesmíru. Podle autorova názoru jsou hvězdy, planety i život ve vesmíru přechodným jevem, vyskytujícím se mezi Scyllou rané inflace a Charybdou rozplynutí vesmíru v nicotu. S. Carroll se věnoval podobně filosoficky laděné otázce, proč je vesmír právě takový, jaký je. Je to totiž čím dál tím větší záhada, jak přibývá našich znalostí v kosmologii i v částicové fyzice a mnohé současné spekulace (dceřiné vesmíry, bránová domněnka, zrod vesmíru z kvantové pěny; superstruny) mohou být vesměs slepé uličky.

Jedním z klíčových problémů současné pozorovací kosmologie je proces reionizace raného vesmíru intenzivním zářením I. generace (populace III) velmi hmotných hvězd. Podle X. Fana aj. se tento přechod od šerověku k průhlednému vesmíru dokončil při červeném posuvu z = 6, tj. ve stáří 950 mil. roků po velkém třesku. Využili k tomu pozorování 19 velmi vzdálených kvasarů a ukázali, že při z = 5 (1,2 mld. roků po velkém třesku) byl vesmír již 200krát průhlednější než na konci šerověku. Výsledek je v dobrém souladu s teoretickou předpovědí. Další experimentální podporou tohoto závěru se podle T. Totaniho aj. stalo pozorování zdroje GRB 050904 (z = 6,3), který na krátkou chvíli jako obří světlomet ozářil zezadu kosmickou scénu a poskytl tak nenahraditelné poznatky o průřezu intergalaktického prostředí v raném vesmíru. Odtud vyplynul již vysoký stupeň ionizace v tom čase, kdy až 17 % prvotního vodíku bylo ionizováno, což podstatně zprůhlednilo vesmír. M. Alvarez aj. využili tříletých měření reliktního záření družice WMAP k určení počátku i konce procesu reionizace, takže reionizace vesmíru začala později, než se dosud myslelo - pro z = 11 (300 mil. let po velkém třesku), a skončila pro z = 6,5.

F. Aharonian aj. zkoumali pomocí aparatury HESS difúzní pozadí extragalaktického záření v pásmu paprsků gama. Smysl těchto měření spočívá v tom, že příspěvek nejvzdálenějších hvězd I. generace (populace III) je v optickém oboru překryt zodiakálním světlem v naší sluneční soustavě, kdežto v oboru gama toto popředí neruší. Autoři si pro tato měření vybrali dva blazary s červenými posuvy z ≈ 0,17 (≈ 600 Mpc od nás), které jsou silnými zdroji záření gama v pásmu nad 0,1 TeV. Zjistili, že optické a blízké infračervené záření, pohlcované v těchto objektech, lze zcela vysvětlit jako integrované světlo vzdálených galaxií, takže příspěvek hvězd I. generace k jeho intenzitě je zanedbatelný. Naštěstí se podařilo optické a infračervené světlo hvězd I. generace najít pomocí družice COBE, kosmického teleskopu SST a japonského infračerveného kosmického teleskopu IRTS. Odtud víme, že hvězdy I. generace vznikaly již 400 mil. roků po velkém třesku.

Tomu též odpovídá nejnovější studie H. Yana aj., kteří zkombinovali výsledky z přehlídky kamerou IRAC SST s archivními údaji přehlídek GOODS. Identifikovali tak přes 50 velmi starých galaxií s hmotnosti řádu 10 GM☉ a 79 modrých galaxií s hvězdami mladšími než 40 mil. roků, které však mají proti předešlému souboru galaxií hmotnost řádu jen 1 GM☉. Odtud dále vychází, že na reionizaci vesmíru se rozhodující měrou podílely spíše trpasličí galaxie, které však nejsou dostupnou technikou pozorovatelné. S originálním řešením chybějícího zdroje reionizace přišli E. Vasiljev a J. Šekinov. Domnívají se totiž, že k reionizaci vesmíru významně přispělo kosmické záření velmi vysokých energií tím, že podněcovalo přes vznik molekulárního vodíku tvorbu hvězd I. generace, které následkem tohoto efektu vznikaly dříve a ve větším počtu, než se dosud myslelo.

R. Jimenez a Z. Haiman zjistili, že v galaxiích se z = 3–4 jsou hvězdy I. generace stále ještě zastoupeny desetinou až třetinou celkového počtu hvězd, protože chemicky obohacený materiál pro vznik dalších generací hvězd se promíchává pomalu, po dobu několika miliard let. J. Tumlinson aj. však tvrdí, že prvotní hvězdy neměly hmotnosti vyšší než 40 M☉, ač se donedávna soudilo, že by měly dosahovat hmotností řádu 100 M☉. Důvodem je relativní zastoupení těžších prvků, („kovů“) ve hvězdách II. generace (populace II). Příliš hmotné hvězdy I. generace by totiž nevyrobily dostatečné množství těžkých prvků jako je třeba baryum, které v těchto hvězdách snadno pozorujeme.

Jak však ukázali J. Cowan a C. Sneden, ani s lehkými prvky ve vesmíru není všechno úplně v pořádku, dokud nelze experimentálně určit chemické složení hvězd I. generace, čemuž by mohlo napomoci podrobné sledování velmi vzdálených zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Lehké prvky Be a B totiž nevznikají ve hvězdách, ale měly by být pozůstatkem po velkém třesku, což je sice možné, ale ne jisté. Podle E. Rollindeho aj. vznikalo lithium působením kosmického záření, ale i to je pouhá spekulace. Bylo by tedy záslužné určit chemické složení hvězd II. generace v obřích halech galaxií, abychom tuto nejistotu zmírnili.

J. Peacock a P. Schneider shrnuli hlavní otevřené otázky soudobé kosmologie:

6.2. Problém skryté hmoty

Skrytá hmota vesmíru se podle současných názorů skládá ze dvou zcela rozdílných složek, tj. ze skryté látky (angl. dark matter) a skryté energie (angl. dark energy). Povaha obou složek není známa; ví se jen tolik, že skrytá látka nevyzařuje ani nepohlcuje elektromagnetické záření, ale řídí se klasickým gravitačním zákonem stejně jako zjevná hmota. Skrytá látka není v prostoru rozložena rovnoměrně - kupí se tam, kde pozorujeme větší koncentraci zjevné látky. Naproti tomu skrytá energie je rozložena v prostoru rovnoměrně; její hustota se během času patrně nemění, ale neřídí se gravitačním zákonem - naopak zrychluje postupně čím dál víc tempo rozpínání vesmíru. K celkové hmotné bilanci vesmíru přispívají obě složky skryté hmoty podstatně více, než hmota zjevná (baryonová, zářící). Ta v současnosti představuje pouhá 4 % hustoty hmoty vesmíru, zatímco skrytá látka přes 20 % a skrytá energie přes 70 %. Podíl skryté energie na hmotě vesmíru by však měl s časem neustále vzrůstat!

Problém skryté energie podrobně rozbírali R. Trotta a R. Bower. Povahu skryté energie lze v principu zjišťovat jednak pomocí laboratorních experimentů a jednak pomocí hlubokých astronomických přehlídek pro z = 7 – 12. Astronomické přehlídky by se musely ovšem odehrávat na velké ploše oblohy minimálně 5 tis. čtv. stupňů (celá obloha má něco přes 41 tis. čtv. stupňů). Cílem přehlídek by mělo být zejména určení stavové rovnice pro skrytou energii. Pokud parametr stavové rovnice w = -1, je skrytá energie fakticky jiné vyjádření pro existenci kosmologické konstanty. Pokud však je w = f(z), je to dynamická proměnná související s kosmologickou inflací v rané fázi vývoje vesmíru. Dosavadní měření potvrzují, že w = -1 (s chybou 15 %) pro z < 1,0. Cílem astronomických pozorování v budoucnosti by mělo být snížit tuto chybu na 1 % a rozšířit interval z o řád. Mezitím G. Bayer ukázal, že kosmologická konstanta se nemění dokonce pro z < 1,6 (tj. v posledních 9,5 mld. let věku vesmíru).

P. Astier aj. se pokusili odvodit vlastnosti skryté energie nepřímo prostřednictvím hledání supernov s červeným posuvem z ≈ 1,0, což odpovídá stáří vesmíru asi 6 mld. let po velkém třesku, kdy se urychlení rozpínání vesmíru vlivem skryté energie začíná měřitelně projevovat. V programu SNLS u dalekohledu CFHT našli pomocí velkoplošné kamery MegaCam na ploše 4 čtv. stupňů oblohy zatím 71 supernov a pořídili pak jejich spektra pomocí dalekohledů Keck, VLT a Gemini. Odtud usoudili, že skrytá energie je opravdu jen jiný název pro kosmologickou konstantu v rovnicích obecné teorie relativity pro standardní kosmologický model vesmíru, neboť jim vyšlo w = -1,02. To znamená, že skrytá energie je druhem energie fyzikálního vakua. O. Bertolami a P. Silva navrhli, aby se kromě supernov použily ke studiu vlastností skryté energie také zábleskové zdroje záření gama (GRB), i když sami připouštějí, že GRB nejsou zdaleka tak dobrými „standardními svíčkami“ pro určování jejich kosmologických vzdáleností jako právě supernovy třídy Ia. Nicméně C. Firmani aj. odvodili z pozorování 119 supernov a 19 GRB, že hustota skryté energie se za posledních 10 mld. let nezměnila.

P. Biermann a A. Kusenko zase hledají zdroj skryté látky v podobě dosud jen teoreticky uvažovaných sterilních neutrin. Ta prý mají hmotnost řádu stovek keV/c2 a uvolňují se při výbuších supernov typu II. Slabinou domněnky jsou výsledky fyzikálních pokusů, které samotnou existenci sterilních neutrin zpochybňují. G. Gilmore aj. využili teleskopu VLT k určení podílu skryté látky u 12 trpasličích galaxií a zjistili, že každá z proměřovaných galaxií obsahuje kolem 30 MM☉ skryté látky, která navíc není studená, jak se dosud většinou soudí, ale je ohřáta na 10 kK a pohybuje se vůči pozadí rychlostí až 9 km/s. D. Clowe aj. zkoumali dvě pronikající se kupy galaxií 1E 0657-558 (z = 0,3), kde lze rozložení skryté látky sledovat pomocí tzv. slabého gravitačního čočkování. Autoři ukázali, že souhrnný gravitační potenciál, odvozený z gravitačního čočkování, nenásleduje rozložení intenzity optického, resp. rentgenového záření kup, ale měřitelně se od obou těchto rozložení liší. Zejména poloha gravitačního těžiště celého komplexu se zřetelně liší od polohy centra baryonové látky soustavy, což je přímý důkaz existence skryté látky v soustavě.

6.3. Základní kosmologické parametry

P. Astier aj. v projektu SNLS odvodili zastoupení skryté látky Ωm = 0,26. A. Sánchez aj. dostali porovnáním výsledků přehlídek 2dF a reliktního záření následující kosmologické parametry: H0 = 74 km/s/Mpc; hmotnost elektronových neutrin < 1,2 eV/c2; zastoupení baryonové látky Ωb = 0,04; Ωm = 0,24; w = -0,85. Naproti tomu A. Clocchiatti aj. studovali blízké vzdálené supernovy HST i obřími pozemními teleskopy a dostali podle způsobu zpracování velmi rozporuplné výsledky o celkové hmotě vesmíru Ω v rozmezí 1,0 – 1,6 a o zastoupení skryté látky Ωm v rozmezí 0,18 – 0,79!

S. Peirani a J. de Freitas Pacheco revidovali údaje o Místní soustavě galaxií a kupě galaxií v souhvězdí Panny s cílem zlepšit tak hodnotu Hubblovy konstanty H0. Pro souhrnnou hmotnost hlavních členů Místní soustavy, tj. naší Galaxie a galaxie M31, obdrželi hodnotu 2,5 TM☉, pro poměr hmotnosti ku svítivosti 25 M☉/L☉ a pro průměr místní soustavy 2,0 Mpc. Odtud pak vyšlo H0 = 74 v obvyklých jednotkách. Pro hmotnost kupy galaxií Virgo dostali vysokou hodnotu 1,1 PM☉ a průměr 17,2 Mpc. Odtud mimochodem vyplývá, že Místní soustava je gravitačně vázána k této obří kupě a směřuje k ní rychlostí 190 km/s. Pro Hubblovu konstantu jim pak vyšlo H0 = 65.

