Žeň objevů 2007

Věnováno památce slovenské astronomky RNDr. Anny Antalové, DrSc. (1936-2007) z Tatranské Lomnice, českého astronoma RNDr. Ladislava Křivského, CSc. (1925-2007) z Ondřejova, astronoma-amatéra Ing. Miloně Bury (1919-2007) z Havířova a Doc. RNDr. Zdeňka Pokorného, CSc. (1947-2007) z Brna.

„To, co je pro jednoho badatele šum, jsou pro jiného badatele data.“

Úvodem.

Rok 2007 se zapsal do dějin české astronomie tím, že Česká republika se stala v pořadí 13. členským státem největší pozemní astronomické observatoře ESO. Na jižní obloze zářila počátkem roku nejjasnější kometa posledních čtyřiceti let McNaught a koncem roku překvapila svým zjasněním o více než 5 řádů periodická kometa Holmes. Po celý rok pracovala úspěšně na oběžné dráze kolem Saturnu velká kosmická sonda Cassini. V galaxii NGC 1260 v Perseovi zářila počátkem roku nejsvítivější supernova astronomické historie a počátkem dubna zaznamenala družice Swift dosud nejvzdálenější záblesk gama, který se odehrál jen 700 mil. let po velkém třesku. Na observatoři Apache Point v Novém Mexiku byla dokončena ambiciózní přehlídka oblohy SDSS, obsahující údaje o více než 200 miliónech astronomických objektech (planetky, hvězdy, galaxie, kvasary). Teoretikům se podařilo významně zpřesnit údaje o minulosti a budoucnosti Slunce i planet Sluneční soustavy. Jako obvykle lze z přívalu astronomických objevů vybrat jenom malý zlomek. Přesto však objem výroční rekapitulace astronomických objevů neustále roste, což vede ke zpoždění publikace, za což se čtenářům Kozmosu předem omlouvám.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

J. Warell a O. Karlsson prohlédli 2,7m dalekohledem NOT v červené oblasti spektra celou Hillovu sféru kolem Merkuru s cílem objevit případné drobné družice planety. Odtud usoudili, že Merkur nemá žádnou družici s průměrem větším než 1,6 km ve vzdálenostech 15 – 180 tis. km od centra planety. Je zajímavé, že potenciální družice Merkuru by měly stabilnější dráhu, pokud by obíhaly opačně (retrográdně) vůči oběhu planety kolem Slunce. V souvislosti s pozorovaným přechodem Merkuru přes sluneční disk 8. listopadu 2006 si astronomové připomněli, že vůbec první přechod Merkuru přes Slunce pozoroval již 7. listopadu 1631 francouzský astronom, filosof a duchovní Pierre Gassendi.

G. Cecil a D. Rashkeev využili dalekohledu SART s průměrem zrcadla 1,35 m k pořízení 60 tis. infračervených (820 nm) snímků části povrchu planety, kterou nezobrazila kosmická sonda Mariner 10. Docílili tak úhlového rozlišení 0,2’, které odpovídá lineárnímu rozlišení 140 km. Objevili tak velký kráter Mozart na té části povrchu, kterou nezobrazila sonda Mariner 10. (Další z kráterů na Merkuru byly pojmenovány mj. též po A. Dvořákovi, L. Janáčkovi a B. Smetanovi.)

Již v r. 1965 se americkým týmům na observatoři v Arecibu podařilo pomocí radaru nalézt rezonanci 3:2 mezi rotační periodou planety (56,6 d) a periodou oběžnou (88,0 d). Nyní J. Harmon aj. využili vylepšeného radaru, jenž vysílá na vlnové délce 126 mm (2,4 GHz), k podrobnému snímkování té části Merkuru, kterou opticky pozorovali Cecil a Rashkeev. Na radarových snímcích jsou patrné tři velké impaktní krátery o průměrech 85, 95 a 125 km, z nichž vyvěrají velmi zřetelné paprsky, nejhezčí v celé sluneční soustavě. Jde o poměrně mladé krátery s vysokou odrazivostí (albedem) v pásmu decimetrových vln. Radarové snímky tak ukázaly, že jasné skvrny nalezené už dříve na záběrech z obří anténní soustavy VLA v Novém Mexiku, jsou rovněž impaktní krátery.

J. Margot aj. zjistili z radarem měřených jemných změn rychlosti rotace Merkuru v letech 2002-06, že Merkur má tekuté jádro. To znamená, že magnetické pole Merkuru na úrovni zhruba 1 % magnetického pole Země vzniká dynamovým efektem, podobně jako je tomu na Zemi. Podle N. Rambauxe aj. činí amplituda librace rotační osy 19’ v periodě 88 dnů. J. Čertěnko zlepšil údaj o hmotnosti Merkuru na základě měření poruch planetek, které se k Merkuru přiblížily a změnily tak viditelně své dráhy. Reciproká hodnota hmotnosti v jednotkách M☉ činí (6023440 ±530); je tedy o 3.10-5 vyšší než hodnota hmotnosti odvozená v r. 1987 z pohybu Marineru 10.

1.1.2. Venuše

A. Basilevsky aj. shrnuli výsledky sovětských sond Veněra a Vega, které přistávaly na Venuši v letech 1970 - 1984. První úspěšná sonda Veněra 7 (1970) vysílala údaje o teplotě a tlaku v atmosféře a na povrchu planety. Veněra 8 (1972) měřila i zastoupení prvků K, Th a U podobně jako Veněra 9 (1975), jež navíc pořídila televizní panorama místa přistání. Sondy Veněra 11 a 12 (1978) studovaly oblačnost a aerosoly, jakož i chemické složení atmosféry. Sondy Veněra 13 a 14 pořídily opět televizní panoramata, ale byly vybaveny i rentgenovým spektrometrem a vrtačkou pro zkoumání podpovrchových vzorků. Sondy Vega 1 a 2 (1984) zůstávají až dosud posledními úspěšně přistavšími moduly na Venuši.

V současné době pracuje na oběžné dráze u Venuše evropská kosmická sonda Venus Express, vypuštěná koncem r. 2005, jež doletěla k Venuši a usadila se na protáhlé oběžné dráze kolem planety v dubnu 2006. Předpokládá se, že by mohla měřit až do r. 2013. První významné výsledky uveřejnil v listopadu 2007 britský vědecký týdeník Nature v sérii devíti prací různých autorů. Nejzajímavější nové poznatky shrnul A. Ingersoll. Na rozdíl od Země je povrch Venuše naprosto suchý. Zatímco pozemské vodní oceány mají 300krát větší hmotnost než zemská atmosféra, na Venuši není na povrchu voda vůbec a vodní pára v atmosféře je zastoupena nepatrně (0,02 %). Množství CO2 na Zemi i na Venuši je v podstatě stejné - rozdíl je ovšem v tom, že na Zemi je oxid uhličitý převážně vázán ve vápenci, kdežto na Venuši představuje 95 % hmotnosti velmi husté a tedy i hmotné atmosféry. Slapy v husté atmosféře Venuše měly proto významný vliv na velikost i smysl rotace planety.

Příčinou sucha na Venuši je skutečnost, že vodní pára je rovněž skleníkový plyn, takže když se původní oceán na Venuši vypařil, přispěl tak k dalšímu zvýšení teploty atmosféry planety. Následkem toho se zvýšila disociace vodní páry na ionty vodíku a kyslíku, které pak snadno unikaly do kosmického prostoru, protože vnější vrstvy atmosféry nad 100 km silně eroduje sluneční vítr. Venuše totiž není před slunečním větrem chráněna magnetickým polem jako je chráněna atmosféra Země.

Ve výšce 60 km nad planetou klesá na noční straně teplota až o 40 K proti straně osvětlené, což svědčí o poměrně slabé cirkulaci atmosféry. Na Venuši neexistují roční doby jako u nás na Zemi, protože rotační osa je téměř kolmá na oběžnou rovinu; odchylka od kolmice činí jen 3°. Zatím není zcela jasné, zda se v atmosféře Venuše blýská. V její ionosféře byly totiž pozorovány hvizdy o frekvenci 100 Hz s trváním až 0,5 s. Ve výškách 40 – 120 km nad povrchem planety se pozoruje kromě CO2 celá řada sloučenin, tj. HF, HCl, H2O+, HDO, CO, SO2 a H2SO4. A. Christou aj. propočítali interakci meteoroidů s hustou atmosférou Venuše a dospěli k závěru, že z oběžné dráhy kolem Venuše lze v atmosféře planety sledovat meteory opticky a dokonce i akusticky v podobě infrazvuků.

A. Alemi a D. Stevenson se zabývali otázkou, proč nemá Venuše žádnou přirozenou družici. V počítačové simulaci nabídli nečekanou odpověď: s Venuší se v rané fázi vývoje Sluneční soustavy tečně srazila velká planetka a vytvořila posléze její přirozenou družici podobně, jako se to stalo Zemi s Měsícem, až na to, že při nárazu se změnil smysl rotace Venuše. Tato velká přirozená družice se pak vinou slapového tření vzdalovala od Venuše podobně jako Měsíc od Země. Jenže po řádově 10 milionech let se s Venuší srazila tečně další planetka, která znovu otočila smysl rotace planety, což změnilo gravitační působení mezi Venuší a první družicí natolik, že se družice začala vracet k Venuši, přičemž zničila druhou vzniklou družici (pokud druhý impakt ke vzniku družice vedl) a posléze se na Venuši zřítila.

Mnohem jednodušší vysvětlení, proč je Venuše bez družic, však nabídli už dříve M. Hénon aj. a nejnověji J. Warell a O. Karlsson: Venuše nemůže mít dlouhožijící družice, protože jak prográdní, tak retrográdní planetocentrické dráhy mají menší poloměry než planetostacionární dráha. To znamená, že i kdyby kolem Venuše nějaká přirozená družice vznikla nebo byla zachycena, tak se nutně zřítí na Venuši, anebo naopak unikne vysokou rychlostí natrvalo z jejího gravitačního pole za dobu podstatně kratší, než je stáří sluneční soustavy.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

R. Bastian porovnal chemické a izotopové složení bazaltů z oceánů na Zemi a ze vzorků měsíčních hornin s obdobnými charakteristikami meteoritů z Marsu a odtud zjistil, že Země i Měsíc obsahují mnohem více železa než Mars, a to díky kovovým jádrům. Nicméně ani zemské jádro není složeno výhradně ze železa (85 %) a niklu (5 %). Plných 10 % hmotnosti jádra připadá na křemík, který se do jádra dostal ještě předtím, než se Země srazila s Praměsícem.

Zásluhou rozšíření sítě přesných měření poloh systémem GPS se podařilo odhalit nové typy zemětřesení, o kterých jsme dosud neměli tušení. Jsou to nepatrná chvění od zemětřesení s velmi hlubokými epicentry, dále pomalé skluzy a tzv. tichá zemětřesení, které nelze odhalit běžnými seizmometry a nepůsobí ani patrné škody na zemském povrchu. Citlivé seizmometry však odhalily seizmický šum pozadí, který vydává Země trvale v pásmu nízkofrekvenčních kmitů (≈ 10 mHz). Podle S. Webba je seizmická energie tohoto šumu úctyhodná, neboť odpovídá trvalému zemětřesení s magnitudem 5,75. Příčinou šumu je vlnobití v mělkých šelfech pobřeží oceánů. Podle T. Lina a C. Langstona rozechvívají povrch Země dokonce i údery blesků, což dokázaly infrazvukové detektory.

Změny klimatu na stupnici milionů roků ve shodě s Milankovičovou (1879-1958) teorií vypracovanou v letech 1915-1940 ovlivňují nejvíce periodické změny parametrů zemské dráhy kolem Slunce, tj. změna výstřednosti e v rozmezí 0,000 5 – 0,060 7 v periodě 98 tis. roků, dále změna sklonu rotační osy Země k ekliptice i v rozmezí 22,1 – 24,5° v periodě kolem 40 tis. roků a konečně precese zemské rotační osy vůči vzdáleným hvězdám v periodě 19 – 23 tis. let. Zatímco Země se otáčí kolem své osy od západu k východu, precesní pohyb rotační osy směřuje od východu k západu (proti směru hodinových ručiček při pohledu na oblohu od severního pólu, který od souhvězdí Malé medvědice postupuje do souhvězdí Cefea, Lyry a Draka a tímto směrem se nakonec vrací k dnešní Polárce). Kombinace těchto tří jevů pak vede jednak ke změnám v intenzitě ozáření Země Sluncem a jednak ke změně kontrastů mezi létem a zimou v mírných zeměpisných šířkách, což pak dobře vysvětluje střídání dob ledových a meziledových.

Podle K. Kawamury aj. byla Milankovičova teorie dosud testována pomocí údajů ze severní polokoule. Nyní však jeho tým získal vzorky dávného vzduchu z Antarktidy a tak se ukázalo, že ve shodě s teorií jsou klimatické změny v Antarktidě opožděny o několik tisíciletí proti severní polokouli a souhlas průběhu teplotních křivek za poslední čtyři meziledové doby je zcela jednoznačný. Jak uvedl G. Bowen, ještě před 34 mil. lety nebyla v Antarktidě žádná stopa po ledu. Po nástupu oligocénu však byla Antarktida zcela zaledněna v průběhu pouhých 300 tis. roků a tak to zůstalo dodnes. Podle nejnovějších hlubinných vrtů v Grónsku je tento ostrov pod ledem již 450 tis. roků.

J. Pretel komentoval poslední vědeckou zprávu Mezivládního panelu IPCC o změnách zemského klimatu v posledním čtvrttisíciletí. Poměrné zastoupení nejdůležitějšího současného skleníkového plynu CO2 se od r. 1970 zvýšilo o 35 %. Člověk přispívá roční produkcí CO2 přes 7 Gt, což je více než 10 % zvýšení za poslední sledovanou dekádu (1995-2005), přičemž čtvrtinu tohoto přírůstku zpětně pohltí rostliny a půda. Podle K. Arriga fytoplankton v oceánech pohltí polovinu přírůstku CO2 a účinnost procesu roste s nárůstem CO2 v atmosféře Země. Současný podíl CO2 v zemské atmosféře dosáhl vlivem průmyslové éry hodnoty 385 ppm (miliontin) a ročně se zvyšuje o 2 ppm.

Největší podíl na antropogenním znečišťování atmosféry oxidem uhličitým má v současné době výroba elektřiny z fosilních paliv (33 %), dále průmysl a obchod (25 %), automobilová doprava (24 %), zemědělství (8 %), domácí spotřeba energie (7 %), letectví (3 %) a železnice (0,2 %). Velkoletadlo A380 produkuje méně CO2 na jednoho cestujícího, než kolik činí norma pro evropská auta! Je však stále velmi obtížné vyčíslit antropogenní podíl na celkovém zvyšování CO2 v atmosféře, protože samotná biosféra reaguje na změny zastoupení CO2 kladnými i zápornými zpětnými vazbami, takže jde o velmi komplexní výpočet.

Ještě dramatičtěji však stoupá podíl methanu v zemské atmosféře, který je přitom účinnějším skleníkovým plynem než CO2. Nárůst za poslední čtvrttisíciletí totiž dosáhl 250 %! (Kromě anorganických zdrojů methanu k tomu přispívá zejména chov hovězího dobytka a rozšiřování ploch rýžových polí.) Také zastoupení NO2 v zemské atmosféře stouplo ve stejném období o 18 %.

Člověk však produkuje přímo či nepřímo nejenom skleníkové plyny, ale též aerosoly, které podle svého složení (zastoupení Si nebo C) buď ochlazují, nebo naopak oteplují zemskou atmosféru a jejichž podíl na následných změnách klimatu se zatím nedá spolehlivě odhadnout, podobně jako nemáme dobré údaje o úloze lesů a turbulence v oceánech v celkové klimatické bilanci. Podle W. Ramanathana aj. zvýšená absorpce tepla v aerosolových oblacích nad Indickým oceánem zvedala průměrnou teplotu v Asii tempem 0,25°C/desetiletí. Od r. 1906 do r. 2005 stoupla průměrná teplota Země o 0,74°C, což vinou tepelné roztažnosti vody vede ke zvyšování hladiny oceánů tempem 1,6 mm/rok. (Mimochodem, díky soustavnému sledování světového oceánu z družic se zjistilo, že na volném moři vznikají dosti často a nepředvídatelně obří „darebácké“ vlny s amplitudou až 30 m, které se mohou velmi snadno stát příčinou nevysvětlených ztroskotání lodí. Příčina jejich vzniku není známa; soudí se, že jde o tzv. solitony.) Na obou zemských polokoulích se zmenšuje objem vody zadržovaný v ledovcích, což povede v blízké budoucnosti k nedostatku pitné vody pro světovou populaci a tedy k vážné globální krizi.

V každém případě souhrnný skleníkový efekt ovlivňuje klima alespoň 5krát více než důsledky krátkodobého kolísání sluneční činnosti. Výkyvy sluneční činnosti, zejména pak obří sluneční erupce a následné koronální výtrysky, mají ovšem bezprostřední škodlivý vliv zejména na vysokonapěťové transformátory, dálkové bezdrátové spojení, dálkové kabely a potrubí a elektroniku umělých družic Země. Tak např. velká erupce z 6. prosince 2006 způsobila následně velké problémy v navigaci pomocí systému GPS zvláště v letecké dopravě. Mimochodem, D. Argus dokázal určit polohu hmotného centra pevné Země (bez oceánů a atmosféry) pomocí soudobých technik GPS, laserového měření vzdálenosti Měsíce (LLR), mezikontinentální interferometrie poloh kvasarů (VLBI) a Dopplerova duálního měření poloh družice Země (DORIS) s neuvěřitelnou přesností 1 mm!

Jak uvedl D. Waltham, Země se těší dlouhodobě dosti stabilnímu klimatu s průměrnou teplotou (15 ±10)°C za posledních 550 mil. roků. Výhodou je právě relativní stabilita zemské dráhy a také gravitační vliv poměrně velmi hmotného Měsíce, který přiměřeně stabilizuje sklon zemské rotační osy vůči ekliptice. To vše spolu s existencí kovového jádra s podílem křemíku a dostatečnou zásobou vody v zemské kůře zvýrazňuje jedinečnost Země jako tělesa vhodného pro rozvoj života. Podle D. Valencianové aj. vykazují planety s hmotností menší 1 – 10 Mz nutně pohyby litosférických desek, takže Země se nachází právě na rozhraní planet, které ještě mají deskovou tektoniku, a planet, které mají nerozlámanou pevnou kůru, což by na nich znemožnilo rozvoj života.

M. Medvědev a A. Mellot zkoumali možné nepřímé ovlivnění zemského klimatu následkem kolísání toku extragalaktického energetického kosmického záření během posledních 540 mil. roků. Domnívají se, že tok kolísá v poměru 1:4,6 v periodě 62 mil. roků, která souvisí s kmitavým vertikálním pohybem Slunce vůči hlavní rovině Galaxie, což nás střídavě vystavuje silnějšímu vlivu extragalaktických zdrojů kosmického záření. Nejvyšší tok kosmického záření odpovídá časům, kdy je Slunce v severní úvrati svého kmitavého pohybu.

1.1.3.2. Bolidy a meteority

Největším úlovkem roku 2007 se stal bolid Břeclav, pozorovaný těsně před místní půlnocí 4. 2. 2007 čtyřmi stanicemi evropské bolidové sítě i náhodnými pozorovateli na jihovýchodní a střední Moravě, západním Slovensku a v severovýchodním Rakousku, když dosáhl až -18 mag! Jak uvedli P. Spurný a J. Borovička, jeho svítící dráha trvající 3 s začala ve výšce 84 km nad zemí a skončila ve výšce 31 km nad Čejčí. Při vstupu do atmosféry měl meteoroid rychlost 22 km/s, průměr asi půl metru a hmotnost několik set kg. Jelikož padal téměř svisle pod úhlem 72° k obzoru, byl při zabrzdění v atmosféře ve výšce 36 km nad zemí výbuchem téměř zcela rozprášen. Přiletěl z pásma planetek, když měl v odsluní vzdálenost 3,8 AU a v přísluní 0,7 AU. Sklon dráhy k ekliptice činil 7°.

Další zajímavý bolid ozářil 15. 9. 2007 před polednem místního času okolí jezera Titicaca v Bolívii tak jasně, že osvítil přilehlé části Bolívie i Peru jako druhé Slunce. Rázová vlna rozbíjela okna v peruánském městě Desaguadero. U osady Carancas v Peru byl objeven impaktní kráter o průměru 14 m a hloubce 3 m. Půda z kráteru byla vymrštěna a dopadla až do vzdálenosti 150 m od jeho centra. Impakt vyvolal slabé zemětřesení a zaplavení kráteru vodou se zápachem po síře.

L. Gasperini aj. objevili kruhové jezero Cheko o průměru 300 m, jež má strmé břehy a nalézá se jen 8 km od epicentra Tunguského meteoritu. I když navrhli, že může jít o impaktní kráter po větším úlomku Tunguského meteoritu, nezískala jejich domněnka příliš mnoho sympatií odborné veřejnosti. O. Gladyševa odhadla horní mez hustoty Tunguského meteoritu na 2,8násobek hustoty vody. Při výbuchu však byl tento materiál rozptýlen do částeček o rozměrech 10-7 – 10-3 metru, které postupně sestoupily do vysoké atmosféry Země. Největší změnu průzračnosti atmosféry vyvolaly částečky s rozměrem řádu 10 μm.

D. ReVelle a W. Edwards uveřejnili údaje o průletu „umělých Bolidů“ - přistávacích modulů kosmických sond Stardust (15. 1. 2006) a Genesis (8. 9. 2004). Modul Stardust o hmotnosti 46 kg a průměru 0,5 m vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 12,9 km/s pod úhlem 8° k obzoru nad Nevadou a dopadl 33 km od nominální trajektorie v Utahu, přičemž v poslední fázi letu byl zbrzděn, takže maximální přetížení při sestupu dosáhlo hodnoty 34 G. Modul Genesis o hmotnosti 225 kg a průměru 1,5 m vstupoval do zemské atmosféry rychlostí 11 km/s rovněž pod úhlem 8° a maximální přetížení činilo 28 G. Zbrzděn nebyl, protože uvolnění padáků selhalo. V obou případech doprovázely hypersonický průlet modulů infrazvuky podobně jako u přírodních bolidů.

Z. Ceplecha revidoval údaje o průletu bolidu Tagish Lake z 18. ledna 2000, když spočítal jeho vstupní hmotnost na 56 t a rychlost 16 km/s. Ke kritickému zabrzdění meteoroidu a následnému výbuchu došlo ve výšce 34 km - největší úlomek měl hmotnost 2,7 t. Celkem došlo v průběhu letu ke 33 fragmentacím, což je pro tyto hmotnosti meteoroidu zcela netypické. Průměrná hustota meteoroidu činila jen 1,5násobek hustoty vody. Ve výšce 29 km se rychlost průletu snížila na 13 km/s a meteoroid zhasnul. Přesto četné úlomky dopadly na zamrzlé jezero Tagish, kde byly postupně nalézány v téměř sterilním prostředí. Podle K. Nakamury aj. byly pomocí elektronového mikroskopu nalezeny ve vzorcích meteoritu duté mikroglobule organických látek, jež vznikaly ve sluneční pramlhovině při teplotě 13 K a mohly se stát stavebními kameny života na Zemi.

J. Trigo-Rodríguez aj. dávají finský bolid ze srpna 2006 a další dva bolidy ve Španělsku a Finsku do souvislosti s meteorickým rojem β Akvarid a tvrdí, že mateřským tělesem pro všechny tyto bolidy je blízkozemní planetka 2002 NY4, popř. další planetka 2004 NL8. Z toho soudí, že dodávka meteoroidů v posledním tisíciletí z těchto dvou zdrojů zaručuje stálý přísun meteoritů na Zemi.

M. Bell aj. zjistili při experimentech se sideritem obsaženým v meteoritu z Marsu ALH 84001, že při tlaku nad 30 GPa se siderit změní na magnetit. Protože meteorit z Marsu zažil při svém vzniku tlaky až 32 GPa, je tím výskyt magnetitu v meteoritu vysvětlitelný prostým fyzikálním pochodem bez působení mikroorganismů.

J. Kennett aj. popsali impaktní kráter o průměru 5 km, který vznikl před 13 tis. lety dopadem meteoritu do oblasti zemské severní polární čepičky v Severní Americe v závěru poslední ledové doby. Celé dvojčíslo časopisu Meteoritics and Planetary Science bylo v r. 2007 věnováno komplexnímu výzkum meteoritického kráteru Bosumtwi (6,5° s.š.; 1,5° z.d.) v Ghaně v záp. Africe. Okolí kráteru je hustě zalesněno, takže výzkum oblasti není jednoduchý, protože sám kráter o průměru 10,5 km je z větší části zalit jezerem o průměru 8,5 km. Nicméně hloubkové vrty v okolí jezera až do hloubky 1,8 km odhalily horniny rozdrcené impaktem a odtud se podařilo odvodit jeho stáří 1,1 mil. roků. Z té doby také pocházejí nejmladší tektity, nalézané na Pobřeží slonoviny. E. Gurov aj. shrnuli vlastnosti impaktního kráteru El'gygytgyn (67,5° s.š.; 172,5° v.d.) v pohoří Anadyr v oblasti centrální Čukotky. Kráter má průměr 15 km a jeho zvýšený okraj až 18 km. Ploché dno je o průměru 12 km je zalito jezerem. Vnější stěna okraje klesá povlovně, zatímco vnitřní stěna je strmá. Okraj sahá do výšky 140 m nad okolním terénem a 180 m nad hladinou jezera. Za okrajem až do vzdálenosti 25 km pokračují komplexní terénní poruchy. Kráter je starý 3,6 mil. roků.

České tektity zvané vltavíny jsou, jak známo, čtyřikrát starší. Loni popsali Z. Řanda aj. geochemické vlastnosti 23 vltavínů z méně známé lokality v okolí Chebu. Na rozdíl od vltavínů z jižních Čech spálily na místě dopadu vegetaci, takže v místě jejich nálezů se také nalézá popel z tehdejších rostlin. Kromě nejstarších lokalit kolem Týna n. Vlt., kde se vltavíny našly už v r. 1836 a na západní Moravě již r. 1880, přibyla v minulém století v r. 1914 naleziště v severním (Horním) Rakousku a v r. 1967 v Německu severovýchodně od Drážďan. Od r. 1993 se objevují vltavíny v okolí Chebu, které jsou fakticky nejblíže k mateřskému kráteru Ries, jehož stáří činí 14,3 mil. roků. Studiu kráteru se věnoval také vynikající český exilový astronom, geochemik a krystalograf V. Vand v práci z r. 1962.

Pomocí gravitačních anomálií měřených družicí GRACE se podařilo nalézt obří impaktní kráter o průměru přes 300 km na Wilkesově zemi v Antarktidě. Jeho stáří se odhaduje na 250 mil. let, takže pochází z doby, kdy Antarktida byla součástí prapevniny Gondwany. Jak známo, v té době na rozhraní permu a triasu došlo k vůbec největšímu vymírání v dějinách Země a mimořádné vulkanické činnosti sibiřských sopek, trvající téměř milion let.

1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi

Patrně nejkonkrétnější scénář kosmické katastrofy je pád planetky, popř. jádra komety větších rozměrů, k němuž dříve či později nutně dojde. NASA nyní oznámila, že chce do r. 2026 nalézt 90 % kosmických objektů, které se přibližují k Zemi na méně než 0,05 AU (7,5 mil. km) a mají průměr větší než 140 m. Mnohem obtížnějším cílem kosmické techniky je ovšem požadavek odchýlit nebezpečné planetky z impaktní dráhy tak, aby ke střetu nedošlo. Na splnění tohoto cíle nejsou zatím potřebné finanční prostředky řádu miliardy dolarů k dispozici.

Historie zkoumání blízkozemních planetek (NEA) započala v r. 1898 nečekaným objevem planetky (433) Eros, jež se stala prvním a svými rozměry 33 × 13 km dosud největším známým projektilem, který by jednou mohl ohrozit Zemi. V rámci projektu Spaceguard měla NASA objevit od r. 1992 během 10 roků 90 % potenciálně nebezpečných planetek (PHA) s průměrem nad 1 km. Tento úkol, na nějž NASA ročně vydává něco přes 4 mil. dolarů, se však nezdařilo splnit, ačkoliv v polovině roku 2007 bylo známo již 4680 NEA, z toho 715 má průměr přes 1 km. To však představuje jen asi 65 % NEA nad 1 km. V této přehlídce tak dosud známe 864 PHA, z toho 133 je větších než 1 km.

Odtud vyplývá, že jednou denně se Země sráží s kosmickým projektilem, který při neškodném výbuchu vysoko v zemské atmosféře uvolní energii ekvivalentní 10 t TNT a průměrně jednou ročně nastává srážka, při níž se uvolní energie řádu 10 kt TNT. Jednou za století se Země střetne s tělesem o průměru 50 m (analogie Tunguského meteoritu), který už působí místní pozemní katastrofu, neboť uvolní energii řádu 10 Mt TNT. Globálně nebezpečné jsou pak projektily od rozměru 140 m proto, že při jejich zániku se uvolní energie řádu 100 Mt TNT. Odhaduje se, že tak velkých NEA je asi 50 tisíc, takže dohledat je do r. 2026 bude velmi náročné, ale myslitelné. Z toho však jen 1/5 bude potenciálně nebezpečných v dohledné budoucnosti řádu 200 roků.

V. Šuvalov a I. Trubeckaja ukázali, že planetky o průměru 50 – 100 m téměř nikdy nedopadnou na Zemi, protože se zastaví v atmosféře a vypaří, takže jejich hlavní nebezpečí spočívá v zářivé a tlakové vlně, které vyvolávají požáry a destrukce do vzdáleností až 100 km od epicentra. W. Bottke aj. poukázali na pravděpodobnou srážku dvou planetek hlavního pásu před 160 mil. lety. Podle jejich výpočtu se tehdy měly srazit dvě planetky o průměrech 60 km a 170 km rychlostí asi 3 km/s. Následkem drtivé srážky bylo do okolí rozptýleno řádově tisíc úlomků s rozměry nad 1 km. Největším úlomkem o průměru 40 km je pak planetka (298) Baptistina, hlavní představitelka početné rodiny planetek. Vlivem poruch se mnohé úlomky dostaly na dráhy křižující dráhu Země a postupně se v průběhu 100 mil. roků srážely jak se Zemí, tak také s Měsícem (kráter Tycho je starý 109 mil. roků). Největší úlomek se srazil se Zemí před 65 mil. lety a vytvořil ponořený obří impaktní kráter Chicxulub v dnešním Mexickém zálivu. Pokud se tyto výpočty potvrdí, tak to znamená, že osud veleještěrů na Zemi byl zpečetěn dříve, než se mnohé druhy dinosaurů na Zemi vůbec zrodily!

W. Bottke aj. řešili také ještě širší problém, odkud se vlastně vzaly projektily, které způsobily těžké bombardování terestrických planet a Měsíce v intervalu 400 – 700 mil. roků po vzniku sluneční soustavy. Na Měsíci tehdy vznikly impaktní pánve Mare Nectaris, Mare Serenitatis, Mare Imbrium a Mare Orientale, když po gigantických impaktech se na povrch Měsíce vylilo podpovrchové magma a utuhlo na bazaltické horniny. Autoři se domnívají, že do Sluneční soustavy tehdy vnikl vetřelec, jenž porušil dráhy planetesimál v hlavním pásu planetek, které pak vnikly do panství terestrických planet a postupně na ně padaly s četností až tisíckrát vyšší než nyní. Teprve po skončení dlouhé epizody těžkého bombardování se mohl na Zemi rozvinout život, který však patrně využil vody a organických materiálů, které planetesimály přinesly. K. Terada aj. popsali vlastnosti meteoritu Kalahari 009, který pochází z Měsíce a jehož stáří činí plných 4,35 mld. roků. Přitom jde o bazaltickou horninu, vzniklou utuhnutím magmatu. Dosud se soudilo, že horniny z měsíčních moří vznikly až po ukončení éry těžkého bombardování, ale jak patrno, není to vždy pravda. Na Měsíci zřejmě probíhal vulkanismus již před vznikem moří.

Podle M. Garlicka se kosmickým nebezpečím pro Zemi může stát nepředvídatelný, leč velmi vzácný, výbuch blízké supernovy. Historické supernovy (1006 Lup; 1054 Tau; 1572 Cas; 1604 Oph a ±1680 Cas) byly naštěstí velmi daleko (2 – 6 kpc), takže žádné nebezpečí pro Zemi neznamenaly. V současnosti nejbližším známým kandidátem na výbuch supernovy třídy Ia je proměnná dvojhvězda IK Pegasi, v níž je hmotný bílý trpaslík vzdálen od hlavní složky - hmotné hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy A - jen 0,2 AU, přičemž dvojhvězda je od nás vzdálena jen 45 pc. Soustavným přenosem vodíku z hvězdy A na bílého trpaslíka sice dojde v budoucnu k výbuchu supernovy, ale vlivem vlastního prostorového pohybu se do té doby dvojhvězda od nás vzdálí na více než 100 pc, takže život na Zemi výbuch neohrozí.

Spíše se tak může stát následkem výbuchu supernovy, jejíž předchůdce je dnes od nás tak daleko, že jeho povahu jsme nerozlišili, ale do doby exploze se k nám přiblíží pod kritickou hranici 10 pc, kdy takový výbuch může zničit ozonovou vrstvu kolem Země. Poslední blízká supernova vzplanula v pliocénu před 2,8 mil. lety, jak dokazuje o dva řády zvýšené zastoupení radionuklidu 60Fe v sedimentech z té doby v Pacifiku (poločas rozpadu tohoto radionuklidu činí 1,5 mil. roků), ale ani tehdy k žádné katastrofě v rozvoji života na Zemi evidentně nedošlo.

Jelikož je dlouhodobý termonukleární vývoj Slunce z počítačových simulací znám dosti spolehlivě, objevil se tak nečekaný paradox nedostatečného zářivého výkonu velmi mladého Slunce z doby před 3 mld. let. Protože Země byla tehdy téměř určitě stejně vzdálena jako dnes, měl by nižší sluneční zářivý výkon způsobit zalednění Země (riziko „sněhové koule“ Země). Protože albedo ledu či sněhu je mnohem vyšší než albedo tekuté vody, Země by dodnes nerozmrzla, neboť i zvyšující se sluneční záření by se převážně odrazilo od ledu zpět do kosmického prostoru.

Tento paradox se dá vysvětlit dvojím způsobem. První je založen na domněnce o postupné změně chemického složení zemské atmosféry tak, že v rané atmosféře Země byly mnohem více zastoupeny skleníkové plyny než jsou zastoupeny dnes. To je sice možné, ale vyžaduje to koordinovanou proměnu chemického složení atmosféry souběžně s rostoucím zářivým výkonem Slunce, pro což nejsou dostatečné doklady. Proto D. Minton a R. Malhotrová ověřovali alternativní scénář, kdy by Praslunce mělo mnohem vyšší hmotnost, než se dosud zdálo možné, což by paradox vyřešilo, protože vyšší hmotnost Praslunce znamená i podstatně vyšší počáteční zářivý výkon.

Autoři však ukázali, že tím okamžitě vzniká další těžko řešitelný problém, jak se v průběhu 4,5 mld. let existence Slunce této přebytečné hmoty efektivně zbavit, protože současný sluneční vítr je až tisíckrát slabší, než domněnka požaduje. Také sledování analogů Slunce nepřipouští možnost tak velkého úbytku hmoty hvězdy slunečního typu v prvních miliardách jejich existence. Stojíme tedy před záhadou, jak je možné, že katastrofa zmrznutí Země v minulosti nenastala? Možné řešení paradoxu naznačili W. Peltier aj., když ukázali, že při ochlazování oceánů vniká do kapalné vody kyslík a tím se zvýší tempo remineralizace uhlíku v organických látkách na CO2, jenž se pak do atmosféry Země vrací. Tak se dostatečně zvyšoval skleníkový efekt v neoproterozoiku v intervalu 850 – 542 mil. let před současností, čímž Země vyklouzla ze spárů totálního zalednění.

Zcela zřejmě největší možnou pozemskou katastrofou se ovšem stane dlouhodobý vývoj Slunce jako trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti třídy G a ačkoliv jde o katastrofu nepředstavitelně vzdálenou, není už žádných pochyb, že opravdu nastane. Povrchová teplota Slunce stoupne během příští 1,2 mld. roků o 150 K a toto zdánlivě nevinné zvýšení teploty povede dle Stefanova-Boltzmannova zákona k 10 % zvýšení jeho zářivého výkonu a tím i ke zvýšení průměrné teploty Země na bod varu vody. Následkem toho se oceány zčásti vypaří a zčásti vsáknou do chladnější kůry Země.

Jelikož zářivý výkon Slunce se bude i nadále zvyšovat a poloměr Slunce poroste, dosáhne za 3 mld. roků od současnosti průměrná teplota Země 400° C, neboť zářivý výkon Slunce bude v té době již o 40 % vyšší než dnes. Tento trend se postupně ještě zrychlí, takže za 6,4 mld. let od současnosti dosáhne zářivý výkon Slunce 2,2násobku dnešního a poloměr Slunce se téměř zdvojnásobí, takže Mars bude dostávat od Slunce tolik tepla a světla jako Země dnes. Ve věku 7,1 mld. let od současnosti však bude i z povrchu Marsu jen horká poušť a ledové kůry Galileových družic Jupiteru začnou roztávat, protože zářivý výkon Slunce stoupne na 2,7 L☉ a jeho poloměr na 2,3 R☉. Na Galileových družicích Jupiteru (Europě, Ganymedu a Callisto) vznikne hustá atmosféra vodní páry a díky skleníkovému efektu bude na jejich povrchu parné vlhko jako ve skleníku. Saturnova družice Titan bude pokryta oceánem čpavku a možná tam vznikne i život.

Za 7,7 mld let od současnosti se Slunce stane červeným obrem, jehož poloměr bude asi 200krát větší než dnes, takže zemská kůra se roztaví a povrch Slunce dosáhne téměř k dráze Země. Jelikož však ve fázi červeného obra Slunce ztratí intenzivním hvězdným větrem až čtvrtinu své současné hmotnosti, všechny zbývající planety se vlivem slabší gravitační vazby budou od Slunce odsouvat, takže Země se ocitne téměř na dráze dnešního Marsu a teplota jejího povrchu dosáhne „jen“ 600°C. Slunce se pak sice o něco smrští, ale po 100 mil. roků trvajícím „oddechu“ přijde série mocných vzplanutí Slunce vinou překotného termonukleárního hoření hélia ve slupce kolem jádra Slunce. To zcela zdevastuje zbylá tělesa Sluneční soustavy; Jupiter a Saturn budou mít tak protáhlé eliptické dráhy, že zvýší chaos v drahách všech ostatních těles Sluneční soustavy.

Ani tím však není katastrofám gigantických rozměrů ve Sluneční soustavě konec. Již během popsaného vývoje Slunce dojde podle R. Coxe a A. Loeba během 2 mld. let k těsnému přiblížení Galaxie a obří spirální galaxie M31 v Andromedě, což pozmění kruhovou oběžnou dráhu Slunce kolem centra Galaxie zatím neodhadnutelným směrem, tj. buď dovnitř Galaxie, anebo naopak na její periférii do vzdálenosti až 30 kpc od centra. V prvém případě hrozí nebezpečí, že během následujících desítek mld. roků bude Sluneční soustava pohlcena černou veledírou v centru Galaxie. Ve druhém případě jsou vyhlídky na další existenci řádně otrhané Sluneční soustavy o něco příznivější, protože teprve za 100 mld. roků zmizí všechny okolní galaxie za obzorem událostí vlivem stále rychlejšího tempa rozpínání vesmíru...

Jakkoliv je tento dlouhodobý scénář vývoje Země i celé Sluneční soustavy pochmurný, neměli bychom propadat depresi. Již v r. 2000 přišli G. Laughlin s F. Adamsem a rovněž D. Korycansky s nápadem, jak dlouhodobě manipulovat s rozměry dráhy Země kolem Slunce během nejbližších miliard roků, kdy Zemi hrozí přehřátí nesrovnatelně horší než je pověstné globální oteplování dnes. Stačí totiž zbrzdit některou zhruba 200km planetku v Edgeworthově-Kuiperově pásu za Neptunem tak, aby se přiblížila k Jupiteru a tím získala potřebnou energii k periodickým průletům kolem Země. Pokud takto zmanipulovaná planetka se bude vracet k Zemi jednou za 10 tis. roků, tak její nepatrné gravitační působení bude stačit na zvětšování poloměru Země v tom poměru, jak poroste zářivý výkon Slunce. Jinými slovy, na Zemi bude v tom případě pořád tak příjemně teplo jako je dnes.

1.1.3.4. Měsíc

V současné době nejúspěšnější přehlídka křižujících planetek Catalina Sky Survey (CSS) na Mt. Lemmon (1,5m reflektor; 2,8 km n.m.) a Mt. Bigelow (0,6m Schmidt; 2,5 km n.m.) v pohoří Catalina v Arizoně objevila v září 2006 objekt 19 mag, označený jako 6R10DB9 o průměru kolem 1 m. Jak ukázal výpočet dráhy, tělísko bylo právě tehdy zachyceno Zemí, takže se stalo dočasně druhou přirozenou družicí Země. Oběhlo ji však jen třikrát a pak se v září 2007 opět vymanilo z dosahu zemské přitažlivosti a zmizelo v hlubinách Sluneční soustavy.

Kuriózní snímek přechodu Měsíce přes kotouč Slunce pořídila kosmická sonda STEREO-B, když 25. 2. 2007 zachytila na ultrafialovém snímku Slunce černý kotouč Měsíce, který byl úhlově 7krát větší, než bude kotouč Venuše při pohledu ze Země během přechodu přes Slunce v červnu 2012. Sonda STEREO-B byla totiž v té chvíli od Měsíce 4,4 krát dále než Země, a tak dramaticky předvedla to, co všichni dobře víme: že totiž téměř neuvěřitelnou shodou okolností je Slunce přesně tolikrát větší než Měsíc, kolikrát je od Země dále než Měsíc, a proto se můžeme občas těšit na povrchu Země z úplných zatmění Slunce...

C. Wood oznámil, že na odvrácené straně Měsíce vyfotografovala oběžná sonda Clementine vyhaslé sopky, takže po půlstoleté přestávce ožila myšlenka, že měsíční povrch tvaroval také vulkanismus. Arizonská univerzita digitálně zpracovala originální snímky Měsíce, získané v průběhu projektu Apollo, takže jsou nyní volně přístupné na internetu na adrese: apollo.sese.asu.edu

Japonská sonda Kaguya (Selene) byla vypuštěna 14. září 2007 směrem k Měsíci a 31. 10. uskutečnila první HDTV přenos z výšky 100 km nad Měsícem, na němž je mj. zachycen východ Země nad okrajem Měsíce.

A. Christou aj. se inspirovali záblesky na neosvětlené straně Měsíce, které jsou evidentně vyvolávány dopady meteoroidů na měsíční regolit. Plánovaná americké kosmická sonda Lunar Reconnaissance Orbiter má na povrchu Měsíce rozlišit i metrové impaktní krátery a dopady větších meteoroidů by mohly způsobit i měřitelné seismické otřesy. Naproti tomu na planetách s atmosférou lze pozorovat meteory při průletu meteoroidů atmosférou. Na Marsu začíná ablace meteoroidů asi o 15 km níže než na Zemi, takže pro kamery na povrchu jsou tyto úkazy jasnější než na Zemi. Lze také zaznamenávat na povrchu planety infrazvuky, které pak dobře poslouží pro určení kinetické energie úkazu. Malá tělíska do rozměru 1 mm přistávají na Marsu měkce; větší úlomky dopadají tvrdě a ty největší s rozměrem nad několik metrů se při dopadu vypaří. Kosmická sonda Mars Global Surveyor odhalila za 7 let obíhání Marsu celkem 20 nových impaktních kráterů. Pokud jde o Venuši, je tam možné v principu pozorovat meteory z oběžné dráhy.

K. Pahlevan a D. Stevenson a M. Toboul aj. uskutečnili nové výpočty vzniku Měsíce za předpokladu, že nejdříve 62 mil. let po vzniku Země do ní narazil Praměsíc (Theia) o hmotnosti až třetiny Mz! To vedlo k téměř úplnému vypaření obou těles na magmatické útvary, propojené navzájem plynným křemíkem. Silné turbulentní promíchávání obou složek vedlo k velmi podobnému izotopovému složení Země i Měsíce, což měření potvrzují. Právě nejstarší meteority z Měsíce jsou vlastně dokladem toho, jak tehdejší prohnětená stavební kaše Země a Měsíce vypadala. V. Ševčenko aj. studovali rozložení prvků Fe a Th v největším impaktním kráteru na Měsíci (Jižní pól - Aitken) o průměru 3 500 km. Jelikož jde o velmi mělký kráter, autoři se domnívají, že příslušným obřím projektilem bylo křehké jádro gigantické komety, které na Měsíc narazilo kolmo k ekliptice.

P. Michel a A. Morbidelli připomněli, že studium rozložení velikosti impaktních kráterů na Měsíci v závislosti na čase přímo ideálně zrcadlí vývoj interakcí ve Sluneční soustavě za celou dobu její existence. Prokazuje destabilizaci dynamické interakce planet a zárodečného planetárního disku 550 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, v čemž spatřují příčinu éry těžkého bombardování. V té době též vzniklo 95 % těles hlavního pásu planetek.

1.1.4. Mars

Proslulá „Tvář na Marsu“ v oblasti Cydonia, vyfotografovaná sondou Viking Orbiter 1 v červenci 1976 s lineárním rozlišením kolem 200 m, zavdala záhadologům příležitost k tomu, aby se jako obvykle blamovali, když začali tvrdit, že „tvář“ vymodelovali zelení pidimužíci a navíc v jejím okolí postavili pyramidy. Jak uvedl P. Plait, snímkovala inkriminovanou oblast v červenci 2006 evropská sonda Mars Express stereokamerou s lineárním rozlišením 14 m. Na působivém prostorovém snímku je patrný pahorek o základně 3 × 2 km a relativním převýšení 400 m, která nese stopy běžné eroze, takže o jeho umělém původu nemůže být řeč. Tatáž sonda našla podle T. Watterse aj. na severní polokouli Marsu ponořené impaktní pánve o průměrech 130 – 470 km.

Jak uvedli T. Ringrose aj., objevily oběžné moduly kosmických sond Viking již koncem 70. let minulého století konvektivní atmosférický víry, jímž se říká „tančící derviši“ (někdy též prachoví ďáblové - dust devils) a vzápětí je zaznamenaly také přistávací moduly Vikingů. Derviši vznikají nad silně osluněnými terény a zvedají z povrchu planety zrnka písku a prachu stejně tak, jako to vidíme u podobných vírů na Zemi.

J. Andrews-Hanna aj. zjistili rozborem vzorků minerálů nalezených vozítkem Opportunity v oblasti Meridani Planum, že jsou mezi nimi tzv. evapority, které vznikaly nutně za přítomnosti tekuté vody. Ukázali též, že hladina všudypřítomné spodní vody na Marsu kolísala během času. J. Bandfield se na základě podrobných snímků oběžné sondy Mars Odyssey domnívá, že ve vyšších areografických šířkách se dodnes nachází tekutá spodní voda již 1 – 2 m pod povrchem planety. J. Taylor Perron aj. nalezli příčinu proměnlivosti výšky pobřežní čáry marsovských jezer či moří s amplitudami až několika kilometrů v kolísání směru rotační osy Marsu během času. Za posledních 5 mil. roků se tak na Marsu vystřídalo 40 ledových dob.

S. Squyres aj., využili pobytu vozítka Spirit v kráteru Gusev k objevu kamene, který je tzv. sopečnou bombou - byl vymrštěn na povrch výbuchem vodní páry ve vulkánu. Sedimenty na stěnách kráteru obsahují až 90 % křemíku, což je další důkaz výskytu tekuté vody na planetě v její geologické minulosti. Spirit též odhalil v okolí kráteru horniny, obsahující sirník železa FeS, což naznačuje jejich vznik při výronech vulkanického plynu z nitra Marsu.

Obě vozítka vykazují nečekaně dlouhou životnost - na jaře 2007 již přečkala 1200 Marsových dní (solů) a v létě 2007 přežila dvouměsíční prachovou bouři, kdy jim sluneční panely dodávaly jen 200 Wh/d. Přitom už najezdila po Marsově povrchu 7, resp. 11 km. Spirit zkoumal oblast Columbia Hills, kdežto Opportunity pomalu objížděl impaktní kráter Victoria o průměru 800 m. Podle A. Domokose aj. se panoramatické kameře na vozítku Spirit nepodařilo na podzim 2005 zaznamenat ani jediný meteor v atmosféře Marsu, ačkoliv v té době měly být na Marsu v činnosti dokonce dva různé meteorické roje. Autoři dokonce pochybují o již v r. 2004 oznámeném objevu prvního meteoru na Marsu údajně zachyceného toutéž kamerou. Podle jejich názoru šlo o záznam tečného průletu spršky energetického kosmického záření. P. Withers však zachytil rádiové záření 10 meteorických rojů na Marsu, přičemž 8 rojů odpovídá známým mateřským kometám, popř. planetkám.

V. Chevrier aj. se snažili objasnit příčinu někdejší existence tekuté vody na povrchu Marsu zvýšeným skleníkovým efektem atmosféry. Zjistili však jen to, že skleníkovým plynem nemohl být CO2, takže samotná dávná existence tekuté vody na Marsu zůstává záhadou. Podle C. Wuové nelze zatím příliš čekat pokrok v odpovědi na ještě důležitější otázku, zda na Marsu byl či dosud je primitivní život. K řešení této otázky byly zkonstruovány přistávací moduly sond Viking, které od r. 1976 na dvou různých místech povrchu využívaly plynového chromatografu a hmotnostního spektrometru k nalezení produktů metabolismu jednobuněčných mikroorganismů. Aparatury měly docela vysokou relativní citlivost 10-9, ale našly jen H2O a CO2, jakož i stopové množství organických molekul, které v aparatuře ulpěly při posledním čištění před startem se Země. Z těchto měření vyplynulo, že povrch Marsu byl na obou místech naprosto sterilní. Přistávací sonda Phoenix, která startovala ze Země k Marsu v srpnu 2007, je sice rovněž vybavena hmotnostním spektrometrem, ale s nižší citlivostí, než měly spektrometry na sondách Viking. Zato je schopna nabírat vzorky až z hloubky 1 m pod povrchem planety, v čemž Vikingy překonává.

S. Kounaves se domnívá, že mikrobiální život na Marsu se bude vyskytovat jedině pod povrchem Marsu. Jelikož i na Zemi se v posledních dekádách podařilo objevit četné extremofily, měly by se právě takové mikroorganismy hledat v odpovídajících extrémních fyzikálních a chemických podmínkách na Marsu.

A. Mallama shrnul výsledky měření optického albeda Marsu za více než půlstoletí v letech 1954 - 2006. Střední hodnoty albeda v pásmech U až I činí 0,06 až 0,33. Albedo roste během prachových bouří, čímž se měřitelně zvyšuje jasnost Marsu zejména v červené oblasti spektra. M. Busch aj. využili v listopadu 2005 obřího radaru v Arecibu ke sledování Marsových družic Phobose a Deimose na frekvenci 2,4 GHz (vlnová délka radarových impulsů 130 mm). Ukázali, že radarové albedo obou družic je extrémně nízké: 0,06 pro Phobos a jen 0,02 pro Deimos, což je prakticky rekord pro kterékoliv těleso Sluneční soustavy s pevným povrchem. Z albeda lze spolehlivě určit střední hustotu obou družic, tj. 1,6násobek hustoty vody pro Phobos a maximálně 1,1násobek hustoty vody pro Deimos. Nízké hustoty svědčí o vysoké poréznosti obou družic.

A. Rivkin aj. zkoumali složení čtyř dosud známých Trojanů Marsu v okolí Lagrangeova bodu L5 a zjistili, že tyto objekty spolu geneticky nesouvisí; vznikly zcela samostatně v hlubinách Sluneční soustavy a byly Marsem postupně zachyceny. D. Trilling aj. měřili albeda tří největších Trojanů ve středním infračerveném pásmu (18 μm). Největší z nich (5261) Eureka má albedo 0,4 a geometrický průměr 1,3 km. Albeda i rozměry dalších Trojanů jsou menší a jejich rozměry nedosahují ani 1 km.

1.1.5. Jupiter

Kosmická sonda New Horizons se koncem února 2007 přiblížila k Jupiteru až na vzdálenost 2,3 mil. km a během průletu pořídila na 700 infračervených snímků Jupiteru, jeho družic a prstenů s lineárním rozlišením až 15 km. Získala tak zatím nejkvalitnější záběry Malé červené skvrny, jež vznikla v r. 2000 a do počátku r. 2007 se roztočila na obvodovou rychlost 180 m/s, což zvýraznilo její červenou barvu a přiblížilo ji tak parametrům Velké červené skvrny. Sonda též snímkovala rychlé proměny i srážku objektů v tenkých Jupiterových prstencích a čtyři aktivní sopky na Jupiterově družici Io, přičemž největší výtrysk sahající až do výšky 290 km pocházel od sopky Tvashtar. Snímky svou kvalitou podstatně předčily záběry ze starší sondy Galileo a vzhledem k blízkosti Jupiteru přinesly tak o obří planetě úhrnem více informací, než kolik sonda bude moci předat při svém průletu kolem páru Pluto-Charon v r. 2015. Podle sdělení C. Lavera aj. bylo probuzení sopky Tvashtar Paterae objeveno nezávisle pomocí Keckova dalekohledu již v dubnu a červnu 2006. Teplota výtrysku tehdy dosáhla až 1,2 kK na ploše 60 km2 a vyzářený výkon se pohyboval až kolem 8 TW. IAU pojmenovala družici S/03 J 14 pořadovým číslem J XLIX a jménem Kore.