A. Sandage aj. shrnuli výsledky 15 let zkoumání cefeid pomocí HST ve vzdálenostech 4,4 – 30 Mpc a odtud vyplývající kalibrace maximálních zářivých výkonů supernov Ia. Dostali tak maximální absolutní hvězdnou velikost v oboru V = -19,46 mag; odtud pak vyplývá hodnota H0 = (62,3 ±1,3/statist./ ±5,0/syst./). Podobně C. Ngeow a S. Kanbur dostali pomocí cefeid a supernov Ia revidovanou hodnotu H0 = 74. X. Wang aj. využili stovky blízkých supernov Ia (z < 0,1) v porovnání s cefeidami k další revizi a dostali tak jednak jejich průměrnou maximální bolometrickou jasnost -19,33 mag a H0 = (72 ±6). Je zřejmé, že obvykle udávané střední chyby H0 jsou pouze statistické, kdežto systematické chyby hrají dosud větší roli a varují nás tak před příliš kategorickými závěry o tempu rozpínání vesmíru.

K takovým závěrům patrně patří tvrzení P. Steinhardta a N. Turoka, že kosmologická konstanta Λ je blízká nule (ač z kvantové fyziky vyplývá, že by měla být nepředstavitelně velká) proto, že vesmír se cyklicky rozpíná a opět smršťuje v periodách biliónů let. Protože žijeme už ve velmi pokročilém cyklu, původně vysoká Λ mnohonásobným opakováním cyklů „vyhasla“.

6.4. Reliktní a kosmické záření

C. Bennett aj. uveřejnili výsledky měření družice WMAP za tři roky velmi přesného pozorování reliktního záření. V podstatě se tak potvrdily výsledky, získané během prvního roku a publikované již dříve. Především se znovu potvrdila existence skryté látky (22 %) i skryté energie (74 %) díky tomu, že kromě měření teplotních fluktuací reliktního záření s amplitudami (30 – 70).10-6 jsou k dispozici již také přesná polarizační měření s amplitudami ještě o dva řády menšími! Stáří vesmíru činí (13,7 ±0,3) mld. let. První hvězdy vznikaly ve vesmíru již 400 mil. roků po velkém třesku a zahájily tak epochu reionizace vesmíru po období šerověku. Poprvé se podařilo odvodit skalární spektrální index I = (0,95 ± 0,02), charakterizující kosmologickou inflaci ve velmi raném vesmíru. K tomu, aby vůbec mohla inflace nastat, nesmí být I = 1, což je tedy s odřenými zády díky družici WMAP splněno. N. Phillips a A. Kogut studovali na základě měření WMAP možné topologie vesmíru a tvrdí, že minimální rozměr fundamentální vesmírné domény s konečnou plochou topologií přesahuje 17 Gpc, takže tato doména je podstatně větší než rozměr pozorovatelného vesmíru (≈ 9 Gpc).

J. Pecker a J. Narlikar zopakovali na základě dnešních měření výpočet A. Eddingtona z r. 1926, kdy se tento proslulý astrofyzik pokusil bilancovat velikost extragalaktického ozáření Země. Eddington tehdy obdržel hodnotu 3 K (!), tj. na tuto teplotu by se Země ohřála souhrnným světlem všech hvězd v pozorovatelném vesmíru, kdyby nebylo Slunce. Nové údaje, založené na součtu záření 20 tis. jasných blízkých galaxií, dávají hodnotu 4,2 K. Je zajisté překvapující, jak blízká jsou obě čísla průměrné teplotě reliktního záření 2,7 K.

J. Aublin a E. Parizot zjistili, že průběh intenzity kosmického záření nízkých, středních i vysokých energií se dá popsat jediným exponenciálním zákonem s mocninou -2,23. To podle jejich názoru znamená, že urychlovací mechanismus částic kosmického záření v celém tomto obrovském rozsahu energií (11 řádů) je shodný - patrně jde o urychlování částic v rázových vlnách až na relativistické rychlosti. Nicméně J. Niemiec aj. tvrdí, že ve výtryscích AGN musí fungovat ještě jiné mechanismy než klasické Fermiho urychlování I. řádu.

6.5. Nukleogeneze

R. Diehl aj. se zabývali otázkou, kde se bere v Galaxii radionuklid 26Al s poločasem rozpadu jen 7.105 roků, jehož čáru 1,8 MeV pozorujeme zejména v rovině Galaxie, kde je ho koncentrováno odhadem téměř 3 M☉. Analýza nejstarších meteoritů navíc ukazuje, že rozpad 26Al probíhal dokonce i v protosolárním disku, z něhož vznikla sluneční soustava. Všechno tedy podle autorů nasvědčuje tomu, že zdrojem tohoto radionuklidu jsou velmi hmotné hvězdy, v nichž probíhají reakce hlubokého štěpení (angl. spallation reactions). K tomu, abychom pak vysvětlili množství 26Al v Galaxii, je zapotřebí, aby v ní hvězdy vznikaly tempem 4M☉/rok a aby četnost supernov tříd Ib/c a II činila celkem 1,9/století. Družice INTEGRAL, která umožnila studium zastoupení 26Al v Galaxii, mimo jiné potvrdila, že vznik mladých hvězdokup z obřích molekulových mračen zabere řádově 100 mil. roků a tento proces tedy zřejmě předcházel i vzniku sluneční soustavy.

Supernovy třídy Ic mohou dle K. Nakamury aj. být i zdrojem lehkých nuklidů 6Li a 9Be při interakci rozpínajících se obálek supernov s interstelárními mračny v rané fázi vývoje Galaxie. Přesto je však ve hvězdách třikrát méně lithia, než jak vyplývá z teorie velmi rané nukleogeneze před vznikem hvězd. Tento rozpor vysvětlují A. Korn aj. difúzí jader lithia při turbulentním míchání v atmosférách velmi starých hvězd populace II, jak autoři prokázali na případu kulové hvězdokupy NGC 6397. D. Neufeld aj. objevili díky SST v pásmech 28 a 23 μm molekulu HD v pozůstatku supernovy IC 443, dále v objektech HH 7 a 54 jakož i v radiovém zdroji Cep A (West). Odtud vychází poměrně vysoké relativní zastoupení deuteria (>10-5) vůči vodíku.

Podle C. Fröhlichové aj. nebylo dosud jasné, jak v supernovách vznikají během jejich výbuchu prvky s vyššími protonovými čísly, tj. např. ruthenium a molybden. Kvůli odpudivé elektromagnetické síle mezi přebytkem protonů v rozpínající se slupce kolem supernovy se totiž většinou nezdaří jejich zachycení v atomových jádrech prvků s nižšími protonovými čísly. Autoři však ukázali, že slupka obsahuje současně přebytek antineutrin, které při srážkách mění protony na neutrony, jež se pak dají bez problémů v atomových jádrech zachytit.

6.6. Kosmologické principy

G. Brumfiel shrnul současné názory a debaty o antropickém principu, který vychází ze skutečnosti, že existence vesmíru je výsledkem neuvěřitelné shody jeho fyzikálních vlastností. Kdyby totiž byly některé fyzikální konstanty jen o něco málo větší než jsou, vesmír by se rozepnul tak rychle, že by se protony nestačily sloučit s neutrony na jádra atomů. Kdyby však tyto konstanty byly jen o něco málo menší, nevznikne ani jediné atomové jádro kvůli příliš vysoké teplotě vesmíru. Podobně je tomu také s poměry hmotností protonů, neutronů a elektronů a s relativním poměrem sil čtyř základních interakcí. Představa náhodného sladění fyzikálních veličin na úrovni magického čísla 10120 se totiž zdá být na první pohled naprosto nesmyslná.

Proto se od počátku 80. let minulého století většina odborníků přiklání k názoru, že vědeckým řešením paradoxu, které se vyhýbá antropickému principu, je představa o mnoha nezávislých vesmírech (multiversum). Ve strunové teorii se podle J. Polchinského a R. Boussa hovoří zcela samozřejmě o souběžné existenci nějakých 10500 vesmírů! Tato na první pohled lákavá myšlenka však není příliš vědecká, protože se nedá vyvrátit, když v zásadě můžeme pozorovat pouze jeden vesmír. Pozorování cizího vesmíru je nemožné: pokud ho budeme někdy pozorovat, stává se automaticky součástí našeho vesmíru. Proto se zdá teze o antropickém principu stále zajímavá, ale může být také dokladem toho, jak málo dosud o vesmíru víme.

M. Cirkovic a R. Bradbury připomněli v této souvislosti také známý Fermiho paradox, který zatím nejjednodušeji řeší odpověď, že jsme jediná civilizace ve vesmíru, a pak je antropický princip dokonce antropocentrický! S. Dick se domnívá, že pokud jiné civilizace existují, tak se musejí držet inteligentního principu, tj. inteligentně nastavených jemností ve sladění fyzikálních zákonů, což je ale motivuje k mohutnému sběru informací. Pro rozvoj civilizací jsou patrně vhodné jen vybrané oblasti galaxií, takže jejich mateřské hvězdy lze najít nejspíš v hlavní rovině a ve střední vzdálenosti mezi centrem a periférií nepříliš aktivní obří spirální galaxie, jakou je právě ta naše.

6.7. Částicová astrofyzika

V posledním desetiletí nabývá na zralosti nový obor na pomezí částicové fyziky a astronomie, který se anglicky nazývá Astroparticle Physics (částicová astrofyzika) a do něhož spadají jak výzkumy energetického (>100 GeV) záření gama, tak také studium energetického kosmického záření, kosmických neutrin, gravitačních vln, skryté látky a skryté energie. Příslušné přístroje se často pronikavě liší od klasických dalekohledů, radioteleskopů a aparatur na umělých družicích Země a zahrnují mj. rozměrné pozemní a podzemní či podvodní detektory včetně obřích urychlovačů částic jako je Tevatron nebo LHC.

Podle E. Rollindeho aj. sehrálo energetické kosmické záření vysílané hmotnými hvězdami populace III významnou úlohu při vzniku izotopu 6Li ve velmi raném vesmíru při z ≈ 11 (400 mil. let po velkém třesku). K. Nakamura aj. totiž upozornili, že v nejstarších objektech Galaxie je 6Li i 9Be zastoupeno velmi silně, za což nejspíš mohou výbuchy nejstarších supernov.

Při výzkumu vysoce energetického kosmického záření začíná hrát ústřední úlohu již téměř dokončená mezinárodní observatoř Pierra Augera (PAO) v argentinské pampě nejen pro dosud největší rozlohu 3 tis. km2, na níž je rozmístěno v šestiúhelníkové mříži o straně 1,5 km celkem 1,6 tis. pozemních detektorů. Předností PAO je totiž kromě rekordní sběrné plochy také první hybridní detekce spršek sekundárního kosmického záření jak pozemními detektory, tak současně obřími světelnými komorami, které zaznamenávají fluorescenční záření spršek v troposféře.

Proto se začínají objevovat teoretické spekulace, co všechno by mohla tato observatoř postupně zjistit. Za potenciální zdroje extrémně energetického kosmického záření (energie >1 EeV) se považují zvláště blazary, což jsou kvasary, jejichž výtrysk směřuje k pozorovateli, ale k důkazu zatím chybí dostatečně velká statistika úkazů - přiměřené rozsáhlý pozorovací materiál bude k dispozici až někdy po r. 2010. Je však možné, že se observatoři PAO podaří najít i příznaky existence pověstných černých miniděr, jež se vypařují krátce po svém vzniku díky Hawkingovu záření. Na další možnost upozornili B. Chrenov a V. Stulov, když poukázali na výskyt drobných (mikrogramových) rychlých zrnek meziplanetárního prachu, které fluorescenčně září při průletu zemskou rychlostí počáteční rychlostí 30 km/s. Dalším zdrojem fluorescenčního záření v atmosféře mohou být též subrelativistické nanočástice o hmotnostech řádu 0,1 ng, jejichž záblesky by mohly trvat celou milisekundu. Není také vyloučeno, že by PAO mohla zaznamenat šikmo skloněné atmosférické spršky vyvolané průletem energetických (1 EeV) kosmologických neutrin, takže potenciál observatoře je větší, než se před její výstavbou dalo očekávat.

Jak uvádí J. White, neutrina jsou přitom opravdu všudypřítomná. Lidským tělem prolétá každou sekundu bilión neutrin, ale s ohledem na jejich nepatrný účinný průřez se v lidském těle za celý život zachytí nanejvýš 3 neutrina! V důmyslném experimentu s detekcí slunečních neutrin, který navrhl a řídil nositel Nobelovy ceny R. Davis v dole na zlato Homestake v Jižní Dakotě, se za 30 let provozu podařilo zachytit 2 tis. elektronových neutrin. K tomu, aby se konkrétní kosmické neutrino podařilo najisto zachytit, by muselo proletět olověnou deskou tlustou 300 pc - jenže tolik olova v Galaxii není.

Je tedy s podivem, že existují úspěšné laboratorní experimenty pro detekci neutrin, vznikajících v obřích urychlovačích částic. Jak uvedla N. Nosengová, v letech 1999-2004 uskutečnili Japonci úspěšná měření neutrin v experimentu K2K. Zdrojem neutrin byl synchrotronový urychlovač protonů s energií 12 GeV KEK v Cukubě a detektorem známá podzemní observatoř Kamiokande, vzdálená „vzdušnou čarou“ 250 km od zdroje neutrin. Tato měření potvrdila oscilace mionových neutrin, neboť místo očekávaných 151 neutrin jich v Kamiokande zachytili jen 108. V r. 2006 potvrdil tyto výsledky na větším souboru mezinárodní kolektiv odborníků v experimentu MINOS, kde zdrojem mionových neutrin byl urychlovač protonů ve Fermilabu a vzdálený detektor se nacházel v podzemní laboratoři v Soudanu ve státě Minnesota ve vzdálenosti 725 km od zdroje. Kdyby mionová neutrina neoscilovala, měl detektor v Soudanu zachytit celkem 1065 neutrin, ale ve skutečnosti jich zaznamenal jen 848. Četnost oscilací je nepřímo úměrná energii neutrin, takže je nejvýraznější pro neutrina s energiemi pod 10 GeV. V témže roce započal i analogický experiment se zdrojem neutrin v laboratoři CERN ve Švýcarsku a obřím 1 800t detektorem OPERA pod pohořím Gran Sasso v Itálii, vzdáleným od zdroje 730 km. Současně se tam buduje ještě citlivější detektor ICARUS, jenž by mohl zaznamenat i tauonová neutrina, která vznikají při oscilacích mionových neutrin.

K. Abe aj. uveřejnili zprávu o sledování energetických (>1,6 GeV) mionů, která interagovala uvnitř nádoby detektoru Kamiokande v období od dubna 1996 do července 2001. Aby se tyto miony, vznikající při interakcích kosmických mionových neutrin s atomovými jádry uvnitř Země, dala odlišit od mionů z kosmického záření, byly zaznamenávány jen ty miony, které do nádoby přiletěly „zespodu“, protože pro mateřská neutrina není celá zeměkoule žádnou překážkou, kdežto pro kosmické záření ano. V uvedeném období zaznamenali autoři celkem 1892 průletů mionů a 467 mionů v nádobě zaniklo. Jelikož mateřská neutrina letí přímočaře, lze odtud odvodit rozložení jejich zdrojů na jižní polokouli. Zatím se nenašel žádný diskrétní zdroj těchto neutrin, ani zvýšení toku neutrin v rovině Galaxie. Podobně M. Swanson aj. nenašli v témže pozorovacím materiálu žádné známky, že by vysoce energetická neutrina (>3 TeV) přicházela ze směrů od galaxií s aktivními jádry (AGN).

Jak uvedli T. Lasserre a P. Pajot, přímo v zemském plášti vzniká při každé kaskádě radioaktivního rozpadu 238U na 206Pb celkem 6 antineutrin, která by bylo možné v principu zaznamenat v podzemních detektorech a studovat tak strukturu zemského nitra, případně i objevovat hlubinná ložiska některých rud. B. Aharnmin aj. využili těžkovodního detektoru neutrin v Sudbury (SNO) k hledání neutrinového pozadí ze supernov. Za období od listopadu 1999 do května 2001 však nenašli ani jednou elektronové neutrino v pásmu energií 21 – 35 MeV, které by bylo možné tomuto pozadí přičíst.

Vyhlídky klasického nástroje částicové fyziky, tj. mocných urychlovačů částic, jímž dosud vévodí Tevatron v americkém Fermilabu, začínají být poněkud chmurné. Prvotřídní relativistický urychlovač těžkých iontů RHIC v americkém Brookhavenu ztratil po 7 letech úspěšného provozu finanční podporu a dožívá z 13milionového soukromého daru. Také Tevatron je na odpis, protože se plánuje jeho uzavření v r. 2010. Stavba evropského urychlovače LHC, jenž má dosáhnout o řád vyšších energií než Tevatron, se opožďuje jak z technických, tak finančních důvodů přinejmenším o dva roky a plánovaný lineární urychlovač ILC pro srážky elektronů s pozitrony při energiích až 500 GeV začíná být v nedohlednu.

6.8. Relativistická astrofyzika

Vědeckou katastrofou skončil projekt ověřování efektů obecné teorie relativity pomocí kosmické sondy Gravity Probe B, která pracovala na oběžné dráze kolem Země od dubna 2004 do konce září 2005. Projekt měl dlouhou historii - poprvé se o vyslání družice, která by měla ověřit jemné efekty obecné teorie relativity (geodetickou precesi a strhávání inerciální soustavy zemskou rotací), začalo uvažovat již v r. 1964. Hlavním hybatelem projektu se stal americký fyzik F. Everitt ze Stanfordovy university, ale s ohledem na neustále rostoucí náklady unikl projekt v přípravné fázi několikrát svému zrušení za cenu opakovaných odložení startu. I když nakonec NASA uvolnila potřebných 700 mil. dolarů a po technické stránce družice na oběžné dráze ve výšce 650 km pracovala bezchybně, výsledky se nedostavily.

Během měření na oběžné dráze totiž došlo k sedmi velkým slunečním rupcím, které mj. způsobily ztrátu orientace družice vůči pointační hvězdě IM Peg, ale to zdaleka nebyl jediný problém. Při provozu družice se totiž objevily nepatrné rušivé efekty, jejichž rušivý vliv vědci podcenili, tj. cyklické kolébání družice vinou nedokonalostí použitých gyroskopů a zpomalování rychlosti jejich rotace, jakož i výskyt slabých elektrických polí na palubě družice. Při požadované relativní přesnosti měření 10-12 to vedlo k problematickým výsledkům a ani velké úsilí tyto efekty dodatečně propočítat a odstranit nikam nevedlo.

Neúspěch může nepříznivě ovlivnit i další ještě nákladnější projekt LISA, o němž NASA ve spolupráci s ESA uvažuje. V projektu, který má prokázat existenci gravitačních vln, předpověděných obecnou teorií relativity, by měly být někdy po r. 2015 vypuštěny na sluneční oběžné dráhy tři družice, jež by zaujaly polohy ve vrcholech rovnostranného trojúhelníku o délce strany 5 mil. km (!) a jejichž vzájemné polohy by se měřily s přesností na 20 pikometrů (!!!).

Mezi očekávané zdroje gravitačních vln, které byl měla LISA při své extrémně vysoké citlivosti zaznamenat, patří především těsné dvojhvězdy s kompaktními složkami (bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry). J. Bakerovi aj. a J. Centrellové aj. se v r. 2006 podařilo na špičkových superpočítačích uskutečnit rozsáhlé výpočty průběhu splynutí černých veleděr (SMBH), kdy podle výpočtů vzniká v závěrečné fázi splývání velmi silný signál gravitačního záření. Koncem r. 2006 oznámil R. Adhikari, že pozemní aparatura na detekci gravitačních vln LIGO na dvou stanicích v USA již dosáhla počátkem toho roku plánované citlivosti a průběžně měří. V r. 2008 by se měla na základě zkušeností citlivost aparatury ještě významně zvýšit, ale žádný kosmický signál aparatura prozatím nezachytila.

C. Rodriguezová aj. vypočetla, že při srážce dvou SMBH dojde k záblesku o svítivosti 1023 L☉ (!!), a že již při přiblížení dvou veleděr k sobě na vzdálenost pod 0,3 mpc soustava vyzařuje silné gravitační vlny, čímž se následné splynutí SMBH velmi urychlí. Jako příklad uvedli pozorování radiogalaxie 4C+37.11 (Per; 0402+379; z = 0,06; vzdálenost 230 Mpc), která má ve svém centru pár SMBH o úhrnné hmotnosti 150 MM☉. Složky páru kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 7 pc v oběžné periodě 150 tis. let. P. Berczik aj. ukázali, že při vzdálenosti složek páru SMBH 1 pc dojde k jejich splynutí za méně než 10 mld. let.

G. Fabbianová aj. se domnívají, že černé veledíry v jádrech galaxií získávají hmotu pádem intermediálních černých děr (IMBH) o hmotnostech řádu 1 kM☉ do centra galaxií. Existenci IMBH poprvé odhalila družice Einstein v r. 1979 v galaxii M82 - projevují se totiž jako ultrasvítivé rentgenové zdroje (ULX) se zářivým výkonem až 1034 W. Své velmi vysoké svítivosti dosahují tím, že právě slapově porcují a následně po soustech pohlcují hvězdu uvnitř jádra mateřské kulové hvězdokupy, kde je pravděpodobnost požírání hvězd dostatečně vysoká. M. Gürkan aj. dále ukázali, že v hustých jádrech mladých hvězdokup mohou dokonce vznikat těsné dvojhvězdy, jejichž složky rychle vyrostou na pár IMBH. Současná velmi citlivá rentgenová kamera na družici Chandra objevila již na 200 zdrojů ULX.

Naproti tomu K. Vierdayanti aj. tvrdí na základě měření zdrojů ULX pomocí rentgenové družice Newton, že navzdory zářivému výkonu až 1034 W, který však u zmíněných zdrojů silně kolísá s časem, stačí k tomu hmotnosti zdrojů <60 M☉, takže o skutečné IMBH fakticky nejde. V této souvislosti nabývá na významu zajímavý postřeh J. Wilmse, že všechny černé díry od těch hvězdných až po SMBH vykazují fyzikálně totožný mechanismus vyzařování (pochopitelně jde o vyzařování z bezprostředního okolí černé díry). Specificky I. Hardy aj. ukázali, že rentgenové záření z okolí obřích černých veleděr v aktivních jádrech galaxií (AGN) vzniká v důsledku téhož akrečního procesu jako v případě SMBH v jádře naší Galaxie.

S. Fujimoto aj. propočítali díky moderním metodám numerické relativity dvojrozměrné osově souměrné řešení průběhu gravitačního zhroucení rotující hvězdy o hmotnosti 40 M☉. Zjistili, že v průběhu hroucení vznikají jak akreční disk v rovníkové rovině hroutící se hvězdy, tak také polární výtrysky ve směru magnetického dipólu o indukci až 1 MT. Akrece hmoty na disk je proměnná a vpravdě mohutná, tj. více než 0,01 M☉ za sekundu (!). Vnitřní část akrečního disku proto vysílá dokonce silný proud neutrin o zářivém výkonu až 8.1044 W, což je ale méně než při výbuchu supernovy. Jak ukázali J. Miller aj. při studiu mikrokvasaru J1655-40 (Sco, vzdálenost 3,2 kpc), je akrece z disku na hvězdnou černou díru ovládána magnetickou viskozitou uvnitř disku, kterou si lze představit jako magnetocentrifugální sílu. Podle měření družice Chandra během rentgenového výbuchu zdroje na počátku dubna 2005 má černá díra hmotnost 7,0 M☉. Její viditelný průvodce - podobr sp. třídy F3 až F6 - dosahuje hmotnosti 2,3 M☉ a obíhá kolem ní v periodě 2,6 d. Z okolí černé díry se vyzařuje výkon 1030 W.

S. Gezari aj. pozorovali rentgenové vzplanutí v normální eliptické galaxii se z = 0,37 (vzdálenost 1,2 Gpc) a jeho následky po dobu dvou let jednak družicí GALEX v dalekém (FUV) i blízkém UV oboru spektra, ale též v optickém pásmu. Světelné křivky ve všech oborech se výborně shodovaly s výpočtem pro slapové roztrhání běžné hvězdy v gravitačním poli SMBH o hmotnosti 20 MM☉. Z výpočtů dále vyplývá, že slapové trhání hvězd ustává při hmotnostech SMBH >110 MM☉, protože pro tak velké SMBH jsou slapové síly vně Schwarzschildova poloměru paradoxně již příliš slabé. Schwarzschildův poloměr je totiž přímo úměrný hmotnosti SMBH, kdežto slapové síly klesají se 3. mocninou vzdálenosti od SMBH.