1.1.6. Saturn

Výzkum Saturnu se točil kolem úspěšné činnosti kosmické sondy Cassini, jež pokračuje v obletech planety, snímkuje podrobnosti v hlavních prstencích a navíc se často přibližuje k některým jejím družicím. Sonda zjistila, že prstence Saturnu se během času poněkud rozpínají a současně tmavnou. 14. 1. 2005 se Země nacházela na spojnici mezi Sluncem a Saturnem, takže hypoteticky pozorovatel na Saturnu by byl pozoroval přechod Země přes sluneční kotouč. Této situace využili R. French aj. a snímali pomocí kamery WFPC2 HST Saturnovy prstence přesně v opozici. M. Sremčevic aj. našli v prstenu A vrtulové struktury, které jsou vyvolány pidiměsíci o průměrech do 70 m. Pidiměsíce tvoří opásání Saturnu ve vzdálenosti 130 tis. km od centra planety široké v rovině prstenců jen 3 tis. km, ale životní doba jednotlivých pidiměsíců je relativně krátká.

Sonda se už více než 25krát přiblížila k Titanu, kde zaznamenala písečné duny i polární jezera, bažiny potažené vrstvou methanového bláta, impaktní krátery i horské hřbety. Topografická měření radarem poukazují na poměrně rovinatý povrch, kde převýšení většinou nepřesahují 500 m, s výjimkou horského hřbetu o průměrné výšce 1 km. Podle J. Radebaugha má nejvyšší hora na Titanu relativní převýšení 1,9 km a sklon jejích svahů dosahuje až 37°. Na dobře zmapované části povrchu prakticky chybějí impaktní krátery menší než 30 km, což nasvědčuje geologicky aktivnímu terénu mladšímu než 100 mil. roků. Fyzikálně-chemický obraz Titanu je utvářen hydrologickým koloběhem methanu, když z jezer a škvír na povrchu se odpařuje plynný methan, který však prší z atmosféry zpět a naplňuje jezera i řeky, jak ukázali E. Stofan aj. P. Saxena se dokonce domnívá, že by v atmosféře Titanu mohly z formaldehydu a acetaldehydu vznikat aminokyseliny glycin a alanin.

Během průletu sondy Cassini v blízkosti družice Enceladus v únoru 2005 využil N. Rappaport Dopplerových měření pohybu sondy anténami DSN k přesnému určení hmotnosti družice 1,1.1020 kg a k odvození její střední hustoty 1,6násobku hustoty vody. Poloměr jádra Encelada dosahuje 190 km a jeho hustota dosahuje 2,5násobek hustoty vody. D. Matson aj. objevili výron teplejšího plynu na Enceladu, jehož povrchová teplota dosahuje 145 K, ale výron byl o 35 K teplejší. Autoři soudí, že teplota pod povrchem družice stoupá až na 800 K a vyvolává tak kryovulkanismus, při němž se na povrch družice dere ve škvírách „tygřích pruhů“ vodní klatrát, obsahující CO2, CH4 a N2, ale též propan (C3H8) a acetylen (C2H2). Podle C. Parkinsona nad jižním pólem družice dokonce dochází k výstřikům vodní páry a ledových zrnek až do výšky 80 km.

T. Hurford aj. zjistili, že tygří pruhy se během oběhu družice kolem Saturnu periodicky otvírají a zavírají díky pružnosti ledu o tloušťce desítek km na povrchu Encelada a slapovým silám v gravitačním poli Saturnu. J. Spitale a C. Porcová našli v tygřích pruzích Alexandria, Cairo, Baghdad a Damascus teploty až 157 K a S. Newman aj. objevili na jižním pólu Encelada horkou skvrnu až o 70 k teplejší než její okolí. Autoři se domnívají, že bombardováním vodního ledu protony, elektrony a ionty vzniká peroxid vodíku, jehož infračervený pás byl na Enceladu objeven. Přítomností této silně reaktivní sloučeniny lze vysvětlit velkou aktivitu na povrchu měsíce i jeho vysoké albedo. Jde o vůbec nejsvětlejší povrch v celé Sluneční soustavě. Podle F. Nimma aj. dosahuje tepelný tok na jihu Encelada až 7 GW. Ohřev nitra družice Enceladus obstarává slapové tření spíše než radioaktivita hornin. Něco podobného se patrně vyskytuje také na družicích Dione a Tethys, kde dokonce pod tlakem tryská hydrát čpavku („fridex“).

Jak uvedli D. Cruikshank aj., zobrazila sonda Cassini zblízka již koncem září 2005 osmou největší družici Saturnu Hyperion, která má nepravidelný tvar a na své dráze se chaoticky převaluje. Povrch připomíná houbu do koupelny a nasvědčuje tomu, že i nitro družice o průměru 270 km je podle P. Thomase skrz naskrz silně porézní; poréznost dosahuje 40 %. V září 2007 proletěla sonda Cassini jen 1 tis. km od družice Japetus a objevila tak rovníkové pohoří, které vzniklo zřejmě odstředivou silou v období velmi rychlé rotace družice. Odtud J. Castillo-Rogez aj. určili střední poloměr Japeta 736 km i jeho eliptický tvar o poloosách 747 × 712 km, takže jeho střední hustota je jen o 8 % vyšší než hustota vody v pozemských podmínkách. Japetus obíhá kolem Saturnu po lehce výstředné dráze (e = 0,03) ve střední vzdálenosti 3,6 mil. km o sklonu 8° k ekliptice. Rotace Japeta je synchronizována s oběžnou periodou 79 d.

V letech 2004-07 se podařilo díky sondě Cassini objevit a označit 17 dalších družic Saturnu, jak ukazuje tabulka:

Definitivní označení nově objevených družic Saturnu
Def. číslo Jméno Předběž. označení
S XXXVI Aegir S/2004 S 10
XXXVII Bebhionn 11
XXXVIII Bergelmir 15
XXXIX Bestla 18
XL Farbauti 9
XLI Fenrir 16
XLII Fornjot 8
XLIII Hati 14
XLIV Hyrrokkin S/2004 19
XLV Kari S/2006 2
XLVI Loge 5
XLVII Skoll 8
XLVIII Surtur S/2006 7
XLIV Anthe S/2007 4
L Jarnsaxa S/2006 6
LI Greip 4
LII Tarqeq S/2006 1

V květnu 2007 oznámili S. Sheppard aj. objev tří vzdálených družic Saturnu s orbitálními periodami 2,45; 2,17 a 2,71 let, přičemž dvě posledně jmenované družice obíhají Saturn retrográdně. Evidentně tedy jde o zachycené planetky. V červenci 2007 k nim přibyla další družice v pásmu mezi XXXII Methone a XXXIII Pallene o průměru pouhého 1 km, která obíhá Saturn po kruhové dráze s poloměrem 198 tis. km v periodě 1,04 d.

V únoru 2007 objevila sonda dalších 5 prstenců v Cassiniho dělení, jehož celková šířka činí 4 800 km.

Stále otevřená je otázka periody rotace Saturnu, protože magnetická měření nasvědčují rychlejší rotaci, než vyplývá z měření rádiových. Jak ukázali P. Zarka aj., kteří srovnávali měření periody rotace pomocí sond Ulysses a Cassini, rádiová perioda otáčení planety (10 h 39 min 24 s) kolísá během měsíců i let až o ±1 % vinou vazby na rotaci Slunce a proměnnost slunečního větru.

1.1.7. Nejvzdálenější planety

Ačkoliv W. Herschel objevil Uran dalekohledem, lze planetu každý rok kolem opozice spatřit za dobrých podmínek prostým okem, protože bývá vždy jasnější než 6,0 mag. W. Herschel však tvrdil, že objevil kolem Uranu prstence, což většina astronomů považovala za naprostou iluzi, když uvážíme, jak dlouho trvalo moderní technice, než Uranovy prstence bezpečně zpozorovala v r. 1997 obřím Keckovým dalekohledem. Nyní se však ukazuje, že Herschel prstence mohl opravdu spatřit, protože jejich směr a barvu určil správně. Je totiž možné, že prsteny byly dříve světlejší než dnes, neboť postupné tmavnutí prstenů objevila nedávno sonda Cassini u Saturnu.

V každém případě prstenů u Uranu postupně přibývá, neboť v r. 2007 byl potvrzen jemný prsten původně objevený již v r. 1986 jako objekt 1986 U 2R. Proto dostal v dubnu 2007 definitivní označení zéta, když se na základě snímků HST zjistilo, že se prsten poněkud přisunul k planetě. V r. 2007 počátkem května a opět v polovině srpna bylo možné poprvé v historii astronomie pozorovat Uranovy prstence zboku, protože při předešlém úkazu v r. 1965 prsteny ještě nebyly objeveny. Jedinečné konstelace využili astronomové u Keckova dalekohledu, HST a VLT ESO. V takové chvíli lze totiž objevit zajímavé podrobnosti v samotných prstencích a také malé slabě svítící družice planety.

T. Encrenazová aj. pořídili dalekohledem VLT Melipal (UT3) první snímky Neptunu aparaturou VISIR ve středním infračerveném pásmu 8 – 19 μm. Zjistili, že jižní pól planety je o 7 K teplejší než ostatní povrch, protože jižní polokoule je už 40 roků přivrácená ke Slunci - letní slunovrat tam nastal v červenci 2005. Na 65.-70. rovnoběžce jižní šířky zpozorovali ve stratosféře horkou skvrnu, která obíhá v periodě 12 h. P. Schenk a K. Zanhle objevili na Neptunově družici Triton asi 100 impaktních kráterů s průměrem nad 5 km, které se vesměs vyskytují ve směru pohybu družice. To ovšem znamená, že Triton má geologicky aktivní povrch, starý snad jen několik milionů let.

V letech 2002-03 se podařilo při pozorováních pozemními dalekohledy objevit 5 nových družic Neptunu, které dostaly v únoru 2007 definitivní čísla a jména, jak ukazuje tabulka:

Definitivní označení nově objevených družic Neptunu
Def. číslo Jméno Předběž. označení
N IX Halimede S/2002 N 1
X Psamanthe S/2003 N 1
XI Sao S/2002 N 2
XII Laomedeia S/2002 N 3
XIII Neso S/2002 N 4

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa a Kentauři

D. Tholen aj. využili Keckova dalekohledu k zobrazení soustavy trpasličí planety (134340) Pluto pomocí adaptivní optiky. Družice Pluta Nix a Hydra jsou o 9,5 mag slabší než samotná trpasličí planeta. Na mapě povrchu Pluto lze rozlišit objekty o rozměru 0,035’. J. Elliot aj. využili výsledků pozorování zákrytů hvězd Plutem v letech 1988, 2002 a 2006 ke sledování proměnnosti jeho atmosféry. Poloměr Pluta činil jen (1152 ±32) km a nad ním se prostírala atmosféra přinejmenším do výšky 100 km. Zatímco teplota ledu dusíku na povrchu Pluta činila jen 40 K, teplota atmosféry směrem vzhůru rychle stoupala až do výšky 60 km. Další vzestup teploty byl již jen povlovný až na 100 K ve výšce 80 km. Nad touto výškou začala teplota opět klesat. Přestože se Pluto od Slunce vzdaluje, atmosféra na to reaguje spíše zvětšováním, takže je téměř jisté, že Pluto bude mít plynnou atmosféru i v červenci 2015, kdy tam doletí kosmická sonda New Horizons.

Observatoře v Arizoně pozorovaly 18. 3. 2007 předpovězený zákryt hvězdy P445.3 Plutem a zjistily, že stín Pluta se promítal na zemský povrch severně od předpovědi. Následkem toho MMT na Mt. Hopkins viděl dokonce tečný zákryt a scintilaci hvězdy v atmosféře Pluta. Střední poloměr Pluta z těchto měření činil 1 207 km, v dobré shodě s měřením při zákrytu v r. 2006 - 1 208 km. M. Brown a E. Schallerová využili toho, že trpasličí planeta (136199) Eris (= 2003 UB313) má průvodce o průměru 150 km jménem Dysnomia, jenž kolem Eris obíhá v periodě 16 d, aby tak z pozorování pomocí HST a Keckova dalekohledu odvodili hmotnost Eris 17.1021 kg (0,003 Mz), tj. o čtvrtinu více než kolik činí hmotnost Pluta. V současné době je tedy Eris největším a nejhmotnějším objektem TNO. C. Dumas aj. zjistili pomocí optické a blízké infračervené spektroskopie u dalekohledů TNG a VLT, že 50 % povrchu Eris pokrývá čistý led methanu; zbytek tvoří směs ledů methanu, dusíku, vody a tholinu. Vysoké albedo povrchu způsobuje led molekulového dusíku na povrchu Eris.

D. Ragozzine a M. Brown zjistili, že trpasličí planeta (136108) Haumea (= 2003 EL61) je prvním objektem Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP) planetek, jenž má vlastní rodinu minimálně šesti menších úlomků, čemuž dobře odpovídá zjištění K. Berkuemové aj., že objekt je velmi zploštělý, neboť rotuje rychle v periodě jen 3,9 h. Rodina trpasličí planety Haumea vznikla srážkou asi před 1 mld. roků, ale povrchy členů rodiny vypadají dosud velmi mladě, což nikdo nedokáže přesvědčivě vysvětlit. C. Trujillo aj. našli pomocí infračervené spektroskopie na povrchu objektu Haumea krystalický vodní led, jakož i kyanvodík. S. Tegler aj. pořídili jeho optické spektrum pomocí 6,5 m teleskopu MMT, které však překvapivě neobsahuje žádné spektrální pásy, snad s výjimkou ledu molekulového kyslíku. (Kdyby se to potvrdilo, byl by to výborný zdroj paliva kosmických raket.) Naproti tomu ve spektru další trpasličí planety (136472) Makemake (= 2005 FY9) nalezli silné pásy ledu methanu s příměsí ledu dusíku, oxidu uhelnatého, popř. argonu.

S. Sheppard aj. porovnávali světelné křivky trpasličích planet vyvolané jejich rotací s křivkami menších objektů transneptunského pásu (TNO). Zatímco Eris má jen malou amplitudu světelné křivky 0,1 mag a Orcus nemá žádnou, u menších planetek TNO jsou variace jasnosti výraznější a dosahují až 0,25 mag. Rotační perioda planetek TNO je většinou dlouhá asi půl dne. Autoři též odhadují, že dosud známe jen asi 1 % planetek TNO s rozměry nad 100 km. Plutoidy mívají průměr nad 800 km a tak si dokáží udržet i těkavé ledy a atmosféru, která na malých planetkách TNO chybí.

Kamera ACS HST umožnila objevit průvodce planetek TNO (50000) Quaoar, (55637), (60621) (90482) Orcus, (119979), (123509), (160256), 2002 GZ31 a 2004 PB108, které jsou slabší o 0,4 – 5,6 mag a nacházejí se v úhlových vzdálenostech 0,04 – 0,74’; tedy v minimálních lineárních vzdálenostech 1,2 – 24 tis. km od vlastní planetky. E. Schaller a M. Brown objevili pomocí Keckova dalekohledu v infračerveném spektru Quaoaru krystalický vodní led, tuhý methan a ethan. Zatímco malé TNO neobsahují těkavé látky, u trpasličích planet jsou běžné.

J. Emery aj. využili infračerveného spektrometru SST ke sledování planetky (90377) Sedna v přísluní ve vzdálenosti 76 AU od Slunce. Objevili tak na jejím povrchu pásy ledu methanu, dusíku a vody. Příležitost sledovat Sednu spektroskopicky máme právě teď, protože velká poloosa její dráhy činí plných 484 AU, takže v odsluní se vzdálí až na neuvěřitelných 892 AU a tam dle Keplerova zákona setrvá nejdéle; jde vlastně o obří kometu.

J. Wallin aj. se pokusili zjistit, zda se v pohybech planetek TNO ve vzdálenostech 20 – 100 AU od Slunce vyskytují nějaké odchylky od klasického gravitačního zákona. Astronomové totiž už delší dobu nedokáží jednoznačně objasnit anomální zrychlení směrem ke Slunci u dvojice kosmických sond Pioneer 10 a 11, které začalo být měřitelné, když sondy překročily vzdálenost 10 AU od Slunce. U souboru planetek TNO však žádnou takovou anomálii nepozorovali, což naznačuje, že anomálie u Pioneerů nemůže být způsobena nekonvenční gravitací, ale že spíše jde o nějaký přístrojový efekt.

Nepřímé objevy malých těles pomocí zákrytů rentgenových zdrojů těmito hypotetickými tělesy, ohlašované v předešlých letech, se bohužel nepotvrdily, když H. Chang aj. ukázali, že za tyto výpadky rentgenového signálu na družici RXTE od nejjasnějšího zdroje oblohy Sco X-1 jsou odpovědné zásahy detektorů kosmickými paprsky, popřípadě přístrojové poruchy.

J. Larsen aj. využili dalekohledů sledovacího systému Spacewatch na Stewardově v Arizoně k téměř tříleté přehlídce vzdálených hlubin Sluneční soustavy v pásu do 10° podél ekliptiky. Cílem přehlídky bylo nalézt případná tělesa planetárních hmotností ve směru odvráceném od centra Galaxie kvůli zlepšení poměru signálu k šumu. Přehlídka na ploše 8 tis. čtv. stupňů (1/5 oblohy) dosáhla mezní hvězdné velikost V = 21 mag a shromáždila na 2 TB dat. Autoři na základě tohoto bohatého materiálu ukázali, že za hranicí 50 AU prudce klesá četnost objektů TNO s malými výstřednostmi a sklony dráhy. Dokonce hovoří o „Kuiperově útesu“. Autoři na základě svých měření vypočítali, že do vzdálenosti 100 AU od Slunce nalezneme v budoucnu nanejvýš 2 TNO o velikosti Pluta a do vzdálenosti do 200 AU mohou být nanejvýš dvě planety o velikosti Marsu. D. Babich aj. si všimli, že tělesa EKP nemají žádný měřitelný gravitační vliv na dráhy komety Halley a odtud odvodili, že do vzdálenosti 100 AU neobsahuje EKP v podobě větších objektů více než několik málo Mz. Jelikož družice COBE nenašla žádné ovlivnění intenzity ani amplitudy fluktuací reliktního záření v oblasti EKP, plyne odtud, že tam ani drobných částeček není mnoho.

P. Lacerda a D. Jewitt odvodili průměrnou hustotu objektů TNO v rozmezí 0,65 – 2,0násobku hustotu vody, přičemž větší objekty bývají o něco hustší. Poměrně překvapující je vysoký podíl těsných párů TNO, které dlouhodobě obíhají kolem společného těžiště. L. Iorio aj. se pokusili odhadnout úhrnnou hmotnost těles EKP z poruch pohybu vnitřních planet Sluneční soustavy. Jestliže počítáme poruchy drah Země a Marsu relativisticky, pak vliv gravitace těles EKP je srovnatelný s velikostí členů Einsteinových poruchových rozvojů. Autorům vyšlo, že ekliptikální prsten EKP má souhrnnou hmotnost 0,03 Mz a rezonanční disk dalších 0,02 Mz. Plných 70 % populace EKP má kruhové dráhy s poloosami 41 – 46 AU a dalších 20 % představují tělesa v rezonančních drahách o poloosách 39,4 AU (3:2; plutina) a 47,8 AU (2:1). Zbylých 10 % patří do tzv. rozptýlené složky EKP s velkými poloosami až kolem 90 AU a průměrnou výstředností 0,6.

W. Grundy aj. využili v dubnu 2006 kamery ACS HST k objevu průvodce Kentaura (65489) Ceto (= 2003 FX128), jenž křižuje dráhy Uranu i Neptunu. Soustava byla v té době vzdálena od Slunce necelých 28 AU. Průvodce jménem Phorcys o hmotnosti 1,7.1018 kg a poloměru 66 km obíhá společně s Cetem o hmotnosti 3,7.1018 kg a poloměru 87 km kolem společného těžiště po téměř kruhové dráze ve střední vzdálenosti 1,8 tis. km v periodě 9,6 d. Obě složky soustavy mají shodnou hustotu 1,4násobku hustoty vody. Pomocí SST odvodili nízké albedo povrchu obou složek 0,08. Soustava obíhá kolem Slunce po velmi protáhlé dráze s hlavní poloosou a = 102 AU; výstředností e = 0,8 a sklonem i = 22°. V přísluní se může přiblížit ke Slunci až na 18,5 AU, ale v odsluní se dostává do vzdálenosti plných 186 AU. Křižuje tedy dráhy těles EKP, Neptunu i Uranu.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a křížiči

Koncem března 2007 uplynulo 200 let od Olbersova objevu pozoruhodné planetky (4) Vesta. Koncem května a počátkem června 2007 byla planetka poměrně snadno vidět očima jako bodový zdroj 5,4 mag v souhvězdí Hadonoše, protože byla v té době vzdálena od Země jen 1,14 AU a protože jde o planetku s vysokým albedem 26 %. Byla tak na naší obloze nejjasnější od r. 1989. Je také suverénně nejjasnějším - byť zdaleka ne největším - objektem hlavního pásu planetek.

C. Magrit využil vysokého výkonu astronomického radaru na observatoři Arecibo (Portoriko) ke sledování planetek hlavního pásu v letech 1999-2003. Díky tomuto programu se počet planetek hlavního pásu sledovaných radarem zdvojnásobil na 55 objektů, které se podařilo zařadit do různých mineralogických tříd, z nichž některé jsou úplně nové. Zajímavou úvahu o rychlosti rotace kamenných těles sluneční soustavy uveřejnil K. Holsapple. Když se uváží stabilita těchto těles vůči odstředivé síle, měla by existovat dolní hranice rotační periody 2,1 h při střední hustotě 2,5násobku hustoty vody. Tělesa, která ve skutečnosti rotují rychleji, jsou vesměs planetky a z toho vyplývá, že nemohou být hromadami sutě. Maximální rychlost rotace planetky, při níž se ještě planetka nerozpadne odstředivou silou, je úměrná -(5/4). mocnině geometrického průměru planetky.

Sledovací soustava LINEAR objevila počátkem listopadu 2007 planetku hlavního pásu 2007 VA85, která obíhá kolem Slunce po retrográdní dráze (i = 133°) s nejkratší známou oběžnou dobou pro takové planetky (P = 7,6 r). Další retrográdní planetka s předběžným označením 2007 VW266 se sklonem 108° a oběžnou dobou 12 let byla objevena v polovině listopadu 2007.

A. Conrad aj. měřili tvar a rozměry planetky (511) Davida pomocí Keckova dalekohledu vybaveného adaptivní optikou. Zjistili, že planetka je významně zploštělá a lze ji nahradit elipsoidem s rozměry hlavních os 357 × 294 × 231 km. Planetka podle očekávání rychle rotuje s periodou 5,1 h. Na jejím povrchu je patrný obří impaktní kráter o průměru 150 km a hloubce 15 km, což kupodivu nezpůsobilo rozpad planetky při samotném impaktu.

Pomocí aparatury NACO VLT se podařilo v r. 2004 zaznamenat druhý satelit planetky (45) Eugenia v úhlové vzdálenosti 0,4’ od planetky. Má průměr jen 6 km a je opticky téměř 8krát slabší než planetka. První satelit Petit-Prince o průměru 13 km byl objeven již v r. 1998 a z jeho dráhy se podařilo určit hmotnost a hustotu. Eugenia patří díky svému průměru 226 km k velkým, avšak velmi tmavým planetkám, ale její hustota převyšuje jen o 20 % hustotu vody, takže jde patrně o úctyhodnou „hromadu sutě“. Dráha a perioda nového satelitu tyto parametry planetky potvrdila.

P. Descamps aj. využili adaptivní optiky největších pozemských dalekohledů k podrobnému výzkumu páru planetek (90) Antiope během série vzájemných zákrytů v červenci 2005. Obě složky obíhají kolem společného těžiště ve vzájemné vzdálenosti 170 km v periodě 16,5 h. Mají tvar velmi podobný svým Rocheovým lalokům a neliší se příliš ani svou velikostí, neboť jejich poloměry kolem 40 km jsou téměř shodné, takže patří mezi tzv. dublety. Z těchto parametrů též vyplývá jejich nízká střední hustota jen o 20 % vyšší než hustota vody, takže jde rovněž o hromady sutě. Pozorování mezi Vánocemi 2006 a březnem 2007 odhalila podvojnost planetky hlavního pásu (4951) Iwamoto s průměry složek 4,0 a 3,5 km, jež kolem sebe obíhají v periodě 4,9 dne a obě mají synchronní rotaci. P. Descamps aj. zjistili rozborem světelné křivky planetky hlavního pásu (3169) Ostro, že jde o těleso o průměru 11 km a střední hustotě 2,6násobku hustoty vody, které se skládá ze dvou navzájem se dotýkajících složek, takže rotační perioda splývá s periodou oběžnou 6,5 h.

Rostoucí zastoupení podvojných planetek kilometrových rozměrů vzbuzuje podle M. Cuka pochybnosti o tom, že tyto dvojice vznikají slapovým rozpadem osamělých planetek při těsném přiblížení k některé terestrické planetě, neboť takové páry se začaly jak patrno objevovat i v hlavním pásmu planetek. Dosavadní pozorování dvojic naznačují, že asi 15 % planetek kilometrových rozměrů jsou binární soustavy.

Proto autor navrhuje nový poměrně rafinovaný scénář, kdy se osamělá planetka roztočí na vyšší obrátky následkem univerzálního efektu YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radziewski-Paddack) - nestejnoměrného ohřevu rotující planetky Sluncem. Při kritických obrátkách začne z okolí rovníku planetky, která je pouhou hromadou sutě, odlétat materiál odstředivou silou, vytvoří okoloplanetkový disk a ten se stane zárodkem druhé složky planetky.

Sekundární složka tak postupně nabírá materiál a následkem slapů se její oběžná dráha kolem primární složky zakulatí na prakticky kruhovou a perioda její rotace se srovná s oběžnou dobou, tak jako je tomu u našeho Měsíce. Když sekundární složka dosáhne asi třetiny rozměru složky primární, přestane hrát přenos hmoty mezi složkami původní úlohu a systém se stabilizuje až na to, že sekundár se pozvolna vzdaluje od primáru tak jako náš Měsíc od Země. Pokud tato dvojice zůstane v hlavním pásu, je její soudržnost dlouhodobě zajištěna. Jakmile však vzdálenost sekundáru dosáhne desetinásobku poloměru primáru, stačí první blízké přiblížení k terestrické planetě k rozpadu soustavy. Je-li domněnka správná, neměly by mít sekundární složky takových dvojic na svém povrchu příliš mnoho impaktních kráterů, protože v průměru jsou staré jen stovky tisíc roků.

D. Nesvorný aj. ukázali, že rodina planetek hlavního pásu (8) Flora, která sama má průměr 136 km, vznikla před 470 mil. roků díky rozpadu planetky o průměru 200 km. Poukázali na to, že v jižním Švédsku se nalezly impaktní krátery dvou meteoritů, jež na Zemi dopadly před 470 mil. lety, které patrně s tímto rozpadem souvisejí. Znamená to ovšem, že oba úlomky musely při rozpadu mateřské planetky získat relativní rychlosti před 500 m/s, aby stihly včas doletět k Zemi. Jelikož podle příslušných měření byly meteority vystaveny kosmickému záření v meziplanetárním prostoru jen krátkou dobu, jde tak o nezávislou podporu domněnky, že úlomky byly na Zemi doručeny expres.

W. Botke aj. se zabývali vznikem rodiny planetek (298) Baptistina, který se měl odehrát před 160 mil. lety vinou srážky planetek o průměrech 60 a 170 km rychlostí 3 km/s. Následkem gigantického nárazu vzniklo řádově tisíc úlomků s průměry nad 1 km a také samotná Baptistina o průměru 40 km. Poruchy drah přivedly větší množství úlomků na dráhy křižující dráhy Marsu a Země a vznikl tak „meteoritický roj“, který se střetává s oběma planetami. Podle výpočtu autorů dopadlo za posledních 160 mil. roků na Mars alespoň 110 planetek z této rodiny o průměru >1 km. Během posledních 100 mil. roků stoupla četnost dopadů velkých těles na Zemi proti předcházejícím obdobím na dvojnásobek. Podle všeho šlo vesměs o uhlíkaté chondrity, které vytvořily na Zemi nejméně osm impaktních kráterů o průměrech >1 km. Největší z nich jsou krátery Chicxulub, který vznikl před 65 mil. lety a dále Chesapeake Bay ve Virginii na vých. pobřeží Sev. Ameriky a Popigai na Sibiři staré kolem 35 mil. roků. K nim lze ještě připočíst kráter Tycho na nedalekém Měsíci starý 109 mil. let. Je-li tato domněnka správná, tak osud mnoha druhů dinosaurů byl zpečetěn dávno předtím, než se tyto druhy na Zemi objevily!

V současné době představuje podle W. Busche aj. největší nebezpečí pro Zemi planetka (29075) 1950 DA o průměru 1,2 km, která by se mohla se Zemí srazit při svém průletu v r. 2880. V březnu 2001 se totiž přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,05 AU, což umožnilo sledovat ji radarem a tudíž významně zpřesnit její budoucí dráhu. Protože nemáme dobré údaje o tvaru planetky a její vnitřní stavbě, je výpočet přesné dráhy pro tak dalekou budoucnost zatím nemožný, neboť nelze dostatečně spolehlivě spočítat výsledek efektu YORP, jenž závisí právě na tvaru (nepravidelného) povrchu planetky i na jejím vnitřním složení. Planetka má patrně kovové (Ni, Fe) jádro a kamenný (chondritový) plášť.

M. Delbo aj. změřili albedo potenciálně nebezpečné planetky (99942) Apophis, která se rekordně příblíží k Zemi v pátek 13. 4. 2029 a následkem toho se její dráha změní z dráhy planetek typu Aten na dráhu typu Apollo. Z hodnoty albeda (0,33 ±0,08) totiž vyplynul její silně nebezpečný průměr (270 ±60) m, což představuje objem 4x větší než je objem nejvyšší pyramidy v Gíze. Autoři dále ukazují, že konkrétní okolnosti průletu v r. 2029 rozhodnou o tom, zda se planetka srazí se Zemí přesně o sedm let později. Jak totiž uvedl D. Rubincam, pokud planetka v roce 2029 proletí v blízkosti Země pomyslnou „klíčovou dírkou“ o průměru pouhých 500 m, tak se srazí se Zemí 13. 4. 2036. Potíž je v tom, že nejistota dráhy daná nejistotou v odhadu velikosti efektu YORP dosahuje sama o sobě chyby ±245 km, protože neznáme ani tvar planetky, ani prostorovou orientaci její rotační osy.

F. DeLuise aj. využili dalekohledů NTT a VLT ESO ke sledování potenciálně nebezpečné planetky (144898) 2004 VD17 při jejím přiblížení k Zemi na přelomu dubna a května 2007 na minimální vzdálenost 0,46 AU. Zjistili, že planetka o průměru 320 m rotuje velmi rychle (2 h), což je téměř na mezi její stability vůči odstředivé síle rotace. Planetka křižuje dráhy Venuše, Země i Marsu, neboť v přísluní je jen 0,62 AU od Slunce, kdežto v odsluní až 2,4 AU. Těsná přiblížení k Zemi nastanou ve XXI. stol. v letech 2032, 2041, 2067. Následný těsný průlet počátkem května 2102 je rizikový, což vyvolává nutnost poznat v předstihu co možná nejlépe fyzikální parametry planetky.

T. Kwiatkowski aj. popsali průlet binární planetky 2004 RZ164 v blízkosti Země, jenž byl sledován na pěti observatořích mezi 7. 12. 2004 a 5. 1. 2005. Světelná křivka dvojice naznačila možnost přechodu menší složky před složkou primární při oběžné periodě delší než 11 h. Kulová primární složka o průměru 700 m přitom rotovala kolem své osy v periodě 2,6 h. Křižující planetka 2006 VV2 byla na přelomu března a dubna 2007 při svém průletu u Země v minimální vzdálenosti 0,023 AU sledována radary v Arecibu a Goldstonu na frekvencích 2,4 a 8,6 GHz. Měření ukázala, že jde o dvojici objektů v minimální vzdálenosti 1,5 km od sebe, přičemž větší složka má průměr 1,8 km a menší nad 0,3 km. Radar v Goldstone sledoval na frekvenci 8,6 GHz další křižující planetku 2007 DT103 při jejím průletu u Země v červenci 2007. I v tomto případě se ukázalo, že jde o pár planetek s rozměry 300 m a >80 m, které kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 450 m.

Pozoruhodný byl také průlet planetky 2007 WD5 u Země v listopadu 2007. Planetka byla nejblíže k Zemi 1. 11. ve vzdálenosti 0,048 AU, ale objevena byla až při odletu od Země o dvacet dnů později na observatoři Catalina, kdy zeslábla na 20 mag. Odtud vyplynulo, že jde o objekt o průměru asi 50 m, ale další výpočet ukázal, že planetka by se mohla srazit s Marsem 3. 1. 2008 rychlostí 13,5 km/s, takže při dopadu by se uvolnila energie 3 Mt TNT, tj. asi poloviny energie Tunguského meteoritu. Ve skutečnosti však planetka Mars těsně minula, takže astronomové přišli o důležitou kalibraci stupnice zkázy planetkami.

M. Busch aj. využili adaptivní optiky Keckova dalekohledu ke sledování křižující planetky 2004 XP14 při jejím průletu u Země počátkem července 2006. Zjistili, že jde o velmi pomalu rotující kulové těleso o průměru 300 m a rotační periodě delší než 100 h. M. Kaasalainen aj. zjistili, že rotace prototypu blízkozemních planetek (1862) Apollo (střední průměr tělesa 1,4 km) se urychluje efektem YORP relativní rychlostí -1,4.10-10, což při periodě rotace 3,1 h činí právě 3 h za 40 let pozorování. Jak uvedl W. Bottke, podobně se zrychluje rotace blízkozemní planetky (54509) 2000 PH5 o průměru pouhých 110 m.

R. Tucker a A. Kraus aj. popsali přehlídkový systém MOTESS na soukromé observatoři v Tucsonu, AZ, který je schopen soustavně hledat všechny pomalu se pohybující objekty na obloze stejně jako objekty, které krátkodobě mění svou jasnost v rámci projektu GNAT (Global Network Automated Telescopes). Aparatura sestává ze tří pevně zamířených identických dalekohledů f/5 o průměru hlavních zrcadel 0,35 m vybavených skenovacími kamerami CCD (1024 × 1024 pix) se zorným polem o průměru 48’. Náklady na celé zařízení nepřekročily 13 tis. dolarů. R. Tucker zahájil soustavné sledování oblohy v r. 2001 a od té doby vždy po dva roky skenuje jedno pásmo deklinace na sever od rovníku (deklinace +2° až +12°). Za šest let provozu tak objevuje planetky tempem 200/rok a získal periody více než 5 tis. nových proměnných hvězd v barevném filtru R mezi 13 – 19 mag.

Jako každoročně, tak i v tomto přehledu uvádím v závěru kapitoly planetky pojmenované v r. 2007 IAU na návrh českých a slovenských objevitelů: (14980) Gustavbrom, (22618) Silva Nortica, (31232) Slavonice, (31238) Kroměříž, (37699) Santini-Aichl, (37736) Jandl, (43971) Gabzdyl, (49728) Klostermann, (55844) Bičák, (58682) Alenašolcová, (59743) Kluk, (60000) Miminko, (60001) Adélka, (61208) Stonařov, (89909) Linie. Příslušná zdůvodnění i parametry drah těchto planetek naleznete na webu: planetky.astro.cz

1.2.3. Komety

Počátku r. 2007 vévodila obloze jasná kometa C/2006 P1 (McNaught), která již 4. ledna dosáhla 1 mag a její jasnost dále dramaticky stoupala, takže již 12. ledna, kdy procházela přísluním ve vzdálenosti 0,17 AU, byla -3,5 mag a 13. - 15. ledna byla už vidět i ve dne a k odhadu její vizuální jasnosti až -6 mag používali astronomové sluneční brýle! Právě tehdy 15. ledna byla nejblíže k Zemi ve vzdálenosti 0,82 AU. K jejímu vzhledu ještě přispíval majestátní chvost s nádhernými synchronami v podobě vějíře, který koncem ledna dosáhl úhlové délky 30°. V té době měla kometa stále ještě jasnost kolem 0 mag. Bohužel po celé období výjimečné jasnosti byla viditelná převážně jen z jižní polokoule, ale navzdory této relativní nedostupnosti získali její úžasné snímky také čeští astronomové J. Šafář (20. 1. 2007 v Sydney) a zejména M. Druckmüller v Andách (17. - 28. 1.). Zvláště jeden z posledních snímků, pořízený 28. 1., na němž kromě komety je vidět Mléčná dráha i Velké a Magellanovo mračno, oběhl doslova celý svět.

Zcela neočekávaně prošla 3. února 2007 chvostem komety kosmická sonda Ulysses ve vzdálenosti 260 mil. km od jejího jádra. Měření ukázala, že ve chvostu komety se vyskytují neobvyklé ionty a že plazmový chvost dokázal zbrzdit rychlost slunečního větru na polovinu nominální hodnoty. Kometa byla na jižním nebi vidět očima do konce února a ještě v květnu 2007 stačil k jejímu sledování větší triedr. Tehdy ji sledoval kosmický teleskop SST ve vzdálenosti 2,4 AU od Slunce a určil teplotu prachu v komě komety na 190 K; tj. 8 K nad rovnovážnou teplotou kosmického prostředí. Kometa v té době stále ještě ztrácela za sekundu 6 t prachu. Kometa půlstoletí patřila zřejmě k novým kometám, které zavítaly z Oortova oblaku do nitra Sluneční soustavy poprvé.

A. Vourlidas aj. popsali další unikát roku, když sledovali nejkratší periodickou kometu 2P/Encke, která prošla přísluním 19. 4. 2007 ve vzdálenosti 0,34 AU od Slunce a den potom jí koronální výtrysk ze Slunce o rychlosti 420 km/s utrhl plazmový chvost ve vzdálenosti asi 100 tis. km od jádra komety. Podle snímků z družice STEREO trvala interakce výtrysku s chvostem až do konečného utržení asi 3,5 h. Chvost o délce 13 mil. km byl pak výtryskem doslova unesen. Vzápětí však kometě začal narůstat směrem od komy nový chvost jako důkaz, že komety nejsou kočky, jak se dosud myslelo (prý si podobně jako kočky dělají, co chtějí), ale ještěrky, neboť jim utržený ocásek také znovu naroste. Kometa tak bezděčně posloužila ke studiu struktury vnitřní heliosféry. Podle S. Lowryho a P. Weissmana je jádro komety Encke zploštěné s poloosami 3,6 × 5,2 km a rotuje kolem své osy v periodě 11,1 h. Soustavné hledání komet vyústilo také v odhalení dalších 11 periodických komet, čímž celkový počet periodických komet pozorovaných alespoň při jednom návratu stoupl na 194.

Do třetice se r. 2007 zapsal do kometární historie nejprve zdánlivě banálním návratem periodické komety 17P/Holmes, objevené poprvé v listopadu 1892, když se po předešlém průchodu přísluním po 176 dnech náhle zjasnila o 12 mag, takže ji Holmes viděl očima jako kometu 4 mag poblíž galaxie M31. Kometa měla komu o úhlovém průměru Měsíce a byla tehdy očima vidět do března 1893. Přestože jde o krátkoperiodickou kometu s periodou kolem 7 roků, nebyla pozorována mezi lety 1906 až 1964. Nyní se však historie opakovala, neboť kometa prošla nenápadně přísluním počátkem května 2007 ve vzdálenosti 2,05 AU a byla tehdy vidět pouze většími dalekohledy jako objekt 15 mag. Pak se vzdalovala od Slunce a slábla na 18 mag až do 23. října 2007. Následující noc zaznamenal H. Santana její zjasnění o plných 10 mag (!), tj. 172 dnů po průchodu přísluním.

Během necelého týdne se kometa celkově zjasnila o neuvěřitelných 14 mag, když koncem října dosáhla 2 mag, ačkoliv byla v té době plných 1,6 AU od Země. Kometa se jevila jako namodralý rozšiřující se terčík s centrálním zjasněním a zcela postrádala chvost. První spektra komy se shodovala se spojitým odraženým a rozptýleným spektrem Slunce, takže šlo o prachovou komu. Přes silné spojité spektrum se překládaly emise CN, C3, C2, [C I] a NH2. Další měření z počátku listopadu 2007 poukázala na vysoký poměr prach/plyn v komě a uvolňování molekul OH, vody, NH, CN, C2 a C3, ethanu (C2H6) a propanu (C3H8). Kometa dosáhla 9. 11. 2007 lineárního průměru 1,4 mil. km (jako Slunce), ačkoliv její jádro má průměr jen 3,5 km. Od toho data se stala největším souvislým objektem Sluneční soustavy, neboť počátkem prosince měla úhlový průměr již více než 2°! O příčině tak zvláštního chování komety není zatím skoro nic známo. Téměř jistě jde o uvolnění velké energie někde pod povrchem kometárního jádra, ale proč se ta energie uvolnila a proč k tomu opakovaně došlo až dlouho po průchodu přísluním, navíc ve velké vzdálenosti od Slunce, aniž by to kometu zničilo, je naprostá záhada.

V r. 2007 byly v časopise Icarus zveřejněny další výsledky studia komety 9P/Tempel 1 v souvislosti s experimentem Deep Impact, když 4. 7. 2005 narazil 370 kg měděný projektil šikmo pod úhlem 25° k obzoru na jádro komety rychlostí 10,3 km/s, takže uvolnil kinetickou energii 19 GJ. Jak ukázala měření, asi 150 ms po „drtivém dopadu“ bylo 10 kt materiálu jádra (z toho 7 kt vodního ledu) vymrštěno do prostoru rychlostí až 5 km/s. Jádro je zploštělé s délkami hlavní a vedlejší poloosy 3,7 a 2,4 km a rotuje velmi pomalu v periodě 41 h. Hmotnost jádra činí 6.1013 kg, takže jeho střední hustota dosahuje jen 45 % hustoty vody; jde tedy zřejmě o silně porézní materiál.

Podle C.. Lisseho aj. se při experimentu Deep Impact podařilo pomocí spekter z kosmického teleskopu SST pozorovat karbonáty, jíly a krystalické silikáty, což jsou minerály vznikající za přítomnosti vody. To znamená, že jádra komet nejsou tak panenskou látkou sluneční soustavy, jak se předpokládalo. Jejich jádra obsahují mnoho materiálu, který byl promíchán a přetvořen ve sluneční pramlhovině a zčásti byl silně ohřát dříve, než se smísil se studeným materiálem na periférii Sluneční soustavy. Podle P. Gronkovského se tímto experimentem také vyřešil dlouholetý spor, zda za náhlými zjasněními některých komet nestojí srážky s přírodními projektily, např. v podobě miniaturních planetek. Nyní je však zřejmé, že takové srážky nemohou významně ovlivnit jasnost kometárních jader.

E. Mazzota Epifani aj. poukázali na překvapující aktivitu kometárních jader i ve velkých vzdálenostech od Slunce. Pozorovali totiž 3,6m dalekohledem TNG celkem 5 komet vzdálených 3,5 – 4,4 AU od Slunce s poloměry jader 0,5 – 1,4 km, které stále ještě měly kolem sebe komu, jejíž jasnost se s časem krátkodobě měnila.

A. Bazilevskij a C. Keller studovali podrobnosti na povrchu jader komet 1P/Halley (rozměr jádra 16 × 8 × 8 km), 19P/Borrelly (8 × 3 km), 81P/Wild 2 (5,5 × 4 × 3,3 km) a 9P/Tempel 1 (6 × 6 km), jak je zobrazily průletové kosmické sondy. Povrch všech jader je zřetelně obrušován a zhlazován např. lavinami sutě, čímž vznikají ploché terasy. Podobně jsou plochá i dna impaktních kráterů, jako by do nich kdysi stékala nějaká tekutina. Některé části povrchu jader však zůstala nedotčena od doby svého vzniku, zatímco jiné jsou zjizveny starými impaktními krátery po tělesech z periférie Sluneční soustavy i mladými krátery z vnitřní části (pásma planetek).

W. Reach aj. využili SST k infračervenému (24 μm) snímkování prachových stop 34 komet ve vzdálenostech minimálně 1 mil. km od jádra. U 27 komet objevili ve stopách prachová zrnka s rozměry nad 1 mm a u dalších 4 komet poněkud méně prachu, což ale souviselo s nevhodnou geometrií pozorování. Prachové stopy se vyskytují téměř u všech sledovaných členů Jupiterovy rodiny komet, přičemž každá stopa obsahuje minimálně 108 kg prachu. Odtud vyplývá, že do stopy proudí z jádra komety asi 2 kg prachu za sekundu, v dobré shodě s měřenou produkcí molekul hydroxylu.

Z. Sekanina a P. Chodas propočítali na základě pozorování úlomků Kreutzovy komety v blízkosti Slunce družicí SOHO a skutečnosti, že mezi lety 1843 a 1970 bylo pozorováno celkem 8 velkých úlomků komety v blízkosti Země, že původní těleso Kreutzovy komety se rozpadá hierarchicky v samostatných epizodách. Nejstarší z nich se odehrála před 1,7 tis. lety a poslední před 300 lety.

L. Neslušan zjistil zejména ze statistiky objevů komet robotem LINEAR, že účinnost objevů nových komet je vyšší než u komet starých. To znamená, že přísun nových komet z Oortova oblaku komet je o řád nižší, než se dosud uvádělo, takže samotný Oortův oblak obsahuje o řád menší populaci panenských komet, než se dosud soudilo. Ze 175 periodických komet má jen 16 komet periodu delší než 20 let. Poločas rozpadu periodických komet je 13 tis. roků. Jupiterova rodina komet přichází v průměru o jednu kometu za 67 roků. Přesto se však celkový počet komet dlouhodobě příliš nemění, protože tato populace je plynule doplňována kometami z hlubin Sluneční soustavy.

1.2.4. Meteorické roje a bolidy

E. Lyytinen a P. Jenniskens předpověděli, že 1. září 2007 dojde k mimořádnému maximu občasného meteorického roje Aurigid, což se také stalo. P. Jenniskens ve spolupráci s R. Dantowitzem sledovali maximum roje dvěma letadly, která letěla souběžně ve vzájemné vzdálenosti 160 km ve výšce 14,5 km z Nevady přes Kalifornii nad Pacifik. Zvýšenou činnost roje zaznamenali s tím, že maximální frekvence 130 met/h nastala 18 min před udanou předpovědí. Mateřskou kometou roje je C/1911 N (Kiess) s oběžnou dobou 1,9 tis. roků, z níž se pozorované meteoroidy uvolnily kolem r. 83 př. n. l.

Jak uvedli M. Sato a J. Watanabe, v r. 2006 jsme byli svědky zvýšené aktivity (zenitová frekvence 50 – 100 met/h) meteorického roje Orionid, jejichž mateřskou kometou je 1P/Halley. Podle názoru autorů to souviselo s dráhovou rezonancí 6:1 komety s Jupiterem, takže k Zemi se dostal materiál, vyvržený z komety v letech 1265, 1197 a 910 př. n. l.

P. Koten aj. a J. Borovička aj. zveřejnili výsledky optických včetně spektroskopických pozorování meteorického roje Drakonid z r. 2005, kdy ve večerních hodinách 8. října zaznamenali mezi 17:30 a 19 h UT (délka Slunce 195,42°) sestupnou část mimořádně vysokého maxima roje, jehož přepočtená zenitová frekvence přesáhla 150 met/h. Jak se znovu ukázalo, jsou meteoroidy Drakonid mimořádně křehké, takže při poměrně nízké rychlosti vstupu do atmosféry (23 km/s) začínají svítit o několik km výše než meteoroidy jiných rojů. Milimetrové meteoroidy obsahují až milion zrníček o „kamenné“ hustotě 3násobeku hustoty vody a představují běžné chondrity s výrazným zastoupením Na, Mg a Fe. Hmotnost zrníček se pohybuje v rozmezí 10-11 – 10-9 kg, ale jejich skrumáž v meteoroidu je silně porézní, takže objemová hustota meteoroidů dosahuje jen 30 % hustoty vody. Jelikož oddělování zrníček erozí je energeticky více než o řád snazší než tepelná eroze, není divu, že Drakonidy začínají svítit výše než ostatní meteorické roje. Teprve ve druhé polovině jejich průletu atmosférou se začne uplatňovat tepelná eroze. Na základně Ondřejov - Třebíč (109 km) zaznamenali autoři práce bolid -5,5 mag, který měl vstupní hmotnost 0,01 kg a začal svítit již ve výšce 98 km nad zemí, aby zhasnul ve výši 83 km. Jeho dráha (a = 3,5 AU; e = 0,7; q = 0,996 AU; i = 32°) odpovídá dráze periodické (6,6 r) komety 21P/Giacobini-Zinner, která vyvolala dva slavné meteorické deště XX. stol. v r. 1933 a 1946.

Neméně pozoruhodné výsledky přinesla studie P. Jenniskense a J. Vaubaillona o původu meteorického roje Andromedid. Ty určitě souvisejí s dnes již zaniklou kometou 3D/Biela, která se rozpadala v letech 1842/3 a dále v r. 1846 a 1852. Andromedidy byly poprvé pozorovány jako meteorický déšť H. Brandesem v Göttingenu již 6. 12. 1798 a dále jako silný meteorický roj v letech 1830, 1838 a 1847. V r. 1867 byla několika autory rozpoznána souvislost Andromedid s kometou Biela a v letech 1872 a 1885 se Andromedidy odměnily lidstvu nádhernými meteorickými dešti. Jak autoři uvádějí, vývoj Andromedid je přímým důsledkem postupného rozpadu jádra mateřské komety, který se odehrával během průchodů odsluním. Hlavní úlomky komety Biela měly ovšem úhrnnou hmotnost 1,4.1013 kg, ale Andromedidy mají jen 20 % této hmotnosti. Většina materiálu kometárního jádra se tedy rozptýlila jinam a ze Země ho nemůžeme pozorovat.

Z. Kaňuchová a L. Neslušan se zabývali otázkou, který astronomický objekt je mateřským tělesem meteorického roje Kvadrantid. V poslední době se ukázalo, že dráhové parametry roje se shodují jednak s kometou 96P/Machholz 1 a jednak s drahou planetky 2003 EH1. Autoři se domnívají, že alespoň jeden z těchto objektů je skutečně mateřským tělesem Kvadrantid, ale situace může být ještě zajímavější, tj. že obě zmíněná tělesa mají společného předka, který se rozpadl na minimálně dva úlomky.

J. Licandro aj. získali teleskopy WHT a TNG na Kanárských ostrovech kvalitní infračervená spektra planetky (3200) Phaeton, jež je mateřským tělesem bohatého meteorického roje Geminid. Ve spektru nalezli silikáty a minerály, vzniklé za přítomnosti vody, takže objekt lze klasifikovat spíše jako aktivní planetku než jako vyhaslou kometu, která se dostala na dráhu k Zemi z hlavního pásma planetek.

T. Kasugovi aj. se podařilo šťastnou náhodou zaznamenat pomocí 1,8 m reflektoru na Cima Ekar v Itálii spektrum Leonidy během expozice spektra proměnné hvězdy V838 Mon v noci 18. 11. 2004. Spektrum s rozlišením 12 nm/mm obsahuje emise Na I, Si II, O I a H-alfa. Ve shodě s Borovičkovým modelem našli ve spektru čáry horké a chladné složky, ale také třetí střední složku o teplotě 8 kK a čtvrtou horkou složku v čáře Si II o teplotě nad 10 kK. Mimochodem, první spektroskop pro sledování meteorických spekter postavil Aleksander S. Herschel (1836-1907), druhorozený syn Johna Herschela, v r. 1863 a první spektrum meteoru spatřil o rok později. První fotografii spektra meteoru pořídil ruský astronom S. Blažko v r. 1904.

M. Hajduková ml. a T. Paulech hledali interstelární dráhy meteorů v databázi IAU MDC pro fotografické a radarové meteory. V centru MDC v Lundu mají údaje o 4,6 tis. fotografických a o 63 tis. radarových drahách. Mezi fotografickými drahami je 11,5 % hyperbolických drah, kdežto mezi radarovými jen 3 %. Většina hyperbolických drah však zřejmě nepatří interstelárním meteorům; spíše jde o důsledky gravitačních poruch ve Sluneční soustavě, popř. o chyby měření. Nejpřesnější radarová databáze z Harvardovy observatoře má mezi 39 tis. drah jen 0,1 % interstelárních meteorů.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

D. Watson aj. popsali na příkladu reflexní mlhoviny NGC 1333 v asociaci OB v Perseu (vzdálenost 320 pc), jak vzniká z hvězdné pramlhoviny protoplanetární disk a A. Johansen aj. modelovali vznik planetesimál z protoplanetární mlhoviny. Ukázali, že gravitační hroucení převáží nad turbulencí v pramlhovině, takže planetesimály vznikají geologicky vzato bleskově. M. Littmann poukázal na velkou hmotnost raného Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP), jehož původní hmotnost kolem 100 Mz byla o tři řády vyšší než dnes. Nacházel se ve vzdálenostech 20 – 40 AU od Slunce, zatímco obří planety od Jupiteru po Neptun se zrodily ve vzdálenostech jen 5 – 15 AU od Slunce, přičemž Uran byl tehdy od Slunce dál než Neptun a Saturn měl výrazně protáhlou eliptickou dráhu, takže silně ovlivňoval pohyb Uranu i Neptunu. Podle tzv. Nicejského scénáře, který propočítali A. Morbidelli aj., vychytaly obří planety velmi rychle (během 30 mil. roků) zbývající volný plyn a prach a vypořádaly se také s přemírou menších těles ve svém gravitačním hájemství.

Většina malých těles buď spadla na obří planety, anebo opustila Sluneční soustavu po hyberbolických drahách. Jistá část velkých planetek se vydala směrem k terestrickým planetám, jak dokazují jejich drtivé dopady na Měsíc vedoucí ke vzniku měsíčních moří v období těžkého bombardování, jež ustalo teprve před 3,8 mld. let. P. Michel a A. Morbidelli zdůrazňují, jak výborným zrcadlem, odrážejícím raný vývoj Sluneční soustavy, je právě povrch Měsíce. Ukazuje se, že k destabilizaci dynamické interakce mezi obřími planetami a protoplanetárním diskem došlo asi 550 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, a že naprostá většina planetek hlavního pásu vznikla právě v té době.

Obdobné drtivé dopady na Zemi přinesly jednak vodu pro oceány a jednak uhlík. Sněhová koulovačka mezi obřími planetami vedla také k zeštíhlení a odsunu EKP do dnešní vzdálenosti 35 – 50 AU od Slunce, jakož i ke vzniku Oortova oblaku komet ve vzdálenosti 10 – 100 tis. AU od Slunce. J. Chambers přišel dokonce s myšlenkou, že v rané Sluneční soustavě existovala ve vzdálenosti 2,5 AU velká (terestrická) planeta, která však byla poruchami v období vrcholného těžkého bombardování ze Sluneční soustavy vyvržena a její místo zaujal dnešní hlavní pás planetek. V porovnání s tehdejšími pistolnickými poměry vládne tedy dnes ve Sluneční soustavě doslova sváteční idyla.

Děje v rané Sluneční soustavě jsou lákavou příležitostí také pro chemiky, které zejména láká vysoká souměrnost některých obřích molekul - klastrů. Takovým případem je klastr C60, jehož 32 stěn je tvořeno 20 trojúhelníky a 12 pětiúhelníky. Tento klastr se nazývá keplerát na počest J. Keplera, jenž takové struktury vepisoval a opisoval kolem Platónových (mnohostěny s jediným typem obrazců stěn), resp. Archimédových (mnohostěny se dvěma typy obrazců stěn) těles. Zdá se, že tyto klastry hojně vznikaly právě v rané fázi vývoje Sluneční soustavy.

S. Gröblacher aj. se zabývali otázkou, odkud se na Zemi berou kovové (NiFe) meteority. Většinou se totiž má za to, že jde o úlomky kovových jader velkých planetek s diferenciací hmoty v nitru. Autoři však navrhují zcela odlišný scénář, že totiž šlo o tělesa, která vznikla v rané fázi vývoje sluneční soustavy srážkami protoplanet o rozměrech Měsíce až Marsu. K těmto srážkám docházelo ještě před vznikem planet - v podstatě šlo o kovová tělesa o průměru až 300 km, která v meziplanetárním prostoru prostě vychladla.

Speciální trojčíslo časopisu Space Science Reviews (roč. 129) bylo věnováno významu geologických pochodů na terestrických planetách pro jejich budoucí obyvatelnost. Zdá se, že naprosto podstatnou podmínkou pro vznik života na kamenné planetě je desková tektonika, vytváření oceánských hřbetů, přítomnost tekuté vody v oceánech, koloběh oxidu uhličitého mezi atmosférou, hydrosférou a litosférou, jakož i ochrana života trvalým globálním magnetickým polem planety.

1.4. Slunce

Rok 2007 byl vyhlášen příslušnými vědeckými uniemi jako Mezinárodní heliofyzikální rok, jenž tak navazoval jednak na Mezinárodní polární roky 1882/83 a 1932/33 a zejména na Mezinárodní geofyzikální rok 1957/58, který koincidoval s počátkem éry kosmonautiky. Kromě vědeckých cílů (synergie sledování Slunce, meziplanetárního prostoru i okolí Země a vztahy Slunce-Země) měla akce i ráz vzdělávací a popularizační, takže se do ní úspěšně zapojily i četné české a slovenské hvězdárny a další astronomické instituce.

Koncem září 2006 úspěšně odstartovala japonská sluneční družice Hinode („Úsvit“ = Solar B), jež má na palubě také přístroje dodané USA, Velkou Británii a agenturou ESA celkem za 300 mil. dolarů. Díky zatím největšímu kosmickému 0,5m optickému teleskopu pro pozorování Slunce družice umožňuje snímkovat fotosféru Slunce v EUV, UV i optickém oboru s rozlišením 0,2’. Na své palubě má dále rentgenový teleskop a magnetograf. Záběry z družice ve všech spektrálních pásmech mají nevídanou kvalitu a první výsledky (Publ. Astr. Soc. Japan 59, SP3) jsou opravdu znamenité. Poukazují na jemnou strukturu fotosféry a koróny v optickém i rentgenovém pásmu v podobě zapletených pavučin, uzlíků a šňůrek. Magnetické smyčky pokrývají až třetinu povrchu Slunce a aktivní oblasti na Slunci mají větší rozměry, než se dosud soudilo. Horké plazma putuje rychlostmi až 100 km/s ve směru poledníku na vzdálenosti až 800 tis. km po viditelném povrchu Slunce a teplota v koróně dosahuje místně hodnot až 25 mil. K. A. Kosovichev a T. Seki objevili pomocí Hinode oscilace chromosféry a slunečních skvrn, vybuzené erupcí z 13. 12. 2006. D. Zugžda nalezl ve slunečních skvrnách oscilace s typickou periodou 3 minuty, tedy odlišných od helioseismologických oscilací slunečního povrchu s periodou 5 min. Autor se domnívá, že jde o nelineární oscilace, vyvolané magnetohydrodynamickými vlnami v atmosféře slunečních skvrn, která je ovšem zatím nedostatečně prozkoumána. Sluneční fyzika tak získává nový diagnostický nástroj pro komplexní studium slunečních erupcí.

Y. Su aj. se zabývali otázkou, co vlastně určuje intenzitu slunečních erupcí a parametry následných koronálních výtrysků (CME). Na rozboru měření z družic TRACE, GOES a SOHO zjistili, že jde o komplexní důsledek hodnot šesti základních parametrů: magnetické indukce pozadí, plochy lokálního magnetického pole, velikosti magnetického toku v aktivní oblasti a tří parametrů střižných úhlů magnetické rekonexe, tj. jejich velikosti na počátku i konci úkazu a na gradientu změny tohoto úhlu.

S. Tripathy aj. zpracovali měření slunečních oscilací za 10 let provozu sítě GONG. Ukázali, že frekvence nízkých a středních stupňů oscilačních módů se mění v závislosti na fázi slunečního cyklu, ale fyzikální příčina této závislosti není známa. D. Thomson aj. oznámili, že našli důkazy o tom, že sluneční oscilace dokonce rozechvívají i zemskou magnetosféru.

Podle B. Vršnaka a T. Zice ovlivňuje rychlost letu koronálních výtrysků hmoty ve směru k Zemi jak počáteční rychlost výtrysku, tak okamžitá rychlost slunečního větru. Má-li sluneční vítr rychlost menší než 400 km/s, doletí koronální výtrysk k Zemi o plných 25 h později, než když je jeho rychlost vyšší než 500 km/s.

H. Moradi aj. popsali jedno z největších sluncetřesení vyvolané erupcí z 15. ledna 2005 mohutnosti X1.2 v aktivní oblasti AR 10720. Seismické vlny o celkové energii 400 EJ (≈ 100 Gt TNT!) na frekvencích 3 a 6 mHz byly ze zdroje vyslány směrem do nitra Slunce, ale akustická energie úkazu dosáhla hodnoty 200 ZJ! W. Yang a S. Bi revidovali základní parametry modelu slunečního nitra. Obsah těžkých prvků („kovů“) ve Slunci činí v souladu se seismickými údaji jen 1,54 %; nižší je také zastoupení skupiny CNO, než se dosud soudilo. Naproti tomu hélia je 24,85 % a vodíku 73,61 %. Základna seismické zóny se nachází v 71,3 % R☉ a základna, konvektivní zóny v 73,35 % R☉.

M. Aschwanden aj. se zabývali slunečním evergreenem, tj. stále záhadným mechanismem ohřevu sluneční koróny. Autoři se domnívají, že primární zdroj ohřevu koróny je třeba hledat v přechodové oblasti mezi korónou a svrchní chromosférou. Sluneční erupce jsou důsledkem téhož mechanismu směrem „dolů“ k fotosféře, zatímco směrem nahoru se energie přenáší pomocí koronálních smyček. Přenos energie z chromosféry do koróny prostřednictvím Alfvénových vln k vysvětlení její vysoké teploty nestačí, protože intenzita těchto vln je o plné 4 řády nižší, než by bylo pro pozorovaný ohřev potřeba.

Dalším evergreenem jsou problémy s předvídáním mohutnosti a času budoucích maxim sluneční činnosti. Zvlášť pikantní jsou předpovědi maxima nadcházejícího 24. cyklu sluneční činnosti. Časopis Nature uvedl v květnu 2007 dvě různé možnosti: maximum nastane buď v říjnu 2011 s maximální hodnotou relativního čísla R = 140, anebo až v srpnu 2012 s R = 90. R. Kane je ještě opatrnější: na začátku roku 2007 odhadl maximum 24. cyklu na interval let 2011-2014 s R v rozmezí 119 – 130. O půl roku později v další práci dospěl k R = (142 ±24), ale současně uvedl, že možný rozptyl R je spíše 50 – 200! Vzápětí M. Quassim aj. uveřejnili předpověď pro čas maxima na roky 2011-2012 s R = (113 ±3). Autoři dále tvrdí, že maximum 25. cyklu nastane již r. 2020. Skoro si připadám jako v Shakespearově komedii „Jak se vám líbí“.

Nejasnosti však panují i o cyklech minulých. N. Zolotova a D. Ponyavin rozebírali otázku, jak to bylo s raným slunečním cyklem č. 4 mezi lety 1784-1799, který podle I. Usoskina se fakticky skládal ze dvou anomálních cyklů o periodě 9 a 7 roků. Obě vysvětlení totiž mají svá vážná proti. Pokud jde o proslulé dlouhé Maunderovo minimum (1645-1715), tak J. Nagovicyn se domnívá, že ani v té době nebyl jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti přerušen; jen se jeho výraznost podstatně snížila. K. Tapping aj. nalezli nelineární korelaci mezi relativním číslem sluneční činnosti a rádiovým tokem Slunce na vlnové délce 107 mm. To jim umožnilo určit velikost tohoto toku zpětně až do r. 1600. Odtud mj. vyplývá, že v době Maunderova minima klesla sluneční konstanta o 1 W/m2.

P. Foukal a J. Eddy zkoumali červený záblesk, poprvé popsaný při úplných zatměních Slunce v letech 1706 a 1715, pozorovatelný po dobu 10 s před začátkem totality a opět po jejím skončení. Jde fakticky o tenký (5 – 10 tis. km široký) oblouk nad fotosférou, připomínající dle A. Secchiho „hořící prérii“. Jelikož první pozorování odpovídají epoše Maunderova minima, je to důkaz trvalého výskytu magnetických polí ve fotosféře i během prodloužených minim sluneční činnosti. M. Druckmüller aj. zpracovali novou numerickou metodou snímky úplných zatmění Slunce z listopadu 1994, října 1995, února 1998, srpna 2001 a prosince 2002, přičemž ukázali, že složením snímků z různých stanovišť lze docílit jak časového záznamu jemných změn v koróně, tak i vyšší dynamiky a celkové kvality zobrazení koróny, než se dosud považovalo za možné. M. Druckmüller také sečetl v počítači 231 snímků úplného zatmění Slunce, které pořídil v Libyi 29. 3. 2006 kamerami s ohnisky 200 – 1640 mm. Na výsledných mimořádně kvalitních snímcích je patrný povrch Měsíce, osvětlený Zemí, sluneční koróna až do vzdálenosti 13 R☉ a 220 hvězd v okolí Slunce. Jde pravděpodobně o vůbec nejlepší záznam slunečního zatmění v astronomické historii.

Aby slunečních záhad nebylo málo, J. Gnědin aj. tvrdí, že tok slunečních neutrin podle výsledků experimentů GALLEX, SNO, SAGE a Superkamiokande vykazuje pětiletou periodu proměnnosti a kosmická sonda Ulysses, jež přelétala nad jižním pólem Slunce v prosinci 2006 ve vzdálenosti 3 AU, pozorovala řadu výtrysků nabitých částic v období těsně před minimem sluneční činnosti, kdy by se nabité částice vůbec neměly dostávat tak daleko od slunečního rovníku. Podobně W. Song aj. zjistili, že koronální výtrysky hmoty (CME) vznikají mimo aktivní oblasti na Slunci, takže se neřídí Spörerovým zákonem (výskyt slunečních skvrn se během slunečního cyklu posouvá od vyšších heliografických šířek k rovníku). Ostatně i na Zemi byla pozorována „magnetická bouře půlstoletí“ koncem ledna 2005 a série velkých slunečních erupcí ještě v září téhož roku, kdy už bylo maximum 23. cyklu dávno za námi. To je mimochodem velmi špatná zpráva pro astronauty, kteří by měli v budoucnu letět na Mars, protože až dosud se soudilo, že takový let v období minima sluneční činnosti je radiačně bezpečný.

Za jedinou potěšující zprávo o sluneční činnosti lze tedy považovat objev analogické hvězdné činnosti u hvězdy 18 Scorpii, jež je v současné době považována za nejvíce podobnou Slunci (sluneční analog). J. Hall aj. totiž odhalili po desetiletém spektroskopickém a fotometrickém sledování hvězdy sedmiletou periodu její chromosférické aktivity i kolísání jasnosti hvězdy s amplitudou 0,09 %. V závěru roku však J. Mendelez a I. Ramirez ohlásili objev ještě dokonalejšího slunečního analogu v podobě hvězdy HIP 56948 (Dra; 9 mag; 67 pc).

Podle A. Grimberga aj. a A. Meshika aj. se podařilo rekonstruovat události kolem vzniku Slunce z dávného molekulového mračna díky údajům o zastoupení izotopů ve slunečním větru, které byly získány v programu Apollo, když astronauti po každém přistání na Měsíci vyložili na měsíční povrch hliníkové fólie, které zachycovaly částice slunečního větru, a když odebrali vzorky měsíčního regolitu, které obsahují stopy slunečního větru až do hloubky 200 nm. Další užitečné údaje se podařilo získat analýzou nepoškozených fólií ze ztroskotané sondy Genesis. Autoři tak zjistili, že zastoupení izotopů ve Slunci se liší od jejich zastoupení na tělesech sluneční soustavy. Nejvíce se podobá složení uhlíkatých chondritů. Změny izotopického složení totiž ovlivňují různé historické události, tj. zejména příliv záření gama a částic kosmického záření z Galaxie, výbuchy blízkých supernov i bouřlivé jevy na povrchu raného Slunce. Podle zmíněných autorů Slunce sice vzniklo v hloučku dalších prahvězd v obřím molekulovém mračnu, ale brzy se osamostatnilo.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Počátkem r. 2007 překročil počet objevených exoplanet další magickou hranici 200 objektů ve 170 planetárních soustavách a v polovině téhož roku se zvýšil na 240 exoplanet. Účinnost objevování exoplanet se s ubíhajícím časem zvyšuje jednak proto, že nově instalované spektrografy mají až neuvěřitelně vysokou přesnost měření radiálních rychlostí mateřských hvězd a jednak díky delší časové základně soustavných pozorování, což dává možnost odhalovat exoplanety s oběžnými dobami řádu roků, tj. obíhající ve vzdálenost řádu astronomických jednotek. I. Jian aj. dokonce tvrdí, že pro 233 exoplanet, nalezených do konce r. 2007, jejichž hmotnosti jsou dobře známy, platí korelace mezi hmotností (0,03 – 20 Mj) a oběžnou dobou exoplanety v rozsahu 2,0 – 4 000 dnů.

J. Johnson aj. však připomínají, že exoplanety se zatím nedají najít u hvězd třídy A a ranějších, protože dosud nejproduktivnější metoda měření periodických změn radiálních rychlostí mateřských hvězd naráží na nedostatek čar v jejich spektru. Ve vzdálenosti do 2 AU od mateřské hvězdy je tak pravděpodobnost výskytu exojupiterů jen 1 % pro trpasličí hvězdy tříd M; 4 % pro hvězdy podobné Slunci a 9 % pro hvězdy s hmotnostmi 1,3 – 2,0 M☉. Autoři však využili okolnosti, že existují také podobři třídy A, kde je spektrálních čar více a sledovali tak změny jejich poloh pro 150 podobrů. Našli tak 4 nové exojupitery, čímž celkový počet exoplanet u hvězd třídy A stoupl na 10 případů. Jde vesměs o exoplanety vzdálené alespoň 0,8 AU od mateřské hvězdy. Hvězdní obři sp. tříd F a A s hmotnostmi >1,3 M☉ mají u sebe obří exoplanety pětkrát častěji než trpaslíci třídy M.

D. Fischerová aj. nalezli už pátou exoplanetu u analogu Slunce 55 Cnc (vzdálenost 13 pc). Má hmotnost 45 Mz a obíhá po kruhové dráze o poloměru 0,8 AU s periodou 260 d, takže se nalézá v ekosféře příslušné hvězdy. Pro případný výskyt života je sice příliš hmotná, ale pokud kolem ní obíhají menší družice, mohl by se život uchytit na nich.

F. Pepe aj. ohlásili objev celkem čtyř exoplanet u hvězdy μ Ara (= HD 160691; 5,1 mag; G3 IV-V; 16 pc; 1,1 M☉; stáří 6,4 Gr) po více než osmiletém sledování změn radiální rychlosti hvězdy spektrografem HARPS NTT s neuvěřitelnou přesností ±1,8 m/s (±6,5 km/h!). Nejblíže k hvězdě obíhá složka c s parametry dráhy a = 0,09 AU, e = 0,17; P = 9,6 d a minimální hmotnosti jen 0,03 Mj. Další v pořadí jsou složky d: a = 0,9 AU, e = 0,07; P 311 d; >0,5 Mj; b: a = 1,5 AU; e = 0,13; P = 643 d; >1,7 Mj; e: a = 5,2 AU; e = 0,1; P = 11,5 r; >1,8 Mj.

Podobně D. Naef aj. využili od r. 2003 spektrografu HARPS pro soustavné sledování radiálních rychlostí 1 400 hvězd s přesností 1 m/s a našli tak tři nové exoplanety u tří pomalu rotujících hvězd HD 10077 (K0 V), 190647 (G5 V) a 221287 (F7 V) vzdálených od nás zhruba 50 pc. Exoplanety mají po řadě oběžné doby 384; 1038 a 456 dnů, tj. velké poloosy drah 1,0; 2,1 a 1,25 AU. Jejich minimální hmotnosti dosahují 1,2 – 3,1 Mj.

D. Valenciaová aj. ukázali, že je takto možné již nalézat exoplanety o hmotnostech nižších než je desetinásobek hmotnosti Země (<0,03 Mj). Prvním takovým případem je exoplaneta GJ 76 d, objevená r. 2005 v soustavě, kde jsou známy už dvě obří exoplanety s oběžnými dobami 30 a 61 dnů u trpasličí mateřské hvězdy sp. M4 V. Autoři spočítali na základě modelů pro stavbu exoplanet, že složka d s oběžnou dobou jen 1,9 d má hmotnost pouze 7,5 Mz (0,024 Mj) a povrchovou teplotu přibližně 540 K.

S. Udry aj objevili pomocí spektrografu HARPS exoplanetu c o hmotnosti 7 Mz a poloměru 2 Rz u hvězdy Gl 581 (Lib; 11 mag; dM3; 6 pc; stáří >2 Gr). Exoplaneta obíhající po výstředné (e = 0,17) dráze ve střední vzdálenosti 11 mil. km (0,07 AU) od mateřské hvězdy v periodě 13 d by měla mít povrchovou teplotu 0 – 40 °C, takže se geometricky vzato nachází v ekosféře hvězdy; tíže na povrchu je však dvojnásobná oproti Zemi a exoplaneta má možná tak silný skleníkový efekt, že se už dávno přehřála. Titíž autoři objevili ještě v témže roce v soustavě již třetí exoplanetu d s dráhovými elementy a = 0,25 AU; e = 0,4 a P = 67 d, jejíž hmotnost činí 7,7 Mz, jež se nachází na vnějším okraji ekosféry mateřské hvězdy. Poznamenejme ještě, že nejnižší dobře určenou hmotnost exoplanety u hvězd hlavní posloupnosti (pouze 5 Mz = 0,016 Mj) má exoplaneta objevená při sledování gravitační mikročočky OGLE-05-BLG-390L.

R. Schwarz aj. ohlásili objev druhé exoplanety u hvězdy HD 108874 (sp. G5 V) ve vzdálenosti 2,4 – 2,9 AU (e = 0,25), když již dříve byla u této hvězdy objevena exoplaneta ve vzdálenosti a = 1 AU (e = 0,07), tj. v ekosféře mateřské hvězdy. Autoři se domnívají, že tato vnitřní exoplaneta může být doprovázena exoplanetkami - Trojany rovněž v ekosféře.

Zdá se tedy, že již není vzdálena doba, kdy výzkum exoplanet dosáhne potřebné citlivosti k objevu exoplanet o hmotnostech srovnatelných s hmotností Země.

A. Mandell aj. se zabývali otázkou stability drah terestrických planet v planetárních soustavách, kde vzniklé obří exoplanety postupně migrují. Vypočítali, že asi třetina takových planetárních soustav je potenciálně dostatečně stabilní, aby na tamějších terestrických exoplanetách mohl vzniknout život. S. Robinsonová aj. využili již obsáhlé statistiky pro exoplanety se zhruba dvojnásobkem hmotnosti Jupiteru a vzdálenostech do 100 pc (celkem 212 objektů) ke konstatování, že jejich hledání metodou radiálních rychlostí nemá pro takto hmotné exoplanety již žádné význačné výběrové efekty v rozsahu hlavního poloos 0,03 – 3,0 AU. Podle očekávání těchto objektů ubývá pro poloosy kratší než 0,5 AU. Čtvrtina těchto jupiterů se nalézá v pásmu 1,0 – 2,0 AU od hvězdy, tedy většinou přímo v jejich ekosférách.

Naproti tomu J. Lissauer ukázal, že trpasličí hvězdy sp. třídy M nejsou příliš přátelské pro život na terestrických exoplanetách. Rozsah ekosfér je totiž mnohem menší než u hvězd slunečního typu a proces akrece terestrických planet je dostatečně účinný až příliš daleko od mateřské hvězdy, kde už je velmi chladno. Pokud takové exoplanety vzniknou dostatečně blízko, mají málo těkavých látek a vody a jsou vystaveny impaktům o nebezpečně vysokých rychlostech.

Podobně S. Raynmond aj. ukázali, že rozsah ekosfér se rychle zmenšuje pro klesající hmotnosti mateřských hvězd, protože životodárné exoplanety musí mít nutně hmotnost větší než 0,3 Mz. Jinak si neudrží dostatečně hustou a rozsáhlou atmosféru a jejich vnitřní stavba nestačí na dynamickou deskovou tektoniku, jež se jeví jako podstatný zdroj energie pro život. Trpasličí hvězdy o hmotnosti nižší než 0,8 M☉ proto stěží mohou mít ve svém okolí dost tuhých zrnek na vznik potřebně hmotné kamenné exoplanety. Obecně lze říci, že nelze očekávat životodárné planety v ekosféře u trpaslíků sp. třídy dM.

P. Verrier a N. Evans zkoumali stabilitu zón pro exoplanety v hierarchických trojitých soustavách, kde dvě složky trojhvězdy obíhají těsně kolem sebe, zatímco třetí složka je od těsného páru velmi vzdálena. Ukázali z rozboru konfigurací v katalogu vícečetných hvězd, že takové soustavy mají jen velmi úzké zóny stability, anebo je nemají vůbec. Zejména se to týká exoplanet s větším sklonem vůči dvěma základním oběžným rovinám tří hvězd a exoplanet s většími výstřednostmi dráhy.

T. Matsuo aj. zjistili, že většina dosud objevených exoplanet vznikla akrecí plynu a prachu na zárodečné jádro spíše než následkem nestabilit v zárodečném protoplanetárním disku, obklopujícím mateřskou hvězdu. E. Villaverová a M. Livio řešili obecnou otázku, zda mohou exoplanety přežít závěr termonukleárního vývoje svých mateřských hvězd v rozsahu hmotností 1 – 5 M☉, kdy hvězda jednak vytváří planetární mlhovinu a jednak se zhroutí na bílého trpaslíka. Ukázali, že exoplanety s hmotností <1 Mj nepřežijí, pokud obíhají ve vzdálenostech menších než 3 – 5 AU. Exoplanety o hmotnosti 2 Mj však přežijí závěrečná stádia hvězdy o hmotnosti 1 M☉, pokud jsou dál než 3 AU. U bílých trpaslíků s hmotnostmi nad 0,7 M☉ mohou být zachovány exoplanety ve vzdálenostech nad 15 AU. Jsou-li přesto pozorovány blíže, pak dnešní bílý trpaslík vznikl splynutím těsné dvojhvězdy složené z méně hmotných bílých trpaslíků.

B. Sato aj. nalezli první exoplanetu v otevřené hvězdokupě. Jde o průvodce mateřské hvězdy Ε Tau (K0 III; 2,7 M☉; 45 pc) v Hyádách, jejichž stáří se odhaduje na 625 mil. roků. Jde o vůbec nejhmotnější hvězdu, u níž byla prokázána existence exoplanety, jejíž dráhové elementy jsou a =1,9 AU; e = 0,15; P = 595 d a jejíž minimální hmotnost činí 7,6 Mj. Autoři proměřili celkem 100 trpasličích hvězd v centru Hyád, ale žádnou další exoplanetu přitom nenašli.

M. Döllinger aj. sledují již tři roky kolísání radiálních rychlostí u 62 obřích hvězd sp. třídy K pomocí 2m Jenschova dalekohledu v Tautenburgu. Při této přehlídce objevili obří exoplanetu s hmotností >7 Mj u hvězdy 4 UMa (= HD 73108; K1 III; 1.2 M☉; 62 pc), obíhající kolem obří hvězdy v periodě 269 d po výstředné (e = 0,4) dráze s velkou poloosou 0,9 AU.

Také C. Lovis a M. Mayor hledají exoplanety u 115 červených obrů na jižní polokouli pomocí spektrografů CORALIE a HARPS na La Silla. Našli tak zatím dva substelární objekty o minimálních hmotnostech 11 a 20 Mj, obíhajících po řadě v periodách 714 d, resp. 678 d kolem obřích hvězd o hmotnostech 2,4, resp. 3,9 M☉ v otevřených hvězdokupách NGC 2423 a 4349. Předběžně se tak potvrzuje, že kolem hmotnějších hvězd se vyskytují i hmotnější substelární objekty, jelikož lze očekávat, že protoplanetární disky kolem těchto hvězd jsou masivnější.

W. Cochran aj. našli dvě exoplanety u hvězdy HD 155358 (K1 III; metalicita 5x nižší než u Slunce). První z nich obíhá v periodě 195 d (a = 0,6 AU; e = 0,1; >0,9 Mj) a druhá v periodě 530 d (a = 1,2 AU; e = 0,2; >0,5 Mj). Exoplanety se navzájem gravitačně ovlivňují, což se projevuje změnami výstředností a stáčením periaster dráhy. Navzdory tomu je soustava dynamicky stabilní po dobu alespoň 100 mil. roků. Spíše je s podivem, že hvězda s tak nízkým obsahem těžších prvků měla ve svém okolí dostatek stavebního materiálu pro zhotovení přinejmenším dvou obřích exoplanet.

R. Silvotti aj. zkoumali soustavu V391 Peg, jenž se skládá z modrého podtrpaslíka na vodorovné větvi diagramu HR a obří exoplanety, obíhající v periodě 3,2 roků ve vzdálenosti 1,7 AU od mateřské hvězdy. Ukázali, že proměnná hvězda prošla v minulosti stádiem červeného obra, jehož maximální poloměr dosáhl 0,7 AU. V té době byla exoplaneta vzdálena od hvězdy jen 1 AU a přesto přežila tuto dosti nebezpečnou epochu. Následná ztráta hmoty hvězdy pak způsobila, že exoplaneta dnes obíhá v podstatně větší vzdálenosti.

G. Torres aj. objevili již 18. transitující exoplanetu u hvězdy HAT-P-3 s vysokým obsahem kovů (V = 12; sp. dK; 5,2 kK; 140 pc; 0,94 M☉; 0,8 R☉; stáří 0,4 mld. r.; metalicita +0,27). Exoplaneta o hmotnosti 0,6 Mj a poloměru 0,9 Rj obíhá kolem hvězdy po kruhové dráze v periodě 2,9 d (a = 0,04 AU; i = 87°) a její střední hustota 1,06krát přesahuje hustotu vody za normálních podmínek. Odtud plyne, že v jejím jádře musí být 75 Mz těžších prvků. Podobně mocné kamenné jádro (40 Mz) musí mít také exoplaneta HD 149026 b, tj. asi čtvrtinu celkové hmotnosti exoplanety 0,5 Mj.

Kuriózní transitující exoplanetu HAT-P-1b nalezli J. Winn aj. Přechody před složkou B těsné dvojhvězdy ADS 16402 AB (sp. obou složek G0 V; 1,16 + 1,12 M☉; 1,23 + 1,15 R☉; hustota 1,1krát hustota vody; projekce vzájemné vzdálenosti 1,6 kAU; vzdálenost od Slunce 140 pc; stáří soustavy 3,6 mld. roků) totiž trvají pouhou jednu minutu při oběžné době 4,5 d a sklonu dráhy 86°. Exoplaneta obíhá po kruhové dráze o poloměru 0,055 AU (8,25 mil. km) a při poloměru 1,2 Rj má hmotnost 0,5 Mj, takže její hustota činí jen 38 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Jde tedy o největší dosud známou transitující exoplanetu a současně nejřidší, čímž překonává extrémně velkou a řídkou exoplanetu HD 209458 b.

Další velmi řídkou transitující exoplanetu objevili G. Kovács aj. u hvězdy HAT-P-4 a (poloha 1528+30; 11 mag; sp. F; 5,9 kK; 1,6 R☉; 2,7 L☉; 1,3 M☉; stáří 4,2 mld. roků; vysoká metalicita; 310 pc). Exoplaneta b obíhá v periodě 3,1 d na dráze o poloměru 0,045 AU a transit trvá 4,3 h. Oběžná dráha má sklon přesně 90°, takže při poloměru 1,27 Rj má exoplaneta hmotnost 0,7 Mj a tedy nízkou střední hustotu 41 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Pravým opakem této exoplanety je podivný transitující objekt HAT-P-2 b u hvězdy HD 147506 (9 mag; sp. F8; 135 pc), který podle G. Bakose aj. obíhá kolem mateřské hvězdy po velmi výstředné dráze (e = 0,52; a = 0,07 AU) v periodě 5,6 dnů při trvání transitu 4,3 h a poklesu jasnosti jen 0,005 mag. To znamená, že ozáření exoplanety hvězdou v periastru a apastru kolísá v poměru 9:1! Exoplaneta má poloměr 1,0 Rj, ale hmotnost 9 Rj, což znamená průměrnou hustotu 12x vyšší než je hustota vody na Zemi!! Autoři objevu proto soudí, že tato obří exoplaneta má silně stlačené kamenné jádro o hmotnosti minimálně 100 Mz.

M. Holman aj. a A. Sozzetti aj. ohlásili objev dosud nejhmotnější transitující exoplanety TrES-2 u hvězdy GSC 035249.02811 (V = 11,4; G0 V; 5,8 kK; 1,0 M☉; 1,0 R☉; 220 pc; metalicita -0,15; stáří 5 mld. r) o hmotnosti 1,2 Rj a poloměru 1,2 Rj.

M. Gillon aj. zjistili v květnu 2007, že exoplaneta b u hvězdy Gl 436 (Leo; 11 mag; 0,46 R☉; 0,44 M☉; 10 pc) jeví transity v periodě 2,6 d (a = 0,03 AU; e = 0,16; i = 86°), takže její hmotnost činí jen 0,07 Mj, tj. 1,35 hmotnosti Neptunu (23 Mz). Exoplaneta je téměř stejně velká (4 Mz) jako Neptun a má zřejmě kamenné jádro o poloviční hmotnosti obklopené pláštěm vodního ledu pod vysokým tlakem, jehož hmotnost představuje minimálně 10 % hmotnosti exoplanety. Vnější atmosféra exoplanety se skládá z vodíku a helia. Překvapivě velká výstřednost dráhy exoplanety tak blízko mateřské hvězdy se dá vysvětlit přítomností druhé exoplanety v této soustavě. V současnosti jde tedy o nejbližší, nejlehčí a nejmenší známou exoplanetu mezi všemi transitujícími objekty.

Titíž autoři zpřesnili pomocí VLT ESO údaje o transitující exoplanetě OGLE-TR-132 b (Car; 2 kpc). Exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy (sp. F V; 6 kK; 1,3 M☉; 1,3 R☉; stáří 0,5 – 2,0 mld. let) v periodě 1,7 d; a = 0,03 AU (4,5 mil. km!), takže je ohřáta na 2 kK. Má hmotnost 1,1 Mj a poloměr 1,2 Rj, takže její hustota činí 90 % hustoty vody v pozemských podmínkách. F. O'Donovan aj. objevili transitující exoplanetu TrES-3 s extrémně krátkou periodou 1,3 d (a = 0,023 AU) u hvězdy GSC 03089-00929 (V = 12,4 mag; sp. dG; vl. pohyb 0,04’/r; 0,9 M☉; 0,8 R☉; 5,7 kK; rotace <2 km/s) pomocí dvou 0,1m přehlídkových dalekohledů na obou stranách Atlantiku. Pokles jasnosti hvězdy při přechodu exoplanety dosahuje 2,5 % a odtud vyplývá, že exoplaneta má sklon dráhy 82°; poloměr 1,3 Rj a hmotnost 1,9 Mj.

Podobně C. Burke aj. pozorovali transit horkého jupiteru XO-2 b, jenž obíhá silně metalickou (sp. K0 V; 1,0 M☉; [Fe/H] = +0,45) trpasličí složku dvojhvězdy GSC 03413-0005 (0748+50; 150 pc), která se prozradila společným vlastním pohybem 0,001 6’/r. Druhá složka dvojhvězdy je od trpaslíka K vzdálena úhlově 31’ a má silně výstřednou dráhu. Exoplaneta o poloměru 1,0 Rj a hmotnosti 0,6 Mj má velkou poloosu dráhy 0,04 AU, sklon 89° a obíhá mateřskou hvězdu v periodě 2,6 dne.

F. Pont aj. využili kamery ACS HST k mimořádně přesným měřením tří transitů exoplanety HD 189733 b. Mateřská hvězda (V452 Vul; sp. K1.5 V; 19 pc) je doprovázena červeným trpaslíkem sp. dM ve vzdálenosti 216 AU, který kolem ní obíhá v periodě přes 3 tis. roků. Jelikož hvězda je 7,7 mag, dosáhla relativní přesnost fotometrie hodnot lepších než 1.10-4. Hvězda má poloměr 0,75 Ro a hmotnost 0,8 M☉. Exoplaneta obíhá v periodě 2,2 d ve dráze téměř kolmé na dráhu zmíněné dvojhvězdy a z transitů v trvání 1,7 h vyplývá sklon její dráhy 86°, poloměr 1,15 Rj; hmotnost 1,15 Mj a hustota 0,8násobek hustoty vody. Navzdory vysoké přesnosti fotometrie se nepodařilo nalézt žádný transit družice exoplanety, popř. rovníkového prstenu.

J. Harrington aj. sledovali pomocí SST v infračerveném pásmu 24 μm světelnou křivku hvězdy υ And, kterou doprovází přinejmenším tři exoplanety. Nejblíže k mateřské hvězdě obíhá υ And b v periodě 4,6 d o minimální hmotnosti 0,7 Mj. To znamená, že je hvězdou ohřívána daleko více, než kolik činí její vlastní zdroj tepelné energie. Proto je možné na světelné křivce soustavy pozorovat v infračervené oblasti kolísání jasnosti, vyvolané tím, že exoplaneta k nám střídavě natáčí denní a noční polokouli. Z měření tak vyplývá, že v poledne dosahuje teplota její atmosféry 2,5 kK, zatímco o půlnoci jen 1,1 kK. Exoplaneta má ovšem vlivem slapů synchronní rotaci, takže natáčí k hvězdě stále tutéž polokouli. Přesto je překvapující, že výměna tepla mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí je zřejmě zanedbatelná. Podle N. Cowana aj. vyplývá z infračervených měření SST, že tyto poměry denních a nočních teplot se pro různé exoplanety liší; např. exoplanety u hvězd HD 209458, HD 179949 a 51 Peg jsou (nestejně) horké i na nočních polokoulích.

G. Ballesterová aj. objevili pomocí spektrografu STIS HST absorpční čáry neutrálního vodíku v atmosféře známé obří exoplanety u hvězdy HD 209458 (Peg). Exoplaneta byla objevena metodou radiálních rychlostí, ale objev byl posléze potvrzen také pozorováním transitů přes kotouček mateřské hvězdy. Atmosféra exoplanety je zřetelně rozepnuta vlivem ohřívání od mateřské hvězdy a z její svrchní atmosféry uniká vodík do okolního prostoru. Ve spodní termosféře je dokonce vidět Balmerův skok ve spojitém spektru atmosféry. L. Richardson aj. využili SST k pozorování infračerveného spektra této exoplanety vně zákrytu a k pořízení spektra mateřské hvězdy během zákrytu exoplanety hvězdou. Prostým odečtením spekter pak získali překvapivě kvalitní spojité spektrum exoplanety, v jejíž atmosféře našli mračna obsahující silikáty a emisi neznámého původu na vlnové délce 7,8 μm.

L. Richardson aj., C. Grillmair aj. a M. Swain aj. použili téhož triku k zobrazení spektra exoplanety HD 189733 b (Vul). Přestože je spektrum exoplanety 500krát slabší než spektrum mateřské hvězdy, podařilo se jim tak najít emise vodní páry v atmosféře exoplanety. H. Knutsonová aj. zjistili, že exoplaneta vzdálená od mateřské hvězdy jen 0,04 AU (oběžná doba jen 2,2 d) má vázanou rotaci. Atmosféra denní strany exoplanety má teplotu až 1 200 K, kdežto noční strana jen 970 K. Nejteplejší je skvrna atmosféry, odpovídající času 2 h po pravém poledni na exoplanetě. Podobně je posunuta i chladná skvrna na noční polokouli exoplanety, což znamená, že v atmosféře vane pasátový vítr východním směrem a nadzvukovou rychlostí až 3 km/s. Zdá se, že tímto způsobem bude možné sledovat i dlouhodobé změny klimatu v atmosférách exoplanet.

G. Tinettiová aj. objevili v atmosféře exoplanety vodní páru díky infračerveným měřením v pásmu 3,6 a 5,8 μm. Podle údajů z kosmického teleskopu SST jde dokonce o druhou nejvíce zastoupenou molekulu hned po molekulovém vodíku. Zdá se tedy, že obří exoplanety mají vodu v atmosféře vždy, i když se nacházejí v těsné blízkosti mateřské hvězdy. E. Bainesová aj. využili interferometru CHARA na Mt. Wilsonu k přímému změření úhlového průměru mateřské hvězdy této exoplanety 0,000 38’, což při vzdálenosti 19 pc dává lineární poloměr 0,78 R☉. Odtud pak plyne, že exoplaneta má poloměr 1,2 Rj a hmotnost 1,15 Mj, což dává průměrnou hustotu 90 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

J. Harrington aj. využili infračervených pozorování SST v pásmu 8 μm ke změření teploty atmosféry exoplanety HD 149026 b (Her) během sekundárního minima jasnosti soustavy. Její atmosféra totiž vyzařuje v infračerveném pásmu okamžitě teplo nasbírané atmosférou ohřívanou viditelným zářením mateřské hvězdy. Modely naznačovaly, že by tato teplota měla být 1,7 kK, ale SST naměřil 2,3 kK, což svědčí o výskytu naprosto černých mračen v atmosféře exoplanety, aby se dokázala tak vydatně ohřát. T. Koskinen aj. rozebrali podmínky stability atmosfér exoplanet o hmotnosti Jupiteru v závislosti na vzdálenosti exoplanety od mateřské hvězdy. Vypočetli, že stabilní atmosféry mohou mít exoplanety vzdálenější více než 0,15 AU od mateřské hvězdy. Pokud se nacházejí blíže, atmosféra hydrodynamicky uniká.

Vědecky hodnotná pozorování transitujících exoplanet nejsou nikterak omezena na velké profesionální přístroje, jak u nás ukázal R. Kocián na Hvězdárně J. Palisy v Porubě, jenž 0,2m reflektorem Newtonova typu vybaveném digitální kamerou ST-8 a červeným filtrem úspěšně pozoroval transit exoplanety TrES-1 b (Lyr; V = 12 mag; P = 3,03 d) o hloubce minima 0,03 mag a trvání 1,5 h s expozicemi 60 s a střední chybou měření ±0,006 mag. Podobně J. Almenar měřil v září 2007 na Kanárských ostrovech u hvězdy HD 17156 b (Cas; V = 8,2 mag; P = 21 d) pomocí 0,3m reflektoru průběh transitu u exoplanety b (P = 21 d; a = 0,16 AU; e = 0,7; 1,15 Rj; 3 Mj; teplota atmosféry 430 – 1 330 °C; hustota 2,6x voda), přičemž pokles jasnosti dosáhl 0,06 mag a celý úkaz trval 3,1 h. Souběžně měřili tentýž transit italští profesionálové M. Barbieri aj., kteří dostali sklon dráhy 88°; vzdálenost periastra 0,05 AU (tj. jen 7 poloměrů hvězdy) a tudíž velké kolísání ozáření exoplanety na dráze v poměru 1 : 26!

Jak uvedli J. Fortney aj., metoda transitů umožňuje změřit poloměry exoplanet ve velmi širokém rozsahu hmotností od hmotnosti Měsíce po desetinásobek hmotnosti Jupiteru (rozsah 5 řádů) a podobně i vzdáleností od mateřské hvězdy (0,02 – 10 AU). Podle D. Charbonneaua aj. jsou obří horké exoplanety obíhající těsně kolem mateřské hvězdy soustavně větší než vyplývá z modelů jejich vnitřní stavby.

F. Benedict aj. pozorovali nepřímo obří exoplanetu u známé blízké (3,2 pc) trpasličí hvězdy Ε Eri (sp. K2 V; 0,8 M☉; stáří 850 mil. r.) jednak pomocí HST, ale také pozemními astrometrickými dalekohledy a spektroskopy. Odtud jim vyšla hmotnost exoplanety 1,55 Mj; velká poloosa dráhy a = 3,4 AU; výstřednost e = 0,7; sklon i = 30° a oběžná doba P = 6,85 r. Její svítivost odhadli na 16 nL☉. Autoři též zjistili, že rovina dráhy exoplanety splývá s rovinou prachového disku obklopujícího hvězdu a že v dutině prachového disku se pravděpodobně nachází další obří exoplaneta typu Jupiteru s oběžnou dobou 50 – 100 let.

G. Torres aj. rozřešili novými pozorováními dlouholeté nejistoty kolem průvodců jasné (3 mag) hvězdy γ Cep (sp. K1 III-IV; 4,8 kK; 14 pc; 1,2 M☉; stáří 6,6 Gr). Hvězda má vzdálenou sekundární složku - červeného trpaslíka sp. třídy dM4 (0,36 M☉) a jasnosti o 8 mag nižší než γ Cep, takže v její záři zcela zaniká. Z již stoleté astrometrie se však podařilo zjistit, že tento trpaslík se pohybuje po výstředné (e = 0,4) oběžné dráze o velké poloose 19 AU s oběžnou periodou 67 roků. Kolem primární hvězdy však obíhá ještě jedno těleso ve vzdálenosti jen 1,9 AU o minimální hmotnosti 1,4 Mj v periodě 2,5 roků v rovině koplanární s drahou červeného trpaslíka. Jelikož z měření družice HIPPARCOS vyplývá horní mez hmotnosti tělesa 17 Mj, jde buď o obří exoplanetu typu Jupiter anebo o velmi lehkého hnědého trpaslíka. Vzápětí však R. Neuhäuser aj. úspěšné zobrazili onoho červeného trpaslíka díky adaptivní optice u japonského 8,2m Subaru jako hvězdu K = 7,3 mag. Odtud vyplývá jednak vyšší hmotnost γ Cep 1,4 M☉ a červeného trpaslíka 0,41 M☉ a jednak poněkud větší a = 20 AU se sklonem i = 119°. Minimální hmotnost substelárního objektu se tak zvýšila na 1,6 Mj a i toto těleso obíhá po lehce výstředné dráze: e = 0,12, což však neohrožuje jeho stabilitu, protože se od mateřské hvězdy nikdy nevzdálí na více než 2,3 AU, zatímco mez stability sahá až do vzdálenosti 3,4 AU od primární hvězdy.

2.2. Hnědí trpaslíci

P. Kervella a F. Thévenin se pokusili pomocí zobrazovače SuSI 2 NTT (ESO) nalézt substelární průvodce o známé blízké dvojhvězdy slunečního typu α Centauri, ale neuspěli, přestože prohlédli okolí dvojhvězdy do úhlové vzdálenosti až 3 obl. minut s mezní hvězdnou velikostí 24 mag. Stanovili pouze horní meze, tj. v tomto okolí neexistuje žádný hnědý trpaslík s hmotností >30 Mj v intervalu vzdáleností 50 – 100 AU od dvojhvězdy a s hmotností >15 Mj v intervalu 100 – 300 AU.

B. Biller společně s L. Closem a J. Gizis aj. určovali nezávisle na sobě trigonometricky vzdálenost hnědého trpaslíka 2M 1207-39 (I = 16 mag; sp. M8; 25 Mj; stáří <10 mil. roků) ve hvězdné asociaci TW Hya a obdrželi tak hodnoty 59 pc, resp. 54 pc. Kolem trpaslíka obíhá exoplaneta (K = 17 mag; sp. L5-9.5), obklopená akrečním diskem o hmotnosti <8 Mj. Týž objekt sledovali také C. Ducourant aj. pomocí špičkového zobrazovače SuSi-2 na NTT ESO a již v dubnu 2004 tak pořídili první přímý snímek zmíněné exoplanety. Dostali pak dvě možná řešení pro parametry exoplanety. Buď má hmotnost 4 Mj a teplotu povrchu 1,15 kK, anebo hmotnost 8 Mj a teplotu 1,6 kK. Z těchto pozorování vyplývá trigonometrická vzdálenost soustavy 52 pc.

J. Stauffer aj. uskutečnili hlubokou přehlídku otevřené hvězdokupy Plejády v blízkém a středním infračerveném pásmu s cílem objevit objekty s nízkými hmotnostmi. Tato přehlídka je o 2 mag citlivější než známá přehlídka 2MASS a skutečně vedla k objevu 42 nových substelárních objektů s hmotnostmi 0,04 – 0,1 M☉. Mezi nimi je přinejmenším 31 hnědých trpaslíků.

V. Joergens a A. Müller objevili po sedmiletém sledování ešeletovým spektrografem UVES VLT průvodce na rozhraní mezi hnědým trpaslíkem a exoplanetou u hnědého trpaslíka Cha Hα 8 (M6 V; stáří 3 mil. roků). Průvodce o hmotnosti 18 Mj obíhá kolem hnědého trpaslíka v periodě 4,4 roku po dráze s velkou výstředností e = 0,5 a velkou poloosou a =1,0 AU. Hmotnost průvodce představuje asi čtvrtinu hmotnosti primárního hnědého trpaslíka, takže ho lze charakterizovat jako přechodný objekt mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Důležitost objevu spočívá v možnosti hledat exoplanety obíhající hnědé trpaslíky.

M. Audard aj. využili simultánního sledování páru hnědých trpaslíků Kelu-1 (1305-26; sp. L2 + L3; úhlová vzdálenost složek 0,3’; 19 pc; vl. pohyb 0,3’/r) pomocí anténní soustavy VLA a rentgenové družice Chandra ke změření překvapivě vysokého rentgenového zářivého výkonu soustavy 3.1021 W, zatímco rádiové záření nenaměřili vůbec.

N. Siegler aj. ohlásili objev extrémně chladného páru 2MASS J2132+1341 (Peg; vzájemná vzdálenost 1,8 AU; oběžná doba ≈ 10 let), jehož primární složka je chladnou hvězdou sp. L5, kdežto sekundární složka je hnědým trpaslíkem sp. L7.5. Úhlová separace obou složek činí jen 0,07’ a jejich rozlišení se podařilo díky laserové adaptivní optice u Keckova teleskopu.

A. Burgasser aj. nalezli vzdáleného (480 AU) hnědého trpaslíka B (sp. T8; 790 K; 0,033 M☉; stáří 0,7 – 4,7 mld. let) u hvězdy HD 3651, jejíž stáří odhadují na rozmezí 2 – 12 mld. roků. Hvězdu však doprovází také exoplaneta o hmotnosti 0,2 Mj s dráhovými parametry a = 0,3 AU; e = 0,64. V každém případě však zmíněný hnědý trpaslík představuje hrozbu pro případné terestrické exoplanety v soustavě, jelikož dráhovými poruchami může buď terestrické exoplanety „vyhodit ze sedla“ anebo způsobit sérii dopadů menších objektů na tyto potenciálně obydlitelné exoplanety. Autoři proto soudí, že jde fakticky o svéráznou analogii objektů typu Nemesis, jak se o nich občas píše ve spekulativní literatuře. V každém případě naší Sluneční soustavě nic takového nehrozí, protože objekt typu HD 3651 b ve Sluneční soustavě by byl současnými prostředky jako je družice HIPPARCOS nebo přehlídka 2MASS určitě objeven, i kdyby se nacházel ve vzdálenosti 150 kAU od Slunce!

2.3. Teoretická hvězdná astrofyzika

Právě před půl stoletím publikoval proslulý „gang čtyř“ (B2FH = E. a M. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle) klíčovou práci o vzniku prvků těžších než helium při termonukleárních reakcích v nitru hvězd: „Synthesis of the elements in stars“ (Rev. Mod. Phys. 29, 547) v rozsahu 103 str., což oslavili v červenci 2007 na Caltechu v Pasadeně třídenní vědeckou konferencí. Méně je známo, že v témže r. 1957 dospěl k témuž výsledku nezávisle americko-kanadský astrofyzik A. Cameron v práci „Nuclear reactions in stars and nucleogenesis“ (PASP 69, no. 408, 201), která čítá jen 22 str. Jedině americký fyzik W. Fowler z Caltechu (Hoyle a manželé Burbidgeovi jsou Angličané) však byl za tuto převratnou práci, na níž je založena moderní teorie nukleogeneze ve hvězdách, odměněn Nobelovou cenou za fyziku v r. 1983. G. Burbidge uvedl při 50. výročí tohoto epochálního výzkumu, že především F. Hoyle by si byl cenu zasloužil nejvíce (manželé Burbidgeovi byli jeho doktorandy).

D. Heyrovský ukázal, že okrajové ztemnění hvězdných atmosfér lze měřit nejenom u zákrytových dvojhvězd, ale také při pozorováních kotoučků hvězd pomocí soudobých interferometrů, jakož i při sledování přechodů exoplanet přes disk mateřské hvězdy. A. Claret zjistil, že výpočet okrajového ztemnění hvězdy se velmi komplikuje v případě, že je hvězda ozářena blízkým zdrojem (složkou dvojhvězdy, akrečním diskem a horkou skvrnou v něm). M. Bogdanov a A. Čerepaščuk poukázali na nové pozorovací možnosti studia okrajového ztemnění v zákrytových dvojhvězdách díky fotometrickým družicím CoRoT a Kepler, jež měří jasnosti hvězd v různých spektrálních oborech s relativní přesností 10-4. To dává možnost měřit lineární koeficient okrajového ztemnění s přesností na 1 % a s toutéž přesností pak ověřovat modely hvězdných atmosfér.

T. Lanz a I. Hubený propočítali monumentální síť modelů hvězdných atmosfér s překrýváním spektrálních čar (line blanketing) a v tepelné nerovnováze pro hvězdy spektrálních tříd O a B (teploty 55 – 15 kK) pro šest různých chemických složení a rozdílné hodnoty gravitačního zrychlení na povrchu hvězdy (veleobři, obři, podobři, hvězdy hlavní posloupnosti).

A. Sernelli a M. Fukugita se zabývali modelováním vývoje hvězd s hmotnostmi 1 – 8 M☉ od fáze gravitačního smršťování před hlavní posloupností až po zhroucení na bílého trpaslíka. Výsledkem těchto rozsáhlých výpočtů je časový průběh vyzařované energie v podobě fotonů i neutrin během celého života hvězd, jakož i změny jejich gravitační a tepelné energie i chemického složení. Autoři dokonce dokázali spočítat, jakým tempem hvězdy v jednotlivých epochách svého života ztrácejí hmotu do mezihvězdného prostoru. Z výpočtů mj. vyplynulo, že 80 % kovů (chemických prvků od C po U) ve vesmíru je ukryto v bílých trpaslících a že vazební energie bílých trpaslíků převyšuje pětkrát vazební energii hvězd hlavní posloupnosti.