R. Dunn aj. zkoumali rozložení směrů rotačních os černých veleděr v galaxiích, které patří do kupy galaxií v Perseu. S překvapením zjistili, že tyto úhly nejsou stejné vůči těžišti kupy a konkrétně pro známou radiogalaxii NGC 1275 (3C 84) je rotační osa SMBH skloněna pod úhlem 120° k zornému paprsku a opisuje precesní kužel o vrcholovém úhlu 50° v periodě úctyhodných 33 mil. roků. Práce je kuriózní tím, že v seznamu literatury cituje renesančního umělce a vynálezce Leonarda da Vinciho, který v r. 1510 popsal trajektorie stoupajících vzduchových bublin v kapalině. Je to jedna z nejstarších citací v odborné astrofyzikální literatuře vůbec.

A. Šackij se zabýval otázkou, jak velký podíl na hmotě vesmíru by měly prvotní černé díry, které mohly vznikat v prvních okamžicích existence vesmíru. Ukázal, že do současnosti mohou přežívat prvotní černé díry s hmotnostmi v rozmezí 0,03 – 0,1 M☉ a jejich souhrnná hmotnost uvnitř naší Galaxie by mohla být dokonce srovnatelná s odhadem podílu hmotnosti skryté látky v Galaxii. Hmotnost takto hmotných prvotních černých děr může v průběhu existence vesmíru dokonce růst při jejich průletu běžnými hvězdami, ale pravděpodobnost takového průletu je poměrně nízká.

Pozoruhodnou studii o vlastnostech červích děr uveřejnili N. Kardašev aj. Zjistili, že pro vnějšího pozorovatele vypadá vstup do červí díry jako obří magnetický monopól, který do sebe vtahuje běžnou látku a přinutí ji zhroutit se na černou díru. Hmotnosti červích děr se tak mohou pohybovat ve velmi širokých mezích od 2 kg do miliard M☉. V souvislosti s domněnkou o chaotické inflaci, která vyžaduje souběžnou existenci nekonečného množství vesmírů, se autoři domnívají, že prvotní červí díry se v těchto vesmírech zachovávají i po kosmologické inflaci a slouží tak v principu jako vstupy do tunelů, jež tyto vesmíry propojují.

6.9. Experimentální a teoretická fyzika

J. Berquist aj. experimentovali s osamělými atomy rtuti osvětlovanými ultrafialovým laserem a zjistili, že tak lze měřit kmitočty s přesností šestkrát vyšší než u současných cesiových hodin. Rtuťové atomové hodiny tak mohou dosáhnout chyby pouhé 1 sekundy za 400 mil. roků a to je předurčuje k přesnější definici trvání atomové sekundy. G. Gabrielse aj. zpřesnili pomocí měření magnetického momentu elektronu hodnotu konstanty jemné struktury α = 1/137,0359997, což je zlepšení o celý řád proti dosavadním laboratorním měřením. N. Kanekar aj. zjišťovali, zda se s časem nemění hodnota α tím, že měřili vlnové délky čar hydroxylu a neutrálního vodíku v emisi a absorpci pro různě vzdálené astronomické zdroje. Určili tak relativní horní mez 7.10-6 pro případnou změnu α za posledních 6,5 mld. let. K ještě ostřejší horní mezi 5.10-7 za posledních 8 mld. roků dospěli H. Chand aj. na základě měření polohy čar Fe II ve spektru kvasaru HE 0515-44.

E. Reinhold aj. srovnali výsledky laboratorních měření poměru hmotností protonu a elektronu s přesnými měřeními vlnových délek pro molekulu vodíku spektrografem UVES VLT (ESO) ve vzdálených kvasarech QSO 0347-383 (z = 3,0) a 0405-443 (z = 2,6). Odtud odvodili, že tento poměr za posledních 11,5 mld. roků mohl klesnout o 0,002 %, ale s ohledem na choulostivost takových měření se dá spíše konstatovat, že tento veledůležitý parametr v částicové fyzice se nijak nezměnil.

V r. 1977 navrhli R. Peccei a H. Quinnová existenci nové částice bez elektrického náboje, jež by obrazně řečeno měla bránit narušení parity (objevené u slabé jaderné interakce) v silných jaderných interakcích. Pro tuto částici navrhl F. Wilczek jméno axion (podle obchodního názvu pracího prášku, o němž reklama tvrdí, že dokáže vyčistit špinavé skvrny na prádle/teorii). Teorie praví, že axion by měl snadno vznikat ve vakuu a interagovat s elektromagnetickým polem, a že jeho hmotnost by se měla pohybovat v rozmezí od 1 μeV/c2 do 10 meV/c2. V r. 2006 uveřejnili E. Zavattini aj. výsledky laboratorních měření, při nichž vysílali fotony infračerveného laseru na vlnové délce 1,06 μm kolmo k magnetickému poli o indukci 5 T. Zjistili, že polarizační rovina laserového svazku se v magnetickém poli stáčela a odtud odvodili hmotnost axionu 1 meV/c2. Tato měření však kvůli choulostivosti experimentu nebyla vědeckou obcí přijata jako hmatatelný důkaz existence axionu, ačkoliv astrofyzikům by se taková částice báječně hodila pro vysvětlení podstaty skryté látky ve vesmíru...

V teoretické fyzice, týkající se kýžené unitární teorie, spolu v posledních desetiletích soupeří zejména dvě koncepce, a to strunová teorie a kvantová teorie gravitace. Koncem roku 2005 se začal prosazovat nový přístup, iniciovaný pracemi J. Erlicha aj. a L. Da Rolda a A. Pomarola. Tito autoři vycházejí ze zjištění, že navzdory velkému úsilí posledních třiceti let nijak nepokročila kvantová chromodynamika (QCD) při analytickém řešení, v němž by pole silné interakce s barevnými náboji bylo popisováno analogicky jako je tomu u elektromagnetické interakce a elektrických nábojů, takže každé řešení se muselo řešit numericky na rychlých superpočítačích. Nový model vychází ze strunové teorie a předpokládá, že oscilace podél strun určuje hmotnost a spin částic. Otevřené struny pak dokáží dobře popisovat vlastnosti fotonů a gluonů, zatímco uzavřené struny vypadají jako gravitony.

Kromě lineárních strun, jež lze popisovat v devíti prostorových rozměrech, existují pak ve vesmíru ještě dvojrozměrné membrány a trojrozměrné brány. V bránové teorii se uzavřené struny gravitonů pohybují ve zmíněném devítirozměrném prostoru. Energie bran vyvolává zakřivení prostoročasu. Barevný náboj gluonů závisí na energii vyměňované mezi dvěma kvarky tak, že při velké energii je vazba mezi kvarky slabá, kdežto při malé energii je velmi silná - tím lze vysvětlit známé uvěznění kvarků v hadronech. Fyzikální vakuum je pak vyplněno páry kvark-antikvark.

Nový přístup dává slibné naděje na výpočet vlastností částic z prvních principů. Jak uvádějí J. Erlich aj, podařilo se jim tak s přesností na 10 % spočítat hmotnosti, poločasy rozpadu a vazebné energie nejlehčích mezonů (pionů). Také L. Da Rold a A. Pomarola obdrželi přibližný souhlas pro 8 koeficientů svého modelu s experimentem, byť s přesností pouhých 30 %.

Y. Aoki aj. se zabývali otázkou, zda fázový přechod v rozpínajícím se velmi raném vesmíru předvídaný QCD, při němž se volné kvarky a gluony sloučí na hadrony, je náhlý (kvarky a gluony se „uvaří“ na hadrony naráz), anebo plynulý. Jejich výpočty hovoří ve prospěch plynulého přechodu při teplotě vyšší než 10 TK.

V konkurenční kvantové teorii gravitace přišli s novým konceptem A. Ashtekar aj., když ukázali, že smyčková teorie gravitace (LQG) se hodí i pro popis velkého třesku jako kvantové události. K tomu rozvinuli koncept kvantové kosmologie (LQC) k popisu singularity velkého třesku jako kvantového mostu mezi dvěma klasickými vesmíry, z nichž jeden se smršťuje a druhý se rozpíná. Pak lze velký třesk popsat jako „velký odraz“, v němž se smršťující vesmír začíná znovu rozpínat a z tohoto konceptu lze předpovědět jeho budoucí vlastnosti. V takovém případě je vývoj vesmíru deterministický i v Planckově časové stupnici a lze tak pochopit, jak se ve velkém třesku/odrazu „vynořil“ čas.

7. Život ve vesmíru

R. Mclean aj. zkoumali kanystr s mikroby, který se nacházel na palubě raketoplánu Columbia kvůli zamýšlenému experimentu o chování mikrobů v beztížném stavu a dopadl neporušen na zem po tragické havárii v únoru 2003. Tři kmeny mikrobů, vložené do kanystru kvůli experimentu, nepřežily katastrofický návrat, ale přesto se autorům podařilo v kanystru objevit živé bakterie nového kmene Microbispora sp., které se do kanystru dostaly zřejmě před startem a všechno přežily, včetně teploty až 175°C při hypersonickém průletu (až 9 700 km/h) kanystru atmosférou. Podobně dopadli nematodi - mikroskopičtí červi, kteří cestovali na palubě Columbie v rámci jiného experimentu v šesti kanystrech, z nichž pět bylo po pádu na zem nalezeno a ve všech byli živí červi, jak zjistila autorka experimentu C. Conleyová. Odtud vyplývá, že pokud se v pozemských horninách, vyvržených do kosmu únikovou rychlostí, nacházejí mikroorganismy, mohou přežít cestu nehostinným meziplanetárním prostorem a dopadnout živé na Mars nebo na některé měsíce Jupiteru či Saturnu. Obdobně mohou cestu na Zemi přežít mikroorganismy vyvržené z těchto těles, pokud tam nějaké jsou. Zevrubné zkoumání meteoritů ovšem nic takového zatím neprokázalo.

M. Turnbullové aj. se zdařilo získat pomocí světelného 1,8m teleskopu VATT kvalitní spektrum popelavého svitu Měsíce v pásmu 0,7 – 2,4 μm, což je fakticky spektrum povrchu a atmosféry Země. Podle očekávání našli ve spektru silné pásy vody od mračen a ledových krystalků v cirech a dále pásy molekul kyslíku, oxidu uhličitého a metanu. Podobně uspěli S. Hamdani aj. u dalekohledu NTT ESO, kteří pracovali v pásmu 0,32 – 1,02 μm a našli tak navíc i pásy ozónu i závislost vzhledu spektra Země na okamžitém podílu odrazu slunečního světla od oceánů a pevnin. Zejména intenzita infračerveného „vegetačního“ okraje spektra roste díky výskytu lesů na pevninách, jako je Evropa a Afrika a klesá na třetinu, když je Země natočena ke Slunci oceánem. To dává jasný návod, co by se mělo hledat ve spektrech exoplanet, abychom jim pak věnovali pozornost jako potenciálně životodárným planetám; ovšem technické obtíže takových spektrálních měření jsou mimořádné. A. Buccino aj. uvádějí, že v okolí žhavých hvězd s velkým podílem ultrafialového záření v pásmu 200 – 300 nm je život vyloučen kvůli brzdění fotosyntézy a destrukci DNA, lipidů i bílkovin.

Život se sice dokáže přizpůsobovat změnám vnějších podmínek v dosti širokých mezích různých parametrů, ale na druhé straně reaguje na tyto změny buď rozvojem nebo vymíráním, jak ukázali J. van Dam aj. na výskytu hlodavců v centrálním Španělsku za posledních 24 mil. let. Proměřili totiž stáří 80 tis. zachovaných zoubků hlodavců a zjistili, že na rozvoj a zánik jejich populací mělo hlavní vliv dlouhodobé kolísání klimatu. K vymírání docházelo podle očekávání v době nástupu ledových dob v periodách, odpovídajících Milankovičovým cyklům 2,37 a 1,2 mil. let (kombinace kolísání výstřednosti dráhy Země v periodách 100 a 400 tis. let, sklonu dráhy k ekliptice v periodě 41 tis. roků a precese v periodě 21 tis. let). Typická astronomická perioda kolísání klimatu na Zemi pak činí 2,5 mil. roků a přesně tuto hodnotu v nástupu nových druhů hlodavců našli autoři studiem jejich zoubků.