A. Vitričenko aj. odvodili vztah mezi svítivostí L (zářivým výkonem v jednotkách L☉) a hmotností M velmi hmotných hvězd v rozsahu 10 – 50 M☉: L = M2,76 na základě příslušných měření pro 73 velmi hmotných hvězd. L. Jungelson aj. se věnovali modelům vývoje extrémně hmotných nadhvězd v rozsahu 60 – 1 000 M☉. Poukázali na významnou ztrátu hmoty nadhvězd v průběhu jejich krátkého života, takže na konci svého vývoje nemají více než 150 M☉. Pak vybuchnou jako supernovy díky nestabilitě párů elektronů a pozitronů, jež vznikají v hmotné hvězdě při srážkách fotonů gama s jádry atomů. Vznik těchto párů totiž prudce sníží tepelný tlak v nitru hvězdy, což způsobí jeho smrštění. Následkem toho vzroste prudce teplota nitra hvězdy a dojde k překotným termonukleárním reakcím, jež hvězdy posléze zcela rozmetají, aniž by vznikla černá díra.

Tento mechanismus vzniku supernov je omezen na hvězdy s hmotností vyšší než 130 M☉ a s nízkou metalicitou - to jsou hvězdy I. generace (populace III), jež vznikaly ve velmi raném vesmíru a dnes už jsou velmi vzácné. Pokud k výbuchu supernovy nedojde kvůli nižší hmotnosti hvězdy, tak se takový objekt zhroutí na černou díru s maximální hmotností 70 M☉. Dosud však nebyly objeveny hvězdné černé díry s dobře určenou hmotností >16 M☉, ačkoliv jsou náznaky, že v cizích galaxiích existují hvězdné černé díry s hmotnostmi až 33 M☉ (galaxie IC 10).

Podle H. Belkuse aj. vede zhroucení jader velmi hustých hvězdokup s hmotnými hvězdami ke vzniku nadhvězd s hmotností až 1 tis. M☉. K takovým hvězdokupám patří zejména kupy Arches a Kvintuplet vzdálené jen 10 pc od centra Galaxie. Extrémně hmotné hvězdy však rychle ztrácejí hmotu hvězdnou vichřicí a tempo i velikost této ztráty rozhodne o výsledném osudu nadhvězdy. Při velmi nízké metalicitě se mohou rovnou zhroutit na intermediální černou díru (IMBH), popř. na standardní hvězdnou černou díru. Další možností je výbuch supernovy, což v podstatě souhlasí s výsledky předešlé práce L. Jungelsona aj.

4. Vznik hvězd a prahvězdy

Podle M. Robberta aj. využili astronomové u 8,1m teleskopu Gemini N testování adaptivní optiky ALTAIR k podrobnému zobrazení okolí Trapezu v mlhovině v Orionu v blízkém infračerveném oboru spektra. Získali tak záznam kulek horkého (5 kK) plynu, vystřelovaných z okolí infračerveného objektu Becklin-Neugebauer supersonickými rychlostmi až 400 km/s. Kulky mají průměr stovek AU a byly vystřeleny před méně než tisíciletím zcela neznámým procesem.

T. Ratzka aj. pozorovali pomocí kamery NACO VLT (ESO) ve středním infračerveném pásmu nejbližší okolí hvězdy TW Hya (vzdál. 51 pc) ve stejnojmenné hvězdné asociaci staré asi 10 mil. roků. Odhalili tak opticky tlustý akreční disk prachu s vnitřní dírou o poloměru asi 0,6 AU. Autoři soudí, že jde o nepřímý důkaz možné existence obří exoplanety ve vzdálenosti <0,3 AU od hvězdy.

A. Chrysostomou aj. měřili polarizaci v bipolárních výtryscích z prahvězdy HH135-136 (Car; vzdálenost 2,7 kpc) a zjistili, že oba výtrysky vykazují silnou navzájem opačně orientovanou kruhovou polarizaci. To lze dobře vysvětlit přítomností dipólového magnetického pole samotné prahvězdy, které usnadňuje usměrnění výtrysku do velké vzdálenosti od hvězdy. Hmotnost výtrysků činí asi 1 M☉.

Tím lze objasnit, jak se prahvězdy při svém gravitačním hroucení zbavují přebytečného momentu hybnosti, aniž by odstředivá síla rotace prahvězdy znemožnila její další smršťování. Akrece hmoty zárodečného mračna na prahvězdu se tím přiměřeně zpomalí, takže to usnadní její proměnu na skutečnou hvězdu. Podobně usnadňuje magnetické pole v okolí černých veleděr další akreci hmoty slapově roztrhaných hvězd na samotnou veledíru.

A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že magnetické pole hraje významnou úlohu při vzniku a vývoji rychle rotujících hvězd tříd Ae a Be. Reliktní magnetické pole donutí totiž celou hvězdu otáčet se kolem rotační osy jako tuhé těleso. Hvězdy Be mohou dosáhnout počátečních hmotností až 30 M☉ a pak ztrácejí hmotu intenzivním hvězdným větrem. Pokud se hvězdy Be vyskytují ve dvojhvězdě s bílým trpaslíkem typu O-Ne, mohou mu nakonec dodat tolik hmoty, že se bílý trpaslík zhroutí na neutronovou hvězdu, což se navenek projeví dlouhým zábleskem záření gama (LGRB).

2.5. Osamělé hvězdy

Přestože se obvykle zdá, že nejbližší okolí Slunce je už dobře prozkoumáno, T. Henry aj. ukázali, že tomu tak zdaleka není. Pomocí 0,9m reflektoru CTIO totiž změřili paralaxy 20 trpasličích hvězd sp. třídy dM, které jsou blíže než 10 pc od Slunce. Autoři uvádějí, že za posledních 6 let bylo tak nalezeno celkem 34 (16 %) hvězd, které se nacházejí ve vzdálenosti do 10 pc, takže ani tento počet není zřejmě konečný.

J. Johnsonová aj. sledovali pomocí obřího Keckova dalekohledu po dobu 15 min zjasnění trpasličí hvězdy třídy G, vyvolané efektem gravitační mikročočky OGLE-06-BLG-65. Vzdálený trpaslík se tak zjasnil o více než 5 mag, což umožnilo pořídit kvalitní vysokodispersní spektra a z nich odvodit zastoupení 17 chemických prvků v atmosféře tohoto silně metalického ([Fe/H] = +0,56) trpaslíka (poloha 1807-2747; gal. šířka -4°; 5,8 kK; log g = 4,4) až po těžké prvky, jako je síra a měď. Autoři tak zjistili, že prvky se sudým protonovým číslem mají vůči Slunci zastoupení nižší, na rozdíl od prvků s lichým protonovým číslem, kde je jejich zastoupení naopak vyšší než u Slunce.

C. Barban aj. využili koncem jara 2005 kanadské družice MOST k přesné rychlé fotometrii žlutého obra Ε Ophiuchi (= HD 146791; 3 mag; G9.5 III). Objevili tak oscilace jasnosti hvězdy, obdobné slunečním. Frekvence oscilací v pásmu 25 – 80 μHz mají relativní amplitudy (3 – 13).10-5.

D. Ciardi aj. změřili pomocí interferometrů CHARA na Mt. Wilsonu a PTI na Mt. Palomaru úhlový průměr osamělé chemicky pekuliární hvězdy λ Bootis, jejíž stáří a hmotnost závisí na její metalicitě, tj. při sluneční metalicitě by byla stará jen 200 mil. let při hmotnosti 1,7 M☉, kdežto při nízké metalicitě by byla stará 2,5 mld. roků a měla hmotnost 1,3 M☉. Efektivní teplota hvězdy činí 8,9 kK a její úhlový průměr 0,0005’, tj. 1,7 R☉.

Infračervený interferometr ISI na Mt. Wilsonu posloužil K. Tatebeovi aj. k objevu odchylek od kulového tvaru ve středním infračerveném pásmu u červeného veleobra Betelgeuse (α Ori; M2 Ib; 15 M☉; 130 pc). Zatímco v blízké infračervené oblasti se hvězda jeví jako kulová, ve středním pásmu je její rovníkový průměr (0,047’) o 17 % delší než průměr polární, přičemž obvodová rychlost rotace Betelgeuse na rovníku činí 32 km/s. Střední poloměr hvězdy dosahuje rekordních 4,7 AU a průměrná hustota hvězdy je proto nesmírně nízká (o více než 7 řádů nižší než hustota vody za normálních podmínek) - hvězda je doslova jen „z plynových hadrů“, jak už v r. 1878 napsal v Kosmických písních Jan Neruda. Jasnost Betelgeuse nepravidelně kolísá s roční amplitudou až 0,5 mag. To souvisí s kondenzacemi prachu v chladné obálce molekulového plynu, která se vznáší od vzdálenosti 1,4 AU nad fotosférou hvězdy a v níž zrnka různých minerálů nasedají na sklovitý korund (Al2O3) a tím zastiňují viditelné světlo hvězdy.

A. Frebelová aj. nalezli pomocí spektrografu UVES VLT (ESO) ve spektru hvězdy HE 1523-0901 (V = 11 mag) s velmi nízkou metalicitou ([Fe/H] = -2,95!) a rekordním stářím 13,2 mld. roků (tj. z ≈ 10 !) překvapivě i čáry uranu a thoria. To svědčí o již dříve proběhlém procesu tvorby těžkých prvků rychlým zachycováním neutronů v jádrech atomů železa (proces r) během výbuchu anonymních supernov, neboť tyto prvky s protonovým číslem vyšším než 28 jsou v této mimořádně staré hvězdě zastoupeny stejně jako na Slunci.

J. Hall aj. pozorovali jasnost a spektrum slunečního protějšku 18 Scorpii po dobu celého desetiletí. Odhalili tak periodu chromosférické aktivity hvězdy 7 let, přičemž jasnost kolísá v téže periodě jen o 0,09 %. J. Meléndez aj. našli ještě lepší sluneční analogy v podobě hvězd HIP 56948 (= HD 146231) a HIP 73815. Zejména první z nich se Slunci neobyčejně podobá i v takových jemnostech, jako je stáří, nepřítomnost horkých jupiterů a obsah lithia. Hvězda je od Slunce vzdálena 65 pc a od galaktické roviny jen 50 pc.

F. Freistetter aj. zkoumali nepravidelnosti ve známém prachoplynovém disku hvězdy β Pictoris, které lze podle jejich mínění nejlépe vysvětlit přítomností exoplanety o hmotnosti 2 – 5 Mj na kruhové dráze o poloměru 12 AU. Za drobnější strukturální rysy disku a výskyt vnějších prstenců ve vzdálenostech 500 – 800 AU od hvězdy údajně mohou další dvě exoplanety o hmotnostech <0,6 a <0,2 Mj, obíhající ve vzdálenostech 25 a 45 AU.

2.6. Těsné dvojhvězdy

Pro testování kvality amatérských dalekohledů se dlouhá léta hodila vizuální dvojhvězda Porrima se stejnou jasností i barvou složek (γ Vir; 3 mag; sp. F0 V; 12 pc), ale jejich úhlová rozteč se během doby výrazně mění vinou vysoce výstředné (e = 0,88!) oběžné dráhy v periodě 169 let. Obě složky prošly naposledy pericentrem v květnu 2005, kdy úhlová rozteč klesla na 0,3’. Nyní však dosáhla bezmála 0,9’ a kolem r. 2020 bude opět dobrým testem kvality amatérských dalekohledů stejně jako tomu bylo před r. 1980. Obě složky dvojhvězdy se ocitnou v apastru v r. 2088, kdy jejich úhlová rozteč dosáhne 6,0’.

S. Berdyugina a G. Henry sledovali po dobu 31 roků (1975-2006) změny jasnosti těsné dvojhvězdy V711 Tau (= HR 1099; sp. K1 IV a G5 IV; oběžná doba 2,8 d). Našli tak dvě periody hvězdných aktivit 15,5 a 5,3 r, které jsou patrně projevem migrace aktivních šířek na povrchu hvězd podobně, jak to vykazuje známý motýlkový diagram migrace slunečních skvrn k rovníku během cyklu sluneční činnosti.

J. Southworth aj. využili fotometru na družici WIRE k získání mimořádně přesné (±0,000 3 mag!) a podrobné (30 tis. měření) světelné křivky pro jasnou (V = 1,9 mag) zákrytovou dvojhvězdu β Aur (= HR 2088). To mj. umožnilo změřit nelineární průběh okrajového ztemnění u obou složek sp. tříd A1 IV, což ve svém důsledku zvětšilo poloměry obou složek o 0,4 % na 2,76 a 2,57 R☉. Hvězdy ve vzdálenosti 25 pc od nás o hmotnostech 2,4 a 2,3 M☉ jsou staré přibližně 500 mil. roků.

P. Kervella a A. Domiciano de Souza objevili druhou složku u jasné hvězdy jižní oblohy Achernar (α Eri; B3-4 IIIe až V; 15 – 20 kK; rychlá rotace 220 – 270 km/s) pomocí infračervené kamery VISIR VLT (ESO). Průvodce sp. třídy A7 V je úhlově vzdálen jen 0,3’ od mateřské hvězdy, tj. v projekci 12 AU, a vysílá v infračerveném pásmu skoro 2 % záření Achernaru. Obíhá kolem mateřské hvězdy v rovině jejího rovníku a sdílí s ní vlastní pohyb tempem 0,097’/rok. Achernar sám vysílá hvězdný vítr zejména z horkých polárních čepiček a je fakticky nejbližší známou hvězdou typu Be.

G. McIntosh a G. Rustan určili poprvé přibližné dráhové parametry symbiotické dvojhvězdy R Aqr, jež se skládá z proměnné obří hvězdy typu Mira Ceti a bílého trpaslíka. Obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 34,6 roku po dráze s minimální hodnotou velké poloosy 3,5 AU a velkou výstředností e = 0,5. takže v periastru dochází k přetoku hmoty přes Lagrangeův bod L1 od obra k trpaslíkovi.

V r. 1997 ukázala měření družice HIPPARCOS, že jasná hvězda η Mus (V = 4,8 mag; vzdálenost 125 pc) je ve skutečnosti dvojhvězda. Nyní V. Bakis aj. zjistili, že se skládá ze dvou téměř shodných složek A a B o hmotnostech 3,3 M☉, poloměrech 2,1 R☉ a teplotách 13 kK. Obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 14 R☉ v periodě 2,4 d při sklonu dráhy 77°. Kromě toho třetí hvězdou v soustavě je složka C slabší o plných 5 mag než zmíněný pár, vzdálená úhlově 2,7’. Poslední složka D ve vzdálenosti 60’ tvoří sice s párem A+B vizuální dvojhvězdu, ale není k němu gravitačně vázána. Nicméně všechny čtyři hvězdy patří do téže hvězdné asociace OB (Cen - Cru).

Jižní proměnná hvězda AB Dor je podle M. Jansona aj. ve skutečnosti čtyřnásobnou soustavou, jak ukázala měření adaptivní optikou NACO VLT (ESO). Dosud známá vizuální dvojhvězda AB Dor A+B (vzdálenost 15 kpc od Slunce) s úhlovou roztečí složek 10’ se ve skutečnosti skládá ze dvou dvojhvězd. Proměnná hvězda A (sp. dK1; rotační per 0,5 d) má totiž průvodce C, jenž byl nejprve objeven dynamicky a posléze rozpoznán i opticky jako trpaslík dM5. Složka A vykazuje silnou optickou i rentgenovou proměnnost. Hvězda B je však rovněž těsnou dvojhvězdou o stáří <100 mil. roků, která se skládá ze dvou hvězd sp. třídy M a M5.5 o hmotnostech 0,13 a 0,15 M☉.

Také P. Harmanec aj. nalezli novou čtyřhvězdu V379 Cep (= HD 197770; vzdálenost 500 pc), skládající se rovněž ze dvou těsných dvojhvězd. První dvojice A je zákrytovou dvojhvězdou, objevenou r. 1993. Složky Aa (sp. B2 III; 22 kK; 13,8 kL☉; 8 R☉; 11 M☉) a Ab (20 kK; 1,4 kL☉; 3 R☉; 6 M☉) kolem sebe obíhají v periodě 100 d po dráze s výstředností e = 0,15 a velkou poloosou 1,1 AU. Druhá dvojice Ba a Bb je jednočárovou spektroskopickou dvojhvězdou, jejíž složky obíhají v periodě 159 d po dráze s výstředností e = 0,5 a jejíž úhrnná hmotnost činí 11 M☉. Těžiště soustav A a B obíhají kolem sebe v periodě téměř 22 roků po dráze s výstředností e = 0,5 a délkou velké poloosy přes 23 AU.

A. Caballero ohlásil objev mimořádně chladné dvojhvězdy Koenigstuhl 1AB s úhlovou roztečí 1,3 obl. minuty! mezi složkami LEHPM 494 (sp. M6 V) a DENIS-P J0021-42 (sp. M9.5 V). Podvojnost soustavy se projevila souběžným vlastním pohybem obou složek po dobu 22 roků, přičemž jejich minimální lineární rozteč 1,8 kAU se za tu dobu vůbec nezměnila. Dvojhvězda je od nás vzdálena 23 pc; složky mají hmotnost 0,10 a 0,08 M☉ a jejich stáří se odhaduje na 2 – 10 mld. roků. Ještě větší úhlovou (1,4 obl. min.), ale zejména lineární (5,1 kAU) rozteč má dle E. Artigaua aj. pár hvězd (popř. hnědých trpaslíků?) s hmotnostmi pod 0,1 M☉ (Phe; poloha 0127-50; 21 a 22 mag; sp. M6.5 V a M8 V; teploty 2,7 a 2,5 kK; vzdálenost 62 pc; oběžná doba ≈ 0,5 mil. roků!) objevený ze souběžných vlastních pohybů v katalozích 2MASS a DSS (ESO) a proměřovaný v blízké infračervené oblasti 8m reflektorem Gemini S na Cerro Pachón v Chile.

G. Chabrier aj. ukázali, že tempo vývoje dvojhvězd, popřípadě i kombinace hvězda-hnědý trpaslík, je silně ovlivněno především rychlou rotací složek dvojhvězdy a vysokou indukcí jejich magnetických polí tím, že takové hvězdy mají menší přenos tepla a nižší efektivní teploty, ale zato větší poloměry.

J. North aj. využili interferometru SUSI v Sydney k určení dráhových i fyzikálních parametrů dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy γ2 Velorum (asociace Vel OB2; vzdálenost 336 pc je podstatně větší než vzdálenost z družice HIPPARCOS), jejíž sekundární složka je k nám nejbližší hvězdou typu WR. Obě složky obíhají v periodě 78,5 d kolem společného těžiště po výstředné (e = 0,3) dráze se sklonem 65,5°, přičemž primární složka (sp. O 7.5e II-III; Mv = -5,6 mag; 280 kL☉; 17 R☉; 28,5 M☉) obíhá těžiště po dráze s velkou poloosou 0,3 AU, kdežto sekundár (sp. WC8; Mv = -4,3 mag; 9 M☉) má délku poloosy 0,9 AU. Stáří soustavy činí 3,5 mil. roků. Další zkoumanou dvojhvězdou byla těsná dvojhvězda σ Scorpii (vzdál. 174 pc souhlasí s hodnotou HIPPARCOS; stáří 10 mil. roků). Primární složka je proměnná typu β Cep (V = -4,1 mag; 13 R☉; 18 M☉), kdežto sekundár má hmotnost 12 M☉.

M. Groenewegen aj. nově zpracovali pozorování proměnné HD 23642, jediné zákrytové a dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy v Plejádách. Zatímco spektroskopicky byla podvojnost soustavy objevena již v r. 1957, mělká zatmění složek jsou známa až od r. 2003, takže k určení elementů soustavy je třeba využít také spektroskopických údajů metodami rozpletení spekter, které vyvinul P. Hadrava. Jak známo, slouží pozorování dvojčárových spektroskopických a současně zákrytových dvojhvězd jako nezávislá metoda určení vzdálenosti soustavy od Slunce. Autoři tak po pečlivém zpracování obdrželi vzdálenost dvojhvězdy (a tedy i hvězdokupy Plejády) 138 pc, což výborně souhlasí s trigonometrickým měřením z HST (135 pc), ale zato se výrazně liší od kontroverzní hodnoty 118 pc, vypočtené z měření astrometrické družice HIPPARCOS.

A. Derekas sestavili katalog zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu, které byly objeveny při projektech hledání gravitačních mikročoček MACHO v letech 1992-2000. Katalog obsahuje 3 tis. zákrytových dvojhvězd, mezi nimiž převažují modré hvězdy hlavní posloupnosti, následováni červenými obry. S. Rucinski aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu CFHT k hledání třetích složek dotykových dvojhvězd, pokud rozteč ke třetí složce převýšila 1’. Našli tak 3 nové třetí složky u 6 dvojic a vzdálené třetí složky u dalších 3 soustav. Ukázali, že pokud má těsná dvojhvězda oběžnou dobu kratší než 1 den, je výskyt vzdálenější třetí složky téměř pravidlem. Zastoupení třetích složek v těsné dvojhvězdě evidentně stoupá už pro periody < 30 dnů a pro periodu 9 dnů dosahuje výskyt třetích složek 50 %.

S. Lépine a B. Bongiorni hledali v katalogu HIPPARCOS dvojhvězdy mezi hvězdami s vlastním pohybem >0,15’/r; většinou šlo tedy o hvězdy relativně blízké ke Slunci (<100 pc). Našli tak celkem 521 dvojhvězd s roztečí složek 3 – 1 500’, z toho bylo 15 trojic a jedna čtveřice. Celkem 130 takto pozorovaných dvojhvězd nebylo předtím známo; z toho 44 má sekundární složku slabší než V = 15 mag. Pro hvězdy jasnější než 19 mag je přehlídka prakticky úplná pro rozteče mezi složkami v rozmezí 20 – 300’. Přinejmenším 10 % blízkých hvězd má průvodce odlehlé od primáru o více než 1 kAU. A. Frankowski aj. porovnávali katalogy vlastních pohybů Tycho 2 a HIPPARCOS a nalezli v nich celkem 103 tis. hvězd v párech. Relativní četnost párů nezávisí na spektrální třídě. Pro hvězdy blíže než 50 pc od Slunce našli oběžné doby párů v rozmezí 3 – 80 roků. I. Bulut a O. Demircan vydali nový katalog dvojhvězd s výstřednými drahami složek, jenž obsahuje 124 dvojhvězd. Dalších 150 výstředných drah není dosud potvrzeno.

L. Li aj se zabývali otázkou vzniku dotykových dvojhvězd typu W UMa. Studiem 97 takových soustav v obecném poli Galaxie zjistili, že slapově zamrzlá oběžná perioda činí dvě a čtvrt dne. To znamená, že dotykové soustavy vznikají ze soustav oddělených, pokud mají jejich předchůdci periodu kratší než je zmíněná zamrzlá perioda. V mezním případě ovšem trvá přechod z odděleného na dotykový systém plné 3,2 mld. let.

2.7. Proměnné hvězdy

2.7.1. Novy a kataklyzmické proměnné

První novu r. 2007 objevil W. Liller už koncem ledna na observatoři CTIO v Chile v poloze 1143-58. Byla označena jako V1065 Cen a v maximu dosáhla 8 mag. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 2 tis. km/s. Hned počátkem února následovala nova V1280 Sco v poloze 1658-32, která dosáhla maxima 3,7 mag v polovině února a její obálka se rozpínala tempem 500 km/s. Pak nastal prudký pokles jasnosti až na 13 mag do 20.3. Za pouhých 80 dnů od maxima dosáhla nova prvního minima 14,5 mag a silně zčervenala. Pak se však počala znovu zjasňovat k sekundárnímu maximu 12 mag kolem 22.5. Od poloviny června do poloviny srpna měla přibližně stálou jasnost lehce nad 15 mag, ale pak se během necelého měsíce znovu zjasnila na 12 mag. V témže souhvězdí byla koncem února objevena nova V1281 Sco v poloze 1657-35, jež dosáhla 9 mag a její obálka se rozpínala rychlostí 1,8 tis. km/s. V polovině března vzplanula nova V2467 Cyg v poloze 2028+42, která dosáhla v maximu 7,5 mag a její obálka se rozpínala tempem 1,15 tis. km/s. Koncem října však dosáhla již koronální fáze svého vývoje a infračervená spektra potvrdila přítomnost vysoce ionizovaných zakázaných čar [Si X] a [S XI] a [P VII] a poukázala na vysoký barevný exces ve směru k nově [E(B-V) = +1,7 mag]. Tempo rozpínání obálky stouplo na 2 tis. km/s.

Dne 19. 3. vybuchla nova V2615 Oph v poloze 1743-23 s maximem 10 mag a rychlostí rozpínání 950 km/s. O tři týdny později vybuchla poprvé od svého objevu v r. 1983 kataklyzmická proměnná GW Lib (typ WZ Sge), která se během jediného dne 12.4. zjasnila o 4 mag na 10 mag. V polovině dubna objevil Y. Sakurai novu V5558 Sgr v poloze 1710-19, která dosáhla maxima 6,6 mag až v polovině července. Šlo tedy o velmi netypickou novu s infračerveným kontinuem bez čar, odpovídající nízké teplotě černého tělesa jen 2 kK. Infračervená spektra z poloviny října však odhalila silné čáry He I a Fe II a slabší čáry N I a C I. Odtud vyplynulo tempo rozpínání plynné obálky 1,6 tis. km/s. Koncem května vzplanula nova V390 Nor v poloze 1632-45, jež dosáhla svého maxima 9 mag až 7. června 2007.

Počátkem srpna vybuchla nova V458 Vul v poloze 1954+21, jež dosáhla maxima jasnosti 8,4 mag 9. 8. Do konce měsíce zeslábla na 10,7 mag a do konce září na 12 mag. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 1,9 tis. km/s, avšak během října se objevily v infračerveném spektru rekordně silné čáry He I, svědčící o rozpínání plynné obálky rychlostí až 2,7 tis. km/s. V polovině listopadu objevil portugalský astronom-amatér A. Pereira novu V597 Pup v poloze 0816-34 jako objekt 7 mag. Byl to jeho další objev novy po 626 h nočních pátrání od předchozího objevu novy V4740 Sgr dne 6.9. 2001! Nova dosáhla rychle maxima 6,6 mag a již koncem listopadu přešla do koronální fáze s rychlostí rozpínání plynného obalu 3,9 tis. km/s.

Patrně nejzajímavějším objektem roku 2007 se stala nova V598 Pup v poloze 0705-38, jejíž rentgenové zjasnění v pásmu 0,2 – 2 keV zaznamenala počátkem října družice Newton. V této poloze byla v polovině listopadu zpozorována jasná hvězda 10 mag, ale největším překvapením se stalo sdělení G. Pojmanského aj., kteří prohlédli příslušné snímky přehlídkového systému ASAS (širokoúhlý objektiv o průměru 70 mm; světelnost f/2,8 a kamera CCD) a tak zjistili, že týž objekt byl dokonce viditelný očima 6. 6. 2007 jako hvězda 4 mag (!), ačkoliv ještě 2. 6. byl slabší než mezní hvězdná velikost přehlídky (14 mag). Infračervená spektra z konce listopadu prokázala, že nova přešla do koronální fáze s tempem rozpínání plynné obálky 2,4 tis. km/s.

B. Lane aj využili během června 2005 palomarského infračerveného interferometru PTI ke studiu rozpínání plynných obalů novy V1663 Aql, která vybuchla 9.6. a dosáhla v maximu 11 mag. Srovnáním lineárního a úhlového tempa rozpínání obálky získali spolehlivý údaj o mimořádně velké vzdálenosti novy 9 kpc. N. Vaytet aj. pořídili pomocí 4,2m dalekohledu WHT kvalitní spektra jedné z nejjasnějších nov minulého století DQ Her (vzplanutí v prosinci 1934, maximum 1,4 mag; zeslábnutí o 3 mag za 94 d), jež se stala prototypem tzv. intermediálních polarů (jde o bílé trpaslíky, jejichž akreční disk je ve vnitřní části deformován středně silným magnetickým polem trpaslíka). Spektra ukázala, že hvězdný vítr bílého trpaslíka je usměrněn do oblastí kolem jeho magnetických pólů s výtokovou rychlostí až 900 km/s. Kolem rovníku se nachází prsten viditelný v zakázané čáře [N II], jenž se rozpíná rychlostí 370 km/s. Sekundární složka těsné dvojhvězdy o hmotnosti 0,4 M☉ dodává plynule vodík do akrečního disku bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉. Celá soustava je od nás vzdálena 0,5 kpc.

G. Schwarz aj. se věnovali rozboru pozorování dvou nejrychlejších nov v historii astronomie V838 Her a V4160 Sgr, které obě vzplanuly shodou okolností v r. 1991. Pokles jasnosti obou nov o 2 mag po maximu totiž trval méně než 2 dny. Autoři zjistili, že v obou případech šlo o novy typu ONeMg; tj. o výbuchy velmi hmotných bílých trpaslíků, přičemž hmotnost obálek dosáhla jen 10-5 M☉. Ve spektru nov dominovaly čáry Ne. Přebytek vykázaly rovněž prvky Si, S, N a C.

J. Ness aj. prohlédli archiv družice Swift od počátku r. 2005 až do konce června 2006 s cílem identifikovat v něm novy, které měly měřitelné rentgenové záření. Z 12 hledaných nov nezjistili žádné rentgenové záření u 4 a slabé u dalších 3. Velmi silné rentgenové záření vykázaly novy V4745 Sgr (výbuch 25.4. 2003), V574 Pup (20.11. 2004), V382 Nor (13.3. 2005), V723 Cas (24.8. 2005) a V1047 Cen (1.9. 2005), což je důkaz, že na povrchu příslušných bílých trpaslíků probíhaly během výbuchu novy po delší dobu jaderné reakce při teplotách až 50 MK.

I. Hachisu aj. studovali světelnou křivku rekurentní novy RS Oph (vzdál. 1,6 kpc) ve velmi měkkém rentgenovém pásmu a odvodili odtud hmotnost bílého trpaslíka v soustavě na 1,35 M☉. Jelikož trpaslík získává akrecí průměrně 1.10-7 M☉/r, vyplývá odtud, že dosáhne během několika set tisíc let Chandrasekharovy meze a vybuchne jako supernova Ia. Podle J. Nesse aj. činí tempa rozpínání slupek RS Oph z posledního výbuchu (únor 2006) 770 – 1 290 km/s. J. Bode aj. objevili ve spektru po výbuchu zakázané čáry [O III] a [Ne V], které svědčí o dvojprstencové struktuře bipolární obálky s průměrem 580 AU. Obálka se rozpíná vysokou rychlostí 5,6 tis. km/s.

D. Hatzidimitriou aj. uvedli, že od r. 1929, kdy E. Hubble objevil v galaxii M31 první novu pomocí 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu, bylo v této soustavě objeveno již více než 470 nov. Průměrná četnost nov se tak odhaduje na 65 případů za rok. Pouze u 10 nov převážně ve výduti galaxie se podařilo získat i spektra. Poslední takto sledovaná nova M31N 2005-09c však patří do disku M31 a její spektra na přelomu září a října 2005 byla pořízena 1,3m reflektorem. Další jasnou novu M31N 2007-11d objevili 17.11. K. Nishiyama a F. Kabashima v poloze 0045+42. Nova dosáhla maxima 14,5 mag necelé 3 d po objevu. M. Henze aj. prohlédli pomocí speciálního algoritmu digitální archiv snímků galaxie M31 obří 2m Schmidtovou komorou v Tautenburgu v období let 1960-1996 a našli na nich celkem 84 kandidátů na novy včetně jedné rekurentní novy. Zřejmě by se vyplatilo uskutečnit obdobné přehlídky i pro další velké archivy.

W. Pietsch aj. hledali v téže galaxii rentgenové protějšky optických nov v období od července 2004 do února 2005 v údajích z družic ROSAT, Newton a Chandra. Rentgenový signál našli u 11 z 34 sledovaných nov; z toho 7 nov bylo pozorováno v rentgenovém pásmu ještě 9 let po vzplanutí! Autoři uvedli, že zhruba třetina nov patří při dnešní úrovni citlivosti rentgenových družic mezi extrémně měkké přechodné rentgenové zdroje.

J. Madrid aj. odhalili pomocí STIS HST celkem 13 nov v galaxii M87 (Vir; vzdálenost 16 Mpc). Jejich jasnosti v době maxima se pohybovaly v rozmezí 23,5 – 24,3 mag. Odtud odhadli spodní hranici četnosti nov v této galaxii na 64 případů za rok. S. Kulkarni aj. zkoumali neobvykle jasné vzplanutí hvězdy OT 2006-1, objevené jako objekt 19 mag v galaxii M85 (= NGC 4382; Vir) počátkem roku 2006. Při známé vzdálenosti galaxie od nás se totiž ukázalo, že objekt vzdálený od centra galaxie 2,3 kpc dosáhl v maximu absolutní hvězdné velikosti -4 mag v červeném oboru spektra a během 2 měsíců od výbuchu vyzářil energii 1040 J, tj. šestkrát větší než podobný objekt nalezený před časem v galaxii M31. Efektivní teplota zdroje byla vcelku nízká - jen 4,6 kK a ve spektru nebyly objeveny žádné spektrální čáry. Autoři se proto domnívají, že jde o novou třídu vybuchujících hvězd na rozhraní mezi novami a supernovami.

M. Kato a I. Hachisu modelovali fázi superEddingtonova vyzařování pěti nov, jež byly sledovány družicí IUE (V693 Cra; V1974 Cyg; V1668 Cyg, V351 Pup a OS And). Obdrželi tak hmotnosti příslušných bílých trpaslíků v rozmezí 0,95 – 1,3 M☉ a jejich revidované vzdálenosti 1,8 – 4,4 kpc. Titíž autoři uveřejnili na základě pozorování 10 klasických nov v r. 2005 vzorové světelné křivky pro sférické výbuchy nov a odtud odvodili rozmezí hmotností příslušných bílých trpaslíků 0,7 – 1,3 M☉. Aplikace téhož postupu na starou novu GK Per z r. 1901 dala hmotnost bílého trpaslíka 1,15 M☉.

Nejstarší známá nova CK Vul z r. 1670 představuje podle M. Hajduka aj. značný interpretační oříšek. Byla mimořádně pomalá (pozorovatelná po 2 roky), v maximu dosáhla 3 mag a pokles na 6 mag trval 100 dnů. Pak se však znovu zjasnila až na 2,6 mag a opět zeslábla pod hranicí viditelnosti očima, načež se potřetí vynořila lidskému zraku plných 600 dnů po prvním maximu, ovšem jen na 5,5 mag. Moderní pozorování postnovy v různých spektrálních pásmech celý výklad spíše zkomplikovalo. V r. 1980 se podařilo objevit kolem dvojhvězdy společnou obálku o průměru 15’ a rádiové záření bipolární mlhoviny na frekvenci 5 GHz. Rozměry bipolární mlhoviny dosahují 70’, takže cirkumbinární obálka se nachází „v pase“ bipolární mlhoviny. Rozpíná se rychlostí 360 km/s a její hmotnost dosahuje 0,05 M☉. Autoři nabízejí řadu možností, jak tato pozorování navzájem skloubit, ale výsledek je zatím problematický.

R. Puebla aj. měřili tempo přenosu vodíku do akrečních disků pro 10 starých nov a 22 objektů podobných novám. Ukázali, že průměrné tempo přenosu hmoty u klasických nov dosahuje 3.10-8 M☉/r, zatímco u hvězd podobných novám je asi třikrát nižší. N. Epelstein aj. uskutečnili modelové výpočty pro vývoj bílých trpaslíků o hmotnosti 1,0 a 0,65 M☉ za předpokladu stálých temp akrece vodíku na povrch bílých trpaslíků 1.10-11 M☉/r, resp. 1.10-9 M☉/r a počáteční teploty na povrchu obou modelových trpaslíků 30, resp. 50 MK. Překlenuli tak interval 1 – 3 tis. explozí novy, tj. časový interval až 15 Gr.

Zjistili, že pro vývoj bílého trpaslíka jsou rozhodující tři základní parametry modelu, tj. počáteční hmotnost bílého trpaslíka, počáteční teplota jeho izotermálního jádra a ovšem i tempo přenosu hmoty. Po delší dobu se cykly chovají totožně, ale dlouhodobě je patrná tendence k poklesu teploty jádra a také k tomu, že výbuchy vedou k větší ztrátě hmotnosti bílého trpaslíka, než činí v mezidobí její přírůstek přenosem vodíku od druhé složky dvojhvězdy. Když se hmotnost bílého trpaslíka zmenšuje, projeví se to zpomalováním poklesu jasnosti novy těsně po výbuchu, takže u trpaslíka o hmotnosti 1 M☉ se z velmi rychlé novy stává nova rychlá.

J. José aj. ukázali, že novy jsou hlavním zdrojem obohacování mezihvězdné látky nuklidy 15N, 17O a 13C a v menší míře též nuklidy 7Li a 26Al. Velikost těchto příspěvků k chemické pestrosti mezihvězdné látky se mění během stárnutí galaxií. U velmi raných těsných dvojhvězd s nízkou metalicitou jsou totiž rozpínající se obaly kolem bílého trpaslíka hmotnější a nukleárně aktivnější než u pozdějších klasických nov, takže celý jev spadá do přechodného stádia mezi novou a supernovou. V obálkách se proto navíc vyskytuje také Ti (Z = 22) a produkty nukleosyntézy až po Cu (Z = 29) a Zn (Z = 30). Nízká metalicita také způsobí vznik mnoha typických presolárních zrnek, jejichž původ nebyl dosud jasný.

J. Echevarría aj. pořizovali po 12 let vysokodisperzní spektra trpasličí novy EY Cyg s cílem získat geometrické i fyzikální parametry celé soustavy s oběžnou dobou 0,5 d a vzájemnou vzdáleností složek jen 2 mil. km. Jelikož se jim podařilo určit sklon dráhy i = 14°, dostali tak hmotnost bílého trpaslíka 1,1 M☉ a jeho průvodce sp. třídy dK0 0,5 M☉. Sekundární složka je však o třetinu větší než hvězdy hlavní posloupnosti téže spektrální třídy. Titíž autoři obdrželi podobnou cestou parametry prototypu trpasličích nov třídy U Geminorum. V tomto případě má bílý trpaslík hmotnost 1,2 M☉ a jeho průvodce sp. třídy M6 V jen 0,6 M☉ a poloměr 1,6 R☉. Akreční disk kolem bílého trpaslíka zcela vyplňuje Rocheův lalok, takže dochází k přímým srážkám přetékajícího vodíku s diskem v podobě známé horké skvrny.

M. Bitner aj. zkoumali další prototyp trpasličích nov třídy SS Cyg. Z elipsoidálního tvaru světelné křivky s periodou 0,3 d odvodili přibližný sklon oběžné dráhy na ≈ 50° a odtud hmotnosti bílého trpaslíka 0,8 M☉ a jeho průvodce sp. K4-5 na 0,6 M☉. Tvar světelné křivky ovlivňuje interakce akrečního disku s povrchem bílého trpaslíka, zatímco i v tomto případě je sekundár zřetelně větší, než by odpovídalo jeho spektrální třídě. J. Lasota aj. upozornili na problém příliš vysoké vzdálenosti SS Cyg od nás odhalený astrometrií pomocí FGS HST (166 pc). Je-li totiž soustava od nás vzdálena více než 140 pc, pak nelze tempo akrece vodíku během výbuchu ani střední velikost přenosu hmoty vysvětlit nestabilitou akrečního disku kolem bílého trpaslíka. Buď je tedy změřená paralaxa chybná, anebo je nesprávně modelovaná akrece v disku.

A. Linnell aj. využili prvotřídních dat z družice FUSE a ze spektrografu STIS HST k určení parametrů kataklyzmické proměnné IX Vel (vzdál. 95 pc). Sklon dráhy o periodě 4,6 h činí 57°, takže hmotnost bílého trpaslíka dosahuje rovněž 0,8 M☉ a jeho průvodce 0,5 M☉. Jejich efektivní teploty činí 60 a 3,5 kK a jejich vzájemná vzdálenost jen 1,1 mil. km. Tempo přenosu hmoty ze sekundáru do akrečního disku bílého trpaslíka o poloměru 10 tis. km dosahuje téměř 1.10-8 M☉/r.

M. Shara aj. objevili na snímcích ultrafialové družice GALEX výběžky horkého plynu o délce řádu parseku v okolí trpasličí novy Z Cam, která vykazuje pravidelná vzplanutí o 3 mag každé tři týdny. Autoři se domnívají, že výběžky jsou důkazem občasného výbuchu trpasličí novy jako novy klasické, čímž potvrdili podezření teoretiků, že takový přeskok mezi oběma typy vzplanutí je možný. Ostatně již r. 1962 uvedl P. Y. Ho, že ve starověkých čínských záznamech byl na tomto místě oblohy pozorována očima „hostující hvězda“ v říjnu a listopadu r. 77 př. n.l. Byl by to v tom případě vůbec nejstarší záznam o výbuchu novy (starší hostující hvězdy byly vesměs supernovy).

2.7.2. Fyzické proměnné

Snad největším překvapením roku 2007 v oboru výzkumu proměnných hvězd byl objev obloukové rázové vlny a turbulentní plynné vlečky u známé dlouhoperiodické polopravidelné proměnné hvězdy Mira Ceti (sp. M7 III; 1,5 M☉; vzdál. 107 pc), která je fakticky nejstarší známou proměnnou hvězdou vůbec. D. Martin aj. našli tento pozoruhodný útvar při rutinní prohlídce snímků ultrafialové družice GALEX, pořízených na vlnové délce 152 nm v listopadu a prosinci 2006. Objev byl vzápětí potvrzen opticky na Mt. Palomaru ve světle zakázaných čar [O II] a [S II]. Ultrafialová vlečka se nachází na sever od Miry a svým vzhledem připomíná kometu s chvostem o délce plné 2° (4 pc). Směr chvostu odpovídá směru vlastního pohybu Miry rychlostí 0,23’/r (130 km/s).

Chvost vzniká turbulentním mícháním chladného mezihvězdného molekulového vodíku s rázově ohřátým plynem, který Mira ztrácí, přičemž epizody zvýšené ztráty mají průměrné trvání řádu 10 tis. roků. Před Mirou se pak nachází zřetelná oblouková rázová vlna ve vzdálenosti asi 0,2 pc, vznikající hypersonickou srážkou hvězdného větru s chladnými molekulami mezihvězdného vodíku. Celkový zářivý výkon rázové vlny a chvostu v pásmu FUV dosahuje řádu 1025 W, ale mechanická energie mlhoviny je ještě 20krát vyšší. C. Wareing aj. uvedli, že chvost začal vznikat již před 450 tis. lety. Mira totiž patří do asymptotické větve obrů (AGB), pro něž je typická velká a proměnná ztráta hmoty.

U. Munari aj. pozorovali od konce října 2006 výrazné změny jasnosti i vzhledu spektra pekuliární eruptivní proměnné V838 Mon. Složka dvojhvězdy B3 V začala slábnout, takže její jasnost poklesla v oboru B celkem o 1,2 mag a v oboru V o 0,55 mag. Současně vzrostla intenzita emisních spektrálních čar Fe II i [Fe II]. Celá epizoda skončila po 70 dnech počátkem ledna 2007. Autoři tento podivuhodný úkaz vysvětlují tečným zákrytem horké složky mimořádně chladným veleobrem třídy L, jenž je pozůstatkem po explozi hvězdy z r. 2002.

M. Afsar a H. Bond uveřejnili rozsáhlou studii o okolí V838 Mon. Ukázali na základě a snímků z kamery ANDICAM (1,3m reflektor) a spekter SMARTS (1,5m reflektor, CTIO), že proměnná je součástí mladé hvězdokupy tvořené hvězdami třídy B ve vzdálenosti 6,2 kpc od nás, jejíž stáří je určitě menší než 25 mil. roků. Určili také hodnotu barevného excesu ve směru ke hvězdokupě E(B-V) = 0,85 mag, což umožnilo zpětně určit absolutní hvězdnou velikost V838 Mon v maximu (R = -9,7 mag). Ta je zcela blízká hodnotě R = -9,8 mag pro podobnou eruptivní proměnnou M31 RV, která vzplanula ve výduti galaxie M31 v r. 1988. Autoři zjistili, že obě hvězdy byly během explozí velmi chladné a obě měly ve své blízkosti ranou hvězdu třídy B. Jasnosti obou objektů před výbuchem byly tudíž dány jenom jasností jejich horkých složek; jinými slovy, explodující objekty měly před výbuchem nepatrnou svítivost.

Tím padají mnohé domněnky o příčině výbuchu obou hvězd a zbývají dle názoru autorů pouze dvě možnosti, totiž splynutí dvou hvězd, anebo srážka hvězdy s obří exoplanetou. V současné době totiž vidíme opět jen příslušnou druhou složku třídy B, případně zčásti zastíněnou prachem z exploze. Kolem hvězdy M31 RV nebyla ani pomocí HST objevena žádná mlhovina (světelná ozvěna), zatímco kolem V838 Mon se pozoruje nádherná, doslova učebnicová, světelná ozvěna - snímky HST z listopadu 2005 a září 2006 ukazují rozšiřování mlhoviny, které vedlo k nezávislému určení její vzdálenosti 6,1 kpc.

V polovině r. 2007 skončila dlouhá epizoda zjasnění proměnné δ Sco (typ γ Cas; klidová jasnost 2,3 mag; sp. BO IV), jež započala v červenci 2000 a postupně se vyšplhala až na 1,6 mag v r. 2003, takže hvězda zcela změnila vizuální vzhled souhvězdí Štíra. Byla to první taková epizoda proměnnosti a pravděpodobně souvisela s odvržením svítícího plynu z rovníku hvězdy, která se vyznačuje velmi rychlou rotací.

Naproti tomu proměnná R CrB s klidovou jasností 6 mag začala koncem června 2007 slábnout poprvé od února 2003. Při minulé epizodě zeslábla až na 12,7 mag během dvou měsíců a celá epizoda poklesu jasnosti trvala něco přes pět měsíců. Koncem r. 2007 však zeslábla až na 13,5 mag a tento pokles se stále ještě nezastavil.

C. Cicuneguiová aj. studovali změny jasnosti nejbližší hvězdy Proximy Centauri (sp. M.5 V), jejíž zářivý výkon dosahuje jen 6.10-5 L☉ a která rotuje kolem své osy extrémně pomalu v periodě 84 d. Přestože její stáří je srovnatelné se stářím Slunce, vykazuje překvapivou rentgenovou aktivitu v podobě krátkých erupcí s průměrnou četností až 2 erupce za den! To svědčí o existenci silných magnetických polí a tak není divu, že hvězda vykazuje obdobu sluneční činnosti, ovšem s podstatně kratší periodou 1,2 roku. Proximě stejně jako všem červeným trpaslíkům třídy M přitom zcela chybí zářivá zóna typická pro Slunce, jehož magnetické pole vzniká právě na rozhraní s konvektivní zónou. Ostatně stejnou obdobu sluneční činnosti s krátkou periodou 2,3 roku nalezli S. Baliunasová aj. také u červeného trpaslíka Lalande 21185 (UMa).

L. Ziurysová aj. zkoumali v pásmu submilimetrových vln červeného veleobra VY CMa, který patří mezi nejjasnější infračervené objekty na obloze, a v jeho hvězdném větru objevili celkem 17 molekul, z nichž řada obsahuje uhlík a kyslík (HCO+, CN, CO, CS, H2O, H2S, HCN, HNC, NaCl, NH3, NS, OH, PN, SiO, SiS, SO a SO2). Protože ve vesmíru je obecně více kyslíku než uhlíku, vznikla otázka, proč se veškerý uhlík nesloučí na oxid uhelnatý. Zmíněná pozorování ukazují, že takto skončí jen polovina uhlíku; druhá polovina se slučuje na organické molekuly, takže základ kosmické organické chemie musíme hledat také v obálkách červených veleobrů bohatých na kyslík, nejen u starých uhlíkových hvězd, jejichž prototypem je CW Leo.

G. Bower aj. prohlédli archiv rádiových pozorování obří anténní soustavou VLA v Novém Mexiku za posledních 22 let a našli tam 10 případů rádiových zjasnění, které patrně souvisejí s hvězdnými výbuchy neznámé povahy.

2.8. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

H. Harrisovi aj. se podařilo změřit trigonometrické paralaxy nejbližších 16 planetárních mlhovin v rozmezí 7,8 – 1,3 obl. milivteřin (130 – 770 pc), takže příslušné vzdálenosti jsou přesnější než nepřímé metody až do hodnoty 500 pc. To značně zlepší kalibraci vzdáleností planetárních mlhovin, jež jsou dobrými indikátory vzdáleností napříč téměř celou Galaxií.

K. Suová aj. našli pomocí SST infračervený prachový disk ve vzdálenostech 35 – 150 AU od centra planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix; Aqr; vzdálenost 210 pc), tj. od bílého trpaslíka o teplotě 110 kK. Samotná mlhovina je velmi mladá - vznikla teprve před 30 tis. lety. Prachový disk představuje patrně trosky planetární soustavy.

A. Córsico aj. využili asteroseismologie jádra planetární mlhoviny RX J2117+3412 (průměr 1,7 pc) k určení parametrů přechodného trpaslíka typu PG 1159: hmotnost 0,56 M☉; vzdálenost 450 pc; efektivní teplota 163 kK (rekord pro jádra planetárních mlhovin); svítivost 2,3 kL☉; log g = 6,6 (cgs); poloměr 0,06 R☉; hmotnost heliové slupky 0,02 M☉. Hmotnost takto určená však bohužel nesouhlasí s hodnotou hmotnosti, která vyplývá z vývojových modelů a spektroskopie a příčina tohoto rozporu není známa.

K. Gesicki a A. Zijlstra určovali hmotnosti centrálních hvězd v planetárních mlhovinách pomocí modelů planetárních mlhovin a dospěli k závěru, že většina bílých trpaslíků v jádrech planetárních mlhovin by měla mít hmotnost 0,61 M☉, což je ostatně blízké průměrné hmotnosti všech bílých trpaslíků (0,58 M☉). Autoři se dokonce domnívají, že bílí trpaslíci s nízkými hmotnostmi vůbec nevytvoří planetární mlhovinu.

M. Kilic aj. studovali pomocí MMT optická spektra 42 bílých trpaslíků s nízkou hmotností a objevili tak bílého trpaslíka SDSS J0917+46 (log g = 5,5; teplota 11 kK; vzdálenost 2,3 kpc) s dosud nejnižší známou hmotností 0,17 M☉. Titíž autoři vzápětí pomocí spekter ze 6,5m teleskopu MMT zjistili, že tento bílý trpaslík je lehčí složkou dvojhvězdy na kruhové dráze s oběžnou dobou 7,6 h. Primární složka dvojhvězdy má minimální hmotnost 0,28 M☉, což může být buď bílý trpaslík anebo neutronová hvězda. Horcí (>12 kK) bílí trpaslíci typu DA (atmosféra bohatá na H) v uvedeném souboru mají průměrnou hmotnost 0,6 M☉. Stejnou průměrnou hmotnost však mají také trpaslíci chladnější, kteří však mohou být často průvodci nerozlišené dvojhvězdy s oběžnými periodami 14,5 – 20 h. Jejich předchůdci by byly nejspíš rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností (LMXB).

E. Nelan rozlišil dvojhvězdnost bílého trpaslíka LB 11146 pomocí FGS HST při úhlové vzdálenosti složek jen 0,015’, což při vzdálenosti soustavy 40 pc představuje lineární vzdálenost složek 0,6 AU a oběžnou dobu 130 d. Obě složky jsou bílými trpaslíky třídy DA se silným magnetickým polem (70 mT), stejné efektivní teplotě i hmotnosti (0,9 M☉). Jejich souhrnná hmotnost tedy převyšuje Chandraskharovu mez. Jejich předchůdci museli mít původní hmotnost 5 M☉ a vyvinuli se do asymptotické větve obrů (AGB) s poloměry přes 1 AU. Dnešní rozměr jejich kruhové dráhy je tedy menší než rozměry předchůdců, takže v mezidobí se muselo něco zásadního udát, abychom dostali pozorovanou soustavu.

J. Holberg shrnul zajímavé údaje o historicky prvním pozorovaném bílém trpaslíku Síriovi B (8,5 mag; 1,0 M☉). Průvodce Síria A (-1,6 mag; 2,0 M☉) objevil americký optik A. Clark Jr. 31. ledna 1862 při testování nového refraktoru o průměru 0,45 m. Ve stejné vzdálenosti od jasné složky A bude trpaslík B opět v r. 2012; na konci roku 2007 byl necelých 8’ od ní a nejdále v apastru (13’) bude až v r. 2025. Naposledy byl opticky pozorován v 80. letech XX. stol., pak zmizel v záři Síria A. Jeho oběžná doba činí 50 r; sklon dráhy 137°, velká poloosa 20 AU a výstřednost e = 0,6. Celá soustava je stará asi 230 mil. roků a Sírius B byl původně hmotnější složkou systému, takže dospěl do stádia bílého trpaslíka jako první.

P. Dufour aj. našli v přehlídce SDSS přechodného trpaslíka typu PG 1159 s katalogovým číslem H1504+65, který se vyznačuje Swanovými pásy molekuly C2 ve spektru. Teplota jeho atmosféry přitom dosahuje 18 – 23 kK. S. Kepler aj. využili téže přehlídky SDSS k určení hmotností a teplot více než 7 tis. bílých trpaslíků sp. typu DA a 500 trpaslíků typu DB (atmosféra bohatá na He). Pro trpaslíky typu DA teplejší než 12 kK dostali střední hmotnost 0,6 M☉, ale pro 150 trpaslíků teplejších než 12 kK vyšla hmotnost 0,7 M☉. Nejvyšší hmotnost v souboru měl bílý trpaslík LHS 4033 (1,3 M☉) zcela ve shodě s Chandrasekharovou horní mezí ≈ 1,35 M☉. Autoři uvedli, že 97 % hvězd v Galaxii skončí jako bílí trpaslíci.

Největším překvapením při výzkumu bílých trpaslíků v r. 2007 se stalo nepochybně sdělení B. Zuckermana aj., že ve spektru bílého trpaslíka GD 362 (Her; 16 mag; teplota 11 kK; hmotnost 0,7 M☉; log g = 8,2; vzdál. 50 pc), které pořídili spektrografem HIRES Keckova teleskopu, nalezli čáry 17 chemických prvků, které se v podobném zastoupení vyskytují na Zemi a na Měsíci, konkrétně He, C, N, O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu a Sr. Autoři proto soudí, že na bílého trpaslíka nedávno spadla buď planetka nebo dokonce planeta zemského typu!

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

Když 18. září 2006 objevil D. Quimby aj. robotickým teleskopem ROTSE-IIIb (průměr 0,45 m) supernovu 2006gy ve vzdálenosti 350 pc od centra galaxie NGC 1260 (Per; vzdál. 73 Mpc), patrně nikdo netušil, že půjde o nejsvítivější supernovu v historii astronomie. Náběh k maximu jasnosti (14,2 mag; 4. 11. 2006) od okamžiku vzplanutí trval totiž plných 50 dnů. Teprve tehdy podle N. Smithe aj. a E. Ofeka aj. dosáhla absolutní hvězdné velikosti -22 mag, tj. zářivého výkonu 3.10^37 W (75 mld. L☉). V prvních dvou měsících po výbuchu vyzářila energii řádu 10^44 J a plných 100 dnů od maxima si udržovala absolutní hvězdnou velikost jasnější než -21 mag, tj. více než o řád vyšší, než dosahují běžné supernovy třídy II v maximu jasnosti.

Autoři se proto domnívají, že příslušná hvězda měla při svém vzniku rekordní hmotnost 150 M☉ a i když se během svého vývoje dokázala zbavit plných 40 M☉ své hmotnosti tempem až 0,1 M☉/r (!), stále ještě měla při vlastním výbuchu supernovy rekordní hmotnost mezi všemi supernovami třídy II. Podle autorů je pravděpodobné, že supernova ozářila velký oblak vyvrženého plynu, což zvýšilo její jasnost, a vzápětí se zhroutila rovnou na černou díru (kolapsar). To znamená, že hvězdy typu η Car mohou vybuchnout dříve, než se přemění na hvězdy Wolfovy-Rayetovy a naši potomci uvidí na jižní polokouli opravdu znamenitý úkaz -8 mag nejpozději za 100 tis. let.

Odlišné domněnky o povaze tohoto mimořádného jevu předložili jednak S. Portegies Zwart a E. van den Heuvel a jednak S. Woosley aj. První dva astrofyzici soudí, že ve skutečnosti jsme pozorovali srážku dvou hmotných hvězd (100 M☉ + 40 M☉) v centru mladé hvězdokupy, kde jsou takové srážky docela běžné. Argumentují tím, že je vysoce nepravděpodobné, aby v poslední době vznikla ve vesmíru nadhvězda o hmotnosti přes 100 M☉. Testem domněnky by mohl být objev hvězdokupy, jakmile samotná supernova dostatečně zeslábne.

Skupina S. Woosleyho navrhuje úplně odlišný mechanismus vlastního výbuchu osamělé mimořádně hmotné (>130 M☉) hvězdy. V jádře takových hvězd vzniká energetické záření gama, které interaguje s elektromagnetickým polem atomových jader a mění se tak na elektronově-pozitronové páry. Tím se zkracuje volná dráha fotonů záření gama v nitru hvězdy, které se následkem toho více zahřívá, což lavinovitě zvyšuje produkci ještě energetičtějších fotonů gama. Jelikož vnější vrstvy hvězdy nedostávají dostatek zářivé energie zvnitřku, začnou se gravitačně hroutit na jádro, kde tak dojde k překotné termonukleární reakci v podobě několikasekundového výbuchu, který následně rozmetá hvězdu, aniž by z ní něco zbylo, např. v podobě hvězdné černé díry. Tomuto procesu se říká párová nestabilita a autoři ho dále rozpracovali v tom smyslu, že první termonukleární výbuch ještě hvězdu nezničí, neboť vyvrhovaná hmota se zadrží ve vnějších obálkách hvězdy. Jádro hvězdy se stačí ještě smrštit, ale pak nastane další ještě mohutnější exploze, kdy do obalu hvězdy se velkou rychlostí dostane další hvězdný plyn a ten se zde srazí s produkty předešlého výbuchu, a tím se hvězda definitivně zničí. Autoři se dokonce domnívají, že některé velmi hmotné hvězdy mohou přežít více termonukleárních výbuchů předtím, než jsou definitivně rozmetány.

A. Pastorello aj. upozornili na právě takový případ výbuchu supernovy 2006jc v galaxii UGC 4904 (vzdálenost 26 Mpc). Supernova dosáhla v maximu 13,8 mag, tj. byla jasnější než -18,3 mag absolutní hvězdné velikosti, jenže v archivech se podařilo dohledat, že již v říjnu 2004 se hvězda zjasnila na 18 mag, což způsobila nejspíš velmi vydatná exploze Wolfovy-Rayetovy složky svítivé modré proměnné (LBV). Touto oklikou se vlastně dostáváme k naší nejbližší uchazečce na supernovu - hvězdě η Car, která je jednak dvojhvězdou s vysokými hmotnostmi složek a jednak patří do kategorie proměnných hvězd typu LBV.

Aby však nic nebylo příliš jednoduché, oznámil D. Quimby aj., že supernova 2005ap (Com; poloha 1301+27), která dosáhla maxima jasnosti 18,3 mag dne 10. března 2005, byla ve skutečnosti ještě dvakrát svítivější než dříve zmíněná supernova 2006gy, jenže zmizela z dosahu pozemských dalekohledů již po třech týdnech, když náběh k maximu trval asi dva týdny. Dlouho se však nedařilo zjistit, v jaké vzdálenosti vzplanula, protože se nepodařilo pozorovat spektrum mateřské galaxie. Teprve spektra supernovy, pořízená naštěstí včas obřím 10m teleskopem HET v Texasu D. Quimbym a následně Keckovým teleskopem na Havaji G. Alderingem, ukázala na jedinečnost objevu, když se v nich podařilo objevit silně posunuté spektrální čáry ionizovaného kyslíku a hořčíku, vykazující červený posuv z = 0,3. To znamená, že supernova vzplanula ve vzdálenosti 1,4 Gpc a odtud vyplynul její rekordní zářivý výkon (absolutní hvězdná velikost -22,7 mag).

Povaha objektu je však naprosto odlišná od supernovy 2006gy a popravdě záhadná. Byla totiž v maximu osmkrát jasnější než mateřská trpasličí galaxie, ale jelikož v jejím spektru se pozorovaly též čáry vodíku, uhlíku, dusíky a kyslíku s rychlostí rozpínání plynných obalů tempem 20 tis. km/s, patří do třídy II méně svítivých supernov! D. Quimby aj. navrhli, že jde buď o případ exploze díky již zmiňované párové nestabilitě anebo o analogii výbuchu zábleskového zdroje záření gama, obklopeného rozsáhlou obálkou vodíku a hélia.

J. Vink aj. jednoznačně identifikovali pozůstatek po historické supernově z r. 185 n.l., označený jako RCW 86. Pozorování rentgenových družic Chandra a Newton poukázalo na současné tempo rozpínání plynu 2 750 km/s, stáří 2 tis. roků a vzdálenost 2,5 kpc. W. Blair dokázali na základě infračervených pozorování kosmickým teleskopem SST rozpoznat třídy supernov z r. 1006 n.l. (Lup; Ia); Tycho z r. 1572 (Cas; Ia) a Cas A z r. ±1680 (II). J. Albert aj. pozorovali v druhé polovině r. 2006 pozůstatek Cas A pomocí aparatury MAGIC a objevili v něm záření gama o velmi vysokých energiích >250 GeV. Tím jednak nezávisle potvrdili třídu II pro příslušnou supernovu i její vzdálenost 3,4 kpc a jednak odhadli hmotnost vybuchnuvší Wolfovy-Rayetovy hvězdy na 20 M☉.

S. Aharonian aj. objevili tvrdé záření gama s úhlovým rozlišením 0,06° ve snímku pozůstatku po supernově RX J1713-39 na základě dlouhodobé expozice objektu v letech 2003-2005. Z vnitřní morfologie pozůstatku tak vyplývá, že v obálce pozůstatku po supernově jsou urychlovány částice kosmického záření na energie větší než 100 TeV. R. Fesen aj. využili snímků HST ke studiu chemického složení pozůstatku po supernově S And z r. 1885. Pozorovali tam tmavou kruhovou skvrnu s poloměrem 1,5 pc objevenou už v r. 1989 a změřili tak rychlost rozpínání plynných obalů supernovy přes 12 tis. km/s. Ve spektru obálek odhalili absorpční čáry Ca I a II a Fe I a II. Odhadli také absolutní hvězdnou velikost supernovy v maximu na -18,7 mag, což ji řadí k supernovám třídy II.

S. Reynolds aj. pozorovali pomocí družice Chandra v pozůstatku po Keplerově supernově z r. 1604 rentgenové čáry Fe, Si a S, ale žádné čáry O. Ve spektru jsou patrné projevy silné interakce vyvrženého materiálu s mezihvězdným plynem a prachem. Ze spekter též vyplývá, že supernova vzplanula následkem výbuchu bílého trpaslíka a patří tudíž do třídy Ia. K témuž závěru dospěli též W. Blair aj. na základě rozboru infračervených snímků, pořízených SST v pásmu 3,6 – 160 μm. Pozůstatek obsahuje teplý prach o úhrnné hmotnosti 5.10-4 M☉. Vzdálenost supernovy však byla spíše 5 kpc, na rozdíl od všeobecně přijímané hodnoty 4 kpc.

Od té doby až dodnes byla očima vidět už jen jedna supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Koncem února 2007 uplynulo už 20 let od této výjimečné události, ale od předešlé Keplerovy supernovy se tak stalo po 383 letech, což je docela dlouhý interval; jinými slovy příští očima viditelnou supernovu lze téměř s jistotou očekávat již v tomto tisíciletí! Jelikož vzdálenosti takových supernov se pohybují kolem několika tisíc světelných let, tak je jisté, že elektromagnetická i neutrinová zpráva o budoucí supernově je již na cestě; doručení se děje, jak známo, rychlostí světla, a přesto to trvá docela dlouho.

Jelikož supernova 1987A je jediná jasná supernova, pro níž existují fotometrická a spektroskopická data, není divu, že je v mnoha směrech pozorovatelsky unikátní. Podařilo se totiž jednak jednoznačně identifikovat jejího předchůdce - k všeobecnému údivu astrofyziků to byl modrý (nikoliv standardní červený) veleobr - a dále prokázat ve spektru výbuchu produkty nukleosyntézy nuklidů 56Ni, 57Ni a 44Ti, zjistit, že výbuch byl nesférický, že docházelo k interakci rázové vlny výbuchu s cirkumstelárním i interstelárním prostředím a že po výbuchu se tvoří i prachová obálka supernovy. Last, but not least, poprvé v historii astrofyziky byla pozorováno celkem 24 neutrin třemi různými podzemními detektory, která ve shodě s teorií prokázala fyzikální povahu výbuchu.

Potvrdila se rovněž předpověď, že po více než 10 letech od výbuchu se počne zjasňovat plynný prstenec, odvržený hvězdou dávno před výbuchem, po srážce s rychlejší rázovou vlnou vlastního výbuchu. V současné době tak pozorujeme naprosto jedinečný „perlový náhrdelník“ kolem pozůstatku supernovy. Podle M. Parthasarathyho aj. šlo o velmi atypickou supernovu třídy II, protože v maximu jasnosti byla zhruba o řád méně svítivá než tyto supernovy obvykle bývají. Patrně to souvisí s povahou předchůdce, jehož fotometrie UBV z r. 1970-73 ukázala, že šlo o hvězdu jasnosti V = 12,3 mag sp. třídy B3 I, která podle archivních snímků od r. 1896 do okamžiku výbuchu nejevila žádné změny jasnosti s amplitudou nad 0,3 mag. Autoři dokonce odhadují, že předchůdce vůbec nikdy neprošel obvyklým stádiem červeného velobra.

T. Kunugise a K. Iwamoto se zabývali otázkou vyzáření neutrin ze supernov třídy Ia. Neutrina v nich vznikají díky zachycování elektronů u volných protonů a jader atomů v husté horké látce vzniklé explozivním slučováním atomových jader. Maximální zářivý výkon všech tří vůní neutrin 1043 W je pak rovněž „standardní svíčkou“, protože explodující bílý trpaslík má pokaždé stejnou hmotnost na Chandrasekharově mezi. Trvání neutrinové emise je však velmi krátké (jen kolem 1 s) a střední energie vyzařovaných neutrin dosahuje 3 MeV. Kdyby taková supernova vybuchla v centru Galaxie, tak detektorem SuperKamiokande by prošlo řádově 104 neutrin. Přitom historické supernovy v naší Galaxii patřily převážně ke třídě Ia ve vzdálenostech 1,2 – 4,2 kpc od Země, ale s ohledem na nízkou účinnost detektoru by SuperKamiokande nedokázalo zaznamenat neutrina se SN Ia, ani kdyby byla vzdálena jen 1 kpc. Naštěstí se počítá se zdokonalením tohoto detektoru (HyperKamiokande) s dvacetinásobnou účinností, a tam už šance na záznam neutrin bude, pokud příští supernova v Galaxii nevybuchne v nejbližších pěti letech...

M. Zingale a L. Dursi propočítali důsledky prvního zážehu překotné termonukleární reakce v nitru hmotného bílého trpaslíka, jenž vzápětí vybuchne jako supernova třídy Ia. Zjistili, že zážeh se odehraje poblíž centra degenerované hvězdy ve vzdálenosti nanejvýš 100 km od geometrického středu. Vzápětí vzplane každá horká skvrna v nitru hvězdy termonukleárním plamenem, ničícím velké množství materiálu bílého trpaslíka. Tyto horké bubliny pak stoupají směrem k povrchu hvězdy a dokonají tak dílo její zkázy.

A. Burrows aj. ukázali, že při gravitačním hroucení hmotných hvězd (kolapsarů) nutně dochází k porušení kulové souměrnosti hroucení, takže se objeví vnitřní magnetohydrodynamické oscilace jádra hvězdy, jež vyvolají ve hvězdě mocné zvukové vlny, takže se celá hvězda otřásá natolik, až se zničí. Z toho pocházejí jak supernovy třídy II tak hypernovy.

W. Chen a X. Li objevili novou možnost vzniku supernovy třídy Ia v případě, že je bílý trpaslík provázen hvězdou hlavní posloupnosti nebo podobrem o maximální hmotnosti menší než 2 M☉. Při přetékání vodíku na bílého trpaslíka přes Rocheovu mez vzniká totiž společný (cirkumbinární) plynný disk kolem dvojhvězdy, jenž soustavě odebírá tak významnou část celkového momentu hybnosti, že se tím začne přenos hmoty zvyšovat a oběžná dráha dvojhvězdy se smršťuje. Během 1 – 3 mld. let tak bílý trpaslík doroste k Chandrasekharově mezi a exploduje jako supernova Ia, když jeho centrální hustota dosáhne kritické hodnoty 2.1012 kg/m3.

Na záhadně gigantickou explozi supernovy 2003fg (souřadnice 1416+5215; z = 0,24 (vzdál. 865 Mpc); absolutní hvězdná velikost v maximu -19,94 mag!) upozornili W. Hillebrandt aj., když se ukázalo, že takovou svítivost výbuchu může vyvolat jedině bílý trpaslík s hmotností podstatně vyšší než Chandrasekharova mez, tj. kolem 2 M☉. Teoretici sice navrhují, že této hodnoty může před výbuchem dosáhnout bílý trpaslík roztočený přenosem hmoty na vysoké obrátky, ale autoři soudí, že to nestačí k udržení jeho stability. Našli však jinou možnost, totiž že by k překotné termonukleární reakci došlo nejprve daleko od centra, čili že výbuch byl byl silně asférický.

Druhé a možná pravděpodobnější vysvětlení však předpokládá, že jde o pár hmotných bílých trpaslíků, které překročí výrazně Chandrasekharovu mez v okamžiku, kdy oba trpaslíci splynou. Pak je vysoký maximální vyzářený výkon zcela přirozený, ale háček je v tom, že takové soustavy před výbuchem dosud nebyly pozorovány. Pokud jsme však v případě 2003fg pozorovali výbuch z takového splynutí, vrhá to nepříznivé světlo na předpoklad o standardní maximální svítivosti supernov třídy Ia, které až dosud slouží jako standardní svíčky pro fotometrické měření kosmologických vzdáleností a slouží i jako klíčový argument ve prospěch existence skryté energie vesmíru.

Záhadu výbuchu supernovy 2003fg ještě prohloubil výpočet L. Bildsteina aj. pro těsné dvojhvězdy typu AM CVn, které se skutečně skládají z páru bílých trpaslíků, z nichž jeden dodává helium na druhého trpaslíka typu CO. Pokud mezi nimi probíhá dostatečně intenzívní výměna hmoty tempem >10-7 M☉/r, dochází tak ke krátkým vzplanutím jako u nov a ztrátě hmoty obou složek. Následkem toho se bílí trpaslíci od sebe vzdalují a hmota nutná pro termonukleární vzplanutí roste. Nakonec tedy dojde k výbuchu bílého trpaslíka CO, jenže absolutní hvězdná velikost výbuchu pak činí nanejvýš -18 mag. Autoři soudí, že pokud budoucí přehlídky dosáhnou mezní hvězdné velikosti 24 mag, pak by se mohla jejich domněnka snadno ověřovat pozorováním.

Další mimořádně svítivou supernovu 2006gz zkoumali M. Hicken aj. v galaxii IC 1277 (Her; vzdál. 90 Mpc). Ačkoliv podle svítivosti patří ke třídě Ia, objevili v jejím spektru čáry uhlíku a křemíku. Odtud usoudili, že tento úkaz lze rovněž nejsnáze vysvětlit jako výbuch po splynutí dvou bílých trpaslíků, jejichž souhrnná hmotnost vysoko překročila Chandrasekharovu mez.

F. Manucci aj. si položili otázku, jak úplná je statistika výbuchů supernov ve vzdáleném vesmíru. Tvrdí na základě přehlídek v blízké infračervené i rádiové oblasti spektra, že většina supernov nám uniká, protože se odehrávají v silně zaprášených oblastech překotné tvorby hvězd. Jelikož s rostoucí vzdáleností od nás přibývá oblastí překotné tvorby hvězd, neúplnost našich přehlídek se zhoršuje pro z >0,5 (>1,5 Gpc). U supernov třídy Ia činí deficit přehlídek 15 % pro z = 1 (2,4 Gpc) a 35 % pro z = 2 (3,2 Gpc). Ještě hůř jsou na tom supernovy třídy II (kolapsary), kde odpovídající ztráty jsou dvojnásobné! Odtud je zřejmé, že i budoucí přehlídky sahající k červeným posuvům z >2 budou velmi zkreslené.

A. Tutukov a A. Fedorova propočítali pozdní vývojová stádia těsných dvojhvězd s kompaktními složkami a ukázali, že podle okolností končí tyto soustavy buď jako supernovy Ia, anebo jako zábleskové zdroje záření gama (GRB), popřípadě jako zdroje velmi měkkého rentgenového záření. Pokaždé je klíčovým hráčem vývoje bílý trpaslík CO dosahující Chandrasekharovy meze. Pokud do akrečního disku kolem něho přitéká až 1 M☉/r (!), vzplane GRB s vyzářenou energií řádu 1046 J. Autoři též propočítali ještě extrémnější případy splývání dvou neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdy s černou dírou. Tím se pak dá vysvětlit pestrost tříd supernov, která závisí právě na vlastnostech jejich předchůdců. Týmž problémem se rovněž zabývali A. Bogomazov aj. pro hvězdy s hmotností >8 M☉. Ukázali, že hvězdné černé díry vznikají především zhroucením Wolfových-Rayetových hvězd ve velmi těsných dvojhvězdách.

T. Greif aj. se zabývali možností, že v raném vesmíru (z ≈ 20; stáří 180 mil. r. po velkém třesku) vznikaly nadhvězdy s hmotností až 200 M☉ a s nepatrnou metalicitou o více než tři řády nižší než má Slunce. Nadhvězdy se bleskově vyvinou a následně vybuchnou jako supernovy, které rázovými vlnami vymetou ze svého okolí do vzdálenosti až 2,5 kpc asi 250 tis. M☉ plynu a prachu. Tím se v jejich okolí pozdrží tvorba nových hvězd přinejmenším o 200 mil. roků.

3.2. Radiové pulsary

Vědecký týdeník Nature přinesl překvapivou zprávu o pozorování rádiového pulsaru v Krabí mlhovině (PSR 0531+21) ještě před objevem pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem pomocí naprosto neastronomického zařízení - radarem včasné výstrahy amerického letectva na Aljašce v létě r. 1967. Jak uvedl vysloužilý poddůstojník amerického letectva Charles Schisler, který na této radarové základně v té době sloužil, pozoroval tehdy na obrazovce radaru na tucet astronomických rádiových zdrojů. Astronomové, kteří měli až po 40 letech možnost prostudovat jeho pečlivě vedené pozorovací deníky, zjistili, že řada z těchto zdrojů byly fakticky pulsary, mezi nimiž vynikl svou intenzitou právě pulsar v Krabí mlhovině. Schisler přirozeně neměl možnost zjistit povahu těchto zdrojů, ale přesto hlavní objevitelka pulsarů J. Bellová-Burnellová soudí, že Schislerovy záznamy je třeba považovat za nejstarší doklad o existenci pulsarů.

G. Hallinan aj. objevili koncem r. 2006 pomocí anténní soustavy VLA záblesky rádiového záření u velmi chladného hnědého trpaslíka TVLM 513 sp. třídy dM9 s konstantní periodou 2,0 h, jež je podle optické fotometrie současně rotační periodou trpaslíka. Tyto záblesky však nebyly pozorovány před r. 2006. Jasné záblesky vykazují 100% polarizaci, což svědčí o přítomnosti stabilního magnetického pole na úrovni téměř 1 T. Zdrojem záblesků je stálý zdroj v blízkosti magnetických pólů trpaslíka, jenž vysílá usměrněné svazky podobně jako to známe u klasických rádiových pulsarů. Autoři se proto domnívají, že se jim podařilo nalézt prototyp zbrusu nové třídy přechodných rádiových zdrojů.

D. Leahy a W. Tian studovali pulsar J1846-0258, jenž byl ztotožněn s pozůstatkem po supernově Kes 75. Kombinací rádiových a rentgenových pozorování dospěli k drastické revizi jeho vzdálenosti z 19 kpc na 6,5 kpc, takže tím vyřešili i rozpor mezi stářím pulsaru, vypočteným z tempa brzdění rotace neutronové hvězdy a stářím pozůstatku po supernově. Výsledné stáří 720 let činí z tohoto objektu druhý nejmladší pulsar v Galaxii. Vzplanutí supernovy v optickém oboru však nebylo pozorováno kvůli silné extinkci v uvedeném směru.

I. Malov zjistil že pulsar B1931+24 má osu rotace neutronové hvězdy namířenou k Zemi a současně kolmou na osu magnetického dipólu, takže dosud uváděná hodnota rotační periody 1,63 s je ve skutečnosti dvojnásobná! Za tento neobvyklý sklon obou os je zodpovědná precese akrečního disku v rovníkové rovině pulsaru. C. Ng aj. změřili pomocí VLBA vlastní pohyb pulsaru PSR J0538+2817 (Tau; pulsní per. 0,14 s; stáří 40 tis. r; vzdálenost 1,5 kpc) rychlostí 400 km/s. Z rentgenových snímků družice Chandra vyplývá, že pulsar je obklopen protáhlou mlhovinou s delší osou skloněnou k vektoru rychlosti o 12°. Na základě těchto údajů soudí, že pulsar byl vymrštěn z otevřené hvězdokupy M36 (=NGC 1960; Aur).

M. Reynolds aj. pozorovali pomocí HST červenou světelnou křivku hvězdného průvodce milisekundového pulsaru PSR 1957+20 (per. 1,6 ms), jenž tvoří s pulsarem zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou periodou 9,2 h. Zjistili tak, že dráha je skloněna k tečné rovině pod úhlem 65° a sekundární složka o hmotnosti >0,02 M☉ nevyplňuje Rocheův lalok. Pro hmotnost pulsaru (neutronové hvězdy) vychází rozmezí 1,3 – 1,9 M☉.

D. Helfand aj. využili družic Chandra a ASCA ke studiu TeV zdroje záření gama HESS J1813-178, jenž byl ztotožněn s pozůstatkem po supernově G12.82-0.02 ve vzdálenosti 4,5 kpc. Ukázali, že bodový zdroj rentgenového záření je obklopen difuzní mlhovinou o zářivém výkonu 1,4.1027 W, která je nejspíš vytvářena větrem hypotetického pulsaru, jenž mlhovinu silně ozařuje, protože jeho zářivý výkon dosahuje 3.1026 W. Mezitím F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS při soustavné přehlídce oblohy v oboru záření gama s energiemi nad 100 GeV další dva kandidáty na pulsary se silným hvězdným větrem, a to HESS 1718-385 a 1809-193. Konečně A. de Luca aj. nalezli během 10 let sledování pomocí HST mlhovinu z hvězdného větru pulsaru B0540-69, jenž se nachází ve Velkém Magellanově mračnu. Pulsar je starý 1,6 tis. let; ztráta energie brzděním jeho rotace dosahuje 1,5.1031 W a vůči okolnímu prostředí se pohybuje rychlostí 290 km/s. Svými parametry tak nápadně připomíná pulsar v Krabí mlhovině v naší Galaxii.

I. Malov a J. Baurov si povšimli, že prostorové rychlosti rádiových pulsarů nejsou rozloženy izotropně a liší se svou velikostí podle toho, jak vysoká je magnetická indukce na povrchu příslušných neutronových hvězd. Průměrná prostorová rychlost činí 108 km/s pro neutronové hvězdy s indukcí magnetického pole <1 MT. Pro vyšší indukce však stoupá až na 340 km/s, což je v Galaxii jinak nevídaná rychlost.

D. Lorimer aj. propočítali vývojový scénář pro binární pulsar J0737-3039 a ukázali, že jeho starší složkou je milisekundový (per. 23 ms) pulsar A, který vznikl výbuchem supernovy před 180 mil. let, kdežto pulsar B (per 2,8 s) teprve před 50 mil. lety. V současné době obě neutronové hvězdy kolem sebe obíhají v periodě 2,4 h, ale díky vyzařování gravitačních vln splynou během 85 mil. let.

V. Gvaramadze uvedl doklady o tom, že dva pulsary B2020+28 a 2021+51 mají společný původ, protože vektory jejich prostorových rychlostí mají průsečík v hvězdné asociaci Cyg OB2. Podle jednoho scénáře tvořily předchůdci pulsarů těsnou dvojhvězdu, v níž jedna složka vybuchla jako supernova, ale soustava se tímto výbuchem ještě nerozpadla. Teprve výbuch druhé složky způsobil rozpad soustavy na dva od sebe prchající pulsary. Podle druhého scénáře byly předchůdci supernov samostatní a následkem blízkého setkání tří až čtyř hvězd v jádře asociace dostaly dvě z nich mocný impuls k opuštění asociace a teprve pak vybuchly jako supernovy.

J. Blondin a A. Mezzacappa přišli s pozoruhodným alternativním mechanismem roztočení neutronové hvězdy - pulsaru díky nestabilitě v akreční rázové vlně supernovy. Dosud se počítá s „recyklací“ pulsaru, který je po dlouhou dobu roztáčen přenosem hmoty z druhé složky dvojhvězdy. Rychlá rotace mladých pulsarů (stáří do 10 tis. roků) byla dosud záhadou, když se navíc ukazuje, že souvisí se slabým magnetickým polem mateřské neutronové hvězdy.

3.3. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

F. Lockman aj. se zabývali vznikem i současností proslulé rentgenové dvojhvězdy SS 433 (vzdálenost 5,5 kpc od nás). Podle jejich rádiových měření šlo původně o dvojhvězdu složenou z hmotných hvězd sp. třídy O, jež se nacházela v anonymní hvězdokupě v hlavní galaktické rovině, odkud byla katapultována rychlostí přes 30 km/s při nějakém těsném přiblížení k jiné hvězdě. Před 10 mil. let se už vzdálila 200 pc od galaktické roviny, a zde před necelými 100 tis. lety vybuchla hmotnější složka dvojhvězdy jako supernova, jejíž pozůstatek - mlhovina W50 - je dosud dobře viditelný. Druhá složka dvojhvězdy na ni dodává vodík, jenž vytváří jednak akreční disk kolem vlastního pozůstatku (patrně černé díry) a jednak proslulé výtrysky, vyvěrající rychlostí 80 tis. km/s. Kolem pozůstatku W50 se však nachází gigantické mračno neutrálního vodíku o poloměru 40 pc a hmotnosti 8 kM☉ a ještě rozsáhlejší vodíková slupka s poloměrem 70 pc a hmotností řádu 100 kM☉. Dvojhvězda je tedy ponořena do mimořádně hustého mezihvězdného prostředí, což je v tak velké vzdálenosti od roviny Galaxie zcela nečekané. Výbuch supernovy ji navíc nasměroval zpět ke galaktické rovině.

D. Kaplan aj. měřili pomocí kamery ACS HST po dobu dvou let přesné polohy osamělé neutronové hvězdy RX J0720-31 pozorovatelné opticky jako hvězda B = 26,6 mag . Obdrželi tak přibližnou hodnotu její paralaxy a odtud vzdálenost 360 pc i příčný pohyb rychlostí 180 km/s, pro pulsary typický. Odtud vyplývá, že tato neutronová hvězda prchá z hvězdné asociace OB Trumpler 10, v níž vybuchla jako supernova před 700 tis. roky.

J. Combi aj. nalezli podobně místo zrodu mikrokvasaru GRO J1655-40 (max. vzdálenost 1,7 kpc), jenž je těsnou dvojhvězdou, skládající se z hvězdné černé díry a podobra sp. třídy F6 IV o hmotnosti 2,3 M☉. Pomocí spektrografu UVES VLT zjistili, že objekt prchá z otevřené hvězdokupy NGC 6242 rychlostí 110 km/s, v níž se zrodil při explozi supernovy před více než 220 tis. lety. N. Šapošnikov a L. Titarčuk zpřesnili hmotnost černé díry v této soustavě na 6,3 M☉. Podstatně vyšší hmotnost 15,6 M☉ má mikrokvasar GRS 1915+106 a prototyp hvězdných černých děr ve dvojhvězdě Cyg X-1 dosahuje hmotnosti 8,7 M☉.

J. Albert aj. pozorovali od června do listopadu 2006 vzplanutí z okolí černé díry Cyg X-1 v oboru záření gama s energií nad 100 GeV pomocí aparatury MAGIC. Souběžně s tím se zvýšilo i rentgenové záření z bezprostředního okolí černé díry, jak zjistily družice RXTE, Swift a INTEGRAL. Jde o vůbec první takto pozorované vzplanutí u rentgenové dvojhvězdy obsahující černou díru. Z. Stuchlík aj. odvodili z pozorování kvaziperiodických oscilací v Keplerově disku kolem mikrokvasaru 1915+106, že uvnitř disku se nachází Kerrova černá díra s hmotností 14,8 M☉ roztočená na téměř maximální možné obrátky, neboť její spin a = 0,9998. Podle rádiových a spektroskopických měření V. Dhawana aj. je mikrokvasar od nás vzdálen 9 kpc, druhá složka dvojhvězdy má hmotnost 1,2 M☉ a obíhá kolem černé díry v periodě 33,5 d. Celá soustava je stará přibližně 4 mld. roků. J. McClintock a R. Narayan ukázali, že poloměr poslední stabilní dráhy oběhu testovací částice klesá s rostoucí rychlostí rotace černé díry dané hmotnosti. Konkrétně pro hvězdnou černou díru o hmotnosti 14 M☉ činí tento poloměr pouze 30 km a částice obíhá černou díru s frekvencí 950 Hz.

A. Shporer aj. využili teleskopu CFHT k revizi parametrů optického protějšku zákrytové rentgenové dvojhvězdy X-7 v galaxii M33, jejíž rentgenová světelná křivka dala už dříve oběžnou periodu 3,45 d. Stejnou periodu nyní obdrželi z optických pozorování ve čtyřech spektrálních pásmech za dobu 4 let. Odtud zjistili, že optická složka má poloměr 15 – 20 R☉ a efektivní teplotu 33 – 47 kK (sp. třída O6 III). Autorům se však nezdařilo určit spolehlivě hmotnosti obou složek. Z analogie s třemi obdobnými rentgenovými dvojhvězdami s vysokou hmotností složek (HMBX), tj. Cyg X-1, LMC X-1 a LMC X-3 však vyplývá, že i v tomto případě se pozoruje hvězdná černá díra o hmotnosti 6 – 10 M☉ v kombinaci s velmi raným obrem o minimální hmotnosti >30 M☉.

Autoři se též pozastavili nad skutečností, že ze čtyř známých případů dvojhvězd HMBX, kde kompaktní složkou soustavy je černá díra, patří tři do cizích galaxií. Pravděpodobně to znamená, že podobné objekty v naší Galaxii jsou většinou zakryty mezihvězdným prachem v hlavní rovině Galaxie, na rozdíl od zdroje M33 X-7, jehož další výzkum by měl být relativně snadný. Ostatně v průběhu roku 2007 oznámili A. Prestwichová aj. objev dvou dalších rentgenových dvojhvězd s velmi hmotnými černými děrami v galaxiích M33 (16 M☉) a v trpasličí galaxii IC 10 (≈ 30 M☉). V naší Galaxii nemá žádná objevená hvězdná černá díra hmotnost >15 M☉.

Snad ještě podivnějšími rentgenovou dvojhvězdou je zdroj Cyg X-3 v naší Galaxii, který téměř určitě obsahuje černou díru, ale u něhož se pozoruje velká proměnnost rentgenového, optického i rádiového toku. Tato dvojhvězda s oběžnou periodou 4,8 h se nachází poblíž galaktické roviny ve vzdálenosti asi 10 kpc, a přesto sem v říjnu 1985 patrně doletěly energetické částice neznámé povahy, jak se ukázalo v podzemním experimentu SOUDAN v Minnesotě, kde tehdy zaznamenali na 60 sekundárních mionů ze směru od zdroje, jejichž četnost jevila zmíněnou periodicitu.

V r. 2007 studovali S. Carpano aj. objekt X-1 podobného typu v klasické spirální galaxii NGC 300 (Scl, vzdálenost 2 Mpc) na základě dvou týdnů měření rentgenového toku z družice Swift. Objevili tak orbitální periodu dvojhvězdy 33 h a změřili průměrný rentgenový výkon zdroje 1,5.1031 W. Z toho vyplývá, že kompaktní složka je černou dírou a její průvodce hmotnou Wolfovou-Rayetovou hvězdou se silným hvězdným větrem. Pokud je rychlost větru menší než 1 tis. km/s a pokud je hmotnost černé díry malá, proudí látka hvězdného větru do akrečního disku, jenž černou díru obklopuje.

T. Harrison aj. určili pomocí spektrografu NIRSPEC Keckova teleskopu povahu sekundární složky přechodného rentgenového zdroje V616 Mon (=A0620-00), jehož primární složkou je černá díra o hmotnosti 11 M☉. Ukázali, že jejím průvodcem je trpasličí hvězda hlavní posloupnosti sp. třídy K5, jejíž vzhled je ovšem ovlivněn silným hvězdným větrem z okolí černé díry. R. Walter aj. objevili pomocí družice INTEGRAL v polovině září 2006 vzplanutí přechodného rentgenového zdroje IGR J1749-28 pouhý 1° od centra Galaxie. Podle povahy vzplanutí jde o dalšího uchazeče o hvězdnou černou díru.

T. Thompsonovi aj. se podařilo najít v naší Galaxii ve vzdálenosti asi 7 kpc od Slunce zákrytovou rentgenovou dvojhvězdu typu HMBX, jež je zároveň rentgenovým pulsarem EXO 1722-363, když odvodili její parametry pomocí více než sedmiletých měření družicí RXTE. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 9,7 d v průměrné vzdálenosti přes 30 mil. km. Primární složka dvojhvězdy je veleobrem sp. třídy B o poloměru kolem 30 R☉ a hmotností nižší než 22 M☉. Sekundární složka je nejspíš neutronovou hvězdou.

Q. Liu aj. vydali 4. katalog rentgenových dvojhvězd o nízké hmotnosti průvodců (LMXB) zahrnující naši Galaxii a obě Magellanova mračna. Katalog s uzávěrkou dat koncem r. 2006 obsahuje 187 položek. H. Krimm aj. objevili díky družici SWIFT milisekundový rentgenový pulsar PSR 1756-25 (per. 5,5 ms), kolem něhož obíhá ve vzdálenosti pouhých 1,8 tis. km (!) průvodce o hmotnosti <0,03 M☉ vyplňující příslušný Rocheův lalok. Není to však hnědý trpaslík, jak by se z nízké hmotnosti dalo očekávat, ale heliový bílý trpaslík, který přenosem hmoty na neutronovou hvězdu přišel o větší část své původní hmotnosti. Počátkem června 2007 autoři zaznamenali 13 dní trvající rentgenový výbuch, který byl zřejmě vyvolán krátkodobým zvýšením tempa akrece do disku kolem neutronové hvězdy.

C. Bradley aj. studovali spektrum rentgenové novy V404 Cyg v období klidu pomocí družice Newton. Odtud odvodili parametry této dvojhvězdy třídy LMXB, obsahující černou díru o hmotnosti 12 M☉ a podobra sp. třídy K0 IV o hmotnosti 0,7 M☉. Podobr obíhá kolem černé díry v periodě 6,5 d. Změny rentgenového toku v intervalech od 30 min. do 12 h lze dobře vysvětlit jako akreci do disku, jenž černou díru obklopuje. Rentgenový zářivý výkon dosahuje v průměru řádu 1026 W.

A. Hill aj. zaznamenali díky družici INTEGRAL neočekávaný výbuch rentgenové dvojhvězdy A0535+262 (sp. primární složky O9.7e III; sekundár je neutronová hvězda s indukcí magnetického pole 400 MT a rotační periodou 104 s; e = 0,5; minimální poloosa oběžné dráhy 80 mil. km; oběžná doba 110 d; vzdálenost ≈ 2 kpc) v říjnu 2003, kdy se zjasnila v pásmu energií 18 –100 keV na dobu 1,6 h s maximem zářivého výkonu 4.1028 W. Jinak po celé sledované od předchozího výbuchu v r. 1994 až do r. 2005 byla dvojhvězda v klidu. Autoři vysvětlují výbuch zvýšením akrece do disku obklopujícího neutronovou hvězdu, jenž současně brzdí její rotaci. Klidová hodnota tempa akrece 3.10-11 M☉ je totiž velmi nízká. Ještě pomaleji rotující neutronovou hvězdu objevili A. Nucita aj. v podobě rentgenové dvojhvězdy 1RXS 1804-27 (rotační per. 8,2 min. !; zářivý výkon 6.1027 W; vzdálenost 10 kpc), kde jejím průvodcem je hvězda 18 mag sp. třídy M6 III. Jde tedy fakticky o nový typ „symbiotických rentgenových dvojhvězd“.

P. Kaaret a H. Feng potvrdili periodu 62 d kolísání rentgenového toku rentgenové dvojhvězdy ULX 0955+6940 v galaxii M82 (UMa; vzdál. 3,6 Mpc) během tříletého sledování objektu družicí RXTE. Vysvětlují ji jako oběžnou dobu dvojhvězdy, kde primární složkou je intermediální černá díra, vykazující kvaziperiodické oscilace jasnosti s frekvencemi 50 – 190 mHz s hmotností >500 M☉ (!) a s průvodcem, jenž je patrně veleobrem vyplňujícím Rocheův lalok.

M. Revnitsev aj. ukázali, že rozložení jasnosti rentgenového pozadí v naší Galaxii se shoduje s podobným mapováním infračerveného pozadí družicí COBE. Z toho usuzují, že za rentgenové pozadí jsou odpovědné nerozlišené hvězdné zdroje a nikoliv difuzní horký plyn. To prakticky znamená, že bodových rentgenových zdrojů je v Galaxii o dva řády více, než se dosud soudilo. Podobně A. Abdo aj. využili detektoru MILAGRO k měření pozadí záření gama v pásmu 12 TeV na ploše 2 steradiánů oblohy. Objevili tak zvýšení toku ve směru k souhvězdí Labutě (difuzní zdroj MGRO J2019+37), které může být způsobeno buď dosud neznámým bodovým zdrojem tvrdého kosmického záření anebo skupinou nerozlišených zdrojů TeV záření gama. Dalších 8 kandidátů na zvýšení TeV toku pozorovali ve směru hlavní galaktické roviny s minimálním signálem 25 % úrovně signálu z Krabí mlhoviny.

E. Kuulkers aj. sledovali mezi únorem 2005 a dubnem 2006 družicí INTEGRAL oblast výdutě naší Galaxie a našli tam 76 proměnných diskrétních zdrojů měkkého záření gama v pásmech 20 – 150 keV. Proměnnost zdrojů se projevuje antikorelací mezi tvrdší a měkčí složkou energetického spektra a také náhlým blýskáním. Mezi 3. a 21. dubnem 2006 zcela vymizelo záření gama ze směru od centra Galaxie. Jak uvedli A. Bodaghee aj., pozoroval družice INTEGRAL během 4 let provozu již na 500 zdrojů záření gama, z toho polovina je nových. Většina zdrojů se dá ztotožnit buď s rentgenovými dvojhvězdami anebo s aktivními jádry galaxií (AGN). Mezi dvojhvězdami se prosazují páry HMXB, kde průvodcem černé díry je veleobr vyplňující Rocheův lalok. Z pozemních detektorů záření gama byla nejúspěšnější aparatura HESS v Namibii, jež objevila 30 z 54 známých diskrétních zdrojů záření gama. Aparatura využívá k detekci záblesků Čerenkovova záření vznikajícího interakcí fotonů gama se zemskou atmosférou. Atmosférické kužele Čerenkovova záření mají vrcholové úhly jen 1°, na rozdíl od podobných kuželů ve vodě, jejichž vrcholový úhel je plných 41°. V projektu HESS jsou zapojeni také odborníci z MFF UK v Praze.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

S. Campana aj. uveřejnili výsledky komplexního studia GRB 050904 (Psc; 0054+14) s rekordním z = 6,3 (vzdálenost 3,9 Gpc), tj. vzplanutí se odehrálo jen 900 mil. roků po velkém třesku. Rentgenová spektroskopie v závěru dlouhého (225 s) vzplanutí gama i v následujícím období raného dosvitu prokázala, že zdroj byl obklopen molekulovým mračnem s vysokou metalicitou. což je překvapující, neboť to platí i hvězdu, jež jako GRB vzplanula. Vysoká metalicita tak brzo po velkém třesku je značnou záhadou, protože podle standardního kosmologického modelu se kovy dostávají do koloběhu látky ve vesmíru až při výbuších prvních supernov a teprve pak recyklují do dalšího pokolení hvězd.

S. Cusumano aj. popsali rentgenovou i gama světelnou křivku GRB (rozsah 1 – 1 090 keV od necelých 3 min po vzplanutí. Hrbolatá světelná křivka je poseta mnoha sekundárními vrcholky a předchůdce GRB byl nejspíš hvězdou I. generace hvězd (populace III). L. Gou aj. zjistili, že optické i rentgenové erupce probíhaly souběžně a vyvrcholily téměř 8 min po GRB. V blízké infračervené oblasti začala jasnost dosvitu klesat od 2,8 h po záblesku a vymizela v čase 8,3 h po něm. Jak autoři uvádějí, jde o silně nadprůměrné parametry. Podle D. Kanna aj. velmi jasná světelná křivka dosáhla při známé vzdálenosti neuvěřitelného zářivého výkonu 23 PL☉, což je přirozeně vesmírný rekord tím spíše, že je vysílán z velmi malého kosmického tělesa s poloměrem řádu 10 km. E. Berger aj. využili měření optického a infračerveného dosvitu z HST a SST k odvození vrcholového úhlu výtrysku na pouhé 4° a celkové vyzářené energie 1044 J. Nepodařilo se jim však nalézt na snímcích mateřskou galaxii, takže její absolutní hvězdná velikost musí být větší než -20 mag.

A. Ruiz-Velasco aj. popsali optický dosvit GRB 060927, jenž byl zaznamenán robotickou kamerou ROTSE-III (zrcadlo o průměru 0,45 m) i robotickým 2m teleskopem Faulkes v poloze 2158+0521 již 20 s po záblesku gama a potom velmi podrobně spektrografem VLT ESO 13 h po záblesku. Ze spektra především vyplynul červený posuv z = 5,47 (vzdál. 3,9 Gpc), což znamená, že zpoždění 16,5 s naměřené na Zemi představuje jen 3 s ve vztažné soustavě GRB! Optický dosvit byl výrazně červený a souběžně s ním byl ve 23. sekundě po záblesku zaznamenán i dosvit rentgenový. Jelikož se tento úkaz odehrál jen 1,1 mld. let po velkém třesku, získáváme tak významný nástroj pro studium období reionizace vesmíru po šerověku vesmíru.

H. Hao aj. využili dalšího velmi vzdáleného GRB 060206 (z = 4,05; vzdál. 3,7 Gpc) jako světlometu, jenž na několik hodin ozářil mezilehlé mračno plynu ve vzdálenosti 2,8 Gpc od nás. V časech 4,1 a 7,6 h po výbuchu v něm pozorovali absorpční čáry Fe II a Mg II, jevící silnou proměnnost svých intenzit. Odtud odhadli příčný rozměr mračna na 100 mld. km (670 AU). Podobné pozorování uskutečnili také V. D°prime;Elia aj. díky spektrografu UVES VLT pro GRB 050730 (z = 3,97; vzdál. 3,7 Gpc). Nalezli tak přímo v okolí GRB absorpční čáry C II, Si II, O I a Fe II a odtud odvodili, že příslušné mračno má jen setinu sluneční metalicity, což odpovídá tehdejšímu věku vesmíru jen 1,6 mld. let. Podle M. Perriho aj. měl tento zdroje extrémně dlouhý (>11 h) rentgenový dosvit se dvěma zlomy světelné křivky v časem 4 min a 2,8 h po záblesku gama. Podobná pozorování mohou přinést jedinečné údaje jak pro určování fyzikálních a chemických vlastností mezihvězdných mračen v raném vesmíru tak i pro vlastní výzkum zdrojů GRB a vzdálených galaxií. B. Schaefer aj., dokonce na základě červených posuvů ve spektru 69 GRB a různých indikátorů jejich zářivého výkonu zkonstruovali Hubblův diagram v rozmezí z 0,17 – 6,3 (0,6 – 3,9 Gpc), z něhož vyplývá, že kosmologická konstanta LAMBDA se nemění s časem.

P. Schady aj. zjistili, že dosud nejjasnější GRB 061007 pozorovaný družicí Swift měl shodné světelné křivky rentgenového i optického dosvitu, když ještě 80 s po vzplanutí gama byl opticky jasnější než 11 mag. Znamená to, že buď byl výtrysk velmi úzký, anebo byla celková energie vzplanutí extrémně vysoká.

A. Castro-Tirado aj. podrobně rozebrali okolnosti pozorování GRB 051022, jenž byl objeven družicí HETE-2 jako jeden z nejjasnějších GRB v historii a jenž byl doprovázen silným rentgenovým dosvitem, zatímco v blízkém infračerveném i optickém oboru nebyl dosvit pozorován vůbec. Neúspěšná pozorování přitom probíhala od 2,5 h po záblesku gama po dobu téměř 14 měsíců, což úkaz řadí do skupiny temných GRB. Podařilo se však opticky zaznamenat mateřskou galaxii 21 mag se z = 0,8 (vzdál. 2,1 Gpc), jejíž absolutní hvězdná velikost je tudíž -21,8 mag, takže má svítivost asi 3krát vyšší než naše Galaxie. Odtud pak vyplývá izotropní vyzářená energie GRB řádu 1044 J. V galaxii probíhá po dobu asi 25 mil. roků překotná tvorba hvězd vysokým tempem 50 M☉/r. Autoři však zjistili, že zmíněný GRB se odehrál v obřím molekulovém mračnu s vysokou extinkcí v optickém oboru (50 mag!) a dokonce i v středním infračerveném pásmu K (6 mag). Není proto divu, že dosvit v těchto pásmech nebyl pozorován a to zřejmě platí obecně i pro další „temné“ GRB.

D. Frederiks aj. pozorovali aparaturou Konus na družici Wind v pásmu energií 0,01 – 1,1 MeV záblesk GRB 051103 v trvání pouhých 0,17 s v poloze 0952+6851, která odpovídá poloze kupy galaxií M81 (UMa; vzdál. 3,6 kpc). Jde tedy nepochybně o krátký (<2 s) záblesk SGRB, vyvolaný pravděpodobně splynutím dvou kompaktních hvězd. A. Achterberg aj. využili neutrinového detektoru AMANDA II v Antarktidě k hledání korelací mezi příchodem vysokoenergetických neutrin a výskytem GRB v letech 1997-2003, ale žádné korelace nenašli

C. Fryer aj. se domnívají ve shodě s většinou odborníků, že hmotné hvězdy na konci termonukleárního vývoje (kolapsary) jsou příčinou pozorovaných dlouhých (>2 s) zábleskových zdrojů záření gama (LGRB). Četnost LGRB je však tak velká, že kromě osamělých hmotných hvězd se musí přičinit i některé typy dvojhvězd, vykazující rozličné scénáře přenosu hmoty mezi složkami a případně i vznik společné plynné obálky kolem soustavy. Rozmanité scénáře nakonec vedou k výbuchům hypernov, resp. supernov tříd Ib, Ic a II. Podle J. Larssonové aj. stačí k výbuchu kolapsaru jako supernovy, aby předchůdce měl hmotnost >8 M☉, kdežto pro LGRB je potřebná hmotnost předchůdce >20 M☉. E. Bissaldi aj. uvedli, že supernovy třídy II s relativním zastoupením plných 70 % jsou s převahou nejpočetnější mezi všemi třídami supernov.

J. Staff aj. vytvořili model, který naznačuje, že u dlouhých zábleskových zdrojů záření gama má vnitřní zdroj celého úkazu zajímavý vlastní vývoj. Hmotný kolapsar v těsné dvojhvězdě se začne hroutit zásluhou akrece od svého průvodce, takže vzniká protoneutronová hvězda, která se při dostatečné hmotnosti ve druhé fázi vývoje změní na kvarkovou hvězdu, jež stále nabírá další hmotu. Proto dochází ještě ke třetí fázi vývoje, kdy se kvarková hvězda zhroutí na hvězdnou černou díru. Závěrečné hroucení je doprovázena dlouhým vzplanutím záření gama a interakcí výtrysků vyvěrajících z okolí černé díry s výtrysky, které doprovázely předešlý vznik kvarkové hvězdy. Model dobře vysvětluje existenci rentgenových záblesků v dosvitech mateřských objektů jako byly GRB 050219A, 050502B, 050421 a 050401.

Podle B. Zhanga aj. je rozdělení GRB na dlouhé a krátké rozmyté kvůli pozorování GRB 060614, jenž se nacházel velmi blízko, a přesto se k němu nenašla žádná supernova. Zvláštností tohoto GRB byla krátká epizoda tvrdého záření gama na počátku vzplanutí, následovaná dlouhou epizodou záření měkkého. Autoři se proto domnívají, že šlo o extrémní případ krátkého vzplanutí, kdy předchůdce krátkého záblesku gama (SGRB) náleží ke staré populaci hvězd. Je-li tato domněnka správná, budou podobné SGRB objevovány zejména v eliptických galaxiích, na rozdíl od dlouhých LGRB, jejichž předchůdci jsou mladé velmi hmotné hvězdy. Titíž autoři dospěli na základě statistiky z družice Swift k neméně nečekanému zjištění, že SGRB a LGRB se od sebe neliší, pokud jde účinnost zářivého procesu a totéž dokonce platí i pro rentgenové záblesky (XRF), jež jsou obdobou GRB v pásmu tvrdého rentgenového záření. Identifikace mateřských galaxií zdrojů LGRB prokázaly podle S. Nuzeho aj., že předchůdci LGRB jsou velmi hmotné hvězdy s nízkou metalicitou, takže tyto záblesky mohou sloužit jako ukazovátko, kde se v raném vesmíru nacházely oblasti překotné tvorby hvězd.

N. Butler aj. zveřejnili katalog údajů o GRB pozorovaných družicí Swift od prosince 2004 do května 2007, obsahující mj. červené posuvy pro 77 GRB. C. Akerlof a H, Swanová zjistili, že v tomto souboru má 71% GRB v čase 1 tis. s po záblesku optický dosvit jasnější než R = 22,1 mag. Nejjasnější dosvity mají v té době ještě 19,5 mag. Amplitudy pozorovaných dosvitů dosahují až 14 mag. K objevu optických dosvitů často stačí robotické kamery s objektivem o průměru pouhých 10 mm. V. Lipunov aj. instalovali v Domodědovu v projektu „Mastěr“ několik světelných (F/1,2 – 4) robotických kamer s průměry objektivů 25 – 355 mm a zornými poli 0,7 – 40°, jež sledují za příznivého počasí až 90 % plochy oblohy do 19 mag. Tak se jim podařilo objevit optické protějšky GRB 050824 a 060926 jakož i supernovy 2005bv (Ia), 2006ak (Ia) a 2005ee (II).