Mezitím C. Scharf dospěl k názoru, že pro rozvoj života se mohou docela dobře hodit velké přirozené družice (měsíce) obřích exoplanet. Jsou-li totiž dost daleko od mateřské hvězdy, nejsou ohroženy jejím zářením nebo vrtochy a potřebné teplo mohou získat ze slapového působení obří exoplanety, jak to názorně vidíme pro družici Io u Jupiteru. Rozsah stabilních drah pro družice dosud objevených 74 exoplanet, vzdálených minimálně 0,6 AU od mateřské hvězdy, není sice velký, protože dosahuje nanejvýš 3 mil. km od příslušné exoplanety. Přesto se zdá, že až čtvrtina takto vzdálených exoplanet může mít měsíce o hmotnosti až 10 % hmotnosti Země v obydlitelné (sublimační) teplotní zóně (170 – 273 K). Ostatně i na Zemi existují oblasti, kde je vliv Slunce zcela překryt geotermální energií v tzv. černých kuřácích na dnech oceánů. R. Haymonová aj. studovali koncem roku 2005 hydrotermální vývěry u Galapág, ale i ve středním Atlantiku na 5° severní šířky. Ve vývěrech naměřili teploty až 260° C a při podvodní explozi dokonce 400° C, přičemž spálili kameru, kterou sledovali bohatý život v chladnějším okolí kuřáků. Podle N. Reida aj. dosahuje současný rozsah teplot, při nichž různé mikroorganismy zůstávají na živu, rozmezí -2 – +121°C.

P. Horowitz sehnal 50 tis. dolarů na konstrukci 1,8m zrcadla pro sledování případných laserových signálů mimozemšťanů. Detektor s 1024 pixely v ohnisku dalekohledu bude schopen odhalit záblesky o trvání kratším než 1 ns a pasážníkový dalekohled se zorným polem 0,2° x 1,6° má prohlédnout celou oblohu dostupnou z Princetonu během 200 nocí. P. Backus chce pro naslouchání umělým rádiovým signálům z vesmíru využít prvních 42 dokončených eliptických parabol s rozměrem 7m x 6m budoucí anténní soustavy ATA na radioastronomické observatoři Hat Creek v Kalifornii. ATA by měla mít po dokončení celkem 350 parabol, jenže slibný projekt narazil koncem roku 2006 na vážné finanční problémy, když z úhrnné ceny asi 43 mil. dolarů je k dispozici jenom polovina částky a žádní další mecenáši nebo štědré grantové agentury se nehlásí.

M. Cirkovic a R. Bradbury dospěli k názoru, že inteligentní život v Galaxii je omezen na obydlitelnou zónu, která se nachází v hlavní rovině Galaxie vně její centrální oblasti, tj. přibližně v té vzdálenosti, v níž se nachází sluneční soustava. Nemůžeme se proto divit, že projekty SETI zahájené bezmála před půl stoletím zatím nepřinášejí žádný výsledek, protože tato zóna je prostorově tak malá, že pravděpodobnost současné existence technicky pokročilých civilizací je mnohem nižší, než se dosud soudilo. I. Morison v rozsáhlém přehledovém článku dokonce dospívá k závěru, že v Galaxii jsme v současnosti jediná technická civilizace.

Nejnovější pokroky kosmologie vedou C. Bennetta (šéfa projektu družice WMAP) k poměrně pesimistickému názoru na trvání života ve vesmíru. V raném vesmíru není evidentně život možný kvůli následkům kosmologické inflace, takže ke vzniku hvězd a tvorbě zásob chemických prvků potřebných pro život dochází až v průběhu první miliardy let po velkém třesku. Pak to ještě trvá několik miliard let, než vzniknou hvězdy slunečního typu obklopené terestrickými planetami, aby se na nich život mohl vyvinout do pokročilých forem. Mezitím však nastupuje efekt skryté energie, tj. zrychlujícího se tempa rozpínání vesmíru, které povede k „velkému chladu“, kdy opět život ve vesmíru bude nemožný.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická astronomie

Binokulární teleskop LBT na Mt. Grahamu v Arizoně získal první světlo prvního 8,4m zrcadla v říjnu 2005, když pořídil snímek spirální galaxie NGC 891 (And). Druhé zrcadlo LBT bylo v téže montáži instalováno koncem roku 2006. Spřažená dvojice tak má ekvivalentní průměr 11,8 m a jako interferometr základnu dlouhou 22,8 m. Náklady na LBT dosáhly 120 mil. dolarů.

S. Bradley Cenko aj. dokončili robotizaci známého 1,5m zrcadla na Mt. Palomaru s dosahem 23 mag v oboru R, které je nyní schopno samočinně přerušit rutinní pozorování a do 3 min zahájit sledování mimořádného úkazu kdekoliv na obloze. C. Guidorzi aj. získali první vědecké údaje s robotickým 2m Liverpoolským teleskopem ART na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech. Teleskop dokázal za necelé 3 min po avízu z družice Swift sledovat ve více barvách světelnou křivku GRB 050502A. Na observatoři La Palma pracuje také 2,5m nordický teleskop NOT, provozovaný ve spolupráci skandinávských zemí a Islandu. Nová kamera LuckyCam dává fantastické rozlišení 0,08’ tím, že exponuje krátké snímky a z nich v počítači vybírá ty nejlepší, které pak složí na sebe.

Obří dalekohledy na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech byly krátce vyřazeny z provozu při dvou zemětřeseních, které postihly ostrov Havaj 15. října 2006 v odstupu 7 min. První otřes o síle R = 6,7 se odehrál v hloubce 38 km a druhý o síle 6,0 v hloubce 20 km. Největší dalekohled Keck I se posunul o 25 mm, ale také japonský Subaru a kanadsko-francouzský CFHT byly vychýleny z ustavené polohy. Dalekohled CFHT o průměru zrcadla 3,6 m byl nově vybaven velkoplošnou infračervenou digitální kamerou WIRcam pro pásmo 2,5 μm, která má ovšem o řád menší plochu zorného pole než proslulá optická kamera MegaCAM (320 Mpix) téhož dalekohledu se zorným polem 1 čtv. stupeň. Podle P. Wizinowiche aj. byla u Keckova dalekohledu uvedena do rutinního provozu laserová adaptivní optika, která nyní umožňuje vynikající optické rozlišení pro libovolný objekt na obloze do 19 mg. Počátkem února 2006 získali první světlo s laserovou adaptivní optikou také u 8,2m dalekohledu VLT Jepún (UT4) a koncem téhož roku také u dalekohledu Antu (UT1) na Cerro Paranal (ESO) v Chile.

Koncem června 2006 získala první světlo první jednotka přehlídkové soustavy dalekohledů PanSTARRS, budované mezinárodním konzorciem institucí z USA, Velké Británie, Německa a Tchaj-wanu ve výšce 3 tis. m n. m. pod vrcholem sopky Mt. Haleakala na ostrově Maui na Havajských ostrovech. Přehlídkový dalekohled má průměr zrcadla 1,8 m a v jeho ohnisku se nachází obří kamera CCD s kapacitou 1,4 Gpix (!). Postupně mají být v závislosti na přísunu financí vybudovány ještě další tři jednotky. Soustava umožní opakované přehlídky oblohy do 24 mag několikrát měsíčně a měla by mj. posloužit k objevu většiny planetek - křížičů s průměrem nad 1 km a alespoň části populace křížičů s průměrem nad 300 m. Hodí se však i pro sledování optických protějšků GRB a objevy supernov v cizích galaxiích.

Jeden z nejperspektivnějších projektů pozemní optické astronomie - obří přehlídkový teleskop LSST s průměrem zrcadla 8,4 m a digitální kamerou 3 Gpix - má navázat na úspěch přehlídky SDSS. Ve srovnání s ním má mít však nesrovnatelně větší dosah i výkon: za jedinou noc pozorování totiž získá na 20–30 TB údajů, což je více než rozsah celé přehlídky SDSS za pět let. Během necelého týdne získá LSST více dat, než získali optičtí astronomové od časů Galilea po palomarský fotografický atlas včetně! Objem dat z LSST se dokonce vyrovná objemu dat z budoucího urychlovače LHC v CERN v Ženevě. Podle šéfa projektu A. Tysona bude LSST pracovat v širokém spektrálním pásmu od UV do blízké infračervené oblasti a celou dostupnou oblohu pročeše za pouhé tři dny, načež se bude přehlídka rutinně opakovat s cílem objevit všechny změny, k nímž v mezidobí na obloze dojde.

K tomu cíli bude ovšem potřebí vyvinout velmi složité a rychlé algoritmy ve spolupráci se známou firmou Google. O umístění přístroje se rozhodovalo mezi Mexikem (San Pedro Martír) a několika stanicemi v Chile. V r. 2006 padlo definitivní rozhodnutí, že tento jedinečný nástroj budoucí optické astronomie bude postaven do r. 2012 na Cerro Pachón v Chile za 270 mil. dolarů včetně provozních nákladů na 10 let provozu. A. Tokovinin a T. Travouillon studovali vertikální profil turbulence atmosféry nad vrcholem Cerro Pachón (2738 m n. m.), kde už nyní funguje 8m teleskop Gemini South. Medián neklidu obrazu (seeing) zde činí 0,77’ a škálová výška sloupce atmosféry dosahuje za dobrého počasí 30 m, ale při horším počasí až 100 m. Zóna 6 – 500 m nad vrcholem přispívá 60 % k celkovému neklidu obrazu.

G. Monnet a R. Gilmozzi oznámili změnu v koncepci evropského obřího teleskopu E-ELT. Původní návrh 100m teleskopu OWL z r. 1998 tak doznal po obsáhlé diskusi zásadní změny, když segmentové zrcadlo bude mít průměr jen 42 m. Výhodou nové koncepce je nižší závislost ceny teleskopu na průměru hlavního zrcadla. U klasických teleskopů rostla totiž cena s 2,6. mocninou průměru, kdežto nová koncepce snižuje tuto mocninu na 1,4. Zatím není jasné, kde bude E-ELT postaven. M. Sarazin aj. rozběhli projekt výběru vhodného místa na základě obsáhlých meteorologických údajů z potenciálně vhodných stanovišť za posledních 45 roků.

P. Corasaniti aj. testují na observatoři Cerro Tololo v Chile obří rtuťové zrcadlo ALPACA o průměru 8 m, které má zorné pole o průměru 3° a může pracovat v UV, optickém i blízkém infračerveném pásmu při driftových přehlídkách oblohy (zrcadlo míří do zenitu a zorným polem obloha driftuje). Mezní hvězdná velikost přístroje dosahuje až 25 mag a hodí se tak pro výzkum velmi hlubokého vesmíru při nízkých nákladech na financování celého zařízení. E. Borra, jenž se celý život věnuje vývoji tekutých astronomických zrcadel (rotujících mís s kapalnou rtutí), nyní přichází s novým nápadem využít místo rtuti feroelektrických kapalin, pokrytých reflexní vrstvou nanočástic. Povrch kapaliny by pak byl tvarován vespod umístěnými koncentrickými indukčními cívkami. Borra se domnívá, že tak by bylo možné sestrojit světelná (f/2) zrcadla o průměru 15 – 44 m podstatně levněji než plánovaná segmentovaná skleněná zrcadla obřích teleskopů.

V r. 2006 uplynulo půlstoletí od vynálezu Dobsonovy montáže pro amatérské zrcadlové teleskopy. Vynálezce John L. Dobson (*1915) si tehdy v Kalifornii postavil první prototyp ze snadno dostupných a levných materiálů při průměru zrcadla 0,3 m. Jelikož si tento nápad úmyslně nenechal patentovat, staly se „dobsony“ neobyčejně oblíbené mezi pokročilejšími astronomy amatéry pro své nesporné přednosti při ustavení a skladnost např. při převozech v autě i díky dříve nemyslitelné láci, zejména pro větší zrcadla.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Legendární Hubbleův kosmický teleskop (HST) překročil v dubnu 2006 17. rok své kosmické existence. Podle R. Fosbury aj. HST zasáhl rozhodujícím způsobem do rozvoje astronomie na přelomu XX. a XXI. stol. Ročně se totiž publikuje na 600 prací, založených na pozorování HST, což je více než u rentgenového teleskopu Chandra (500 prací) a nejvýkonnějšího pozemního teleskopu VLT ESO (350 prací). Na tomto úspěchu se výrazně podílely dosavadní servisní mise, které jsou sice drahé, ale astronauti přitom sehráli naprosto nezastupitelnou úlohu vysoce kvalifikovaných opravářů. Po každém servisu se tak HST dostal velmi rychle do prvotřídní kondice. Celková účinnost HST se po celou dobu pohybuje kolem 50 % času na oběžné dráze, což je velmi příznivé číslo. Nejvíce využívané přístroje jsou po řadě ACS, WFC IR, WFC UVIS, WFC2 a NICMOS. Další předností je volný přístup k datům HST po ochranné lhůtě obvykle 1 rok. Astronomové z celého světa mohou využívat data ze tří identických archivů v Baltimore, Garchingu a Victorii, B.C. v Kanadě.

HST však začal v r. 2005 jevit neklamné známky opotřebování. Odborníci NASA proto preventivně již v srpnu 2005 vypnuli třetí gyroskop, protože se tím potenciálně prodlouží životnost gyroskopické navigace asi o 9 měsíců. Koncem r. 2005 zhasl jeden ze tří čipů v kameře WFPC2 a v červnu 2006 měla citlivá kamera ACS elektronický výpadek, který se naštěstí podařilo po dvou týdnech odstranit. HST od té doby funguje jen jako zobrazovací dalekohled; spektrografy NICMOS a STIS jsou mimo provoz. Mezitím se začala plánovat pátá a poslední servisní výprava raketoplánu k HST, a to na rok 2008. Při ní se měly vyměnit akumulátory a všech 6 gyroskopů a instalovat nová kamera se spektrografem COS. Naopak byl odvolán plán na připojení modulu pro řízený zánik HST po skončení jeho činnosti kolem r. 2013. Časopis Nature odhadl celkové náklady na konstrukci, vypuštění i provoz HST na 12 miliard dolarů.

Nyní je největším finančním bumbrlíčkem projekt JWST, protože původně odhadované náklady ve výši 1 mld. dolarů se ukázaly jako iluzorní a budou překročeny nejméně pětinásobně. Podle J. Gardnera aj. bude beryliové zrcadlo JWST o průměru 6,6 m chlazeno na 50 K a bude se skládat z 18 segmentů, jež se rozevřou a automaticky zjustují až na oběžné dráze. Na palubě JWST budou instalovány celkem čtyři přístroje, tj. kamera a multiobjektový spektrograf a dva zobrazovače s laditelnými filtry pro pásmo 0,6 – 29 μm. Doplněním původního projektu se stal návrh W. Cashe na instalaci samostatného stínítka o průměru ≈ 40 m tvarovaného jako okvětní lístky, jež by se vznášelo v kosmu ve vzdálenosti 20 tis. km od JWST s přesností umístění v prostoru na několik centimetrů! Zástin by umožnil zobrazit exoplanety u zhruba tisíce hvězd do vzdálenosti 10 pc od Slunce a jenom jeho cena a provoz se odhaduje na 1 mld. dolarů. Touto finanční černou dírou trpí ostatní důležité projekty. Především se opozdilo nasazení létající observatoře SOFIA až do r. 2010 a ohrožen začal být i projekt Dawn (let k planetkám hlavního pásu).

8.3. Rádiová astronomie

V chilské poušti Atacama pokračuje úspěšně stavba obří anténní soustavy pro mm a submm pásmo ALMA (ESO ve spolupráci s USA, Japonskem, Kanadou, Chile a Tchaj-wanem), jejíž cena se odhaduje na 650 mil. dolarů. Hmotnost každé 12m antény dosahuje 110 t. Jejich přemisťování podle potřeb konfigurace soustavy budou obstarávat dva transportéry o hmotnosti 150 t, vybavené motory o příkonu 500 kW, jež zdolají až 7% stoupání z výšky 3 tis. m do pracovní výšky 5 tis. m po cestě dlouhé 28 km. Zkušební měření v daleké infračervené a mikrovlnné oblasti spektra (pásmo 0,2 – 1,3 mm) na stanici Llano de Chajnantor ve výšce 5,1 tis m n. m. pomocí 12m paraboly APEX proběhla úspěšně. Tvar paraboly s přesností na 18 μm byl adjustován holograficky. ALMA s minimálně 50 parabolami má být dokončena v r. 2012.

Mexiko postavilo na Sierra Negra (4 850 m n. m.) za 110 mil. dolarů ve státě Puebla milimetrový radioteleskop LMT s průměrem paraboly 50 m. Kalifornští radioastronomové pro změnu stěhovali 9 exemplářů 6m parabol BIMA a 6 antén OVRO o průměru 10,4 m do výšky 2 400 m n. m. poblíž hranic s Nevadou. To usnadní rádiová pozorování vzdálených galaxií. Holanďané pod vedením H. Falckeho začali budovat softwarový radioteleskop LOFAR pro pásmo 30 – 240 MHz, jehož centrum bude v Groningenu. Soustava laciných nepohyblivých všesměrových antén bude pracovat na principu aperturní syntézy a směr pozorování bude ovládán elektronicky fázovým zpožďováním signálů z různých antén. Projekt počítá s postupným vybudováním 76 stanic, řízených superpočítačem IBM Blue Gene/L s výkonem 34 Tflops. Stanice budou pokrývat plochu o průměru alespoň 1 tis. km, takže některé antény budou umístěny v Německu, Velké Británii, Francii a Švédsku. Postupné zvyšování výkonů superpočítačů dovolí postupně rozšiřovat základní sestavu po celé Evropě.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Japonská kosmická agentura JAXA vypustila v únoru 2006 na sluneční synchronní dráhu ve výšce 700 km přehlídkovou infračervenou družici AKARI, vyrobenou ve spolupráci s korejskými a evropskými odborníky za 110 mil. dolarů. AKARI má zopakovat přehlídku oblohy, vykonanou v r. 1983 průkopnickou družicí IRAS, proti níž má řadu předností: vyšší citlivost a rozlišovací schopnost díky většímu hlavnímu zrcadlu o průměru téměř 0,7 m, kvalitnějším čidlům a větší zásoba kapalného hélia, které vystačí na 1,5 roku provozu při teplotě čidel 6 K, jakož i širší spektrální pokrytí v pásmu 1,7 – 180 μm. Do konce r. 2006 družice stihla přehlídku v pásmech 60, 90 a 140 μm.

V polovině června 2006 odstartovala z Bajkonuru umělá družice PAMELA pro výzkum částic antihmoty v kosmickém záření. Společný projekt Ruska a Itálie s přispěním německé a švédské kosmické agentury má za cíl zkoumat po dobu tří let částice primárního kosmického záření slunečního, galaktického i extragalaktického původu pomocí obřího magnetu, který odchyluje elektricky nabité částice a antičástice kosmického záření, jež pak zachytí soustava detektorů půltunové družice. Koncem září vypustila agentura JAXA sluneční družici Solar B (Hinode) na dráhu ve výšce 600 km. Družice snímkuje Slunce pomocí 0,5m zrcadla v optickém oboru a souběžně získává sluneční spektrum v extrémním UV i rentgenovém oboru. Snímky Slunce mají mít lineární rozlišení 150 km. Na jejím vybavení se podílela také NASA a ESA.

Úspěšné astronomické družice INTEGRAL (záření gama) a Newton (rentgenové záření) mají z rozhodnutí vedení ESA prodlouženou životnost až do r. 2010. Na provozu družice INTEGRAL se podílejí také čeští astronomové pod vedením doc. R. Hudce. Jak uvedli A. Read aj., družice Newton je tak citlivá, že i během přejíždění z jednoho kosmického cíle na jiný má pořád až o řád vyšší citlivost než kterákoliv rentgenová družice. Proto se nyní i těchto „přejížděcích“ údajů využívá pro postupné mapování rentgenové oblohy v pásmu energií 2 – 10 keV a 0,2 – 2 keV. Dosud tak byly získány údaje o 4 tis. zdrojů na 15 % plochy oblohy, z nichž se více než polovinu podařilo identifikovat se známými objekty (AGN, rádiové galaxie, kupy galaxií, proměnné hvězdy, pozůstatky po supernovách, rentgenové proměnné a bílí trpaslíci). Řada z těchto zdrojů vykazuje velkou proměnnost rentgenového toku a autoři se domnívají, že jde většinou o projev slapového trhání hvězd v okolí černých veleděr. Podobně byla prodloužena mise proslulé družice Swift, která se zasloužila o podstatné zlepšení našich znalostí o zábleskových zdrojích záření gama (GRB) a věnuje se dále vyhledávání černých veleděr v jádrech galaxií do vzdálenosti 120 Mpc a objevování supernov.

Mezinárodní družice FUSE (USA, Kanada, Francie) sledující dalekou ultrafialovou oblast spektra (90 – 120 nm) byla vyřazena z provozu v prosinci 2004, kdy se zastavilo poslední ze čtyř reakčních kol nutných pro navigaci družice na astronomické objekty. Odborníci z Univerzity Johnse Hopkinse však vyvinuli novou metodu řízení družice, opírající se interakci uměle generovaných elektromagnetických polí na palubě družice s magnetickým polem Země, a tak zázračně vzkřísili družici, která začala opět naplno fungovat od ledna 2006.

Téměř 2t sluneční družice SOHO (ESA a NASA), usazená v Lagrangeově bodě L2 soustavy Slunce-Země, oslavila počátkem prosince 2005 prvních 10 let neuvěřitelně úspěšné činnosti, když vynalézavostí techniků se dokázala vzpamatovat ze dvou velkých technických problémů v letech 1998 a 2003 a funguje nyní i bez navigačních gyroskopů. Na jejím vývoji a provozu se podílí 1 500 odborníků ze 20 států a její provoz je plánován minimálně do konce r. 2009. Kromě monitorování Slunce v mnoha spektrálních oborech se stala nejúspěšnější lovkyní komet v dějinách astronomie, když jich během prvních deseti let objevila v blízkosti Slunce již 1 070. Družice za tu dobu přenesla do řídícího centra 114 TB dat, veřejně přístupných na internetu, a posloužila tak mimo jiné pro obhájení 140 disertací Ph.D.

V prosinci 2005 ukončila provoz po šestiletém provozu družice IMAGE (NASA), první družice zkoumající komplexně zemskou magnetosféru. Počátkem září byla ke srážce s Měsícem navedena kosmická sonda SMART-1, jež využila k příletu na Měsíc iontového motoru, takže cesta ze Země na Měsíc jí zabrala 14 měsíců, ale byla neuvěřitelně levná - iontový motor spotřeboval na dráze dlouhé 84 mil. km pouhých 70 kg paliva! Sonda měla při dopadu na Měsíc rychlost 2 km/s a záblesk při dopadu zaznamenal kanadský teleskop CFHT.

Počátkem listopadu 2006 skončil vědecký provoz mimořádně úspěšné kosmické sondy Mars Global Surveyor, která byla umělou oběžnicí Marsu po dobu bezmála desetiletí (4x déle než plánovaná životnost) a přenesla na Zemi celkem 240 tis. vynikajících snímků Marsova povrchu, vesměs dostupných na internetu. Její činnost ukončilo selhání palubních akumulátorů po sérii softwarových chyb a povelů v posledních měsících provozu. Japonská kosmická sonda Hayabusa se potýkala při obíhání planetky Itokawa s tak vážnými technickými problémy, že její návrat byl odsunut až na únor 2007.

Kosmická sonda Stardust (NASA), připravená americkými vědci ve spolupráci s Němci a Brity, se úspěšně vrátila se vzorky z okolí komety Wild 2, odebranými při svém průletu kolem jádra komety v lednu r. 2004. Obtížný přistávací manévr, kdy vstupovala do zemské atmosféry rychlostí 12,8 km/s v koridoru o vrcholovém úhlu 48 obl. minut, zvládla v noci místního času 15. ledna 2006 bezvadně, takže půlmetrákové pouzdro s mimořádně cenným nákladem měkce přistálo pomocí padáku podle plánu ve vojenském prostoru v Utahu a bylo pak dopraveno do laboratoře helikoptérou. První prohlídka ukázala, že se podařilo přivézt asi 1 mg kometárního materiálu, který se zachytil ve speciálním aerogelu. Na prohlížení vzorků, které byly rozděleny do 1,6 mil. políček, se mohou podílet i amatéři v rámci projektu sdíleného počítání ( stardustathome.ssl.berkeley.edu). O den později odstartovala kosmická sonda New Horizons o hmotnosti 465 kg a s cenovou visačkou 650 mil. dolarů, která směřuje k Plutu, kam má doletět v červenci r. 2015, když byla v únoru 2007 urychlena gravitačním prakem Jupiteru.

V březnu 2006 doletěla k Marsu kosmická sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), pořízená NASA za 720 mil. dolarů. Metodou aerobrzdění se do listopadu téhož roku usadila na mírně eliptické sluneční synchronní oběžné dráze ve výškách 250 – 316 km. Jejím hlavním úkolem je přesně mapovat místa budoucích přistání kosmických sond a vozítek na Marsu a získat přesné meteorologické i topografické a geologické údaje o této pozoruhodné planetě. Později pak bude sloužit jako retranslační stanice pro přenos signálů z jiných sond na Marsu.