E. Liang aj. přispěli k další komplikaci už beztoho dost neurčité klasifikace GRB tvrzením, že v souboru 200 LGRB z družice Swift se vyskytují nápadně podsvítivé případy s malou vzdáleností od nás, které mají mimořádně široký vrcholový úhel vyzařujícího výtrysku (>31°), což je prý doklad existence již třetí třídy GRB, které lze pro nízkou svítivost pozorovat jen v bližším okolí naší Galaxie. Podobně E. Berger aj. zjistili, že 9 dosvitů SGRB ve vzdálenostech 1,2 – 2,5 Gpc, pozorovaných obřími dalekohledy Gemini, Magellan a HST, vyzářilo izotropně energie až 1045 J, tj. o tři řády více než SGRB v malých vzdálenostech od nás, takže jde zřejmě o zcela novou populaci SGRB.

T. Lee a C. Dermer vypracovali statistiku o rozložení vzdáleností zdrojů GRB na souboru poměrně homogenních pozorování družice Swift a 16 následných spektroskopických měření červených posuvů z. Zatímco dřívější značně nehomogenní data (41 GRB) dávala střední hodnotu z = 1,5 (vzdálenost 2,9 Gpc), údaje ze Swiftu vedou k podstatně vyšší hodnotě z = 2,7 (vzdálenost 3,4 Gpc). Po zahrnutí výběrových efektů je však pravděpodobné, že četnost výskytu GRB se ve vesmíru zvyšuje až do z ≈ 5 (vzdálenost 3,8 Gpc, tj. do stáří vesmíru 1,2 mld. roků po velkém třesku). Jednotlivé výtrysky GRB mají též v průměru širší vyzařovací kužel s vrcholovým úhlem 20° (dřívější data dávala úhel jen 14°). Zdá se též, že populace blízkých (z <0,25; vzdál. 900 Mpc) GRB se od vzdálené populace liší. V blízkých spirálních galaxiích vzplane v průměru jeden GRB za 600 tis. let. Z celkového počtu GRB by měly mít 4 % červené posuvy >7 (vzdál. >4 Gpc) a 10 % >5 (vzdál. >3,8 Gpc), pokud platí základní předpoklad, že četnost GRB klesá s rostoucí metalicitou hvězd během stárnutí vesmíru.

Údaje o GRB z družice Swift vedly S. Naoze a O. Bromberga k odhadu, kdy nejdříve se ve vesmíru mohly tyto zábleskové zdroje vyskytnout. Autoři vycházejí z všeobecně přijímaného předpokladu, že první hvězdy populace III měly hmotnost >100 M☉, protože obsahovaly pouze vodík a helium a vznikaly již při z = 66 (30 mil. let po velkém třesku). Tak hmotné hvězdy dospěly již za 5 mil. let do stádia kolapsarů a jejich zhroucení vyvolalo první úkazy GRB.

A. Bogomazov aj. se domnívají, že podmínky pro vznik GRB poskytují velmi hmotné hvězdy >8 M☉) v těsných dvojhvězdách. V pozdních fázích vývoje takových soustav se hmotná složka dvojhvězdy typu Wolfových-Rayetových hvězd vytváří zhroutí na neutronovou hvězdu, kolem níž se utvoří akreční disk o hmotnosti kolem 1 M☉. Jejím průvodcem je těžký bílý trpaslík. Neutronová hvězda nabírá hmotu z disku a roztáčí se na vysoké obrátky, ale díky tomuto přírůstku hmoty se nakonec zhroutí na hvězdnou černou díru, což je doprovázeno výronem měkkého záření gama, tj. GRB.

E. Molinari aj. ukázali, jak lze z raných světelných křivek těsně po vzplanutí GRB vypočítat Lorentzův faktor, tj. relativistické poměry v původní ohnivé kouli GRB. Na základě světelných křivek dvou GRB (060418 a 060607A ) odvodili v obou případech vysoký Lorentzův faktor ≈ 400, což dává poloměr ohnivé koule řádu bilionu km (700 AU) a rychlost relativistických částic jen o 0,003 promile nižší než je rychlost světla. H. Doi aj. využili rozsáhlých údajů o světelných křivkách optických dosvitů GRB, získaných díky pilné družici Swift, k vytvoření jejich jednotného fyzikálního modelu, sestávajícího z kombinace tří jevů, a to synchrotronového záření, jeho samoaborpce a vnitřní rázové vlny, vyvolané vlastním vzplanutím. Model dokáže objasnit i výskyt mimořádně jasných optických protějšků jako tomu byl v případě GRB 990123.

Alternativní model zveřejnili W. Lei aj. Podle těchto autorů se v srdci každého GRB nachází rychle rotující (Kerrova) hvězdná černá díra, obklopené v rovině rovníku plynným diskem, který se vlivem precese kolébá. Z disku proudí plyn na černou díru a přitom se uvolňuje zářivá energie prostřednictvím Blandfordova-Znajekova mechanismu (dolování rotační energie černé díry prostřednictvím magnetického pole akrečního disku). Světelná křivka GRB po výbuchu je nejvíce ovlivněna rychlým rozevíráním vrcholového úhlu výtryskového kužele na obzoru událostí černé díry. Otvírání úhlu se však postupně zpomalí.

C. Guidorzi aj. využili podrobných údajů o GRB 070311 z družice INTEGRAL k objasnění souvislostí mezi optickým protějškem a dosvitem GRB. Tvrdí, že protějšek je důsledkem vnitřních rázových vln, které probíhají relativistickými slupkami materiálu, jenž byl z předchůdce GRB vyvržen předem. Dosvit je naproti tomu projevem synchrotronového záření elektronů, jež byly vymeteny z okolí zdroje ohnivou koulí rozpínající se do mezihvězdného prostředí. Pozorované krátkodobé kolísání a menší výbuchy v rentgenovém i optickém oboru pak svědčí o pokračujícím provozu centrálního zdroje, jehož záření interaguje s vnitřními i vnějšími rázovými vlnami.

Nicméně C. Wanjek upozornil ve svém přehledovém článku na nové komplikace, za něž obrazně řečeno může velmi úspěšná družice Swift. Ta např. pozorovala GRB 060729, který byl rentgenově pozorovatelný téměř půl roku po vlastním vzplanutí a jehož vrcholový úhel výtrysku byl mimořádně rozevřený (35°), takže šlo možná o magnetar. Podobně anomálně se choval též GRB 070110 zřejmě pod vlivem velmi silného magnetického pole. Vrcholové úhly usměrněných výtrysků GRB se navzájem velmi liší, což znesnadňuje určení celkové vyzářené energie jednotlivých GRB. Wanjek sarkasticky poznamenává: „Když pozorujete jeden GRB, tak prostě vidíte pouze jeden GRB“. Přesto se naše souhrnné vědomosti o jevu GRB významně zlepšují. Obecně platí, že každý GRB vyzáří během několika desítek sekund tolik energie jako Slunce za celou dobu svého pobytu na hlavní posloupnosti (11 mld. let)!

M. Goad aj. popsali rentgenovou světelnou křivku nejjasnějšího rentgenového protějšku GRB 051117A, kde centrální zdroj fungoval po neuvěřitelně dlouhou dobu jedné hodiny. Světelná křivka vykazovala na sebe navazující a dokonce i vzájemně se překrývající kratičká vzplanutí, což je v dosavadní historii pozorování GRB naprosto nevídaný úkaz. A. Soderbergová aj. prozkoumali dosud nejlépe a komplexně pozorovaný rentgenový záblesk XRF 050416A (z = 0,65; vzdálenost 2 Gpc), k němuž máme podrobná data také v blízkém infračerveném, optickém i rádiovém oboru elektromagnetického spektra. Pokud by byl zdroj zářil izotropně, tak vyzářená energie dosáhla hodnoty 1044 J a rázová vlna záblesku dokonce 1045 W. V každém případě vrcholový úhel výtrysku byl širší než 7°. Souběžně se zábleskem vybuchla na tom místě i klasická supernova, podobající se prototypu 1998bw. Záblesk se odehrál poblíž jádra mateřské galaxie (I = 22,7) s metalicitou asi poloviční než je sluneční a s vyšším tempem tvorby hvězd (2 M☉/r). Čtyřicet dnů po rentgenovém záblesku se ve zdroji XRF odehrál gigantický rádiový výbuch záhadné povahy.

E. Bissaldi aj. nalezli velmi dobrou shodu mezi výskytem LGRB a supernov Ib/c v nepravidelných galaxiích. Zdá se, že LGRB jsou důsledkem výbuchu Wolfových-Rayetových hvězd o hmotnostech 40 – 100 M☉, takže jen zlomky procent supernov Ib/c se současně projeví jako LGRB. M. Dainotti aj. ukázali, že mimořádně dlouhý GRB 060218 s trváním 35 min (!) nepochybně souvisí s výbuchem supernovy 2006aj třídy Ib/c. Výzkumu supernovy se věnovali K. Maeda aj., kteří k tomu využili spektrografu a kamery u obřího teleskopu Subaru, jímž sledovali supernovu ještě 200 dnů po záblesku XRF. Ukázali tak, že plynné obaly kolem supernovy se rozpínaly rychlostí přes 7 tis. km/s, a že celá exploze byla lehce asymetrická. Podle jejich výpočtů měl předchůdce supernovy původní hmotnost 20 M☉, kterou však značně poztrácel ještě před vlastním výbuchem, kdy se do okolního prostoru rozmetaly 2 M☉ látky, z toho 1,3 M☉ kyslíku a 0,05 M☉ izotopu 58Ni. Energie vyzářená při explozi dosáhla hodnoty 2.1044 J. Na základě těchto údajů klasifikovali výbuch jako supernovu třídy Ic. K. Wiersema aj. zjistili pomocí spektrografů UVES a FORS (VLT ESO), že trpasličí mateřská galaxie o hmotnosti pouhých 10 mil. M☉ byla docela blízko (z = 0,033, tj. 140 Mpc) a supernova tam vybuchla v oblasti překotné tvorby hvězd s nízkou metalicitou! K. Toma aj. uvedli, že zářivý výkon zdroje XRF byl o plných pět řádů nižší než u běžných LGRB, takže se domnívají, že šlo fakticky o magnetar s periodou rotace neutronové hvězdy 10 ms a rekordně silným magnetickým polem řádu 1 TT!

P. Woods aj. shrnuli hlavní výsledky soustavného sledování magnetaru SGR 1806-20 [Sgr; vzdálenost (10 ±4 kpc)], který se proslavil gigantickým vzplanutím gama GRB 041227, ale byl nepravidelně sledován již od r. 1993 a pochopitelně pečlivě a soustavně po zmíněném vzplanutí. Spektrální vývoj magnetaru nelze jednoduše popsat; šlo o velmi komplexní a neperiodický vývoj. Je zajímavé, že rotační rychlost neutronové hvězdy kolísala neustále, tedy i před vzplanutím, ale nikdy nešlo o nějaký náhlý skok, ani během záblesku gama. Zato se po vzplanutí dramaticky změnil profil rentgenového impulsu, což dává aspoň jakýsi klíč k rozluštění otázky, co přesně působí u magnetaru ona obří vzplanutí. V každém případě se zdá, že gigantické vzplanutí nijak zvlášť nepoškodí neutronovou hvězdu, která se z tohoto kosmicky rekordního úkazu docela dobře vzpamatuje. Svědčí o tom sdělení P. Esposita aj., kteří sledovali magnetar po dobu dvou let od gigantického vzplanutí aparaturami na družicích Suzaku, Newton a INTEGRAL. Zjistili, že po několika sekundárních vzplanutích v září 2006 se úroveň rentgenového toku vrátila na původní stav před prosincem 2004.

D. Frederiks aj. uveřejnili překvapivé pozorování vlastního gigantického vzplanutí nečekanou metodou - totiž odrazem záření gama od povrchu Měsíce. Přímá detekce obřího vzplanutí přístroji na různých družicích Země totiž paradoxně selhala, protože citlivé detektory byly vesměs zahlceny. (Např. S. Boggs aj. uvádějí, že aparatura RHESSI měla zahlcené detektory během 0,5 s trvání největšího vzplanutí.) Naproti tomu signál dostatečně zeslabený šikmým odrazem od Měsíce byl ještě rozumně silný pro detektory na družici Koronas-F, jež byla vůči magnetaru ve stínu Země, ale v jejímž zorném poli se nacházel Měsíc.

Tak se podařilo až nyní zjistit, že při vlastním záblesku dosahovala měřitelná energie fotonů hodnot až 10 MeV a jeho dosvit v pásmu 1 MeV trval celé hodiny. Hlavní impuls obsahoval energii 2.1039 J a maximální zářivý výkon činil dokonce 3,5.1040 W; byl tedy vyšší než u kvasarů! Pulsující „chvost“ hlavního záblesku i následné sekundární záblesky dosahovaly stále ještě zářivých výkonů řádu 1035 W. Zároveň se projevilo periodické kolísání toku v oboru gama s periodou 7,4 s, což je zřejmě rotační perioda mateřské neutronové hvězdy. M. Vietri aj. zde objevili přechodné kvaziperiodické oscilace s frekvencemi 20 – 1840 Hz trvající obvykle desítky sekund, odpovídající zářivým výkonům až 1034 W. Autoři to považují za důkaz přítomnosti magnetického pole o indukci řádu 100 GT! Jelikož je tento magnetar od nás vzdálen 15 kpc, plyne odtud, že tak obří erupce magnetarů lze v principu pozorovat i v cizích galaxiích až do vzdálenosti 40 Mpc od nás.

Podobně se Y. Tanakovi aj. podařilo získat nezahlcená měření GRB 980827 (SGR 1900+14; Aql; vzdál. 15 kpc) pocházející z družice Geotail. Odtud vycházejí nižší hodnoty energie vyzářené v pásmu >50 keV - 4.1037 J, špičkový výkon 2.1039 W a teplota vzplanutí ≈ 2 GK! Autoři též porovnali oba zmíněné úkazy (1900+14 a 1806-20) a dospěli k závěru, že v obou případech se vyzářené energie uvolnila trhlinou v kůře příslušné vysoce magnetické neutronové hvězdy.

F. Camillo aj. objevili pomocí radioteleskopu v Parkesu rádiové záření rentgenového zdroje 1E 1547-5408, jenž se nachází v pozůstatku po supernově G327.24-0.13 ve vzdálenosti 9 kpc od nás. Rádiový zdroj jeví periodu 2,07 s, jež se prodlužuje relativním tempem 2,3.10-11. Z brzdění rotace vyplývá velikost zářivého výkonu neutronové hvězdy 1.1028 W a indukce jejího magnetického pole 22 GT, takže jde o magnetar. Je to teprve druhý magnetar s rádiovým zářením, jež se ovšem vynořilo až během rentgenového zjasnění magnetaru.

D. Helfand aj. změřili radiointerferometrem VLBI vlastní pohyb magnetaru XTE J1810-197 v pásmech vlnových délek 60 a 36 mm. Dvě měření v intervalu 106 d ukázala, že úhlový vlastní pohyb magnetaru činí 0,014“/r. Při vzdálenosti magnetaru 3,5 kpc od nás to odpovídá vysoké rychlosti 212 km/s vůči místnímu těžišti, což je však méně než tomu bývá pro mladé neutronové hvězdy.

R. Gill a J. Heyl vypočítali, že v Galaxii vzniká nový magnetar v průměru jednou za 500 let. Astronomové takové úkazy zařazují mezi „měkké opakovače“ SGR nebo anomální rentgenové pulsary (AXP). Protože magnetary se obecně vyznačují velkou indukcí magnetického pole na svém povrchu >10 GT a mají původní hmotnosti v rozmezí 8 – 25 M☉, je přirozené že většina supernov (78 %) se osudu magnetarů vyhne. V naší Galaxii v současné době funguje jen 17 magnetarů, protože jejich životnost je v porovnání s jinými stádii vývoje hvězd velmi krátká. Naproti tomu v Galaxii vznikají dvě neutronové hvězdy za století.

4. Mezihvězdná látka

H. Budner aj. objevili pomocí submilimetrových radioteleskopů JCMT a 10m radioteleskopu Caltech na frekvenci 317 GHz mezihvězdnou těžkou vodu D2O ve zdroji IRAS 16923-2422. Její množství v daném zdroji je o pět řádů nižší než zastoupení obyčejné vody při teplotách 10 – 30 K. M. Agúndez aj. využili 30m radioteleskopu IRAM k odhalení molekuly HCP, což je teprve třetí mezihvězdná molekula obsahující fosfor (předtím to byly molekuly PN a CP). Nová molekula se nachází v rozpínající se plynné obálce uhlíkové hvězdy na asymptotické větvi obrů IRC+10216. Týž radioteleskop posloužil N. Marcelinovi aj. k objevu propylenu (CH2CHCH3) v obřím molekulovém mračnu TMC-1 (Tau; vzdálenost 140 pc), což dokazuje, že pestrá chemie se odehrává v řídkém mezihvězdném prostředí i při teplotách řádu 10 K.

M. McCarthy aj. nalezli pomocí 100m radioteleskopu GBT čáry aniontů C6H- a C6D- jednak v obřím molekulovém mračnu TMC-1, kde právě nyní probíhá překotná tvorba hvězd, a jednak ve spektru molekulového oblaku kolem již zmíněné hvězdy IRC+10216 (vzdálenost 200 pc). Tím stoupl počet identifikovaných mezihvězdných molekul na 144, z nichž 130 jsou neutrální molekuly. Nově objevené anionty jsou však větší než všechny interstelární neutrální molekuly i než všechny kationty. Titíž autoři nalezli vzápětí další anionty téhož typu, tj. C8H- a C4H-.

Týž radioteleskop posloužil také Y. Pidopryhorovi aj. pro objev velebubliny v Hadonoši (gal. souřadnice l = 30°; b > 25°; vzdálenost od nás 7 kpc), jež je pozorovatelná v čarách H I a H+ a má hmotnost 2 MM☉. Součástí velebubliny je chochol v podobě gigantické erupce o rozměrech 1,2 × 0,6 kpc a hmotnosti 30 kM☉ vzdálený 3,4 kpc od hlavní roviny Galaxie. Stáří velebubliny činí jen 30 mil. roků a její zářivá energie dosahuje 1046 J.

Nejvýraznější temná mlhovina na obloze Uhelný pytel, jež se nachází v souhvězdí Kříže, má největší průměr 15 pc a je od nás vzdálena jen 150 pc. Na obloze proto zaujímá úhlový rozměr 5° × 6°. Mezi jasnými mlhovinami jižní polokoule ovšem nejvíce vyniká obří mlhovina v souhvězdí Lodního kýlu v okolí hvězdy η Car rovněž o průměru 15 pc. Její pohádkovou krásu odhalila mozaika 48 snímků v čarách neutrálního vodíku a ionizovaného dusíku, která vznikla díky mimořádně citlivé kameře ACS HST na počest 17. výročí činnosti tohoto jedinečného astronomického teleskopu. Jak uvedl R. Villard, původně černobílý snímek byl v počítači obarven podle barevného snímku pořízeného 4m teleskopem CTIO. Podrobný snímek HST ukazuje bublinu horkého plynu, jež se rozpíná uvnitř obřího molekulového mračna s pruhy mezihvězdného prachu. Bublina je stará teprve 3 mil. roků a poskytuje nám tak přibližnou představu o vzniku Slunce a Sluneční soustavy.

K. Menten aj. využili radiointerferometru VLBA na frekvenci 8,4 GHz k měření vlastního pohybu i určení paralaxy neméně proslulé Velké mlhoviny v Orionu (M42), která je v zimě vidět pouhým okem i u nás. Měření od září 2005 po dobu dvou let dala výsledný vlastní pohyb mlhoviny 0,002 415“ /r a její zpřesněnou vzdálenost (414 ±7) pc. D. Chochol aj. zkoumali povahu nové mlhoviny u hvězdy V1647 Ori, kterou poprvé zpozoroval J. McNeil v lednu 2004 a jež dosáhla dlouhotrvajícího maxima 14,5 mag. Do října 2005 však opět zeslábla o 3,5 mag. Jde o rekurenci vzplanutí hvězdy po 37 letech, což hvězdu řadí mezi úkazy na FUorech (FU Ori) a EXorech (EX Lup). Autoři našli v mlhovině oblasti B a C, které jsou evidentně ozářeny výbuchy samotné hvězdy s různým zpožděním (59 d, resp. 85 d).

Jedním z dlouho neřešených problémů výzkumu mezihvězdné látky je povaha tzv. vysokorychlostních mračen (high-velocity clouds; HVC) někde na periférii Galaxie, protože nemáme vhodnou metodu k určení jejich vzdáleností. Nyní se o řešení zapeklité otázky pokusili B. Wakker aj., když se snažili určit meze vzdálenosti pro HVC komplex C, jenž zřejmě představuje intergalaktický plyn, padající do naší Galaxie. Pozorováním hvězd, jež se na HVC promítají. resp. nepromítají, lze totiž určit horní a spodní mez vzdálenosti komplexu C. Tyto meze jsou ovšem nepříjemně široké, tj. 3,7 – 11,2 kpc od nás, i když je dosti pravděpodobné, že komplex C je vzdálen více než 6,7 kpc. Hmotnost komplexu pak lze odhadnout v rozmezí 3 – 14 MM☉ a roční přítok plynu (H I, H II a He) v rozmezí 0,1 – 0,25 M☉/r. Jak patrno, povaha HVC zůstává stále překvapivě tvrdým oříškem, přestože byly objeveny již v r. 1963.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdné asociace a hvězdokupy

F. Comeron a A. Pasquali objevili, že hvězda BD +43° 3654 (sp. O4 If; 70 M☉; stáří 1,6 mil. roků) má zřejmě vysoký vlastní pohyb, protože je ve směru jejího pohybu vidět na záběrech z družice IRAS oblouk rázové vlny. Zpětné promítání směru letu vede do známé hvězdné asociace Cygnus OB, takže je prakticky jisté, že odtamtud byla hvězda vymrštěna následkem těsného přiblížení k jiné hvězdě (obří gravitační prak).

V. Ortega aj. zjistili z vlastních pohybů, že trojnásobná hvězda AB Dor má společný původ s otevřenou hvězdokupou Plejády. Podle jejich výpočtů jsou obě skupiny stejně staré (119 mil. roků) a měly v době zrodu tutéž polohu v Mléčné dráze. AB Dor je dnes jenom 15 pc od Slunce, zatímco vzdálenost Plejád je předmětem dlouholetého sporu, protože trigonometrie z družice HIPPARCOS dává vzdálenost jen 118 pc, kdežto nepřímé (fotometrické) metody vedou k hodnotám ≈ 135 pc. Proto M. Groenewegen aj. využili okolnosti, že podle fotometrie ze zmíněné družice je dvojčárová spektroskopická dvojhvězda HD 23642 rovněž zákrytovou dvojhvězdou, což umožňuje nezávisle určit její vzdálenost pomocí programů, které vypracoval P. Hadrava. Jelikož autorům vyšla vzdálenost 138 pc, je téměř jisté, že trigonometrická paralaxa Plejád je chybná.

J. Maíz a A. Moffat studovali pomocí HST podivuhodnou otevřenou hvězdokupu NGC 3603 (Car; 6 kpc), která ve svém centru zřejmě obsahuje řadu hvězd o hmotnostech řádu 100 M☉, jejichž mocný hvězdný vítr vrtá díry do okolního mračna ionizovaného vodíku. Na snímcích jsou však vidět malé tmavé skvrnky, což jsou nejspíš zárodky budoucích hvězd. S. Villanova aj. pořídili pomocí HST fotometrii i spektra 80 hvězd v obří kulové hvězdokupě ω Centauri (vzdálenost 5 kpc) s cílem určit zastoupení některých chemických prvků v jejich atmosférách. Změřili tak zastoupení prvků C, N, Ca, Ti a Ba a odtud pak stupeň metalicity vybraných hvězd. Objevili tak čtyři rozličně staré hvězdné skupiny, ale i značný rozptyl stáří v dané skupině. Odtud plyne, že zdaleka neplatí tradiční předpoklad, že všechny hvězdy v kulových hvězdokupách vznikly prakticky zároveň.

P. Miocchi aj. prohlédli snímky 39 kulových hvězdokup v naší Galaxii i v galaxii M31 a zjistili, že nejméně v sedmi z nich se pravděpodobně nacházejí uprostřed intermediální černé díry s hmotnostmi >100 M☉. Jsou to obvykle hvězdokupy, kde je na barevném diagramu zvýrazněna extrémní modrá vodorovná větev. Ještě závažnější důkaz podali B. Lanzoni aj. pro kulovou hvězdokupu NGC 6388 (Sco; vzdálenost 10 kpc od Slunce) z předešlého seznamu. Kombinace pozemních snímků hvězdokupy se snímky z HST doložila v centru hvězdokupy intermediální černou díru o hmotnosti skoro 6 kM☉.

T. Maccarone aj. objevili kulovou hvězdokupu V = 21 mag (zářivý výkon 750 kL☉) v galaxii NGC 4472 (=M49; vzdálenost 15 Mpc), která patří do kupy galaxií v souhvězdí Panny. V pomyslné kouli o průměru 10 pc je soustředěno několik milionů hvězd, které vyzařují v rentgenovém oboru výkon 4.1032 W, jak zjistily družice Chandra a Newton. Rentgenová svítivost zdroje však během několika hodin prudce kolísá o více než 2 mag, což lze nejsnáze vysvětlit tím, že rentgenové záření přichází z okolí hvězdné černé díry o hmotnosti minimálně 35 M☉, takže možná jde o kýženou intermediální černou díru, jak lze teoreticky v kulových hvězdokupách čekat.

5.2. Naše Galaxie

Y. Joshi určil vzdálenost Slunce od hlavní roviny Galaxie v rozmezí 6 – 28 pc na základě poloh 537 otevřených hvězdokup vzdálených až 4 kpc od Slunce a dále více než 2 tis. poloh jasných hvězd tříd O a B ve vzdálenostech až 1,2 kpc od Slunce. D. Carollová aj. ukázali na základě spekter 20 tis. hvězd, že halo Galaxie se skládá ze dvou geneticky odlišných hvězdných složek. Hvězdy vnitřního hala mají třikrát větší metalicitu než hvězdy ve vnějším halu a obíhají kolem centra Galaxie ve stejném směru jako galaktická výduť. Naproti tomu hvězdy vnějšího hala se pohybují v protisměru! Je to zřejmě způsobeno tím, že vnější halo vzniká slapovým trháním protogalaktických chuchvalců hvězdné látky, kdežto vnitřní halo fyzikálně souvisí s diskem Galaxie.

A. Kiselev aj. pozorovali úplný oběh hmotné (15 M☉) hvězdy S2 po protáhlé Keplerově dráze kolem černé veledíry v centru Galaxie. Určili odtud jednak hmotnost veledíry 3,3 MM☉ a jednak vzdálenost centra od nás - 7,6 kpc.

D. Ballantyne aj. spočítali, že turbulentní magnetické pole kolem černé veledíry v jádře Galaxie může urychlovat volné protony na energie <100 TeV. To souhlasí s pozorováním aparaturou HESS, která objevila kolem jádra prsten svítící v pásmu 1 – 40 TeV s energií 5.1038 J. V prstenu se udrží asi třetina urychlovaných protonů; ostatní prchají dál, což HESS rovněž pozoruje. Podle R. Crockera aj. se v okolí centra Galaxie podařilo objevit výrazné netepelné rádiové záření na frekvencích až 843 MHz. Také synchrotronové záření sekundárních elektronů a pozitronů je velmi intenzivní. Objekt Sgr B2 v těsné blízkosti centra Galaxie je navíc silným zdrojem rentgenového záření. Odtud plyne, že z této oblasti určitě přicházejí i kosmické paprsky o vysokých energiích.

V centru se nacházejí i mladé husté hvězdokupy Arches (Oblouky) a Kvintuplet, obsahující hvězdy i nadhvězdy o hmotnostech až 100 M☉. Podle T. Suzukiho aj. dochází v nitru hvězdokup k častým srážkám hmotných hvězd během prvního milionu let jejich existence. Centrální hustota hmoty v těchto výjimečných hvězdokupách dosahuje až 1 MM☉/pc3. Tato vysoká hustota se sníží na polovinu až ve vzdálenosti 1 pc od centra hvězdokupy, ale všechny hvězdy s hmotnostmi >20 M☉ automaticky padají zpět do centra hvězdokupy. Srážky hvězd mohou nakonec vytvořit monstra o hmotnostech řádu 1 kM☉, které se nutně zhroutí na intermediální černé díry a ty jsou dále přitahovány černou veledírou v centru Galaxie, až s ní nakonec splynou.

Podle W. Browna aj. je černá veledíra odpovědná za vymrštění některých rychlých hvězd ze svého okolí na hyperbolické dráhy, takže tyto prchající hvězdy nakonec navždy opouštějí Galaxii. Autoři objevili nejméně tři prchající hvězdy, které by svých rychlostí (430 – 490 km/s) nemohly nabýt bez kopance od černé veledíry v centru. Jejich současné vzdálenosti od centra, resp. hlavní roviny Galaxie, dosahují minimálně 35 kpc, ale maximálně až 84 kpc. Vůbec první prchající hvězda o hmotnosti 3 M☉ a rychlosti vůči centru Galaxie přes 700 km/s byla objevena teprve r. 2005, ale podle zmíněné studie se ve vzdálenosti do 100 kpc od centra nalézá v současné době nejméně 100 prchajících hvězd o hmotnostech <4 M☉. Úniková rychlost z Galaxie činí totiž jen 300 km/s vůči centru.

5.3. Místní soustava galaxií

J. Simon a M. Geha se zabývali kinematikou velmi slabých trpasličích galaxií, objevených v přehlídce SDSS při hledání satelitů naší Galaxie. Využili k tomu spekter získaných Keckovým teleskopem pro osm satelitů s průměrnou absolutní hvězdnou velikostí -4 mag. Zjistili, že satelity vykazují vesměs velmi nízkou metalicitu alespoň o dva řády nižší než má Slunce, ale zejména, že poměr hmotnost/svítivost ve slunečních jednotkách dosahuje rekordních hodnot až 1 000! To prakticky znamená, že tyto soustavy obsahují velké množství skryté látky (dark matter), a že se tím zároveň snižuje rozpor mezi teorií, která předvídá až o dva řády více satelitů Galaxie, než kolik jich zatím známe. I po této revizi však dávají simulace čtyřikrát více satelitů než vychází z pozorování. Naštěstí se však díky novým přehlídkám počet známých satelitů významně zvyšuje.

V. Belokurov aj. nalezli v přehlídce SDSS 5 nových trpasličích galaxií - satelitů naší Galaxie. Nacházejí se v souhvězdích Com, CVn, Leo a Her. Pátý satelit je spíše poněkud protáhlou kulovou hvězdokupou Segue 1. Určili jejich vzdálenosti, absolutní hvězdné velikosti, rozměry a sestrojili i barevné diagramy příslušejících hvězd. Díky přehlídce SDSS se tak podařilo v posledních dvou letech objevit již 10 satelitů, přičemž téměř žádný z nich nemá rozměry v rozmezí 40 – 100 pc. Autoři tak stanovili praktickou dělicí čáru mezi obřími kulovými hvězdokupami, jejichž rozměry jsou menší než tato dělicí čára, a miniaturními trpasličími galaxiemi, které jsou naopak větší než zmíněné rozhraní.

M. Irwin aj. objevili na periférii Galaxie novou satelitní galaxii Leo T díky poslední části přehlídky SDSS. Je od centra Galaxie vzdálena plných 420 kpc a obsahuje množství modrých hvězd o stáří jen 200 mil. roků. Soustava je však jako celek stará už 7 mld. roků a vykazuje vcelku velmi nízkou metalicitu v porovnání s hvězdami slunečního typu. Kromě hvězd se v tomto miniaturním satelitu s nejnižší svítivostí mezi známými satelity Galaxie nachází též velký oblak neutrálního vodíku o hmotnosti 100 kM☉. V téže přehlídce nalezli S. Walsh aj. další miniaturní satelit v souhvězdí Pastýře ve vzdálenosti 60 kpc od Slunce. Má průměr 150 pc, absolutní hvězdnou velikost -3 mag a metalicitu hvězd o dva řády nižší než Slunce. Jde o soustavu starou plných 12 mld. roků.

M. Coleman aj. zkoumali trpasličí sféroidální galaxii Leo II (vzdálenost 233 kpc), která má průměr 360 pc a zářivý výkon 700 kL☉. Její zvláštností je vysoký podíl skryté látky, neboť poměr hmotnosti a svítivosti ve slunečních jednotkách dosahuje hodnoty 100. To odpovídá zjištění L. Mayera aj., že určité satelity naší Galaxie a galaxie M31 v Andromedě obsahují vysoký podíl skryté látky. Vesměs jde o trpasličí sféroidální galaxie, kterým chybí interstelární plyn. Podle počítačových simulací vznikly tyto trpasličí satelity dříve než všechny ostatní, takže slapy a náporový tlak v prostředí obří galaxie je zbavily veškerého volného plynu, ale zato jim zbyla veškerá původní skrytá látka, takže dnes obíhají kolem center obřích galaxií v nejkratších periodách. Podle výpočtu autorů jsou tyto satelity staré okrouhle 10 mld. roků. S. Majewski aj. objevili v poloze 0052+2942 trpasličí sféroidální galaxii Andromeda XIV (vzdálenost 630 – 850 kpc) o zářivém výkonu 180 kL☉ a lineárním průměru přes 2 kpc, která je od galaxie M31 úhlově vzdálena téměř 12°, ale zřetelně k M31 míří rychlostí 200 km/s, takže se na tuto pádovou trajektorii dostala teprve nedávno, anebo je podceňována hmotnost obří galaxie M31.

D. Black aj. ukázali, že před 210 mil. lety prošla satelitní galaxie M32 obří spirální galaxií v Andromedě (M31). Důsledkem průchodu je jednak vnější prachový prsten ve vzdálenosti 10 kpc od jádra M31 a jednak vnitřní prsten, objevený nedávno v infračerveném pásmu kosmickým teleskopem SST. T. Cox a A. Loeb ukázali, že galaxie M31 se těsně přiblíží k naší Galaxii za 2 mld. roků, což pozmění dráhu Slunce v Galaxii tak, že Slunce se od středu Galaxie vzdálí na plných 30 kpc (proti dnešním 8 kpc). Slunce sice ještě bude stále hvězdou hlavní posloupnosti, ale kvůli jeho vyššímu zářivému výkonu v té době už život na Zemi zanikne.

G. Beslaová aj. se zabývali otázkou, jak to vypadá s oběhem obou Magellanových mračen vůči Galaxii. Ukázali, že Mračna se od ostatních satelitů Galaxie liší jak vyšší prostorovou rychlostí tak nepravidelnou morfologií. Je dokonce možné, že se ke Galaxii nyní blíží poprvé ve své existenci. V tom případě jejich oběh kolem Galaxie trvá 3 mld. roků a vzdálenosti apogalaktik dosahují 200 kpc (nyní jsou jen 50 a 60 kpc daleko).

D. McNamara aj. využili proměnné pulsujícící hvězdy typu δ Sct ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) k nezávislému určení vzdálenosti VMM od nás. Obdrželi modul vzdálenosti 18,48 mag ve výborné shody s moduly pro pulsující hvězdy třídy RR Lyr (18,49 mag) a pro cefeidy (18,53 mag). Odtud tedy vychází nejpravděpodobnější hodnota vzdálenosti VMM 50 kpc. Naproti tomu A. Grocholskému aj. vyšla pro modul vzdálenosti těžiště VMM definovaného pomocí soustavy hvězdokup hodnota jen 18,40 mag, tj. vzdálenost 48 kpc. Autoři též ukázali, že stáří kulových hvězdokup a hvězd v disku VMM je totožné a obnáší plných 13 mld. roků.

J. Orosz aj. objevili pomocí 8m dalekohledu Gemini-N, že jasný rentgenový zdroj X-7, objevený družicí Einstein v galaxii M33 (Tri; vzdálenost 840 kpc) v r. 1981, je zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou periodou 3,45 d a sklonem dráhy 75°, což umožnilo určit její fyzikální parametry. Svítící složka dvojhvězdy sp. třídy O7-8 III má poloměr 20 R☉; efektivní teplotu 35 kK; svítivost 500 kL☉ (!) a hmotnost 70 M☉ (!). Tato obří hvězda ročně ztrácí téměř 3.10-6 M☉ hmoty ve prospěch svého neviditelného průvodce, jenž kolem ní obíhá po téměř kruhové dráze (e = 0,02) ve vzdálenosti 30 mil. km a jehož hmotnost činí (15,6 ±1,5) M☉, což znamená, že jde o dosud nejhmotnější známou hvězdnou černou díru!

Rekord však neměl dlouhého trvání, jelikož A. Prestwich aj. objevili již o měsíc později v trpasličí galaxii IC 10 (Cas; vzdálenost 660 kpc) s překotnou tvorbou hvězd další zákrytovou dvojhvězdu v rentgenovém zdroji X-1 o zářivém výkonu řádu 1031 W. Dvojhvězda vykazuje oběžnou periodu 34 h a její primární složka je hmotnou (17 – 35) M☉ Wolfovou-Rayetovou hvězdou, ztrácející hmotu intenzivním hvězdným větrem tempem 10-5 M☉/r. Vítr je zdrojem rentgenové svítivosti soustavy, jejíž sekundární složkou je černá díra o hmotnosti (24 – 33) M☉ (!).

M. Volonteriová aj. zjistili modelovými výpočty, že při splynutí dvou hvězdných černých děr dochází ke zpětnému rázu vinou nesouměrnosti vyzařování gravitačních vln. To může za jistých podmínek vést k náhodným prostorovým rychlostem splynuvší černé díry řádu až tisíců km/s. První splývání hvězdných černých děr by tak mělo přispívat ke vzniku populace velmi rychlých černých děr; teprve v dalších generacích splývání se jejich prostorové rychlosti postupně utlumí.

5.4. Cizí galaxie

N. Bartel aj. využili pozorování rozpínajících se rádiových cárů z výbuchu supernovy 1993J k nezávislému určení vzdálenosti mateřské galaxie M81 pomocí radiového interferometru VLBI. Pozorování začali již 7 dnů po výbuchu supernovy a pokračovali v něm plných 9 let. Obdrželi tak vzdálenost (4,0 ±0,3) Mpc, tedy o něco větší než vyplývá z pozorování HST (3,6 ±0,3) Mpc.

T. Rector a H. Schweikerová pořídili kamerou Mosaic-1 (64 Mpix) v čáře H-α nádherný snímek galaxie IC 342 (Cam) pomocí 4m Mayallova teleskopu observatoře Kitt Peak. Optická jasnost této galaxie je podstatně zeslabena průchodem záření tlustou vrstvou mezihvězdného prachu v naší Galaxii. Nebýt tohoto oslabení, byla by galaxie na pozemské obloze na hranici viditelnosti očima a její úhlový průměr by dosáhl 30’. Galaxie je od nás vzdálena 3,4 Mpc a společně s galaxií Maffei 1 tvoří hlavní část nejbližší sousední soustavy galaxií k naší místní soustavě, v níž dominují naše Galaxie a galaxie M31. Hlavní galaxie sousední místní soustavy pozorovali L. Fingerhut aj. v čarách ionizovaného vodíku. Ukázali, že nejvíce je absorbováno světlo galaxie Maffei 2 (A = 5,6 mag), která je od nás vzdálena 3,3 Mpc. Nejblíže je již zmíněná Maffei 1 (2,85 Mpc) a IC 342 leží „uprostřed“ ve vzdálenosti 3,0 Mpc (A = 1,9 mag).

Obě tyto místní soustavy leží na periférii nejbližší známé kupy galaxií v souhvězdí Panny, kde je dominantní obří galaxie M87 (Vir A = NGC 4486; vzdálenost 16 Mpc). Díky rentgenové družici Chandra se podařilo zjistit, že celá kupa je prostoupena sítí vláken a výběžků, které vycházejí z okolí gigantické černé veledíry (3 mld. M☉) v centru M87. Prakticky to znamená, že černá veledíra je aktivní (tj. akreuje velké množství hmoty ze svého okolí) během řádově miliónu roků a pak se na delší čas uklidní. V blízkém okolí černé veledíry se dle P. Chadwickové aj. a D. Marroneho aj. nachází silně proměnný zdroj záření gama, což svědčí o současném tempu akrece v rozmezí 2.10-9 – 2.10-7 M☉/r. A. Neronov a F. Aharonian ukázali, že paprsky gama s energiemi řádu TeV jsou urychlovány v magnetosféře černé veledíry poblíž jejího obzoru událostí, kde vznikají ultrarelativistické páry pozitron-elektron, které vzápětí anihilují.

Satelitem obří galaxie M87 je trpasličí galaxie NGC 4486A, kterou pozorovali N. Nowak aj. pomocí spektrografu SINFONI VLT ESO a zjistili, že v jejím centru se nachází černá veledíra o hmotnosti 12 mil. M☉. Nicméně i pro tuto relativně malou hmotnost platí přímá úměrnost mezi hmotností černé veledíry a disperzí rychlostí hvězd v galaktické výduti stejně jako pro veledíru v galaxii M87, tj. přinejmenším v rozmezí tří řádů (černá veledíra v centru naší Galaxie má totiž „jen“ 4 mil. M☉ a tento vztah rovněž splňuje). Y. Krongold aj. ukázali na základě pozorování družice Newton, že i v okolí dalších černých veleděr se nacházejí mimořádně silná magnetická pole. Pozorování galaxie M88 (NGC 4501; Com; 10 mag) na okraji kupy v Panně toutéž družicí ukázalo, že z akrečního disku padá na černou veledíru značné množství plynu, jenž je v její magnetosféře z malé části (< 5 % dopadajícího plynu) urychlován zpět na ultrarelativistické rychlosti, kterých dosahuje ve vzdálenosti asi 4 tis. Schwarzschildových poloměrů černé veledíry.

T. Storchiová-Bergmannová aj. zobrazili galaxii NGC 6951 (Cep; 12 mag; vzdálenost 24 Mpc) pomocí obřího dalekohledu Gemini N a zjistili, že černá veledíra je obklopena prstencem vznikajících hvězd o poloměru 500 pc. Z prstence se směrem k veledíře odvíjí spirála svítící látky, která napájí veledíru vysokým tempem 3.10-4 M☉/r. Tutéž morfologii nalezli také u Seyfertovy galaxie NGC 1097 (For; vzdálenost 14 Mpc), takže to vypadá na obecný mechanismus růstu černých veleděr.

L. Ferraresová aj. objevili 56 cefeid s periodami světelných křivek 5 – 50 d v galaxii Cen A (NGC 5128) pomocí kamery WFPC2 HST, což jim umožnilo určit nezávisle vzdálenost této galaxie s aktivním jádrem (AGN) 3,4 Mpc v dobrém souladu s dosavadními méně přesnými metodami. K. Meisenheimer aj. rozlišili aktivní jádro galaxie ve střední infračervené oblasti a zjistili, že jeho zářivý výkon dosahuje 1,3 1034 W a černá veledíra v jádře má hmotnost 60 mil. M☉. Naproti tomu N. Neumayer aj. odvodili z měření spektrografem SINFONI VLT hmotnost černé veledíry jen 45 mil. M☉, což však lépe odpovídá zmíněnému vztahu mezi hmotností veleděr a disperzí rychlostí příslušné galaxie. M. Hardcastle aj. využili družice Chandra ke sledování rentgenového výtrysku z jádra galaxie až do vzdálenosti 4,5 kpc. Zatím není vysvětlení pro urychlování částic ve výtrysku pro vzdálenosti větší než 1 kpc od jádra galaxie. Družice Chandra navíc objevila protilehlý výtrysk, který sahá přinejmenším do 2 kpc od jádra galaxie. K. Gebhardt aj. zjistili pomocí HST, že v centrální galaxii NGC 1399 kupy galaxií Fornax vzdálené 21 Mpc se nalézá černá veledíra o hmotnosti 510 mil. M☉.

M. Mapelli aj. objevili v moderních přehlídkách galaxií objekty s velmi nízkou plošnou jasností, které označili anglickou zkratkou GLSB (= obří galaxie s nízkou plošnou jasností), jejichž prototypem je galaxie Malin 1, objevená již v r. 1986. Skutečné poměrné zastoupení GLSB ve vesmíru je následkem výběrového efektu silně podceněno. C. Vlahakisová aj. měřili podíl vyzařování různě vzdálených galaxií v daleké infračervené, submilimetrové a rádiové oblasti elektromagnetického spektra. Pro submilimetrové pásmo využívali bolometru SCUBA na radioteleskopu JCMT. Ukázali, že existuje velmi těsná korelace mezi zářivými výkony galaxií v rádiovém pásmu 211 mm a dalekém infračerveném pásmu 60 μm přes plných 5 řádů zářivých výkonů, ačkoliv rádiové záření galaxií je netepelné, kdežto daleké infračervené záření tepelné povahy. Tato korelace je dokonce těsnější než korelace mezi rádiovým a submilimetrovým zářením na vlnové déle 0,85 mm. Autoři se domnívají, že příčinou dobré korelace je záření pocházející z velkého počtu žhavých mladých hvězd spektrálních tříd O a B, které v galaxiích nedávno vznikly.

S. Arnouts aj. zkombinovali údaje o galaxiích z několika přehlídek oblohy v optickém a infračerveném pásmu spektra, když jejich vzdálenosti určovali buď z červeného posuvu (1,5 tis. galaxií), anebo z vícebarevné fotometrie (21 tis. galaxií). Ukázali, že před 10 mld. let začala ve vesmíru postupně klesat tvorba mladých hmotných hvězd, takže již před 8 mld. let počali převažovat dlouhožijící málo hmotní červení trpaslíci. Podíl hmotnějších, krátce žijících hvězd třídy O a B tak zvolna stále klesá.

K. Rines aj. zkoumali gigantickou srážku čtyř velkých eliptických galaxií v kupě CL 0958+4702 (UMa; vzdálenost 1,5 Gpc) ve všech hlavních spektrálních pásmech od infračerveného až po rentgenové. Zjistili, že následkem srážky jsou miliardy hvězd z galaxií doslova vymršťovány všemi směry. Výsledné galaktické monstrum má hmotnost o řád vyšší než naše Galaxie, tj. kolem 20 TM☉. M. Magliocchettiová aj. odhalili pomocí kosmického infračerveného teleskopu SST 800 opticky silně zastíněných objektů v pásmu 24 μm. Ukázali, že jde o ultrasvítivé infračervené galaxie (ULIRG) s červenými posuvy z v rozmezí 1,6 – 2,7 (2,9 – 3,4 Gpc), které se shlukují na délkové stupnici 14 Mpc v kupy. Podle všeho jde o právě tehdy vznikající sféroidální galaxie s aktivními jádry (AGN), v nichž se překotně tvoří hvězdy po dobu nejméně půl miliardy let. Hmotnost hal těchto galaxií je mimořádně vysoká, kolem 25 TM☉.

I. Labbé aj. nalezli na snímku ultrahlubokého pole HUDF(HST) dvě galaxie, které podle měření infračervenou kamerou SST mají červené posuvy z ≈ 7 (750 mil. let po velkém třesku), ale jejichž hmotnost dosahuje jen 1 % hmotnosti naší Galaxie, takže jde zřejmě o prvotní galaxie, které právě tehdy vznikaly. Jednotlivé hvězdy v nich však vykazují stáří až 300 mil. let; jinými slovy galaxie se rodily již necelé půl miliardy let po velkém třesku na konci šerověku vesmíru shlukováním poměrně malých hvězdokup. Jejich růst na plnokrevné galaxie probíhal tedy až překvapivě rychle.

Ještě hlouběji se dostali R. Ellis aj., když pomocí Keckova teleskopu hledali vzdálené galaxie, jejichž světlo bylo zesíleno gravitačními čočkami - mezilehlými kupami galaxií. V okolí kup A68, A1689 a A2219 tak nalezli celkem 6 velmi vzdálených galaxií s červenými posuvy ≈ 10 (500 mil. let po velkém třesku). Autoři se domnívají, že velkými dalekohledy příští generace v nich bude možné rozlišit kýžené hvězdy I. generace (populace III), tvořené pouze z vodíku a hélia.

C. Kaiser se zabýval otázkou, co se děje s horkým intergalaktickým plynem, který postupně chladne a padá do nitra kup galaxií, kde by se měl proměňovat na hvězdy tempem až 1 kM☉/r, což se v žádném případě nepozoruje. Zdá se, že této přeměně brání ohřívání padajícího plynu mohutnými výtrysky z bezprostředního okolí černých veleděr v centrální galaxii dané kupy. V raném vesmíru byly tyto výtrysky tak mohutné, že doslova vymetly plyn z centrální oblasti dané kupy. Nyní už nejde o tak dramatické jevy, ale o nafukování bublin magnetického plazmatu díky známým rádiovým lalokům zvláště u aktivních jader galaxií (AGN). Jelikož jsou bubliny lehčí než okolní prostředí, stoupají vzhůru tak, jako bublinky páry v horké vodě, která ještě nezačala vřít. Toto „bublání“ plynu je ověřeno nepřímo také numerickými simulacemi „kosmické pavučiny“, jež představuje rozložení zářící hmoty vesmíru a jež se vyvíjí v důsledku dvou protichůdných procesů, tj. padání chladnoucího plynu směrem k centrálním černým veleděrám, kde by ovšem tento plyn díky velkému momentu hybnosti zůstal uvězněn v akrečních discích kolem veleděr, kdyby neexistovaly výtrysky ohřátého a zmagnetovaného plazmatu, jež přebytečný moment hybnosti roznášejí zpětně po celé kupě galaxií.

K. Schawinski aj. studovali zastoupení mladých hvězd v 16 tis. galaxiích třídy AGN s červeným posuvem z v rozmezí 0,05 – 0,1 z přehlídky SDSS a zjistili, že jejich počet zřetelně slábne při vyšší svítivosti akrečního disku kolem centrální černé veledíry. Aktivita jádra galaxie v okolí černé veledíry tak evidentně brzdí růst rozměrů celé galaxie, ale převodní mechanismus není zatím znám. Epizoda velké aktivity jádra galaxie trvá přibližně 1 mld. roků.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

M. Wold aj. určovali hmotnosti černých veleděr v jádrech kvasarů z klasického katalogu rádiových galaxií 3CR (z <0,2; vzdálenost <0,7 Gpc). Ukázali, že tyto rádiové galaxie lze dobře klasifikovat jediným parametrem, totiž hmotností centrální černé veledíry. Průměrná hmotnost černých veleděr v jádrech galaxií z katalogu činí 250 mil. M☉. Počet známých kvasarů dosáhl koncem r. 2006 magické hranice 100 tisíc zejména díky přehlídkám SDSS, 2dF a 2MASS. D. Schneider aj. totiž vydali 5. díl katalogu kvasarů (souřadnice na 0,2’ a pětibarevná optická a infračervená fotometrie s přesností ±0,03 mag) z přehlídky SDSS, jenž sám obsahuje na 77 tis. objektů na 5 740 čtv. stupních oblohy. Medián jejich červených posuvů z činí 1,5 (2,4 Gpc) a celkové rozpětí 0,08 –5,41; z toho 891 kvasarů má z > 4 a 36 kvasarů z > 5. P. Bode a Y. Shen sestrojili mapu 4 tis. kvasarů v raném vesmíru (2,5 mld. roků po velkém třesku) díky přehlídce SDSS. Odhalili tak jednak rozložení skryté látky vesmíru a jednak existenci velmi hmotných (≈ 7 TM☉) hal již ve stáří 1,6 mld. let po velkém třesku. V halech se navíc nacházejí právě ty nejsvítivější kvasary. Teoretici žasnou, jak je možné, že tak obří hala o rozměrech řádu 100 Mpc mohla ve vesmíru vyrůst tak rychle po velkém třesku.

J. Kurk aj. pozorovali pomocí spektrografu ISAAC VLT ESO pět kvasarů se z ≈ 6 (≈ 900 mil. let po velkém třesku). Objevili v jejich infračerveném spektru čáry C IV, Mg II a Fe II, z čehož vyplývá, že jejich materiál byl již obohacen o zplodiny termonukleárních reakcí ve hvězdách I. generace, takže tvorba hvězd II. generace musela začít nejpozději 600 mil. let po velkém třesku). Hmotnost černých veleděr ve zmíněných kvasarech totiž vychází v rozmezí 0,3 – 5,2 mld. M☉. Kolem nich se pozorují dutiny o poloměru až 5 Mpc, k jejichž vytvoření černé veledíry potřebovaly řádově 100 mil. roků. Podobně C. Willot aj. našli pomocí CFHT čtyři kvasary se z ≈ 6, mezi nimiž je i rekordně vzdálený kvasar CFHQS J2329-0301 se z = 6,43 (3,9 Gpc), který byl tedy aktivní již 870 mil. let po velkém třesku. To znamená, že intergalaktické prostředí bylo v té době již dostatečně ionizováno a epocha šerověku vesmíru musela skončit ještě dříve.

S. Djorgovski aj. nalezli první trojitý kvasar LBQS 1429-008 (Vir; 3,2 Gpc), když v úhlové vzdálenosti 5’ od známého binárního kvasaru nalezli třetí, vzdálený od tohoto páru jen 40 kpc. Zřejmě jde o případ, kdy se vzájemně slévají tři galaxie s aktivními jádry. C. Kaiser a A. Fabian si položili otázku, zda aktivní jádra galaxií nemohou sloužit jako kosmické termostaty pro horký intergalaktický plyn v kupách galaxií, a zjistili, že tomu tak skutečně je, protože tento plyn má vždy teplotu kolem 10 MK. To je způsobeno vyzařováním energie z AGN po kosmicky krátkou dobu 100 mil. roků.

F. Aharonian aj. pozorovali výjimečně mohutné vzplanutí blazaru PKS 2155-304 (z = 0,12; vzdál. 0,5 Gpc) v pásmu gama (< 100 GeV) v červenci 2006, kdy se blazar zjasnil o řád a 28. července dosáhl jasnosti 7 Krabů, přičemž v krátkodobých (minutových) špičkách byl ještě dvakrát jasnější a současně se měnilo celé energetické spektrum. Jde o vůbec nejrychlejší změny jasnosti u blazarů dosud pozorované. Z toho vyplývá, že zdroj proměnného záření leží těsně nad obzorem černé veledíry o hmotnosti řádu 1 GM☉ a fiktivní rychlosti jeho rozpínání přesahují až o dva řády rychlost světla! Vše nasvědčuje tomu, že bouřlivé procesy v těsném okolí černých děr jsou vhodným prostředím pro generaci kosmického záření o extrémně vysokých energiích.

J. Albert aj. objevili pomocí aparatury MAGIC záření gama blazaru PG 1553+113 v pásmu energií 90 – 500 GeV. Energetický tok byl krátkodobě stálý, ale dlouhodobě vzrůstal mezi lety 2005 a 2006. Titíž autoři nalezli vzápětí ještě silnější zdroj gama v podobě blazaru s aktivním jádrem (AGN) 1ES 2344+514 v pásmu 0,2 – 5,4 TeV, přestože se blazar nalézal ve druhé polovině roku 2005 v nízkém vyzařovacím režimu. Třetím zkoumaným objektem byl jasný blazar Mrk 421 (z = 0,034; 140 Mpc), jehož jasnost v pásmu >0,1 – 5 TeV kolísala mezi listopadem 2004 a dubnem 2005 v rozmezí 0,5 – 2,0 Kraba. Toto kolísání není nijak korelováno s optickou proměnností blazaru. Podobně dopadl další známý blazar Mrk 501 (z = 0,031; 130 Mpc), jehož tok v pásmu energií >0,1 TeV kolísal na jaře 2005 až o řád někdy i během pouhých dvou minut. Nejdelší pozorované vzplanutí v pásmu gama trvalo 20 min. a vyznačovalo se fázovým zpožděním, tj. v pásmu energií 0,4 TeV nastalo o 4 min. dříve než v pásmu 1,2 TeV. Dalším zkoumaným objektem byl samotný prototyp blazarů zdroj BL Lac (z = 0,07; 280 Mpc). Ten slabě zářil v pásmu >200 GeV ve druhé polovině roku 2005, ale nebyl v oboru gama viditelný v létě 2006, kdy souběžně opticky zeslábl. Zato blazar 1ES 1011+496 (z = 0,21; 780 Mpc) vykázal zjasnění v pásmu gama v intervalu od března do května 2007, jež bylo o 40 % vyšší než předešlé zjasnění na jaře 2006. Zjasnění v oboru gama je korelováno se zjasněním optickým. Autoři úhrnem našli vysokoenergetické záření gama u 13 objektů AGN.

A. Treves aj. studovali dosud nejvzdálenější blazar (z >0,25; >900 Mpc) PG 1553+11 pozorovatelný aparaturami HESSi MAGIC- v pásmu TeV a zjistili, že jeho výbuchy dávají možnost určit rozmezí jeho vzdálenosti , což je jinak obtížné proto, že blazary nemají ve svém spektru žádné čáry. Metoda se hodí i pro jiné blazary se vzplanutími jasnosti v pásmu gama. Obecně se zdá, že vesmír je v oboru energetických fotonů záření gama průhlednější, než si dosud odborníci mysleli. O tom se mohli astronomové vzápětí přesvědčit, když A. Dean aj. zjistili, že rádiově hlučný blazar IGR J2251+2218, pozorovaný družici INTEGRAL v pásmu 20 – 100 keV, má červený posuv z = 3,67, tj. nachází se ve vzdálenosti 3,65 Gpc. Díky tomu se stal báječným světlometem, jenž ozařuje mezilehlý intergalaktický prostor až do minulosti bezmála 12 mld. let. Blazary, k nímž dnes řadíme nejenom objekty typu BL Lac, ale také rádiově hlučné kvasary, se vyznačují dvěma vrcholy v energetickém spektru: vrcholem v nízkoenergetickém spektru v pásmu od milimetrových rádiových vln po ultrafialové záření a druhým vrcholem ve vysokoenergetickém spektru od rentgenového záření až po vysokoenergetické paprsky gama. První z vrcholů je důsledkem synchrotronového urychlování elektronů ve spirálních magnetických polích, zatímco druhý je vyvolán inverzním Comptonovým rozptylem.

S. Levšakov aj. využili spektrografu UVES VLT ESO k více než 15h expozici mezihvězdných absorpčních čar Fe II se z =1,84 (stáří 3,6 mld. let po velkém třesku) ve spektru kvasaru Q1101-264 (V = 16 mag; z = 2,15; stáří 3,1 mld let) a pokusili se z relativního posuvu radiálních rychlostí (-180 ±85) m/s mezi čarami s klidovými vlnovými délkami 161 – 260 nm odvodit časovou změnu konstanty jemné struktury α, která podle toho činí v relativní míře 5,4.10-6, což je nečekaně vysoká hodnota určitě vyžadující nezávislé ověření.

S. Komossa a D. Xu nalezli těsnou úměrnost mezi šířkou emisních čar ve spektrech Seyfertových galaxií a hmotností jejich centrálních černých veleděr, což usnadňuje studie vývoje těchto soustav během dosavadního věku vesmíru. S. Young aj. pozorovali kvasar PG 1700+518 (z = 0,29; 1,0 Gpc), jehož hvězdný vítr vane kolmo k rovině akrečního disku centrální černé veledíry. Vítr však poblíž akrečního disku navíc rotuje rychlostí až 4 tis. km/s. Autoři to vysvětlují tak, že většina galaxií prochází aktivní fází kvasaru, kdy po stamilióny let černá veledíra pohlcuje velké množství galaktického plynu akrecí. To však vyžaduje, aby se padající plyn nejprve zbavil přebytečného momentu hybnosti, což zařizuje zmíněný mocný hvězdný vítr, jenž navíc odnáší i mechanickou energii ovlivňující stavbu i další vývoj celé galaxie.

J. Greenová a L. Ho využili přehlídky SDSS k hledání galaxií AGN s hmotností černých veleděr nižších než 2 mil. M☉. Našli tak celkem 174 galaxií s mediánem hmotnosti černých veleděr jen 1,3 mil. M☉, které jsou navíc rádiově tiché, obsahují jen staré hvězdy a i jejich úhrnná hmotnost je nízká. Chybí jim dokonce klasická výduť. Naproti tomu J. Bagchi aj. nalezli v jasné (B = 14,5 mag) galaxii CGCG 049-033, jež se nachází přes 1 Mpc od centra kupy galaxií kolem UGC 09767 (z = 0,045; 180 Mpc) jednu z nejhmotnějších černých veleděr o hmotnosti >1 mld. M☉. Z galaxie vychází podle pozorování radioteleskopy GMRT a Effelsberg silně polarizovaný rekordně dlouhý usměrněný rádiový výtrysk, končící horkou skvrnou ve vzdálenosti 440 kpc od černé veledíry. Jde o vynikající kosmickou laboratoř pro studium vlivu toroidálního magnetického pole na stabilitu výtrysku i tvorbu rádiového laloku.

Podobně jako při splývání hvězdných černých děr vyplývá podle W. Bonninga aj. z modelování metodami numerické relativity, že i při splývání černých veleděr by mělo docházet k pronikavému zvýšení prostorové rychlosti splynuvší veledíry až na hodnoty kolem 4 tis. km/s, což se nepozoruje, jak ukázala E. Ninningová aj. pro soubor 2 600 kvasarů. T. Bogdanovicová aj. zjistili, že tento rozpor lze odstranit, když započteme efekt rychlého srovnání rotačních os obou veleděr, který funguje tak, že obě černé veledíry jsou před splynutím nutně obklopeny menšími akrečními disky a k tomu přibývá ještě další akreční disk obklopující celou dvojici. Díky těmto diskům se směr rotačních os obou složek páru veleděr srovná do kolmice k oběžné rovině černých veleděr již během miliónu roků, takže prostorová rychlost takto slitého páru veleděr nepřesáhne 200 km/s.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

J. Fohlmeister aj. pozorovali od prosince 2003 do dubna 2006 světelné křivky pěti obrazů (A-E) kvasaru SDSS J1004+4112 (z = 1,7; 3,0 Gpc) pomocí silné gravitační čočky (největší separace obrazů dosahuje plných 15’), kterou je mezilehlá kupa galaxií (z = 0,7; 1,9 Gpc). Dlouhodobá měření proměnnosti kvasaru umožnila určit pořadí příchodu signálů C-B-A-D-E a některá relativní zpoždění BA (38 d); CB (681 d); AD (>800 d). Mezilehlá kupa galaxií zobrazuje též ještě vzdálenější galaxie nebo kvasary v podobě svítících oblouků, takže její úhrnná hmotnost musí být zcela mimořádná.

Tatáž přehlídka SDSS umožnila S. Allamovi aj. nalézt svítící oblouk od vzdálené modré galaxie (z = 2,7; 3,4 Gpc), zobrazené gravitační čočkou v podobě svítivé červené galaxie SDSS J0022+1431 (z = 0,38; 1,25 Gpc; 1,4 TM☉). Modrá galaxie se vyznačuje překotnou tvorbou hvězd tempem 160 M☉/r, což se podařilo zjistit proto, že její jasnost je zesílena 12krát mezilehlou gravitační čočkou. Podobně V. Belokurov aj. objevili „kosmickou podkovu“ kolem obří svítivé galaxie 1148+1930 (19 mag; z = 0,44; 1,4 Gpc; hmotnost 5,4 TM☉), jež má tvar oblouku o poloměru 10’ a úhlové délce 300°. Jasnost podél oblouku kolísá mezi 20 a 22 mag a jeho červený posuv z = 2,4 (3,3 Gpc). I v tomto případě probíhá v čočkované galaxii překotná tvorba hvězd, jak ukázaly snímky z 6m teleskopu BTA. I. Kayo aj. pozorovali čtyři obrazy kvasaru SDSS J1210+2935 (z = 0,8; 2,1 Gpc; separace obrazů až 1,8’), zobrazené červenou galaxií (z = 0,4; 1,3 Gpc); jde tedy o druhý nejbližší kvasar zobrazený gravitační čočkou. Celkový počet identifikovaných gravitačních čoček se přiblížil stovce.

Podobně se neustále zdokonalují přehlídkové soustavy pro hledání gravitačních mikročoček. M. Darnley aj. popsali rozsáhlou mezinárodní spolupráci ANGSTROM, jež zahrnuje velké robotické dalekohledy o průměru zrcadel až 2 m, které začaly spolupracovat na severní polokouli (Jižní Korea, Majdanak v Uzbekistánu, La Palma, Arizona a Havajské ostrovy) při pozorování gravitačních mikročoček ve výduti galaxie M31 v Andromedě. Příslušná pozorovací sezóna trvá každoročně od srpna do února a dva robotické dalekohledy (Liverpool a Faulkes) zpracují snímek výdutě během 15 min. po expozici. V případě objevu mikročočky vyhlásí poplach pro nepřetržité sledování průběhu světelné křivky mikročočky zejména s cílem objevit případné „zoubky“ exoplanet. O podobném projektu PLANET - sledování mikročoček kvůli potenciálním exoplanetám na jižní polokouli referoval O. Pejcha. Na této spolupráci se podílejí teleskopy s průměry zrcadel 0,6 – 1,5 m na observatořích ESO, v Tasmánii, Perthu, SAAO v Sutherlandu a Bloemfonteinu v Jižní Africe. Klasické přehlídky OGLE a MOA v hustých hvězdných polích ve výduti Galaxie a obou Magellanových mračnech mají v současné době roční výtěžnost kolem 600 mikročoček!

S. Dongovi aj. se podařil neuvěřitelný husarský kousek, když využili v praxi návrhu S. Refsdala z r. 1966 a změřili poprvé geometrickou paralaxu gravitační mikročočky OGLE-2005-SMC-001 souběžným sledováním ze Země a z kosmického teleskopu SST. Zjistili tak, že čočka se nenachází v Malém Magellanovu mračnu, ale v halu naší Galaxie a její příčná rychlost dosahuje 230 km/s. Podle sdělení A. Fukuiho aj. se podobně proslavil japonský amatér A. Tago, když hledal novy v okolí souhvězdí Kasiopeje a narazil přitom 31. října 2006 na gravitační mikročočku v řídkém hvězdném poli v poloze 0009+5439 v galaktické šířce -8°, jež byla v té chvíli zjasněná o 4,5 mag! Objekt nezávisle objevil také další známý japonský astronom amatér Y. Sakurai. Rychlé oznámení objevu mezinárodním sítím CBAT a VSNET umožnilo celosvětové fotometrické i spektroskopické sledování průběhu zjasnění, které trvalo ještě 15 dnů. Zjasňující se hvězda má v klidu V =11,4 mag, spektrální třídu B/A a nachází se relativně blízko (≈ 1 kpc). Šlo o statisticky nesmírně vzácný úkaz, takže v tomto případě sehrála svou úlohu příslovečná serendipita, poukazující na velký potenciál nových mocnějších přehlídek oblohy pro objevování takových mikročoček, opět zejména s cílem hledat tímto způsobem terestrické exoplanety.

Další vzácné pozorování se zdařilo S. Kozlowskému aj., když pomocí kamery ACS HST pozorovali v r. 2004 „starou“ gravitační mikročočku MACHO-95-BUL-37 v poloze 1804-2825, která dosáhla maximálního zjasnění 21. září 1995. Na snímku 9 roků po vlastním úkazu totiž zaznamenali oba objekty: čočku i čočkovanou hvězdu, které už jsou od sebe úhlově dostatečně posunuty vlivem rozdílných vlastních pohybů vůči pozorovateli. Problém spočívá v tom, že se nedá zjistit, která hvězda byla čočkou a která byla čočkována, protože jejich vzdálenosti od nás nelze ze snímků jednoznačně určit. Gravitační mikročočkou byla buď trpasličí hvězda o hmotnosti 0,6 M☉, vzdálená 4 kpc od nás, anebo hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 0,85 M☉ na poloviční cestě k výduti Galaxie. J. Skowron aj. hledali podvojné mikročočky v přehlídce OGLE III pro pozorovací sezónu r. 2005 a našli tak 9 nových binárních mikročoček a 4 případy, kdy čočka zjasnila vzdálenější binární zdroj. Statistika za léta 1997-2005 pak ukazuje, že poměr hmotností q příslušných párů objektů dosáhl extrémních hodnot q <0,01 pouze ve 4 případech, kdežto v naprosté většině (56 úkazů) se pohyboval v rozmezí 0,1 < q < 1. To tedy dává docela dobrou představu o tom, že dvojhvězdy jsou daleko četnější než soustavy hvězda-exoplaneta.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

J. Johnson a V. Bromm ukázali, že hvězdy I. generace (populace III) mají pravděpodobně velmi vysoké hmotnosti řádu 100 M☉, povrchové teploty řádu 100 kK a vznikají již 180 mil. let po velkém třesku. Jejich termonukleární stárnutí probíhá extrémně rychle (řádově 1 mil. let) a po jeho dokončení se bleskově hroutí na černé díry, pokud jejich původní hmotnost spadala do rozmezí 40 – 140 M☉. Teprve 100 mil. roků po vzniku těchto velmi hmotných černých děr začíná akrece interstelárního plynu a jejich následný růst. V původních oblastech ionizovaného vodíku vznikají molekuly HD, které usnadňují tvorbu hvězd o nižších hmotnostech řádu 10 M☉, jež se nyní označují za hvězdy populace II.5. Přesto je naprosto záhadné, jak se z těchto černých děr vytvoří veledíry o hmotnostech řádu 1 GM☉, potřebné jako zdroj energie prvních kvasarů.

Přechodným stádiem vývoje vesmíru od vzniku hvězd I. do vzniku hvězd II. generace se zabývali B. Smith a S. Sigurdsson. Své výpočty započali pro zárodečný materiál vesmíru, obsahující jen vodík a hélium ve stáří vesmíru 17 mil. roků a skončili u „mírně zašpiněného“ mezihvězdného materiálu ve věku 210 mil. let po velkém třesku. Vyšlo jim, že v tomto období se vytvářela obrovská hala skryté látky o hmotnostech kolem 500 tis. M☉, jež se po ochlazení na teplotu kolem 200 K začala rozpadat na chuchvalce o hmotnostech řádu 1 kM☉ a v nich vznikaly „čisté“ hvězdy I. generace. Jakmile se jejich výbuchy v podobě supernov obohatil interstelární materiál na úroveň 1 promile dnešní metalicity, usnadnilo se tak chlazení zárodečných chuchvalců a v nich začaly vznikat hvězdy 1,5. generace (populace II.5) o hmotnostech převážně v rozmezí 8 – 40 M☉.

L. Tornatore aj. tvrdí, že přechod od hvězd populace III k čisté populaci II nastává již pro mezihvězdnou metalicitu na úrovni setin promile. Nicméně hvězdy populace III stále ještě vznikají a dosahují maxima četnosti ve stáří 950 mil. let po velkém třesku, kdy představují desetinu promile četnosti hvězd populace II. Jejich tvorba definitivně končí teprve 3,3 mld. let po velkém třesku, tj. pro z – 2,5, což znamená, že při troše serendipity bychom je mohli občas objevit, byť jen velmi vzácně.

J. Cowan ukázal, že izotopové složení vesmíru se nemění s časem, neboť např. velmi staré hvězdy v halu Galaxie mají totéž izotopové složení europia a barya jako daleko mladší objekty ve sluneční soustavě. Totéž platí i pro vůbec nejstarší hvězdy populace II, kde se podařilo izotopové složení určit pro 25 prvků periodické soustavy. Tato nezávislost na plynoucím čase je z hlediska kosmické nukleogeneze naprostou záhadou.

M. Trenti a M. Stiavelli se domnívají, že černé díry z hvězd populace III jsou fakticky intermediální, tj. mají hmotnosti kolem 40 M☉ i více. Proto i při relativně nízké účinnosti akrece kolem 10 % dokáží do stáří 950 mil. let po velkém třesku přibrat interstelární plyn a následně se slévat na gigantické černé veledíry o hmotnostech až 3 GM☉. Problém je spíš opačný, tj. z téhož výpočtu vyplývá, že dnes by měl být černými veleděrami vesmír doslova zaplevelen, což rozhodně není. Ve skutečnosti představují nyní černé veledíry nanejvýš 6 promile celkové baryonní hmoty původních kosmických hal.

C. Wanjek shrnul dosavadní poznatky o úloze černých veleděr při stavbě a vývoji vesmíru. Především je zřejmé, že materiál padající na černou veledíru silně vyzařuje v nejrůznějších pásmech elektromagnetického spektra. Z důvodu zachování momentu hybnosti padajícího plynu a prachu se kolem každé černé veledíry vytváří mohutný akreční disk ohřátý na teploty stovek MK, což nutně ovlivňuje zpětně další tvorbu hvězd i strukturu galaxií. K ohřevu nejvíce přispívá mechanické tření, jak poprvé ukázali koncem 60. let minulého století N. Šakura a R. Sunjajev, když objevili, že akreční disky jsou v tomto případě silně turbulentní. Jejich modely pak v r. 1991 zdokonalili S. Balbus a J. Hawley započtením vlivu magnetických polí na základě úvah J. Velichova z konce 50. let a S. Chandrasekhara z r. 1961. Vliv magnetismu na chování akrečních disků pak zcela stylově potvrdila rentgenová družice Chandra. V r. 2006 objevili S. Allen a C. Reynolds kvasary, jejichž účinnost přeměny gravitační energie na záření dosahuje 20 %, tj. je 25krát účinnější než v případě klasické termonukleární reakce přeměny vodíku na hélium v nitru hvězd.

S. White aj. nyní ukázali, že modely vývoje vesmíru bez započtení vlivu černých veleděr dávají příliš velké a jasné galaxie, vznikající příliš rychle a s vysokou četností. Jakmile však do těchto modelů započteme vliv akrece materiálu do disků kolem černých veleděr, získáme realistické výsledky odpovídající pozorování. Přesto zbývá vyřešit závažný problém vzniku mocných výtrysků, které vycházejí z bezprostředního okolí černých veleděr ve směrech kolmých k rovině akrečních disků. Rychlost plynu ve výtryscích dosahuje až pětiny rychlosti světla; jsou až do velké vzdálenosti od veledíry dobře usměrněné (kolimovány) - i zde je tedy vliv silných magnetických polí nepochybný.

Jak uvedl R. Naeye, z modelů vývoje struktury vesmíru z kvantových fluktuací existujících před kosmologickou inflací vyplývá, že hlavními stavebními kameny vesmíru by měly být miniaturní trpasličí galaxie, obsahující jen tisíce hvězd, které se „slepily“ dohromady díky gravitaci skryté látky, jež představuje plných 99 % úhrnné hmotnosti trpasličích galaxií. Jenže teorie nesouhlasí s pozorováním, protože modely naznačují, že v současné době by měla mít např. naše Galaxie na 200 satelitů - trpasličích galaxií. Nicméně na konci roku 2005 jsme znali pouhých 11 takových satelitů. Ani dnes není situace o mnoho lepší - je jich známo jen 20. S. Koposov aj. uvedli, že možnosti nejlepší současné přehlídky SDSS jsou tím prakticky vyčerpány.

Objevy dalších satelitů Galaxie lze očekávat až od přehlídky Pan-STARRS, která začíná díky 1,8 m přehlídkovému teleskopu na Havajských ostrovech. Přehlídka dokáže během týdne pokrýt celou oblohu až do mezní hvězdné velikosti 23 mag. Přehlídka SDSS však podle T. Sousbieho aj. přinesla jeden zásadní výsledek, týkající se trojrozměrné stavby vesmíru. Zářící látka vesmíru (a potažmo asi i látka skrytá) je soustředěna do vláken (špaget) dlouhých 8,2 – 16,4 kpc. Tímto měřením je dobře potvrzována koncepce chladné skryté látky v rozpínajícím se vesmíru.

K. Landová si položila otázku, jak dalece je náš vesmír podivný, a to na základě přesných měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP, která pracuje již od konce roku 2001 a neustále zpřesňuje mapu těchto fluktuací. Autorka připodobňuje tvar současného vesmíru k děravé masové kuličce nabodnuté na párátko. Tím naznačuje, že párátko je rotační osa vesmíru, což okamžitě narušuje platnost obecně přijímaného kosmologického principu, že ve vesmíru je všechno homogenní a izotropní. Podle M. Tegmarka a A. deOliveriové-Costové leží osa kvadrupólu i oktupólu v rovině ekliptiky a směřuje k protilehlým uzlům zemské dráhy, tj. k jarnímu a podzimnímu bodu. Tomu odpovídá i analýza fluktuací reliktního záření z družice WMAP po 3 letech měření. Podle S. Caillerieho aj. by tato měření nasvědčovala tvrzení, že tvarem vesmíru je pravidelný dvanáctistěn, čímž oprášili Luminetovu domněnku (2003), která tehdy vzbudila spíše nesouhlasné reakce. Autoři totiž zjistili, že korelace mezi fluktuacemi reliktního záření náhle končí pro úhlově vzdálená pozorování více než 60°. Problém určení topologie vesmíru však spočívá zejména v tom, že nemůžeme v principu pozorovat celý vesmír, ale jen jeho (možná velmi zanedbatelnou) část. Absolutní mezi dohlednosti ve vesmíru (tzv. Hubbleova koule) je totiž nanejvýš 15 mld. roků, takže není zcela jisté, že budeme moci někdy určovat stavbu vesmíru z dostatečně reprezentativního vzorku prostoročasu.

Dalším palčivým problémem kosmologie je okolnost, že vesmír v principu nelze porovnávat s jiným vesmírem. Jakmile totiž začneme cokoliv z „jiného vesmíru“ pozorovat, okamžitě se to stává součástí našeho vesmíru. Dobře to charakterizoval známý americký astrofyzik J. Gunn: „Kosmologie dělá dojem, že to je věda, ale není, protože se v kosmologii nedají uskutečnit reprodukovatelné pokusy“. Podobá se tak evoluční biologii, která zkoumá jedinečný život (na Zemi).

M. Bojowald se zabýval další, spíše filosofickou otázkou, co se mohlo dít před velkým třeskem? Pokud se podaří vytvořit kvantovou teorii gravitace, je možné, že velký třesk nebyl počátek, ale spíše významný fázový přechod existence hmoty. To prakticky znamená, že předešlý vesmír se zhroutil do bodu, v němž se gravitace stala odpudivou silou, jež pak vyvolala velký třesk - okamžik zrození našeho vesmíru. V každém případě se však autor domnívá, že velký třesk představuje počátek toho, co se můžeme o hmotě dozvědět, jelikož v tom případě to, co se dělo „před“ velkým třeskem, nemá žádné měřitelné následky pro to, co se děje „potom“. Jinými slovy, jestliže hmota vesmíru „před“ velkým třeskem představovala kvantovou fluktuaci, tak všechna informace o ní se v okamžiku velkého třesku ztratila!

G. Laughlin a F. Adams vydali v kontrastu s předešlou úvahou knihu o daleké budoucnosti vesmíru, kdy vinou rostoucího podílu skryté energie dojde k překotnému rozpínání vesmíru přibližně za 100 mld. let. Tehdy i nejbližší okolní galaxie zmizí za obzorem událostí. Současně galaxie v Andromedě M31 a naše Galaxie vytvoří obří eliptickou galaxii, ale již za 100 biliónů let se ke Slunci těsně přiblíží jiná hvězda a odtrhne svou gravitací Zemi, která bude od té doby putovat jako bludný Holanďan temnotami vesmíru, pokud se ovšem vyhne pádu do černé veledíry v centru naší Galaxie, popř. v centru galaxie v Andromedě. Během úděsné doby 10120 roků se vesmír prakticky rozplyne v nicotu a jeho průměrná teplota klesne velmi blízko k absolutní nule. Tento scénář se obrazně nazývá „velký chlad“, ale je klidně možné, že se v mezidobí projeví platnost fyzikálních zákonů, o jejichž povaze nemáme tušení.

6.2. Problém skryté hmoty

S. Madchenko aj. zkoumali pozorované rozložení skryté látky uvnitř trpasličích galaxií, kde teoretické modely selhávají, protože dávají nekonečně vysokou hustotu skryté látky v jejich centru. Z pozorování však vyplývá, že hustota skryté látky v okolí jádra je konečná a stálá, tj. nezávisí na vzdálenosti od centra galaxie. To lze vysvětlit silným hvězdným větrem a výbuchy supernov, které dohromady promíchávají hustý mezihvězdný plyn v okolí jádra galaxie, čímž se snižuje gravitační potenciál a nepříjemná singularita zmizí.

R. Massey a N. Scoville v projektu COSMOS zobrazili pomocí HST 1,7 čtv. stupně oblohy a mapovali v něm ve třech rozměrech rozložení skryté látky vesmíru pomocí jejího účinku na gravitační čočkování 1 mil. galaxií až do vzdáleností 2 Gpc (polovina stáří vesmíru). Zjistili, že zastoupení skryté látky ve zkoumaném objemu je šestkrát vyšší než zastoupení látky zářící, a že prostorové rozložení obou látkových složek vesmíru se kryje.

A. Riess aj. využili objevu 13 vzdálených supernov Ia se z >1 v projektu GOODS (Chandra a ACS HST) k ověření platnosti stavové rovnice pro skrytou energii (dark energy) w(z) = -1 i potvrzení skutečnosti, že za posledních 10 mld. roků věku vesmíru se spektrální rozložení skryté energie nezměnilo. G. Miknaitis aj. a W. Wood-Vassey aj. dostali z obsáhlejšího souboru 102 supernov Ia se z v rozmezí 0,10 – 0,78 v kombinaci s výsledky přehlídky Supernova Legacy Survey v projektu ESSENCE pro stavovou rovnici skryté energie w = (-1,07 ±0,1) a zastoupení souhrnné hmotnosti skryté a zářící látky vesmíru ΩM = (0,27 ±0,03).

F. Wang aj. využili k výzkumu vlastností skryté energie jak supernov, tak fluktuací reliktního záření, akustických oscilací baryonů v přehlídce SDSS, měření zastoupení horkého plynu v kupách galaxií, růstu gravitačních poruch v přehlídce 2dFa rozložení vzdálených zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Odtud jim vyšla změna parametru w stavové rovnice od w = -1 pro současnost do w = -0,6 pro z = 1,75, tj. před 10 mld. let. Odtud též vyplývá, že k měřitelnému zrychlení tempa rozpínání vesmíru vlivem skryté energie došlo pro z v rozmezí 0,4 – 0,65 (před 4,3 – 6,0 mld.lety). I z tohoto komplexního výzkumu vychází tatáž hodnota ΩM = 0,27. M. Hobson aj. však poznamenávají, že i když je skrytá energie vesmíru jeho hlavní složkou, kvantová mechanika předvídá její ještě mnohem vyšší zastoupení - jde dokonce o vůbec největší nesouhlas teorie s pozorováním o neuvěřitelných 120 řádů a v tuto chvíli si s tím nikdo neví rady!

Se zajímavým postřehem přišli C. Lineweaver a C. Egan, kteří si uvědomili, že v současné epoše vesmíru je relativní zastoupení skryté látky i skryté energie zhruba téhož řádu, což je důsledek pozorouhodného výběrového efektu: jedině v tom případě je totiž vysoká pravděpodobnost výskytu planet terestrického typu a tedy i astronomů, kteří mohou vesmír rozumově zkoumat. Epocha srovnatelné velikosti skryté látky a skryté energie přitom není nijak dlouhá: v raném vesmíru je zastoupení skryté energie zanedbatelné, kdežto v senilním vesmíru je nicotné zastoupena baryonová látka, z níž jsou jak planety podobné Zemi, tak i hvězdáři. Pokud se tedy na planetě terestrického typu nestihne vyvinout inteligentní život do 10 mld. let od jejího vzniku, tak svou příležitost propásl.

6.3. Základní kosmologické parametry

F. van Leeuwen uskutečnil heroický projekt přepočítání všech paralax hvězd z katalogu družice HIPPARCOS na základě zlepšených údajů o systematických chybách měření na nestandardní oběžné dráze této družice. U některých známých objektů šlo o docela drastickou revizi paralax, zejména pro Deneb z 980 pc na 430 pc (!), ale pro Plejády se jejich vzdálenost mírně zvýšila ze 118 pc na 122 pc. Autor tím rovněž získal kvalitnější paralaxy pro bližší cefeidy v naší Galaxii a k nim přidal ještě 10 paralax blízkých cefeid z HST. Společně se třemi kolegy z Jižní Afriky tak přepočítali Hubbleovu konstantu H☉ z klasické práce A. Sandageho, takže příslušná hodnota H☉ vzrostla ze 62 na 70 km/s/Mpc. Podobně v klíčové práci W. Freedmanové aj. na základě měření z HST stoupla H☉ ze 72 na 76 km/s/Mpc. Zmenšil se také modul vzdálenosti Velkého Magellanova mračna na hodnotu (m - M) = 18,39 mag, tj. vzdálenost Mračna klesla na 47,5 kpc.

D. Spergel aj. využili tříletých měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP ke komplexnímu přepočtu parametrů standardního kosmologického modelu. Dostali tak H☉ = 73; w = (-0,97 ±0,07); ΩΛ = 0,72; součet klidových hmotností všech módů neutrin <0,66 eV/c2.

Jisté znepokojení vyvolala práce D. Schwarze a B. Weinhorsta, kteří zjistili, že z pozorování supernov třídy Ia pro z <0,2 vyplývá, že na severní polokouli se vesmír rozpíná zrychleně, kdežto na jižní polokouli konstantním tempem. Jelikož největší nesoulad rychlostí rozpínání se projevuje ve směru pólů nebeského rovníku, je ovšem pravděpodobné, že jde o neodhalený systematický efekt, nikoliv o anizotropii v rozpínání samotného vesmíru.

Poznámka: V tomto pokračování seriálu Žní jsem začal používat pro jednotný přepočet kosmologických červených posuvů z na vzdálenosti objektů v Gpc algoritmu z práce: E. L. Wright: PASP 118 (2006), 1711 pro plochý kosmologický model vesmíru. Autor používá pro tento model parametry: H☉ = 71 km/s/Mpc; zastoupení zářící a skryté látky vesmíru ΩM = 27 %; zastoupení skryté energie vesmíru ΩΛ = 0,73.

6.4. Reliktní a kosmické záření

L. Rudnick aj. objevili pomocí antény VLA „chladnou“ obří proluku v reliktním záření, jež je od nás vzdálena 3 Gpc o průměru 300 Mpc ve směru k souhvězdí Eridanu. Její původ není jasný, protože teorie nic takového nepředpokládá.

A. Kogut aj. ukázali, jak byla v tříletých údajích družice WMAP odečítána polarizace reliktního záření kosmického popředí, na němž se nejvíce podílí záření naší Galaxie. Autoři spočítali Stokesovy parametry I, Q a U po celé obloze s úhlovým rozlišením až 0,2° pro pět mikrovlnných frekvencí v rozsahu 23 – 94 GHz. Polarizační měření značně zvyšují hodnotu měření fluktuací reliktního záření pro účely kosmologie. Kosmologický červený posuv reliktního záření z = 1089 (380 tis. let po velkém třesku) je totiž podstatně větší, než kam lze do minulosti vesmíru dohlédnout v ostatních oborech elektromagnetického spektra.

J. Peacock upozornil, že nejvýznamnější složka vesmíru v podobě skryté energie svými vlastnostmi nápadně připomíná Einsteinovu kosmologickou konstantu LAMBDA, tj. fyzikální vakuum má homogenní a časově konstantní hustotu energie a vyvolává tak záporný tlak, způsobující přídavné rozpínání vesmíru. Energie vakua činí asi 2,4 meV/c2 s chybou jen 1 %.

D. Ballantyne aj. modelovali urychlování protonů v turbulentním magnetickém poli v okolí černé veledíry v centru naší Galaxii. Ukázali, že zásoba protonů se patrně nachází v prstenu, který obklopuje veledíru, přičemž jejich energie se pohybují v rozmezí 1 – 40 TeV a dohromady představují energii řádu 5.1038 TeV. Tento oblak vidí aparatura HESS, jež rovněž pozoruje protony unikající z prstenu až do úhlové vzdálenosti přes 1° od veledíry.

J. Abraham aj. uveřejnili první souhrnné výsledky pozorování kosmického záření o extrémních energiích pomocí hybridní (kombinace pozemních Čerenkovových detektorů a astronomických fluorescenčních detektorů spršek kosmického záření) Observatoře Pierra Augera za 3,7 roku expozice od ledna 2004 neúplnou aperturou observatoře, která byla v té době ještě ve výstavbě. Během zmíněného časového údobí se podařilo zaznamenat příchod 81 částic s primární energií vyšší než 40 EeV, z toho 27 částic mělo primární energii vyšší než 57 EeV, kde lze očekávat menší vliv intergalaktických a interstelárních magnetických polí na odchylky trajektorií částic od přímky.

Ze statistiky rozložení jejich směrů příletu jednoznačně vyplynulo, že rozložení je anizotropní, tj. že zdroje extrémně energetických částic (protonů a atomových jader) kosmického záření jsou diskrétní a leží velmi pravděpodobně za hranicemi Místní soustavy galaxií, ale blíže než 75 Mpc od nás. Ukázala to také statistická korelace mezi polohami zdrojů kosmického záření extrémních energií a polohami blízkých galaxií s aktivními jádry. Observatoř Pierra Augera v Argentině začala v rubrice Event Display na adrese www.auger.org uveřejňovat 1 % naměřených dat pro zachycené částice o energiích do 50 EeV s cílem povzbudit učitele i studenty, aby využili těchto údajů pro seznámení s problematikou kosmického záření o extrémních energiích.

6.5. Kosmologické principy

Uplynulo již půl století od epochální práce Wheelerova žáka H. Everetta III: „Relative State“ formulation of Quantum Mechanics (Rev. Modern Phys. 29 (1957), no. 3, 457), v níž se autor pokusil spojit obecnou relativitu s kvantovou mechanikou pomocí domněnky o paralelních souběžně existujících vesmírech. Ty však obvykle nevidíme, protože se zhroutí dříve, než je stihneme pozorovat vinou tzv. dekoherence. S odstupem doby je zřejmé, že Everett (*1931) měl tu smůlu, že přišel se svým nápadem příliš brzo, takže jeho lidský osud byl truchlivý. Další vědecké práce již nepublikoval, nezískal žádné akademické místo a zemřel v r. 1982, aniž by se dožil rehabilitace své práce, která je dnes považována za průkopnickou, přestože se pohybuje na tenkém ledě vědecké sci-fi. M. Tegmark explicitně vyslovil názor, že pokud přijímáme kvantovou mechaniku, musíme uvěřit i v paralelní vesmíry.

M. Abramowicz upozornil na další rozšířenou chybnou představu, že kosmologické rozpínání geometricky plochého třírozměrného prostoru vesmíru s křivostí 0 nelze při pozorování odlišit od kinematiky galaxií, jež se pohybují v plochém a nerozpínajícím se prostoru. Ve skutečnosti se totiž rozpínání vesmíru odehrává v zakřiveném prostoročase a to umožňuje odlišit kosmologické rozpínání od Dopplerova vzdalování v nerozpínajícím se prostoru, dokonce bez ohledu na to, zda by tento prostor byl geometricky plochý nebo zakřivený.

6.6. Astročásticová fyzika

Tento odstavec nelze začít jinak než zprávami o marném stopování neutrin v laboratoři i z kosmu. M. Ikeda aj. uveřejnili výsledky hledání mimoslunečních neutrin s energiemi řádu 10 MeV v detektoru Superkamiokande v obdobích květen 1996 - červenec 2001 a prosinec 2002 - říjen 2005, což představuje úhrnem 2589 dnů (téměř 7,1 roku) pozorování. Pokud by v tom období vzplanula supernova ve vzdálenosti do 10 kpc od Země, měla by podle současných teorií aparatura zaznamenat řádově 10 tis. neutrin této energie během několika desítek sekund. Jelikož nebyl zjištěn vůbec žádný signál, znamená to, že ve zmíněných intervalech v Galaxii ani jejím okolí do 100 kpc od Slunce žádná nevzplanula.

Ačkoliv již od r. 2000 funguje v Antarktidě obří detektor kosmických neutrin AMANDA hluboko zapuštěný do čirého antarktického ledu, všech 4282 neutrin, která byla zachycena do konce r. 2004 po průchodu zeměkoulí (AMANDA vybírá jen taková neutrina; jinak by byla zahlcena částicemi, přicházejícími z oblohy nad Antarktidou) pochází z rozpadu energetických částic primárního kosmického záření v atmosféře Země nad severní polokoulí. Ani jedno z registrovaných neutrin nepřiletělo z vesmíru, což je vlastně velké zklamání. Podobně skončilo neúspěchem hledání hypotetického sterilního neutrina v experimentu MiniBooNE v laboratoři Fermilab v Batavii (Illinois), který probíhal po dobu 9 roků. Neexistence sterilních neutrin je však dobrou zprávou pro platnost standardního částicového modelu kvarků a leptonů.

Stejně tak se stále nedaří nalézt Higgsův boson předpovězený již v letech 1963-64 řadou autorů, jenž by měl završit standardní částicový model. Nejblíže objevu byl urychlovač Tevatron ve Fermilabu, ale v r. 2007 se ani tam nepodařilo Higgsův boson objevit; tamější fyzikové stanovili alespoň horní mez jeho hmotnosti 144 GeV/c2. Větší naději tak bude mít až evropský urychlovač LHC v CERN u Ženevy, jehož spuštění se však neustále odsouvalo pro sérii technických problémů při stavbě a dokončování tohoto mimořádně složitého zařízení na hranici možností současné techniky.

C. Spiering poukázal na současný stav a perspektivy astročásticové fyziky v Evropě pro období do r. 2015. Největší úsilí bude soustředěno na rozpoznání povahy skryté látky vesmíru a na experimenty, které by mohly stanovit poločas rozpadu protonu. Třetím nosným tématem bude komplexní studium neutrin, jakož i výzkum nitra Slunce, Země a výbuchů supernov pomocí těchto plachých částic. Čtvrtým prioritním oborem se stává výzkum původu kosmického záření rekordních energií a posledním hledání gravitačních vln z vesmíru.

6.7. Relativistická astrofyzika

D. Kapner aj. uveřejnili výsledky důmyslného experimentu, při němž měřili gravitační sílu mezi třemi rotujícími disky o tloušťce 1 mm až do minimální vzdálenosti 55 μm od sebe pomocí Cavendishových torzních vah. Nenalezli přitom s přesností na 0,1 % žádné měřitelné odchylky od platnosti Newtonova gravitačního zákona, což mimochodem znamená, že údajné další geometrické rozměry vesmíru jsou „sbaleny“ pod délku 44 μm.

Naproti tomu vědeckou tragédií zejména pro vedoucího projektu F. Everitta ze Stanfordovy University představuje činnost americké družice Gravity Probe B, která odstartovala v dubnu 2004 po 44 letech (!) příprav a po vynaložení 760 mil. dolarů na její konstrukci a vypuštění. Družice měla na oběžné dráze kolem Země ověřit jemné efekty obecné teorie relativity (OTR; relativistickou deformaci prostoročasu v gravitačním poli Země a relativistické strhávání inerciální souřadné soustavy zemskou rotací) s rekordní přesností. I když družice měřila od konce srpna téhož roku až do konce září 2005, výsledek je žalostný. Podařilo se tak sice změřit geodetickou precesi s přesností na 1,5 %, ale nikoliv zmíněné strhávání prostoročasu, protože na klíčových součástkách experimentu - vyleštěných křemenných kuličkách čtyř gyroskopů - se hromadily elektrostatické náboje a souvislá měření byla narušována poruchami od slunečních erupcí. Vznikly tak velké systematické chyby měření, které se ani po velkém úsilí nepodařilo řešitelskému týmu odstranit.

Podle I. Ciufoliniho však lze pro ověření velikosti obou efektů OTR využít pozorování družic Lageos 1 a 2, vypuštěných na vysoké oběžné dráhy (>5,6 tis. km) v letech 1976 a 1992. Jde fakticky o nevelké (0,6 m) mosazné koule o hmotnosti cca 400 kg, jejichž povrch je pokryt 426 křemennými retroreflektory pro přesné laserové měření jejich polohy a tím i parametrů jejich dráhy. Z dosavadních mnohaletých měření byla ověřena geodetická precese OTR s přesností ma 0,1 % a strhávání souřadné soustavy s přesností 10 %.

Zatímco experimentální ověřování OTR je, jak patrno, obtížné, v teorii se podařil průlom díky numerické relativitě na soudobých výkonných počítačích. M. Campanelliová aj. ukázali na zajímavý důsledek splývání hvězdných (Kerrových) černých děr, které mají obecně různé hmotnosti a různě orientované spiny (osy rotace). Je-li např. osa spinů skloněna k oběžné rovině dvojdíry pod úhlem 45° a jestliže poměr hmotností obou složek dvojdíry je 1:2, pak slitá černá díra má spin otočený o 103° od původního směru a získá prostorovou rychlost 450 km/s, která je více než dvojnásobná proti případu, kdy by se slévaly nerotující (Schwarzschildovy) černé díry. Jsou-li spiny obou složek dvojdíry protiběžné a dosahují hodnot spinu ±0,5 (spin 1 znamená, že černá díra rotuje maximální možnou rychlostí), přičemž rotační osy leží v oběžné rovině dvojdíry, tak dostanou při slití rychlost přes 1,8 tis. km/s kolmo k oběžné rovině. Pokud by spiny dosáhly hodnot ±1, tak rychlost sloučené černé díry dosáhne dokonce 4 tis. km/s, takže takové objekty mohou navždy opustit i velmi hmotná jádra galaxií a stát se intergalaktickými nomády, protože únikové rychlosti z galaxií nikdy nepřesahují 2 tis. km/s.

Obdobné výpočty pro slévání černých veleděr v jádrech galaxií uveřejnili T. Bogdanovicová aj., C. Reynolds a C. Miller. Při rozdílným směrech spinu obou veleděr by mělo dojít k nesouměrnému vyzařování gravitačních vln a tím i k silnému gravitačnímu impulsu slité veledíry únikovou rychlostí z nitra galaxie. Akreční disky kolem veleděr však představují nástroj pro srovnání souososti obou složek, takže výsledný gravitační „štulec“ nepřesáhne 200 km/s. K podobnému výsledku dospěli také E. Bonning aj., kteří na jedné straně ukázali, že v „obnažené“ verzi by díky odrazu nesouměrným gravitačním vyzařováním černých veleděr dostala výsledná veledíra prostorovou rychlost řádu tisíců km/s, ale vlivem akrečních disků bude mít jen 0,2 % veleděr prostorovou rychlost >800 km/s a jen 0,04 % rychlost >2 500 km/s. Skutečně pak E. Nonningová aj. ukázali na souboru 2,6 tis. kvasarů z přehlídky SDSS, že ani jeden z nich nemá vysokou prostorovou rychlost.

Podle Y. Lua aj. mohou však binární černé veledíry v jádře galaxií vymrštit z galaxie osamělé hvězdy únikovou rychlostí až 1 tis. km/s. Alternativně stačí jedná černá veledíra na urychlení těsné dvojhvězdy, která se neopatrně dostala do blízkosti veledíry. Objev tak rychlé dvojhvězdy by byl zřetelným důkazem, že černé veledíry skutečně existují.

M. Micic aj. využili numerické relativity k simulaci procesů, které z hvězdných černých děr vytvářejí intermediální černé díry a nakonec i černé veledíry. Ukázali, že zdrojem intermediálních černých děr jsou hmotné hvězdy populace III, které žijí velmi krátce a zhroutí se na poměrně hmotné černé díry, které se již pro z = 11 (420 mil. let po velkém třesku) slévají na intermediální černé díry s hmotnostmi 100 – 100 000 M☉. Z nich pak nejpozději za další půl miliardu let vznikají černé veledíry o hmotnostech nad 1 MM☉, které však v té době ukončí růst, prožijí krátkou epizodu galaxií typu AGN, následovanou obdobím překotné tvorby hvězd a nakonec skončí jako „usedlé“ galaxie, příkladně jako naše Mléčná dráha.

V r. 1969 vyslovil známý britský teoretický fyzik R. Penrose domněnku, že nelze získat žádné informace o nahých singularitách při řešení rovnic OTR, protože jsou skryty za obzorem událostí. Podle Penroseho existuje tedy kosmická cenzura a jedinou nahou singularitou ve vesmíru je samotný velký třesk. Nyní však ukázali nezávisle A. da Silva a A. Peters s M. Wernerem, že při dostatečně rychlé rotaci elektricky nabité černé díry obzor událostí zmizí, takže v tom případě by kosmická cenzura nefungovala. Je ovšem otázka, zda skutečné černé díry nebo veledíry mohou nést elektrický náboj, i když teoreticky to možné je.

F. Tipler aj. se věnovali informačnímu paradoxu černých děr, protože, jak ukázal S. Hawking v sérii prací z let 1976-1996, pádem objektů do černých děr zaniká informace, kterou objekty nesly před pádem pod obzor událostí. Hawking však v r. 2005 změnil názor na informační paradox, ale zatím svůj důkaz nezveřejnil. To však nezávisle udělali T. Vachaspati, L. Krauss a D. Stojkovic, když ukázali, že materiál padající na černou díru ve skutečnosti z pohledu vnějšího pozorovatele „zamrzne“ na obzoru událostí a vlivem Hawkingova kvantového vyzařování se nakonec dostane zpět do vnějšího prostoru vesmíru, takže informační paradox opravdu neplatí. Zřejmě tedy existují „černé hvězdy“, které nenápadně a velmi pomalu informační paradox řeší stejně jako paradox termodynamický.

Dalším známým, ale dosud jen nepřímo potvrzeným důsledkem OTR je existence gravitačních vln při pohybu „gravitačních nábojů“, tj. při zrychleném nebo brzděném pohybu jakékoliv hmoty. Na rozdíl od silné elektromagnetické interakce je však gravitační interakce mimořádně slabá (pro srovnatelné objekty o plných 36 řádů!), takže sám A. Einstein dlouho na existenci gravitačních vln nevěřil a v r. 1936 dokonce ve spolupráci s N. Rosenem připravili teoretický důkaz jejich neexistence! Naštěstí H. P. Robertson stačil přesvědčit Einsteina, že v jejich interpretaci je chyba, kterou Einstein opravil - jak sám uvedl na konci článku - až po odjezdu spoluautora Rosena do Sovětského svazu. Výsledným článkem v r. 1937 (J. Franklin Inst. 223, 43) pak existenci gravitačních vln teoreticky dokázal!

V r. 2007 zjistili R. Easther aj., že v principu by bylo možné zaznamenat gravitační vlny z doby, kdy končila kosmologická inflace, tj. asi 10-32 s po velkém třesku. Téměř současně objevili J. Jonsson aj. efekt rozmítání frekvence gravitačních vln při splývání hmotných těsných dvojhvězd, které připomíná kolísavé houkání sirény. Frekvence kolísání je stálá, takže takové dvojhvězdy mohou sloužit jako gravitační „standardní svíčky“. Tím se též stávají nezávislými indikátory své vzdálenosti, protože kolektivní gravitační čočkování signálu v mezihvězdném prostoru (úměrné vzdálenosti) posouvá frekvenci houkání, podobně jako se mění okamžik příchodu impulzů rádiového záření pulsarů v závislosti na jejich frekvenci vlivem disperze rádiového záření na volných elektronech v mezihvězdném prostoru.

Podle C. Feffayeta a K. Menoua lze očekávat, že pozorování „houkajících sirén“ při splývání hmotných černých děr bude možné uskutečnit pomocí kosmického projektu LISA někdy koncem příštího desetiletí. Nicméně K. Belczynski aj. zchladili případný optimismus v tomto směru výpočtem pravděpodobnosti výskytu dvojhvězd složených z dvojice černých děr, když ukázali, že takové soustavy vznikají jen ojediněle. Jen o řád vyšší je pravděpodobnost vzniku dvojhvězd složených ze dvou neutronových hvězd, ale i takové soustavy jsou ve vesmíru vzácné (viz pulsar 1913+16, kde byly gravitační vlny objeveny nepřímo J. Taylorem a R. Hulsem v r. 1983 ze soustavného zkracování oběžné doby soustavy a získali tak v r. 1993 Nobelovu cenu za fyziku).

Od přímého objevu gravitačních vln jsme však stále ještě vzdáleni, i když technický pokrok aparatur je povzbuzující: jednak se docílilo synchronizace měření amerických aparatur LIGO s německým detektorem GEO600 a italsko-francouzským detektorem VIRGO a jednak se dle B. Abbotta aj. podařilo v r. 2007 zvýšit citlivost detektorů LIGO v pásmu frekvencí 51 – 150 Hz více než o řád a další řádové zvýšení citlivosti se už připravuje.

7. Život ve vesmíru

S. Cull poukázal na možnosti inverzní panspermie, tj. transportu zárodků života ze Země na jiná tělesa sluneční soustavy. Inverzní pasivní panspermie se odehrává bez lidského zásahu od té doby, co život na Zemi existuje. Při drtivých dopadech kosmických projektilů na Zemi se do kosmického prostoru dostávají také úlomky pozemských hornin obsahující baktérie - a jiné jednoduché organismy, které dokáží přežít kruté okolnosti startu i letu napříč Sluneční soustavou a mohou pak tvrdě přistát na některých tělesech s pevným povrchem, která nemusí být příliš nepřátelská pro jakýkoliv život. Nejvýhodnější možností z hlediska rychlosti impaktu je Saturnova největší družice Titan, kde rychlost vstupu do atmosféry Titanu činí 830 m/s, zatímco u Marsu je vstupní rychlost vyšší než 8 km/s. Mnohem drsněji by proběhlo přistání na Jupiterově družici Europa - tam je pádová rychlost 25 km/s. Brzdění v těchto případech rozhodně není zanedbatelné - přetížení dosahuje hodnot až 2.106 násobku zemské tíže! Nicméně některé pokusy naznačují, že i to mohou baktérie nebo spory přežít. Nedávno byly objeveny baktérie v jihoafrickém dole Tautona v hloubce 3 800 m pod zemským povrchem, které dokonce dokáží měnit čedič na minerály! Před 30 lety objevil americký mikrobiolog C. Woese třetí živou doménu (říši) Archaea (původně zvanou archebaktérie; předtím biologové znali jen dvě domény - baktérie a eukaryota), tvořící asi 20 % biomasy na Zemi. Archea jsou patrně vůbec nejstaršími obyvateli Země (doložené v mikrofosíliích před 3,5 mld. let) a jsou schopna žít ve velmi extrémních fyzikálních a chemických podmínkách.

Kromě pasivní inverzní panspermie existuje od r. 1959 i varianta aktivní, kdy do vesmíru lidstvo vypouští kosmické sondy, které mohou v principu cíleně nebo náhodně zasáhnout kterékoliv těleso sluneční soustavy. Pozemské baktérie v nedostatečně sterilizovaném tepelném plášti fotografické kamery měsíční sondy Lunar Surveyor 3 doletěly jako černí pasažéři na Měsíc, přežily tam více než 2,5 roku prudké kolísání teplot, vakuum i kosmickou radiaci a po návratu kamery na Zemi v kosmické lodi Apollo 12 se dál rozmnožovaly! Další pozemské mikroorganismy v nedostatečně sterilizovaných sondách se dostaly při tvrdých, ale často i měkkých přistáních na povrch Venuše, Marsu, Titanu, planetky Eros a jádra komety Tempel 1.