V téže době doletěla k Venuši evropská sonda Venus Express v ceně 220 mil. euro a usadila se u Venuše na eliptické oběžné dráze s pericentrem 400 km a apocentrem 350 tis. km v oběžné době 24 h. Začala mapovat atmosféru Venuše a měla by získávat údaje o atmosférickém proudění po dobu alespoň 16 měsíců. Kometární sonda ROSETTA proletěla v prosinci 2005 afelem své dráhy za Marsem, aby se v září 2006 protáhla v přísluní kolem Země a opět zamířila k Marsu. V březnu 2006 snímkovala planetku (2867) Steins, s níž se znovu setká v r. 2008. ROSETTA také křižovala chvost komety 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková v červenci 2006.

Fungující veteráni Voyager 1 a 2 se koncem roku 2005 nacházeli ve vzdálenosti 98 AU, resp. 78 AU od Slunce v ekliptikálních šířkách +34°. resp. -26°. Voyager 1 pak v půlce srpna 2006 úspěšně překonal magickou hranici 100 AU od Slunce a jeho signály jsou dosud dobře slyšitelné.

G. Hornecková aj. poskytli údaje o probíhajícím projektu HUMEX, v němž se posuzují zdravotní aspekty při letu astronautů na Měsíc a popřípadě i na Mars. Minimálním požadavkem pro takové výpravy je, aby riziko smrti člena posádky během kosmického letu nepřesáhlo 0,03 úmrtí za rok pobytu, což ovšem není nijak radostná vyhlídka. To mimochodem vyžaduje konstrukci radiačních úkrytů na Měsíci i na Marsu a nejspíš také v kabinách korábů, letících k Marsu. Dalším problémem je demineralizace kostí v beztíží při letu na Mars a zpět, které astronauty nepřijatelně ohrožuje, takže bez umělé gravitace se asi na palubě neobejdou. „Krátká“ mise na Mars by trvala 500 dnů, a z toho na povrchu Marsu by astronauti strávili měsíc. Mnohem rizikovější „dlouhá“ mise by trvala 1 tis. dnů, a z toho 525 dnů by byli astronauti na Marsu - to představuje značné psychologické riziko z pocitu odloučenosti od civilizace. Prostředky, které chce americká vláda vynaložit na pilotované lety na Měsíc a na Mars, by proto bylo podle názoru řady odborníků vhodnější přesunout na projekt obrany Země před kosmickými projektily o rozměrech 140 – 1 000 metrů.

8.5. Astrofyzika vysokých energií

V Utahu je v provozu rozsáhlá aparatura HiRes pro výzkum kosmického záření o extrémních energiích, která navazuje na úspěšný projekt Fly's Eye (Muší oko), v němž byla v r. 1991 zaznamenána částice kosmického záření se stále nepřekonanou energií 320 EeV. HiRes sleduje fluorescenční záření atmosférických spršek, které vznikají při drobení původní vysoce energetické částice primárního kosmického záření, pomocí soustav světelných teleskopů vybavených fotonásobiči s odezvou 100 ns jako detektorů spršek. Celkem 64 pevně zamířených teleskopů pokrývá oblohu ve všech azimutech ve výškách 3 – 31° nad obzorem a registruje tak za příznivých nocí spršky primárních částic s energiemi vyššími než 0,5 EeV až do vzdálenosti 40 km od teleskopů.

Aparatura umožnila získat průběh energetického spektra kosmického záření v pásmu 0,5 – 10 EeV, kdy tok záření plynule klesá s 3,2. mocninou energie, takže pro nejvyšší energie nad 3 EeV dává až o řád nižší hodnoty toku než japonská aparatura AGASA, která měří tyto rekordní energie pomocí pozemních scintilačních detektorů. Pozemní aparatury však mají větší problémy s kalibrací hodnot energie primárního kosmického záření. HiRes nezjistila žádné odchylky od izotropního rozložení směrů příletu částic po obloze ani změny v chemickém složení primárního kosmického záření; v celém rozsahu zkoumaných energií jde pravděpodobně o silně urychlené protony.

V Namibii na stanici Gambsberg v nadmořské výšce 1 800 m funguje velmi úspěšně aparatura HESS (High-Energy Stereoscopic System) pro detekci záření gama s energiemi 0,2 – 40 TeV, využívající záblesků Čerenkovova záření, které doprovází průlet těchto vysoce energetických fotonů zemskou atmosférou. Aparatura se skládá ze čtyř teleskopů, rozmístěných ve čtverci o straně 120 m. Souhrnná plocha 382 zrcadel každého teleskopu činí 107 m2 (ekvivalentní průměr by byl 11 m) a v jeho 15m ohnisku se nachází 960 fotonásobičů s odezvou 5 ns, které zachycují světlo ze zorného pole o průměru 5°. Pointace teleskopů je přesná na 8’. Aparatura HESS byla vybudována a je nyní provozována v široké mezinárodní spolupráci, na níž se podílejí také čeští odborníci pod vedením prof. L. Roba (viz Kosmos 39/2008, č. 4, str. 13).

S. Le Bohec a J. Holder navrhují oživit velmi mocnou metodu intenzitní interferometrie, kterou v letech 1956 - 1974 vyvíjeli R. Hanbury Brown a R. Twiss v Austrálii. Proměřili tak úhlové průměry 32 hvězd jižní oblohy jasnějších než +2,5 mag a větších než 0,0004’. Nyní jsou totiž k dispozici mnohem větší Čerenkovovy teleskopy pro záření gama (HESS, MAGIC, VERITAS, CANGAROO), které nemohou měřit v době kolem měsíčního úplňku. Právě tento čas by se totiž dal využít pro jejich adaptaci na intenzitní interferometry, protože mají daleko větší sběrnou plochu, než kterou měli původní průkopníci k dispozici.

8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

J. Pecker a J. Narlikar zpřesnili na základě komplexního rozboru pozorovacích dat ze všech odvětví moderní astronomie odhad A. Eddingtona z r. 1926 o tom, jaká je hustota záření vesmíru v kosmickém prostoru za hranicí zemské atmosféry, když odečteme lokální vliv Slunce. Eddington se domníval, že k této hustotě přispívá souhrnné záření asi 2,5 mld. hvězd naší Galaxie a dále asi 20 tis. tehdy známých galaxií. Zjistil, že toto záření by ohřálo Zemi na teplotu 3,0 K, což je číslo nápadně podobné teplotě reliktního záření 2,7 K, objeveného v r. 1965... Podle nového výpočtu zmíněných autorů však vychází přece jen o něco „přijatelnější“ teplota souhrnného záření vzdáleného vesmíru 4,2 K.

M. Skrutskie aj. referovali o mimořádně úspěšné přehlídce 2MASS, která proběhla za pomocí dvou identických 1,3m teleskopů na Mt. Hopkinsu v Arizoně a na Cerro Tololo v Chile mezi červnem 1997 a únorem 2001 v blízkém infračerveném oboru spektra v pásmech J, H a K (1,25; 165 a 2,16 μm) s mezními hvězdnými velikostmi po řadě 15,8; 15,1 a 14,3 mag. V přehlídce bylo pořízeno přes 4 mil. snímků celé oblohy, na nichž je zachyceno celkem 471 mil. bodových a 1,6 mil. plošných zdrojů, pro něž přehlídka dala jejich polohy s přesností na 0,1’ a jasnosti s chybou ±0,03 mag; tj. celkem přes 25 TB dat!

K. Adelmanová-Carthyová aj. uveřejnili IV. vydání přehlídky SDSS s uzávěrkou v červnu 2004, v nichž jsou pětibarevné údaje o jasnostech 180 mil. objektů na 6 670 čtv. stupních oblohy a spektra 673 tis. hvězd, galaxií a kvasarů na 4 783 čtv. stupních oblohy. I tento projekt spěje ke svému vytčenému cíli a jeho předností je také přímý přístup ke všem datům prostřednictvím internetu. J. Gunn aj. shrnuli technické parametry teleskopu SDSS, který je instalován na observatoři Apache Point v Novém Mexiku. Primární zrcadlo má průměr 2,5 m, sekundární 1,1 m a ohnisko Ritchey-Chrétien dosahuje světelnosti f/5 se dvěma korektory pro rozšíření zorného pole. Kromě 120 Mpix digitální kamery využívá k měření dvou vláknových spektrografů, a tak pokrývá široké pásmo vlnových délek 300 – 1 060 nm.

Podle H. Jonese aj. dokončili australští astronomové v lednu 2006 další rozsáhlou přehlídku 6dFGS pomocí 1,2m Schmidtovy komory v Siding Spring. Přehlídka obsahuje spektra 150 tis. galaxií na jižním nebi a pro 120 tis. z nich červené posuvy, což je důležité pro výzkum trojrozměrné velkorozměrové struktury vesmíru. Tatáž kamera se nyní využívá pro projekt RAVE - simultánní měření radiálních rychlostí, spektrálních tříd, metalicity a gravitačního zrychlení 150 hvězd v zorném poli přístroje na jediném spektrálním snímku. Polohy světlovodů do spektrografu se nastavují robotem, takže celá práce rychle pokračuje. Podle M. Steinmetze aj. se soustřeďují na hvězdy, které mají v oboru I jasnosti 9 – 12 mag a radiální rychlosti měří opakovaně s cílem odhalit spektroskopické dvojhvězdy. Přesnost měření činí ±3 km/s. Cílem projektu je získat homogenní údaje o milionu hvězd!

B. Paczynski upozornil na velké možnosti rychle opakovaných přehlídek jasnějších hvězd malými teleskopy s velkým zorným polem a digitální kamerou 4 Mpix a výkonným počítačem. Projekt ASAS, který byl Paczynskim inspirován, využívá na observatoři Las Campanas v Chile komory o průměru objektivu 70 mm (f/2,9) během čtvrthodinové expozice a může dosahovat 16 mag pro hvězdy jižněji od +28° deklinace; tj. během roku přes 70 % celé oblohy. Za pět let provozu se tak podařilo objevit 50 tis. proměnných hvězd, z toho 11 tis. zákrytových dvojhvězd, mezi nimi asi 10 hvězd s transitujícími exoplanetami.

Ve veřejně přístupné archivní databázi ASAS na univerzitě v Princetonu jsou tak údaje o 17 mil. hvězd, přičemž statistika proměnných je víceméně úplná pro rozsah 8 – 12 mag v pásmu V. V poslední době však přidali ještě filtr I, který je pro objevování proměnných dokonce účinnější, takže archiv už má několik TB dat a ročně přidává asi 100 fotometrických měření pro každou hvězdu. Podobné koordinované celosvětové přehlídky by umožnily najít zabijácké planetky o průměru do 20 m již několik dnů před impaktem a přirozeně se hodí také pro objevy nov, optických protějšků GRB a proměnných hvězd všech druhů.

D. Pollacco aj. zkonstruovali širokoúhlou kameru SuperWASP se 4 Mpix, která dává ve spojení se světelným (f/1,8) teleobjektivem rozlišení 14’/pixel a zorné pole 482 čtv. stupňů. Na observatoři na ostrově La Palma instalovali 8 kamer, které přehlédnou celou oblohu během 40 min a dosahují fotometrické přesnosti lepší než 1 % pro hvězdy do V = 11,5 mag. Soustava získá během průměrné noci asi 100 GB dat a za první půlrok provozu proměřila 6,7 mil. objektů, pro než archivovala 13 GB údajů. Podobný systém se nyní uvádí do chodu také na jižní polokouli na SAOO v Sutherlandu v JAR.

Překotný rozvoj monumentálních přehlídek oblohy v nejrůznějších oborech astronomie má svou technickou příčinu v rozvoji plošných digitálních detektorů s vysokou kvantovou účinností, v neuvěřitelném tempu zlepšování výpočetní techniky i softwaru pro dobývání dat z rozsáhlých databází. Není proto divu, že S. Kulkarni a A.Rau navrhli, aby se dosavadní kosmická kartografie postupně změnila v kosmickou kinematografii tak, jak to naznačuje zejména vizionář B. Paczynski. Robotické přístroje by tedy měly pročesávat celou oblohu co nejčastěji, a tím podstatně zlepšit naše znalosti o rychlých nebo velmi vzácných změnách ve vesmíru. Zatím spíše jen náhodně a vzácně se dozvídáme o dějích ve vesmíru trvajících jen několik sekund nebo minut, takže překonáním tohoto nedostatku může pozorovací astronomie získat nečekané nové poznatky.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V roce 2006 zemřeli významní astronomové: James van Allen (*1914; radiační pásy - Crafoordova c., 1989); Raymond Davis (*1914; neutrina - Nobelova c., 2002); Wulff Heinz (*1930; vizuální dvojhvězdy); Miloslav Kopecký (*1928; sluneční činnost) a George Wetherill (*1925; planetologie).

9.2. Ceny, vyznamenání a výročí

Prestižní světová uznání obdrželi: John Barrow (Templetonova c.); John Broughton, Paulo Holvorcem a Charles Juels (c. E. Wilsona); Len Culhane, Nigel Weiss a Simon White (zlaté m. RAS); Reinhardt Genzel (Darwinova předn.; RAS); Kamil Hornoch (Amatérská c. ASP); Robert Kirshner (Russellova předn. AAS); Frank Low (m. Bruceové ASP); Andrew Lyne a kol. (Descartesova c.; Evropská komise); John Mather a George Smoot (Nobelova c. za fyziku); Bernard Mills (c. G. Rebera, Austrálie); Igor Novikov (Eddingtonova m.; RAS) a Govind Swarup (Herschelova m.; RAS).

U nás byli vyznamenáni: Zdeněk Ceplecha (Praemium Bohemiae; Nadace B. J. Horáčka), Oldřich Hlad (Littera Astronomica; ČAS); David Motl a Petr Svoboda (c. J. Šilhána; sekce proměnných hvězd a exoplanet ČAS); Zdeněk Sekanina (Nušlova c.; ČAS) a Ladislav Šmelcer (Kvízova c.; ČAS). Jubilejní 100. narozeniny oslavil nejstarší člen ČAS v celé historii Společnosti Prof. Ing. Emil Škrabal, DrSc. h.c. (*18. 7. 1906). V r. 1906 začala též astronomická pozorování na observatoři v Ondřejově, kterou vybudovali bratří Fričové ve spolupráci s prof. V. Šafaříkem a F. Nušlem. V témže roce 1906 se narodil v Brně jeden z nejvlivnějších českých astronomů XX. stol. František Link, jenž se zejména v prvních poválečných letech zásadně zasloužil o rozvoj ondřejovské observatoře a založení několika směrů astronomického výzkumu od vícestaničních fotografování bolidů přes sledování sluneční činnosti až po výzkumy vysoké atmosféry pomocí stratosférických balónů. Zabýval se však i souvislostmi mezi klimatem a sluneční činností a poukázal na efekt gravitační čočky v obecné teorii relativity ještě před A. Einsteinem. Doc. Link zemřel v exilu v Paříži v r. 1984.

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

A. Agabi aj. a S. Kenyonová a J. Storey studovali kvalitu noční oblohy na astronomicky perspektivní antarktické stanici Dome C (75,6° j.š.; 3 250 m n. m.). Zjistili, že 87 % turbulence se odehrává v přízemní vrstvě do výšky 36 m nad terénem. Ve větší výšce je atmosféra mimořádně stabilní, takže na věži ve výšce 8,5 m nad terénem byl průměrný neklid ovzduší (seeing) (1,3’ ±0,8’), kdežto na věži vysoké 30 m byl seeing (0,36’ ±0,19’) a medián dokonce neuvěřitelných 0,27’, protože po čtvrtinu noční doby byl seeing lepší než 0,15’ a rekord činil 0,07’! Další předností stanice je téměř 75 % bezoblačných nocí, bezvětří (do 3m/s), skoro žádné sněžení a velmi nízký obsah vodní páry v ovzduší, což je skvělé (spolu s mrazem až -84° C) pro infračervenou astronomii. Jas pozadí v zenitu v pásmu V činí jen 22 mag na čtvereční obl. vteřinu, i když kolísá až o 1 mag během cyklu sluneční činnosti. Překvapivě tam nevadí polární záře, ale problém je v dlouhém období soumraku a svítání a také v malém pokrytí oblohy. Během polárních nocí lze sledovat jen 37 % celé oblohy; naštěstí obě Magellanova mračna i centrum Galaxie viditelné jsou. Observatoř je dostupná buď speciálním letadlem, nebo lodí a pak pásovými vozidly po cestě dlouhé 1,2 tis. km po ledu.

V. Trimbleová prošla databázi 3,5 tis. astronomických prací, založených na pozorování význačnými astronomickými přístroji a publikovaných v r. 2001. Ve spolupráci s P. Zachem hledala, kolikrát byly citovány do r. 2004. Nejvíce citací získala rentgenová družice Chandra (6 092), za níž následoval HST (4 747) a obří anténní soustava VLA (3 000). V přepočtu citací na počet publikovaných prací dopadl nejlépe balón pro studium mikrovlnného záření MAXIMA (81 citací na práci), následovaný přehlídkovým teleskopem SDSS (40), družicí Chandra (35) a teleskopem AAT (28), Keck (21) a VLT (12). Jak uvedla V. Trimbleová, aparatury na družicích bývají zdrojem publikací i poté, co skončily aktivní provoz, protože jejich datové archivy jsou trvale veřejně přístupné. Suverénně nejúspěšnější jsou rentgenové družice Chandra a Newton.

Podle počtu citací článků, publikovaných v průběhu r. 2004 a založených na pozorováních prvotřídními astronomickými přístroji, vyšlo J. Madridovi a F. Machettovi do léta 2006 toto pořadí (počet citací je v závorce): 1. SDSS (1843); 2. ESO (1365); 3. HST (1124); 4. WMAP (1121); Keck (642); Kamiokande (372), 7. Chandra (365); 8. ACBAR - mikrovlnný bolometr na jižním pólu (207); 9. NOAO (202) a 10. Las Campanas (176).

Domácí událostí nejenom roku 2006 bylo přirozeně XXVI. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež se uskutečnilo ve dnech 14.-25. srpna 2006 v Kongresovém centru v Praze. Bylo to již podruhé, co se kongres IAU konal v Praze, jež se tím vyšvihla mezi jediná tři města na světě, kde se kongresy IAU (založené r. 1919) konaly dvakrát. Poprvé se tak stalo v r. 1967 v předvečer Pražského jara a tehdy se v Praze snad poprvé setkaly špičky světové astronomie ze Západu se svými protějšky z tehdejšího sovětského bloku. Kongresu v r. 2006 se účastnilo na 2,5 tis. astronomů, ale také početné (cca 180!) novinářské agentury, protože nejvíce medializovanou záležitostí kongresu se stala demontáž Pluta ze seznamu planet sluneční soustavy.

Nezvykle bouřlivý průběh diskusí, které vedly k závěrečnému hlasování o zřízení nové kategorie objektů sluneční soustavy, nazvaných trpasličí planety, je podrobně zaznamenán v kongresových novinách Dissertatio cum Nuncio Sidereo III, jež jsou dosud přístupné na webu: astro.cas.cz/nuncius/. (První Dissertatio vydal r. 1610 v Praze Johannes Kepler a II. Dissertatio vycházelo v Praze v r. 1967 právě během XIII. kongresu IAU. Zdá se, že periodicita tohoto neperiodika má tendenci ke zkracování, podobně jako je tomu u oběžných period těsných dvojhvězd.) V těchto novinách je především velmi podrobně zachyceno, o čem se na kongresu jednalo v plenárních i souběžných zasedáních. Nesporně šlo o velký svátek české astronomie, která si tím mj. usnadnila vyjednávací pozici pro vstup do Evropské jižní observatoře, protože tehdejší generální ředitelka ESO C. Cesarsky byla na pražském kongresu zvolena jako první žena v historii prezidentkou IAU a o organizačním i odborném zajištění pražského kongresu se vyjadřovala v superlativech.

Mezitím ještě v r. 2006 bylo do ESO přijato Španělsko jako v pořadí již 12. evropská země. Španělská astronomie po pádu Francova režimu učinila obrovský skok kupředu a patří dnes do první desítky astronomicky nejproduktivnějších států na světě.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Keplerovo Dissertatio z r. 1610 bylo odezvou na spis Nuncius Sidereus, který vydal v témže roce Galileo Galilei nákladem 550 ks v Benátkách. Oba slavní astronomové si své spisy vyměňovali jízdními kurýry, uhánějícími po poštovní trase Praha-Benátky za jediný týden! Galilei měl k dispozici dalekohled dohotovený v 21. 8. 1609 v Padově, jímž poprvé pozoroval Měsíc krátce po novu 30. listopadu 1609. Soustavná astronomická pozorování popisovaná v Nunciovi započal v noci ze 6. na 7. ledna 1610.

V r. 1615 potvrdil kardinál Bellarmine Galileovi, že církev uzná heliocentrismus, když podá přímý důkaz, že je Země v pohybu. Galileo si byl vědom toho, že pokud Země obíhá kolem Slunce, měly by hvězdy během roku opisovat na obloze paralaktické elipsy, a zkoušel je najít již v r. 1617 u známé dvojhvězdy Mizara ve Velké medvědici. Protože o vzdálenostech hvězd od Země nebyla kloudná představa, předpokládal, že nejslabší očima viditelné hvězdy jsou vzdáleny jen něco přes 2 tis. AU a pro jasného Mizara předpokládal vzdálenost jen 300 AU, tj. velikost paralaxy 690’, což by se přirozeně dalo jeho dalekohledem snadno zjistit. Jelikož neuspěl, tento negativní výsledek nikdy nezveřejnil... Přestože Galileo mj. vypracoval teorii matematického kyvadla a formuloval Galileův princip relativity, nenapadlo ho zavěsit kyvadlo na kluzný závěs, čímž by dokázal stáčení roviny kyvadla a tudíž otáčení Země vůči hvězdám - tento pokus uskutečnil až francouzský fyzik L. Foucalt v r 1851, když nedlouho předtím (1839) byla paralaxa hvězd (vesměs menší než 1’) prokázána.

Podle T. Freetha aj. byl antický přístroj Antikythéra, vylovený na počátku XX. stol. z lodi, která se potopila u stejnojmenného ostrova ve Středozemním moři v r. 65 př. n. l., ve skutečnosti důmyslným mechanickým astronomickým počítačem, umožňujícím určit polohy Slunce a Měsíce na obloze i měsíční fáze. Přístroj však umožňoval stanovit i fáze Metónova cyklu a cyklu saros. Podle částečně dochovaného písemného návodu přímo na tělese antikythéry musel být tento analogový počítač zhotoven ve druhé polovině II. stol. př. n. l. pravděpodobně na ostrově Rhodos, kde v té době žil slavný antický astronom Hipparchos. Není proto vyloučeno, že právě on byl duchovním otcem tohoto nečekaně dokonalého přístroje.

Současná věda astronomii nevyjímaje má však dle vědeckého týdeníku Nature nesrovnatelně mocnější nástroje, tj. digitální počítače ve spojení s internetem, propojením samotných počítačů v sítích GRID s přenosovou rychlostí až 1 GB/s a miliony kvalifikovaných uživatelů, kteří je inteligentně využívají. Následkem toho však se množství archivovaných vědeckých dat zdvojnásobuje každým rokem, takže internet svou relativní pomalostí je čím dál tím větším brzdou dalšího vědeckého pokroku!

10. Závěr

Týdeník Nature uveřejnil pozoruhodný záznam telefonických dotazů své redakce, co konkrétně dělali rozliční vědci a technici v různých částech světa během 24 hodin kolem letního slunovratu 2006. Velká část dotazů se týkala přirozeně astronomie a kosmonautiky, kteréžto disciplíny vyžadují nepřetržitý provoz. Výběrem z těchto údajů uzavírám přehled o pokrocích astronomie v roce 2006:

Co se zrovna dělo ve vědě?
Čas (UT) Co se zrovna dělo ve vědě?
00:12 VLT, Cerro Paranal: snímek hvězdokupy Westerlund 1
00:26 HST: expozice HUDF, řízená ze STScI v Baltimore
04:35 DSN Tidbinbilla: spojení se sondou Mars Odyssey
06:46 ISS fotografuje 19km impaktní kráter v Austrálii
07:27 Praha: začíná konference o anomálních embryích
08:55 DSN Madrid pokračuje ve sběru dat sond z Marsu
10:54 stanice Amundsen-Scott (-65°C): 64 lidí a bolometr 250 mK
12:26 slunovrat
16:42 Sutherland, JAR: justáž segmentů 11m teleskopu SALT
19:04 Pasadena, JPL: radarové sledování planetky 2004 XP14
20.45 Ondřejov: P. Spurný počítá dráhu meteoru Nullarbor Plain
23.04 Malargue: Pierre Auger měl nejdelší jasnou noc v roc

V úplném závěru připojuji výrok tehdejšího britského premiéra Tonyho Blaira, jenž při svém projevu na Univerzitě v Oxfordu 3. 11. 2006 mj. řekl.: „Potřebujeme, aby naši současní vědci byli tak obdivovaní a populární jako naši sportovci, herci a podnikatelé.“ Zkouším si v duchu představit, že některý náš čelný politik zavítá do některé ctihodné domácí české vědecké instituce a prohlásí přitom něco podobného, ale nejspíš jde zatím o pošetilé sci-fi.