Nejen inverzní, ale také standardní panspermie z cizích těles planetární soustavy na Zemi je v principu možná, jak ukázaly pokusy D. Stöflera aj., když vystavili spory Bacillus subtilisa mechu Xantoria elegans tlakům až 45 GPa a spory Chroococcidiopsis tlaku až 10 GPa - a všechny to přežily. Standardní scénář pro případné mimozemské mikroorganismy zavlečené na Zemi tedy začíná dostatečně mocným impaktem kosmického projektilu na větší mimozemský objekt s kamenným povrchem (Mars a tělesa Marsu podobná), což vymrští při nárazu do kosmu úlomky tamějších hornin obsahující uvnitř ony mikroorganismy. Tyto úlomky se po delším putování meziplanetárním prostorem mohou srazit se Zemi jako meteority a mikroorganismy ukryté uvnitř docela dobře přežijí velké brzdění i krátkodobý ohřev meteoritu, který je uvnitř snesitelný. Podle J. Hornera aj. také pro vznik a rozvoj života na Zemi není nutné, aby Zemi chránil Jupiter před velkými impakty kosmických projektilů; právě naopak mohly tyto impakty usnadnit vznik a urychlit vývoj života na Zemi!

V r. 2007 uplynulo už 30 let od startu kosmických sond Voyager, jež nesou na návrh C. Sagana na své palubě speciální videodesky z poselstvím pozemšťanů do hlubokého vesmíru. Tato kosmická lahvová pošta je sice pomalá, ale spolehlivá - informace na deskách budou čitelné po desítky milionů let. U vědeckého úsilí o hledání stop života ve vesmíru stáli také čeští odborníci, především aerodynamik Rudolf Pešek (1905-1989), jenž v r. 1966 vymyslel populární akronym CETI (Komunikace s mimozemšťany) a prosadil toto téma v v Mezinárodní astronautické akademii.

Akronym se později změnil na skromnější SETI (Hledání mimozemšťanů) a zatím vrcholí pozoruhodným projektem sdíleného počítání SETI@Home, navržený pracovníky Kalifornské univerzity v Berkeley. Obří 305m radioteleskop v Arecibu totiž souběžně s vědeckým astronomickým programem registruje kosmický rádiový šum s cílem objevit v něm pomocí Fourierovy analýzy případné signály umělého původu ze vzdáleného vesmíru. Klíčem pro úspěšnou implementaci programu je spolupráce s miliony zájemců s osobními počítači, kteří obdrží z centrály balíčky se zachyceným šumem i program pro jejich analýzu. K výpočtům se užívá času, kdy počítač běží naprázdno, jako alternativy k zobrazování šetřiče obrazovky. Program je mimořádně populární právě v Česku, které se v dlouhodobé tabulce spolupracovníků podle množství zpracovaných balíčků dostalo v r. 2007 na velmi čestné 4. místo ve světě.

Navzdory opravdu monumentálnímu úsilí se však dosud žádný umělý signál v šumu z Areciba nepodařilo nalézt. Program sám se však stal vzorem pro další projekty sdíleného počítání, které se obdobně vyhlašují nejenom v astronomii, ale i v dalších oborech přírodních věd, od umělé inteligence (MindModeling@Home) přes kosmologické modely (Cosmology@home), hledání gravitačních vln (Einstein@Home) až po výzkumy v genetice (Superlink@Technion) nebo farmakologii (DrugDiscovery@Home).

Objevy kamenných exoplanet posunuly však astronomické úsilí od hledání inteligentních mimozemšťanů spíše k relativně jednoduššímu úkolu nalezení známek primitivního života (SETL - - hledání mimozemského života) na exoplanetách v ekosférách mateřských hvězd. Jak uvedli L. Kalteneggerová aj., lze již současnými spektrografy v infračerveném oboru nalézt známky přítomnosti vodní páry a ozónu v atmosférách exoplanet, což jsou příznivé okolnosti pro tamější život. Detekce molekul kyslíku a oxidu dusíku N20 je však obtížnější, neboť vyžaduje vyšší spektrální rozlišení a tedy více světla do spektrografu. A. Segura aj. však upozornili, že jak kyslík, tak ozón se mohou v atmosférách exoplanet vyskytovat i bez činnosti živých organismů (abioticky), pokud planetární atmosféra obsahuje hodně CO2. Naproti tomu je původ obou molekul kyslíku biotický, pokud je současně v planetární atmosféře výrazně přítomna vodní pára. K hledání těchto známek života tak zřejmě poslouží až obří teleskopy příští generace, které mají být uvedeny do provozu před r. 2020.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická astronomie

Generální ředitelka ESO C. Cesarsky popsala zrod ambiciózního projektu Evropské jižní observatoře - obřího dalekohledu E-ELT. První odborné diskuse o jeho specifikaci proběhly na poradách v Edinburku v r. 2000 a pak na dvoutýdenním soustředění v Leidenu v r. 2001. Koncem r. 2004 přijalo vedení ESO projekt 100m teleskopu OWL a představilo jej odborné veřejnosti na 232. sympoziu IAU v Kapském městě v r. 2005. Koncem r. 2005 však ubralo na plánovaném průměru primárního zrcadla v rozsahu 30 – 60 m. Během r. 2006 pak padlo konečné rozhodnutí o velikosti skládaného (segmentovaného) primárního zrcadla 42 m a konečném názvu teleskopu E-ELT (Evropský extrémně velký teleskop). Jde tedy s převahou o nejmohutnější pozemní optický dalekohled, jehož výstavba je v podstatě odborně, technicky i finančně zaručena a jenž by měl dosáhnout „prvního světla“ kolem r. 2018. Jeho sběrná plocha bude o 30 % větší než sečtená sběrná plocha dvou dalších plánovaných obřích dalekohledů: TMT (492 segmentů o průměru 1,4 m; ekvivalentní průměr 30 m; Mauna Kea; Kalifornská univerzita + Kanada) a GMT (6 monolitických zrcadel s průměrem 8,4 m; ekv. průměr 21,4 m; Las Campanas; USA + Austrálie). I tyto dalekohledy by měly mít první světlo kolem r. 2018; problémem však zůstává jejich souběžné financování ve Spojených státech.

V červenci 2007 byl na observatoři Roque de Los Muchachos - (2 400 m n.m., ostrov La Palma, Kanárské ostrovy) po 7 letech výstavby slavnostně inaugurován největší španělský teleskop GTC o průměru zrcadla 10,4 m. Dalekohled byl zčásti financován také vědeckými pracovišti v USA a v Mexiku. Zrcadlo se skládá z 36 segmentů o průměru 1,9 m a hmotnosti 0,5 t. Dalekohled pracuje v konfiguraci Ritchey-Chrétien a je vybaven systémem adaptivní optiky, která dává průměr bodových obrazů 0,18’. Očekává se, že GTC zahájí vědecká pozorování v polovině r. 2008.

Dnes velmi rozšířená konfigurace Ritchey-Chrétien kombinuje konkávní hyperbolické primární zrcadlo s konvexním sekundárním zrcadlem. Hyperbolické plochy výrobu zrcadel silně prodražují, ale pro profesionální použití je důležitější zlepšený výkon dalekohledu - velké zorné pole zcela bez komy. Nyní však proslulá americká firma Meade přišla na trh s elegantním a lacinějším řešením, když do sestavy RC přidala třetí čočku korigující astigmatismus. Tato úprava totiž umožňuje použít laciné kulové primární zrcadlo, jež se ve spojení s korekční čočkou chová jako hyperbolické. Díky vtipnému umístění korekční čočky se lze navíc vyhnout držákům sekundárního zrcadla, jež se projevují známými difrakčními obrazci kolem jasných hvězd. Patentované řešení vhodné pro menší amatérské přístroje ovšem vyvolalo napětí mezi ostatními výrobci amatérských astronomických dalekohledů.

R. Petrov aj. ohlásili zahájení vědeckého provozu obřího interferometru AMBER pro blízkou infračervenou oblast spektra, jenž pracuje ve spojení se třemi dalekohledy VLT ESO na hoře Paranal v Chile. Interferometr kombinuje světlo dopadající do ohnisek tří 8m dalekohledů, takže jeho základna měří >130 m a sběrná plocha zrcadel dosahuje >150 m2 (v závislosti na směru pozorování vůči spojnici dalekohledů). Interferometr může pořizovat spektra objektů jasnějších než K = 9 mag.

Pro čtyři kamery přehlídkové soustavy Pan-STARRS-1 na sopce Haleakala na havajském ostrově Maui se podařilo vyvinout čtvercový mozaikový komplex CCD o straně 400 mm, skládající se ze 4 tis. individuálních čipů se souhrnnou kapacitou 1,4 Gpix. Každá kamera má primární zrcadlo s průměrem 1,8 m a zorným polem o průměru 3°. Při přehlídkách se počítá s expozicemi dlouhými 30 – 60 s, na nichž budou zobrazeny bodové objekty do 24 mag. Během expozice zůstanou kamery nehybné; „pointaci“ snímků obstará elektronické přesouvání nábojů do sousedních pixelů - podle směru pohybu oblohy. Každou jasnou noc zobrazí přehlídka asi 6 tis. čtv. stupňů oblohy. Během jedné lunace bude každá část oblohy viditelné v té doby z Havaje zobrazena alespoň třikrát.

V. Dhillon aj. popsali přenosný vysokorychlostní zobrazovací fotometr ULTRACAM, jenž dokáže pořídit optické snímky s frekvencí až 500 Hz a dá se instalovat na různé dalekohledy podle potřeby. Zatím byl vyzkoušen na britském 4,2m teleskopu WHT a evropském 8,2m VLT ESO. Jak uvádějí J. Bland-Hawtorn a A. Horton, je dokonce možné, že v budoucnu se v astronomii objeví spektrografy zcela bez optiky, které budou těžit z vynálezu levnějšího fotonického spektrografu holandským optikem M. Smitem z r. 1991.

U Haleova 5m na Palomaru instalovali nový systém adaptivní optiky LUCKY. Aparatura pořizuje snímky s kadencí minimálně 20 Hz, jež jsou aspoň částečně korigovány adaptivní optikou. Pomocí výpočetního programu se odtud vyberou nejkvalitnější záběry a ty se znovu zpracují metodou adaptivní optiky. Výsledkem je úhlové rozlišení snímků dvakrát vyšší než u snímků z HST! C. Baltay aj. popsali radikální změnu v pozorování proslulou palomarskou 1,26m Schmidtovou komorou S. Oschina. Místo klasických fotografických skleněných desek se začalo používat digitální kamery QUEST vybavené mozaikovým čipem, složených ze 112 obdélníkových čipů CCD o rozměrech 600 × 2 400 pixelů, čím se získá zorné pole Schmidtovy komory o rozměru 3,6° × 4,6°. Kvantová účinnost čipů na vlnové délce 600 nm dosahuje neuvěřitelných 95 %! Schmidtovu komoru lze nyní používat ve dvou módech: skenovacím do vzdálenosti 25° od nebeského rovníku s expozicemi <140 s a pointačním bez těchto omezení. Mezní hvězdná velikost dosahuje 17,5 mag (filtr U); 21,0 mag (B); 21,2 mag (R) a 20,6 mag (I).

J. Pepper aj. instalovali extrémně malý robotický dalekohled KELT pro rychlé synoptické přehlídky oblohy s cílem odhalovat přechody exoplanet přes mateřské hvězdy slunečního typu ponejvíce 8 – 10 mag. Jde o refraktor s průměrem objektivu 42 mm (!) a světelností f/1,9, jenž je schopen zachytit naráz čtvercové zorné pole o straně 26° a může periodicky proměřovat čtvrtinu plochy severní oblohy. Nachází se na Winerově observatoři v Arizoně na 32° sev. šířky v nadmořské výšce 1 500 m.

M. Shetrone aj. shrnuli zkušenosti z prvního desetiletí provozu segmentového dalekohledu Hobby-Eberly (HET) s efektivní aperturou 9,2 m na McDonaldově observatoři v Texasu. Primární zrcadlo je tvořeno 91 segmenty o průměru 1 m ze Zeroduru a je pevně skloněn k zenitu pod úhlem 35°. To mu dává během roku možnost sledovat astronomické objekty v rozsahu deklinací -11 – +71°, především však v užším rozsahu -4 – +65°. Během pozorování daného objektu se však sám dalekohled nepohybuje; pohybuje se kamera s detektorem CCD v primárním ohnisku. HET je otočný pouze v azimutu, což umožňuje v dané noci sledovat zvolený objekt v užším rozsahu deklinací ve dvou oddělených časových intervalech.

Své jubileum 40 let oslavil také největší český dalekohled, ondřejovský dvoumetr. Jeho stavba byla zahájena v dubnu 1963, v prosinci 1964 proběhla kolaudace kopule, počátkem března 1967 byl poprvé v hledáčku dalekohledu pozorován Jupiter a v srpnu téhož roku byl dalekohled uveden do provozu při příležitosti konání XIII. kongresu IAU v Praze. První spektrum (novy HR Delphini) se podařilo zaznamenat v polovině října 1967. Astronomický ústav AV ČR uspořádal při té příležitosti seminář, kde se sešla většina domácích uživatelů dalekohledu, jenž je až na výjimky využíván pro vysokodisperzní spektroskopii proměnných hvězd.

Kanadský astronom E. Borra připomněl, že první návrh rotujícího rtuťového zrcadla pro astronomické účely uveřejnil již v r. 1850 Ital E. Capocci; Borra tento návrh oprášil v r. 1982, když si uvědomil, že na rozdíl od skleněných zrcadel, jejichž tvar se vlivem gravitace deformuje, u rotujících kapalných zrcadel gravitace naopak zrcadlo neustále vrací do přesného parabolického tvaru. Ideální pro použití v astronomii by bylo nalézt kapalinu, jež zůstává tekutou při teplotách pod 130 K. K tomuto účelu se hodí tzv. iontové kapaliny pokryté tenkou vrstvičkou stříbra. Zatím se však podařilo najít kapalinu, která zůstává tekutou jen při teplotě nad 175 K.

P. Hickson aj. dokončili v říjnu 2005 stavbu zenitového dalekohledu se zatím největším kapalným rtuťovým zrcadlem o průměru 6 m a světelnosti f/1,5. Je postaven ve výšce 400 m n.m. v Coast Mts. na jihozápadě kanadské provincie Britská Kolumbie za cenu nižší než 1 mil. dolarů. Rtuťové zrcadlo o hmotnosti 100 kg má tloušťku jen 1,2 mm. Jeho povrch je chráněn mylarovou fólií a rotuje na vzduchových polštářích rychlostí 7 otáček za minutu; do pohybu se uvádí ručně! Nejvyšší odrazivosti 77 % dosahuje v červené oblasti spektra kolem 0,6 μm. Zorné pole dalekohledu má průměr 23 obl. minut a přístupná plocha oblohy dosahuje 64 čtv. stupňů. Kanaďané chtějí zkušeností s tímto strojem využít pro postavení 8m rtuťového dalekohledu ALPACA v Chile, jenž by měl zorné pole o průměru plné 3°.

C. Graney se zabýval otázkou, jak přesná byla poziční měření G. Galileiho nebeských těles v letech 1610-1613, kdy konal intenzivní pozorování. Zjistil, že s rostoucí Galileiho zkušeností přesnost jeho pozičních měření stoupala až na úhlovou chybu <2’.

Zajímavou autorovu poznámku o poslání populární Dobsonovy montáže pro amatérské dalekohledy citovala M. Martinová: „Cena astronomického dalekohledu se nemá měřit průměrem a kvalitou optiky, nýbrž počtem lidí, kteří se jím mohou podívat na oblohu. Obloha nepředstavuje část pozorovacího stanoviště; naopak pozorovací stanoviště je součástí oblohy.“

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Nejvýkonnější kamera ACS HST pořídila v březnu a červenci 2005 celkem 48 černobílých snímků rozsáhlé mlhoviny NGC 3372 (Carina - Lodní kýl; 2,3 kpc; stáří 3 mil. let) v červeném pásmu spektra. Počítačem zpracovanou skvělou mozaiku mlhoviny zbarvenou podle širokopásmových snímků téže mlhoviny 4m teleskopem CTIO zveřejnila NASA při příležitosti 17. výročí startu HST v dubnu 2007. Přibližně tak asi vypadala anonymní zárodečná mlhovina, v níž vznikla Sluneční soustava před 4,6 mld. let.

Během 17 let provozu oběhl HST Zemi téměř stotisíckrát a urazil tak dráhu bezmála 4 mld. km. Díky jeho opakovaně vylepšovanému technickému stavu se za tu dobu podařilo získat na půl milionu snímků a vykonat dalších 300 tis. různých pozorování více než 25 tis. rozličných objektů v blízkém i vzdáleném vesmíru. Úhrnný objem přenesených vědeckých údajů dosáhl 30 TB a vedl k publikacím téměř 7 tis. prací v recenzovaných časopisech. Koncem ledna 2007 se však špičková kamera ACS kvůli krátkému spojení v elektrických obvodech napájení poroučela, když v předešlých letech se podílela na využití HST v 80 % celkového pozorovacího času. Koncem srpna 2007 selhal gyroskop č. 2, který byl po dvou dnech nahrazen nastartovaným gyroskopem č. 6. Jelikož gyroskop č. 1 dosud pracuje, řídí se HST kvůli prodloužení své životnosti jen pomocí dvou gyroskopů. Převis poptávky pozorovacího času na HST nad nabídkou přesto zůstal na poměru 5,7 : 1 jako v předešlých letech.

Ostrý start infračervené observatoře SOFIA na palubě upraveného letadla B-747 se stále odkládá. Koncem dubna 2007 se uskutečnil nad Mojavskou pouští první let s otevřenými vraty v boční stěně trupu s tím, že tyto aerodynamické testy ještě bez dalekohledu o hmotnosti 22,5 t budou pokračovat po dobu nejméně roku.

8.3. Radiová astronomie

Koncem listopadu 2006 byl v kráteru sopky Sierra Negra ve výšce 4,6 km ve vzdálenosti asi 350 km jihovýchodně od hlavního města Mexika slavnostně inaugurován společný mexicko-americký Velký milimetrový radioteleskop (LMT) postavený nákladem skoro 130 mil. dolarů. Radioteleskop o průměru velmi přesné paraboly 50 m umožní zkoumat kosmické mikrovlnné zdroje v pásmu 0,8 – 4,0 mm. Začátek vědecké práce radioteleskopu se očekává v r. 2009. G. Siringo aj. uvedli v květnu 2007 do chodu bolometr LABOCA pro vlnovou délku 0,87 mm u submilimetrového 12m radioteleskopu APEX ESO v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5,1 km. Velká nadmořská výška u těchto mikrovlnných aparatur je nutná kvůli silnému pohlcování mikrovlnného záření vodní parou, která se převážně koncentruje v nadmořských výškách do 4 km. Oba přístroje budou astronomové ovládat dálkově, protože se ukazuje, že i krátkodobý pobyt netrénovaných osob ve výškách nad 3 km přináší s sebou zdravotní rizika.

V Jodrell Banku ve Velké Británii proběhly v r. 2007 oslavy půlstoletého výročí obřího Lovellova radioteleskopu s průměrem paraboly 76 m. Sir Bernard Lovell (*1913) se v mládí zajímal o kosmické záření velmi vysokých energií, které chtěl studovat na francouzské observatoři na Pic du Midi, ale v r. 1939 byl povolán do tajné britské laboratoře k vývoji leteckého radaru pro noční navigaci bombardérů. Po válce využil radaru k sledování ozvěn od meteorů a objevu denních meteorických rojů. Rozhodl se pak postavit v Jodrell Banku obří radioteleskop, jehož kovovou síť musel v průběhu výstavby zjemnit i pro příjem decimetrových vln, když H. van de Hulst a I. Šklovskij objevili, že na vlně 211 mm září mezihvězdný neutrální vodík. Tím se stavba prodražila o čtvrt milionu liber a Lovellovi hrozilo v září 1957 vězení pro dlužníky. Naštěstí pro něho i pro světovou radioastronomii vypustil Sovětský svaz 4. října 1957 první umělou družici Země a když R. Hanbury Brown bleskově předělal Lovellův radioteleskop na výkonný radar, ukázalo se, že jde o jediný radar na Západě, který byl schopen monitorovat dráhu třetího stupně nosné rakety Sputniku. Dluhy byly zapomenuty a v r. 1961 byl Sir Lovell povýšen do šlechtického stavu. Radioteleskop prošel několika technickými rekonstrukcemi, takže stále patří k nejvýkonnějším na světě.

8.4. Astronomické umělé družice

Koncem prosince 2006 odstartovala francouzská družice CoRoT na středně vysokou (900 km) polární dráhu. Na její palubě je 0,3 m zrcadlo se širokoúhlou kamerou se zorným polem o průměru 2,8°. Cílem družice je jednak hledat exoplanety metodou transitů a jednak měřit oscilace povrchů hvězd pro účely asteroseismologie. Relativní přesnost měření jasností hvězd je obdivuhodná, řádu 10-5.

Počátkem r. 2007 byly zveřejněny první vědecké výsledky z japonské umělé družice Suzaku, sestrojené ve spolupráci s NASA. Družice slouží pro studium kosmických zdrojů v měkkém i tvrdém rentgenovém záření a byla vypuštěna na nízkou oběžnou dráhu se sklonem 31° k rovníku v červenci 2005. Její čtyři kamery pro pásmo 0,4 – 10 keV umožňují studovat spektra kosmických objektů s rozlišením 12 nebo 120 eV. Pátý detektor může měřit tvrdé rentgenové záření z kosmu v pásmu energií 10 – 700 keV.

Koncem dubna 2007 odstartovala italská umělá družice AGILE rovněž na nízkou oběžnou dráhu v rovině rovníku. Její hlavní přístroje umožní sledovat kosmické objekty v pásmu energií záření gama 30 MeV – 50 GeV s přesností polohy na 10 obl. minut, jakož i přechodné zdroje gama včetně GRB v pásmu 0,3 – 200 MeV. Na palubě družice se však nalézá také detektor tvrdého rentgenového záření v pásmu 15 – 45 keV.

V polovině června 2007 byla vypuštěna mezinárodní družice GLAST, po startu přejmenovaná na Fermi, určená především pro výzkum záření gama. Družice jen po dvou týdnech kalibrací započala svůj hlavní program opakovaných přehlídek celé oblohy, což dokáže v neuvěřitelně krátkém čase 3 h. Na její palubě je jednak přehlídkový teleskop LAT pro pásmo energií 30 MeV - 300 GeV se zorným polem přes 2 steradiány (pětina oblohy), určující polohu zdrojů s přesností na 1 obl. minutu a jednak monitor zábleskových zdrojů záření gama (GRB) s širokým zorným úhlem, vynikajícím časovým rozlišením a s citlivostí již od energie záblesku 8 keV do 30 MeV. Na konstrukci přístrojů pro družici se kromě amerických univerzit a NASA podíleli také odborníci z Německa, Francie, Itálie, Švédska a Japonska.

V polovině července 2007 skončila po 8 letech provozu americká družice FUSE pro dalekou oblast ultrafialového záření (pásmo 90 – 119 nm). Přinesla jedinečné výsledky zejména pro studium deutéria v blízkém i velmi vzdáleném vesmíru, zveřejněné ve více než 400 pracích. Koncem července ukončila 1,5 roku úspěšného provozu japonsko-evropská družice Akari, jež zmapovala přes 90 % oblohy v šesti pásmech střední i daleké infračervené oblasti spektra s úhlovým rozlišením lepším, než měla družice IRAS - pomocí zrcadla v konfiguraci RC (f/6) o průměru 0,7 m a čidel chlazených na 6 K.

V říjnu 2007 si astronomové na celém světě připomněli půlstoletí od vypuštění první umělé družice Země tehdejším SSSR, čímž začala slavná epocha kosmonautiky. J. Popov a E. Akim při té příležitosti připomněli velkou zásluhu na tomto úspěchu, kterou měl „hlavní teoretik“ sovětské kosmonautiky M. Keldyš, jenž většinou zůstával v mediálním stínu raketových konstruktérů. Na opačné straně zeměkoule ve Spojených státech byl takovým nenápadným hrdinou známý americký astronom F. Whipple, který již v r. 1956 vsadil na americké astronomy-amatéry a radioamatéry v projektu Moonwatch, jehož cílem bylo optické a rádiové sledování umělých družic, popřípadě posledních stupňů kosmických raket. Souběžně se sice začaly konstruovat světelné širokoúhlé komory podle návrhu J. Bakera a J. Nunna, ale ty nebyly v době vypuštění prvního Sputniku ještě v provozu.

Naproti tomu bylo v létě r. 1957 do projektu Moonwatch zapojeno 1,5 tis. dobrovolníků především v USA, Japonsku a Austrálii. Whipple tehdy svěřil řízení rozsáhlého projektu svému kolegovi J. Allenu Hynkovi. Dobrovolníci si mohli koupit za 50 dolarů (v dnešních cenách by to bylo 300 dolarů!) refraktory s průměrem objektivu 51 mm (f/3,5) se zvětšením 5,5x, zorným polem 12,5° a snadno dosahovali při vizuálním pozorování mezní hvězdnou velikost 8 mag. Před objektivem dalekohledu bylo umístěno šikmo skloněné zrcátko místo okulárového hranolu. Dobrovolníci trénovali pozorování při nočních přeletech letadel již od května 1957 a učili se určovat průlet objektů poledníkem s přesností polohy na 1° a v čase na 1 s (hlášení natáčeli na magnetofony s kalibrací pomocí časových signálů).

Pečlivá příprava se opravdu vyplatila, neboť již 8. října 1957 zpozorovali amatéři v Austrálii první Sputnik vizuálně a o dva dny později ho viděli dobrovolníci v New Havenu v USA. Jelikož rádiové pípání Sputniku skončilo po 3 týdnech, bylo to právě optické sledování amatérů, které umožnilo určovat dráhu Sputniku až do jeho zániku v zemské atmosféře v lednu 1958; kromě toho dokázali sledovat i 3. stupeň jeho nosné rakety a dokonce i oddělený kuželový kryt družice. Ještě snazší bylo pozorování Sputniku 2, neboť ten se od 3. stupně nosné rakety neoddělil a jeho zánik v polovině dubna 1958 byl přímo pozorován právě nad severní Amerikou. Podobně mohli amatéři pozorovat první americké družice počínaje Explorerem 1, jenž byl pozorován v Texasu a Novém Mexiku už dva dny po startu. Projekt Moonwatch vrcholil počátkem 60. let minulého století, kdy např. v květnu 1961 spatřili pozorovatelé v Cincinnati v Ohiu 47 průchodů 24 různých družic poledníkem během jediné noci a kdy byl v září 1962 přímo pozorován dopad trosek Sputniku 4 ve Wisconsinu. Pozorování pokračovala až do r. 1975, kdy byl projekt zrušen. Bakerovy-Nunnovy kamery začaly fungovat od léta 1958, ale sledování družic převzala brzy armáda pomocí výkonných radarů sítě NORAD. Pouze pro družice na geostacionárních drahách jsou dosud optická pozorování nenahraditelná. Hlavním překvapením z programu Moonwatch byl objev výrazných fluktuací hustoty zemské atmosféry ve velkých výškách zejména v závislosti na sluneční činnosti. Proto je vlastně tak nutné všechny družice neustále sledovat a korigovat předpovědi jejich budoucí dráhy.

Týká se to rovněž ISS, která je postupně čím dál jasnější, jak se doplňuje novými moduly a tudíž snadno viditelná pouhým okem; nicméně předpovědi její viditelnosti na internetu jsou dostatečně přesné jen na nějakých 10 dnů dopředu. Oblíbený cíl amatérských snímků však zdaleka není tak oblíben u odborníků, jakým je např. nositel Nobelovy ceny za fyziku S. Weinberg, jenž ISS považuje za „orbitální fiasko“. Přitom jde s převahou o nejdražší projekt kosmonautiky, jehož cena se blíží částce 100 mld. dolarů.

V kontrastu s tím NASA za posledních 20 let vypustila jednak 45 astronomických družic v celkové ceně 16 mld. dolarů a jednak 15 kosmických sond pro výzkum Sluneční soustavy za cenu 7,2 mld. dolarů, z toho sondy pro výzkum Marsu přišly na 3,2 mld. dolarů, dále 8 sond pro výzkum Slunce stálo 1,3 mld. dolarů a 5 sond pro výzkum komet a planetek necelou 1 mld. dolarů. Opravdový vědecký výzkum vesmíru, přinášející zásadní vědecké poznatky i inspiraci pro mnohé technické aplikace, je tedy relativně laciný v porovnání s obrovskými náklady na stavbu a provoz stanice ISS, jejíž význam pro vědu i techniku je poměrně nepatrný.

Ještě větší veřejné pohoršení však způsobil čínský sestřel vlastní vysloužilé meteorologické družice kinetickým projektilem 11. ledna 2007 ve výšce 860 km nad Zemi. Pokus demonstrující vojenskou sílu asijské velmoci totiž rozbil obě tělesa na minimálně 40 tis. nebezpečných úlomků, které mohou poškodit nebo zničit nejen řadu družic (včetně HST), ale i ISS. Zejména úlomky, které se dostaly na dráhy ve vzdálenosti nad 1 tis. km nad Zemí, zůstanou hrozbou po tisíce roků, než klesnou do hustých vrstev atmosféry a tam zaniknou. T. Schildknecht aj. upozornili, že ani větší úlomky ve výškách nad 2 tis. km nejsou vůbec pod kontrolou, protože na ně „nedosáhnou“ radary. Lze je však pozorovat opticky.

8.5. Kosmické sondy

Koncem října 2006 byla vypuštěna dvojice kosmických sond STEREO A+B, jež se postupně vzdálily od Země „dopředu“ (A) a „dozadu“ (B) na prakticky společné oběžné dráze kolem Slunce. Jejich cílem je totiž pořizovat stereoskopické snímky sluneční činnosti, zvláště pak koronálních výtrysků hmoty a získávat tak kvalitní údaje o vztazích Slunce-Země. Po roce driftování jsou obě sondy od sebe navzájem vzdáleny o 45° a každým dalším rokem se vzdálí od Země o dalších 800 tis. km. Sonda B využila přechodu Měsíce přes sluneční kotouč dne 25. 2. 2007 ke kalibraci temného proudu v čipech, které snímají Slunce v daleké ultrafialové oblasti spektra.

Počátkem listopadu 2006 skončila svou činnost vinou chyby v řídícím počítači nejdéle fungující umělá družice Marsu MGS (Mars Global Surveyor), která byla vypuštěna ze Země v listopadu 1996 a usadila se na parkovací dráze u Marsu v září 1997. Její původně velmi protáhlá dráha se pak postupně měnila až do března 1999, kdy nabyla svých konečných parametrů s pericentrem 367 km a apocentrem 438 km nad povrchem planety. MGS snímkoval povrch Marsu po dobu pěti oběhů planety kolem Slunce a pořídil celkem 240 tis. podrobných snímků, které jsou přístupné na internetu.

V polovině září zamířila k Měsíci japonská sonda SELENE (Kaguya). Již 3. října se dostala na protáhlou parkovací dráhu u Měsíce a během října vypustila dva subsatelity a sama postupně přešla na nízkou (100 km) kruhovou dráhu kolem Měsíce. Jejím hlavním cílem bylo zkoumání původu a geologického vývoje Měsíce a podrobné měření gravitačního pole Měsíce pomocí rádiových měření poloh a rychlostí družice. Koncem října 2007 vyslala Čína k Měsíci sondu Čchang'e 1, jež se dostala na parkovací dráhu u Měsíce již 5. 11. a 7.11. přešla na kruhovou dráhu. Na své palubě má stereokameru s rozlišením 120 m na povrchu Měsíce, dále laserový výškoměr a spektrometr pro záření gama a rentgenové. Cílem sondy bylo pořídit topografickou, geologickou a mineralogickou mapu Měsíce z výšky 200 km nad jeho povrchem. Sondy k Měsíci využívají vesměs přechodových drah s přízemím na úrovni geostacionární dráhy. Když pak v přízemí znovu nastartují raketové motory, dostanou se snadno a rychle k Měsíci.

Neuvěřitelná smůla provázela start dlouho plánované kosmické sondy Dawn k planetkám Vesta (přílet 2011) a Ceres (přílet 2015). Její start byl původně naplánován na 20. června 2007, ale musel být odložen o 10 dnů kvůli zadržení zásilky se součástkami pro sondu na lodi v Panamském průplavu. Další zdržení o týden způsobila havárie jeřábu na startovací rampě. Následoval odklad kvůli technickým problémům se sledovací aparaturou, načež se muselo znovu čekat kvůli plánovanému startu sondy Phoenix k Marsu 4. srpna. Poslední reálné startovní okno se otevřelo až na dopolední hodiny UT dne 27. září v trvání pouhých 29 minut. Jenže 4 min před možným startem vplula nějaká loď do zakázané oblasti, kam mohou dopadnout po startu odhozené přídavné motory prvního stupně rakety. Než se podařilo loď vystrnadit, muselo se opět čekat kvůli přeletu ISS a sonda Dawn tak nakonec odstartovala 15 min. před uzavřením startovního okna, které by se znovu otevřelo až za 15 roků!!

Kometární sonda ROSETTA (ESA) vypuštěná počátkem března 2004 se podruhé vrátila k Zemi 13. listopadu 2007 do minimální vzdálenosti 5 tis. km, aby metodou gravitačního praku získala rychlost a směr k planetce (2867) Stein. Byla však již před největším přiblížením objevena 7. 11. na arizonské observatoři Catalina jako miniaturní planetka 20 mag; dostala dokonce předběžné označení 2007 VN84 a byla celosvětově sledována, protože se měla přiblížit k Zemi na rekordně nepatrnou vzdálenost necelých 6 tis. km. Poplach byl odvolán teprve po její identifikaci D. Děnisenkem o dva dny později. Je svým způsobem dobrým vysvědčením pro současnou citlivost a aktuálnost přehlídek blízkozemních planetek, že tímto sítem neproklouzlo ani poměrně nepatrné těleso k výzkumu planetek a komet určené.

Na konci roku 2007 se k Zemi vrátila také sonda Deep Impact, aby rovněž metodou gravitačního praku byla nasměrována k novému cíli. V poslední den roku proletěla ve výšce 29 tis. km nad Mongolskem a od té doby směřuje v projektu EPOXI ke kometě Hartley 2, kolem níž má proletět 4. listopadu 2010. Po své cestě plní průběžně ještě další úkol, totiž fotometrické sledování transitů extrasolárních planet přes kotoučky mateřských hvězd v projektu EPOCh.

O. Olsen se zabýval problémem anomálního urychlování řádu 10-6 mm/s2 (směrem ke Slunci) kosmických sond Pioneer 10 a 11, zjištěného z přesných rádiových pozorování jejich poloh a rychlostí pomocí Dopplerova jevu. Urychlování odhalili J. Anderson aj. v r. 2002, kdy bylo k mání 11 let údajů pro Pioneer 10 a 3,5 r údajů pro Pioneer 11. Začalo se projevovat ve vzdálenosti sond 20 AU od Slunce a pokračovalo minimálně do 70 AU. Autor si nyní všiml, že tempo akcelerace kolísá v čase více než o 10 %., což patrně souvisí se sluneční činností, zejména pak s koronálními výtrysky látky, jejichž husté plazma může měřitelně pozdržet průchod signálu ze sondy směrem k pozorovateli na Zemi. Hlavní příčinou pozorované akcelerace je však zřejmě nestejnoměrné zahřívání a tudíž i vyzařování sondy, nikoliv nějaká „nová fyzika“.

D. Bushnell uveřejnil pozoruhodný článek o technologiích potřebných pro pilotovaný let člověka na Mars. Autor odhadl hmotnost veškerého nákladu, jež je nutné kvůli tomu dopravit na Mars, na 1 tis. t; z toho naprostou většinu představuje palivo. Klíčovým problémem se však stává kosmická radiace, protože v posledních desetiletích se vyskytly nepředvídatelné mocné erupce a koronální výtrysky látky i v sestupné části slunečního cyklu, jež by při zásahu kosmické lodi vyvolaly těžké onemocnění astronautů nemocí ze záření.

8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

Podle J. Tonryho se novým oborem pozorování stává synoptická astronomie, tj. velké a rychlé přehlídky oblohy, které se v krátkých intervalech opakují, a tak přinášejí údaje o dosud neznámých většinou krátkodobých vzácných jevech. Díky kapacitním čipům a moderní výpočetní technice se tak otvírá úplně nové okno do vesmíru, jehož důležitost v příštích letech rychle poroste. Podle A. Lawrence už první takové přehlídky naznačily, jaké možnosti bude mít astronomie v nejbližších desetiletích. Zkratky projektů se už staly velmi populární: 2MASS (přehlídka v blízké infračervené oblasti spektra na vlnové délce 2 μm); UKIDSS (pokračování 2MASS); SDSS (Sloanova fotometrická a spektroskopická přehlídka oblohy v optickém oboru spektra); 2dFGRS (australská přehlídka galaxií s červenými posuvy z < 0,2 (vzdálenost 740 Mpc); 6dF (rovněž australská přehlídka jasnosti galaxií na ploše 17 tis. čtv. stupňů oblohy).

Největší z nich je zřejmě SDSS, jejíž první fáze skončila podle J. Adelmanové-McCarthyové aj. v r. 2005 a kalibrovaná měření byla zveřejněna na internetu v říjnu 2007. Archiv obsahuje několik TB dat. Použitá kamera měla celkem 142 Mpix a umožnila pětibarevnou fotometrii v rozsahu 300 – 1 000 nm na 8 tis. čtv. stupních oblohy pro 217 mil. bodových objektů. K tomu pak ještě získala spektra pro více než 1 mil. hvězd, galaxií a kvasarů na 5,7 tis. čtv. stupňů oblohy. Data sbíralo 2,5 m zrcadlo na observatoři Apache Point (N. M.) po dobu šesti let tempem 200 GB za jednu jasnou noc. Zatím bylo na základě dat ze SDSS publikováno podle R. Kennicutta již více než 1,5 tis. vědeckých prací. V nich se mj. podařilo najít 27 kvasarů se z > 5,7 (vzdálenosti >3,9 Mpc) a odhalit několik proudů hvězd v naší Mléčné dráze, které představují zbytky pohlcených trpasličích galaxií. V přehlídce se též podařilo nalézt hvězdy s prostorovými rychlostmi překračujícími únikovou rychlost z naší Galaxie, početné trpasličí hvězdy sp. třídy M a množství hnědých trpaslíků. SDSS dále nalezla spousty planetek a umožnila je zařadit do různých klasifikačních tříd podle vzhledu reflexních spekter. Příští přehlídky PanSTARRS a LSST však budou až o čtyři řády rychlejší!

R. Tucker popsal originální přehlídkový systém MOTESS pro přechodné a/nebo pohybující se astronomické jevy, jako jsou např. tranzity exoplanet a planetky. Skládá se ze tří identických reflektorů o průměru 0,35 m (f/5), jejichž kamery v Newtonově ohnisku jsou vybaveny 1Mpix čipy se zornými poli o průměru 48 obl. minut. Dalekohledy pracují ve skenovacím módu a zaznamenávají tak 1,5 Gb dat každou jasnou noc. A. Kraus aj. získali touto aparaturou údaje o 26 tis. proměnných hvězdách v rozsahu 13 – 19 mag, z toho je přes 5 tis. periodických proměnných na ploše 300 čtv. stupňů oblohy.

B. Vicente aj. se věnují na první pohled starobylé fotografické přehlídce oblohy Carte du Ciel z přelomu XIX. a XX. stol. Skleněné desky však vykazují překvapivou stálost, jak pokud jde o polohy hvězd, tak i o jejich jasnosti, takže obsáhlý pozorovací materiál roztroušený po mnoha převážně evropských observatořích postupně digitálně skenují kvalitními komerčními skenery. Tím se podaří zachovat a dále využívat neocenitelná data o vlastních pohybech více než půl mil. hvězd.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V r. 2007 zemřeli významní zahraniční astronomové: Ralph Alpher (*1921; kosmologie); Frank Bateson (*1909; proměnné hvězdy); Henri Debehogne (*1928; planetky); Kenneth Greisen (*1918; reliktní a kosmické záření); Edward Harrison (*1919; kosmologie); Dorrit Hoffleitová (*1907; hvězdné paralaxy a katalogy); Stanley Miller (*1930; původ života); Leslie Orgel (*1927; původ života); Donald Osterbrock (*1924; astrofyzik); Bohdan Paczynski (*1940; renezanční astrofyzik); Bernard Pagel (*1930; astrofyzik); Michael Seaton (*1923; astrofyzik); Dennis Walsh (*1933; grav. čočky);

Téhož roku nás navždy opustili též čeští a slovenští astronomové: Anna Antalová (*1936; sluneční fyzika); Miloň Bura (*1919; popularizace, Havířov); Ladislav Křivský (*1925; sluneční fyzika) a Zdeněk Pokorný (*1947; planetologie, popularizace).

9.2. Ceny, vyznamenání, výročí a rekordy

Domácí astronomové získali následující ocenění: Zdeněk Ceplecha (Praemium Bohemiae; Nadace J. B. Horáčka); Miloslav Druckmüller (Astrofotograf 2006; ČAS); Jan Fait (2. místo; IAO; Krym); Jan Měšťan (Catch a Star!; ESO); Jan Palouš (dopisující člen R.S. Edinburgh); Štěpán Paschke (Šilhánova c.; ČAS); Luboš Perek (m. IAF); Pavel Spurný (Kopalova přednáška, ČAS); Stanislava Šimberová (GA ČR); Antonín Vítek (Náprstkova m.; AV ČR); Jan Vondrák (Nušlova c.; ČAS).

Mezinárodní ceny a jiná vyznamenání obdrželi: Jocelyn Bellová-Burnellová (Dr.h.c. Harvard; DBE UK); Martin Harwit (m. Bruceové; ASP); Saul Perlmutter + Brian Schmidt a kol. (Gruberova c.); Martin Rees (OM UK); Joseph Silk (Darwinova p.; RAS); c. E. Wilsona (komety): John Broughton, David Levy, Terry Lovejoy.

V r. 2007 si vědecký svět připomněl 300. výročí narození jednoho z největších matematiků Leonharda Eulera (1707-1783). Euler byl však vpravdě renesanční badatel, který svými výzkumy zasáhl také do filosofie, ale především do mnoha oborů přírodních věd, zejména pak astronomie. Zabýval se problémem více těles, teorií pohybu Měsíce, objevil velkou nerovnost v pohybech Jupiteru a Saturnu, ale našel také cesty k odstranění barevných vad u dalekohledu. Při přechodu Venuše přes sluneční kotouč v r. 1761 objevil atmosféru Venuše. Během svého života uveřejnil na 750 prací, z nichž dobrou polovinu musel diktovat, když ve věku 31 let oslepl na jedno oko při experimentu s difrakcí světla a zcela ztratil zrak v 64 letech po operaci druhého oka.

Kromě toho stojí v tomto odstavci za zmínku pokračující objevy supernov australským astronomem-amatérem a duchovním metodistické církve Robertem Evansem (*1937), který od r. 1981 do r. 2005 nalezl vizuálně pomocí 0,3 m reflektoru již 40 supernov v cizích galaxiích. Zná totiž nazpaměť okolí 1 tis. galaxií do 15 mag, takže prohlíží oblohu každou jasnou noc průměrným tempem 63 galaxií za hodinu!

Známý britský popularizátor astronomie Sir Patrick Moore (*1923) oslavil koncem dubna 2007 neuvěřitelné půlstoletí pravidelných měsíčních astronomických televizních relací v BBC „The Sky at Night“, což je televizní světový rekord pro jakoukoliv „one-man show“!

Nejvyšší Hirschův index (počet publikovaných prací H, z nichž každá byla citována jinými autory alespoň H-krát) mezi fyziky má americký teoretický fyzik Edward Witten (*1951; H = 110). Nedávný nositel Nobelovy ceny Američan polsko-italského původu Frank Wilczek (*1951; H = 68) těsně předstihuje populárního britského astrofyzika Stephena Hawkinga (*1942; H = 62).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

V únoru 2007 bylo do svazku Evropské jižní observatoře (ESO) přijato Španělsko jako 12. členská země. Španělská astronomie zaznamenala v posledních třiceti letech závratný pokrok, takže má dnes na 500 profesionálních astronomů a na Kanárských ostrovech bude mít brzo jeden z největších světových optických dalekohledů (GTC). Španělští astronomové se nyní podílejí 5 % na publikaci prací v mezinárodních astronomických časopisech, což jim zajišťuje 10. místo na světě.

V květnu 2007 se 13. členskou zemí ESO stalo Česko. To lze označit bez přehánění za naprosto historický okamžik pro českou astronomii, na němž má velkou zásluhu zejména prof. J. Palouš, který nastartování přístupových jednání koncem r. 2002 i nesnadnému dokončení procesu přijímání věnoval mimořádné úsilí. V září 2007 nastoupil do funkce generálního ředitele ESO holandský astronom T. de Zeeuw, jenž byl předtím ředitelem univerzitní hvězdárny v Leidenu. Svou novou funkci převzal od předešlé generální ředitelky ESO C. Cesarsky, která se stala v r. 2006 prezidentkou Mezinárodní astronomické unie. A. Wicenc a J. Knudstrup uvedli do chodu archiv nové generace údajů, získaných přístroji ESO, jenž nyní obsahuje veřejně přístupných 125 TB dat, včetně 10 TB z HST. Dosavadní archiv založený na nosičích DVD obsluhovaných robotickým ramenem, byl zrušen. Nejbližším úkolem archivu je zvýšit jeho kapacitu na 0,5 PB, protože v nejbližších letech lze očekávat silné přírůstky dat z radioastronomické observatoře ALMA a přehlídkových dalekohledů VISTA a VST.

V březnu 2007 se konalo v Mexiku pracovní zasedání věnované posuzování kvality pozorovacích podmínek astronomických stanovišť. Nejvyšší známky získaly observatoře ESO na Paranalu v Chile a Roque de Los Muchachos na kanárském ostrově La Palma, jakož i sopka Mauna Kea na Havaji. V budoucnosti se jeví mimořádně perspektivní antarktická stanice Dome C, která je díky velké nadmořské výšce vhodná pro infračervená pozorování ve zcela suchém vzduchu, kde překvapivě panuje víceméně bezvětří, kde často není potřeba příliš chladit detektory, protože venkovní teplota klesá až k -90°C a kde je v zimě stálá tma, až na rušení polárními zářemi.

V červenci rozhodla americká National Science Foundation - (Státní badatelská nadace), že podpoří částkou půl miliardy dolarů vybudování podzemní laboratoře DUSNEL (Deep Underground Science and Engineering Laboratory) v opuštěném dole na zlato Homestake v Jižní Dakotě. Hlavním cílem observatoře bude rozvíjet experimentální astročásticovou fyziku.

Počátkem července 2007 jsme si připomněli půlstoletí od začátku Mezinárodního geofyzikálního roku (MGR) 1957/58, na němž se vydatně podíleli také astronomové. Shodou okolností se právě tehdy odehrávalo nejvyšší maximum sluneční činnosti v historii a počínaje říjnem 1957 startovalo do vesmíru několik sovětských a později též amerických umělých družic Země, jež přinesly mj. objev van Allenových radiačních pásů kolem Země. Do vědeckých programů MGR se tehdy zapojily vědecké instituce 57 států včetně tehdejšího Československa.

V prosinci 2007 oslavila Česká astronomická společnost 90 let své existence slavnostním zasedáním v Zrcadlové kapli Klementina v Praze, na němž mj. pronesli přednášky laureáti cen ČAS P. Spurný a J. Vondrák. Při příležitosti oslav 50. výročí založení hvězdárny v Třebíči byla počátkem října 2007 odhalena na budově hvězdárny pamětní deska třebíčskému rodáku a význačnému českému astronomovi Zdeňkovi Kvízovi (1932-1993).

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V astronomii, fyzice, ale i dalších přírodních vědách se často setkáváme s veličinami velkých či malých řádů, které přitom měříme jen na dvě nebo tři platné cifry. Proto se vžilo užívání jednoznačných předpon pro dekadické násobky či díly příslušné fyzikální jednotky. Rozvoj kosmologie si přímo říká o další předpony pro velmi vysoké násobky, které jsou nyní navrhovány takto (v praxi by se k názvu jednotky vždy přidalo jen první velké písmeno předpony):

(1024 - Yotta); 1027 - Nava; 1030 - Sansa; 1033 - Besa; 1036 - Vela; 1039 - Astra; 1042 - Cata; 1045 - Quinsa; 1048 - Ultra

B. Binggeli a T. Hascherová oživili otázku, kterou si v r. 1942 poprvé položil F. Zwicky: zda lze sestavit univerzální formuli pro četnost astronomických objektů různé hmotnosti (funkci hmotnosti), řekněme od 100m planetek až po obří kupy galaxií? Odpověď je kladná, tj. v rozmezí 36 řádů hmotností (10-20 M☉ pro planetky až 1016 M☉ pro kupy galaxií) platí jednoduchá funkce f(M) ≈ M-2,0. Tato ideální křivka je však mírně zploštělá pro malé objekty, počínaje planetkami a konče planetami Sluneční soustavy.

S. Deines a C. Williams probírali problémy, které vznikly již v r. 1958, když kromě astronomické definice sekundy (UT) byla zavedena také fyzikální definice sekundy (SI), takže kromě času UT1 existuje od té doby také atomový čas (TAI). Vlivem brzdění zemské rotace se narůstající rozdíly obou časů řeší občasným přidáním přestupné sekundy k času UT1, jelikož sekunda SI je kratší než sekunda UT. Současný rozdíl časů UT1 a TAI tak již přesáhl půl minuty a v budoucnosti se bude tento rozdíl nelineárně zvětšovat, což je nepraktické a dokonce nebezpečné pro přesné navigační systémy typu GPS. Proto autoři navrhují zavést tzv. efemeridovou sekundu (ET), odvozenou z efemeridového času, která by nutnost vkládání přestupných sekund podstatně zmírnila na jednu vloženou sekundu každých 140 roků. Lze také celý systém určování času předělat tak, že se nutnost zavádění přestupných sekund zruší úplně. Otázka, co s přestupnými sekundami, se má vyřešit nejpozději do r. 2013.

I když Česko bylo svého času průkopnickou zemí, která legálně definovala světelné znečištění, v současné době u nás světelné znečištění vesele a neomezeně narůstá. Koncem srpna 2007 nás předběhlo Slovinsko, které přijalo moderní zákon o světelném znečištění, jenž má ve svém důsledku uspořit v zemi ročně 10 mil. euro za elektřinu, která se dnes vyplýtvá na nevhodné veřejné osvětlení.

Mnohem závažnějším faktem je však zjištění britského vědeckého týdeníku Nature, že mezi lety 1990 a 2006 se zvýšil podíl publikaci z asijských zemí na světové vědecké produkci o 10% a dosahuje tak dnes už její plné čtvrtiny. Tempo přírůstku se pak zásluhou Číny a zčásti také Indie v poslední době zvyšuje. Týž časopis pokračoval v nastoupené tradici hodnotit na konci roku nejvýznamnější vědecké práce v různých oborech přírodních věd a také nejzajímavější vědecké snímky. Za r. 2007 se tak v seznamu ocitly též dvě astronomické práce a tři snímky. Za průlomové označila redakce pořízení prvního spektra atmosféry exoplanety pomocí teleskopu SST a dále soubor 8 prací o vědeckých výsledcích projektu Venus Express (ESA). Mezi vědecké snímky roku se dostaly též záběry tmavé (přivrácené) polokoule družice Iapetus k Saturnu, získané sondou Cassini (NASA), první pohled na Uranovy prstence ze strany, pořízený dalekohledem HST (tato poloha prstenců se totiž opakuje v intervalech 42 let; v r. 1967 nebyly prstence ještě objeveny) a konečně impresivní záběry komety C/2006 P1 McNaught, což byla počátkem r. 2007 nejjasnější kometa za posledních více než 30 let, viditelná v té době ovšem jen z jižní polokoule.

10. Závěr

Jak to může dopadnout, když se přestane kriticky myslet, ukázalovedení policie v britském lázeňském městě Brightonu, když nazákladě statistiky kriminálních činů za období jednoho roku(duben 2006 - březen 2007) rozhodlo posílit policejní hlídkykolem měsíčních úplňků, jelikož se údajně v tomto období dějevíce kriminálních činů - jde však o pouhou statistickou fluktuaciv příliš krátké statistice. Podobně se dospělo v USA k závěru, žemnožství porodů za den závisí na fázi Měsíce. V letech1980-1999 totiž našli, že v závislosti na fázi Měsíce kolísádenní množství porodů (přibližně 2,5 mil. porodů za den)o 0,8 %, což ovšem v rámci statistických fluktuací neznamenávůbec žádnou závislost.

Dalším tradovaným omylem je tvrzení, že Alfréd Nobel explicitněvyloučil astronomy z nominací na Nobelovy ceny, protože mu jehožena utekla s astronomem. Ve skutečnosti jde o pouhou „městskoulegendu“, protože Nobel nebyl nikdy ženatý a neměl ani žádnoupřítelkyni. Nezávisle na Nobelových cenách vyhlašovaných veStockholmu byly počátkem října 2007 uděleny na Harvardověuniverzitě již posedmnácté ceny fiktivního Nobelova bratraIgnáce za „výkony, jež nejprve nutí lidi k úsměvu, ale poslézek zamyšlení“. Z nich vyjímám:

Medicína: za studii „Nežádoucí vedlejší účinky polykání Mečů“.

Jazykověda: za důkaz, že pokusné krysy neumějí rozlišit mezi japonštinou a holandštinou mluvenou pozpátku.

Letectví: za objev, že křečci na dálkových leteckých linkách se zotaví rychleji z pásmové nemoci, když jim je podávána Viagra.

Mír: za vynález hormonální bomby - afrodiziaka: po jejím rozprášení nad bojištěm začnou po sobě vojáci znepřátelených stran sexuálně toužit.

Při dokončování rešerše pro přípravu Žně objevů jsem objevil citát, který podle mého soudu nemá chybu:

„Kdyby existovala Nobelova cena za skepsi, musel by ji snad každý rok vyhrát Čech.“

Günter VERHEUGEN, eurokomisař pro rozšiřování Evropské unie