Žeň objevů 2008

• Úvodem
• 1. Sluneční soustava
• • 1.1. Planety sluneční soustavy
  • • 1.1.1. Merkur
    • 1.1.2. Venuše
    • 1.1.3. Země - Měsíc
    • • 1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země
      • 1.1.3.2. Bolidy a meteority
      • 1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi
      • 1.1.3.4. Měsíc
    • 1.1.4. Mars
    • 1.1.5. Jupiter
    • 1.1.6. Saturn
    • 1.1.7. Uran a Neptun
  • 1.2. Meziplanetární látka
  • • 1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)
    • 1.2.2. Planetky hlavního pásu a křížiči
    • 1.2.3. Komety
    • 1.2.4. Meteorické roje a bolidy
  • 1.3. Planetární soustava kdysi a dnes
  • 1.4. Slunce
• 2. Hvězdný vesmír
• • 2.1. Extrasolární planety
  • 2.2. Hnědí trpaslíci
  • 2.3. Vznik hvězd a prahvězdy
  • 2.4. Osamělé hvězdy
  • 2.5. Těsné dvojhvězdy
  • 2.6. Proměnné hvězdy
  • • 2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné
    • 2.6.2. Fyzické proměnné a chemicky pekuliární hvězdy
  • 2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci
• 3. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama (GRB)
• • 3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)
  • • 3.1.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)
    • 3.1.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)
    • 3.1.3. Obecně o supernovách
  • 3.2. Rádiové pulsary
  • 3.3. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření
  • 3.4. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)
• 4. Mezihvězdná látka
• 5. Galaxie a kvasary
• • 5.1. Hvězdné asociace a hvězdokupy
  • 5.2. Naše Galaxie
  • 5.3. Místní soustava galaxií
  • 5.4. Cizí galaxie
  • 5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)
  • 5.6. Gravitační mikročočky a čočky
• 6. Kosmologie a fyzika
• • 6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru
  • 6.2. Problém skryté hmoty (angl. dark matter + dark energy)
  • 6.3. Základní kosmologické parametry
  • 6.4. Reliktní a kosmické záření
  • 6.5. Kosmologické principy
  • 6.6. Astročásticová fyzika
  • 6.7. Relativistická astrofyzika
• 7. Život ve vesmíru
• 8. Přístrojová technika
• • 8.1. Optická astronomie
  • 8.2. Hubbleův kosmický teleskop
  • 8.3. Rádiová astronomie
  • 8.4. Astronomické umělé družice
  • 8.5. Kosmické sondy
  • 8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie
• 9. Astronomie a společnost
• • 9.1. Úmrtí
  • 9.2. Ceny, vyznamenání, olympiády a soutěže
  • 9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti
  • 9.4. Letem (nejen) astronomickým světem
• 10. Závěr

Věnováno památce Prof. RNDr. Miroslava Plavce, DrSc. (1925-2008) z UCLA (Los Angeles, USA), doyena České astronomické společnosti Prof. Ing. Emila Škrabala, DrSc. h.c. (1906-2008) z Brna a Doc. RNDr. Vladimíra Znojila, CSc. (1941-2008) z Lékařské fakulty MU v Brně.

„Skutečná cesta k objevům nespočívá v hledání nových krajin, ale v nasazení nových očí.“

Marcel Proust (1871-1922)

Úvodem

V r. 2008 započala nová epocha výzkumu Merkuru prvním průletem kosmické sondy MESSENGER v jeho blízkosti, která by měla vyvrcholit v r. 2011 usazením sondy na oběžnou dráhu kolem planety nejbližší ke Slunci. Výzkum Marsu probíhal tak intenzivně jako nikdy předtím. Kolem planety obíhaly tři kosmické sondy, na jeho povrchu rejdila dvě vozítka a na okraji severní polární čepičky hrabala robotická ruka sondy Phoenix. Vytrvalá umělá oběžnice Saturnu Cassini objevila kapalinová jezera na Titanu a kaskadérsky prolétla gejzírem nad družicí Enceladus. Připomněli jsme si také sté výročí pádu Tunguského meteoritu na Sibiři a sledovacím robotickým systémům na Zemi se podařilo odhalit ve vzdálenosti větší než Měsíc asi 5m miniplanetku 2008 TC3, která se posléze ve shodě s bleskově vypočtenou drahou srazila se Zemí. Poprvé se podařilo přímo zobrazit exoplanety jednak pomocí Hubbleova kosmického teleskopu (HST) a jednak obřím dalekohledem Gemini N.

Díky družici Swift se podařilo poprvé zachytit krátký záblesk rentgenového záření, který dokonce předchází vzplanutí supernovy v optickém oboru. Astronomové také dokázali pozorovat světelné křivky výbuchů Tychonovy supernovy z r. 1572 a supernovy v Kasiopeji, která vzplanula kolem r. 1680, díky odleskům od přiměřeně vzdálenějších mezihvězdných mračnech. Neobyčejně důležitým zdrojem informací o hlubinách vesmíru se stala velkolepá přehlídka hvězd, galaxií a kvasarů známá pod zkratkou SDSS. Umožňuje tak podstatně zlepšit údaje o velkorozměrovém rozložení zářící látky vesmíru a studovat více než 200 gravitačních čoček, které nám umožňují pohlédnout do nejhlubší minulosti vesmíru a studovat i jeho vývoj v intervalu více než 10 mld. roků. Ještě blíže k velkému třesku nás posunuly výsledky pětiletého měření fluktuací a polarizace reliktního záření na družici WMAP, které jednak přinesly zpřesněné údaje o stáří vesmíru, ale i relativním zastoupení zářící a skryté látky vesmíru, jakož i o vzrůstající roli skryté energie v něm.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

V polovině ledna 2008 proletěla americká sonda MESSENGER vypuštěná NASA počátkem srpna 2004 v minimální výšce 200 km nad noční polokoulí Merkuru. Mimochodem, po energetické stránce je let sondy k Merkuru náročnější než let sondy k Plutu. Používané raketové motory nejsou dost výkonné na to, aby ubrzdily sondu po startu ze Země tak, aby mohla „spadnout“ do hluboké gravitační jámy Merkuru. Proto bylo potřebí po vypuštění sondy ji postupně brzdit průlety v gravitačních polích Země (srpen 2005) a Venuše (říjen 2006 a červen 2007).

MESSENGER získal při svém lednovém průletu nad Merkurem velkou sérii snímků s vysokým rozlišením (0,15 – 1,0 km) právě té části planety, kterou nemohla zobrazit sonda Mariner 10 při třech průletech v letech 1974-1975. MESSENGER se znovu vrátil k Merkuru počátkem října, kdy proletěl nad západní polokoulí Merkuru, takže díky tomu je nyní dobře zmapováno 95 % povrchu planety; z toho Mariner 10 zmapoval 40 % povrchu a MESSENGER dokonce 80 %, takže obě přehlídky se zčásti překrývají. Následkem toho vzrostly údaje o Merkuru zcela zásadním způsobem. Kromě četných impaktních kráterů a pánví se podařilo získat dobré důkazy o dávném vulkanismu na planetě, protože dna mnoha impaktních kráterů jsou vyplněna lávou a na povrchu jsou viditelné vulkanické průduchy.

Vůbec největším impaktem o průměru 1,5 tis. km je známá pánev Caloris, v jejímž centru sedí mladší impaktní kráter o průměru 42 km. Oblast relativně mladé pánve je výrazně zvlněná; rozdíly výšek v různých částech pánve přesahují 5 km. Velké krátery na Merkuru jsou obklopeny sítí radiálních (pavoučích) prasklin, což je důsledek vysoké rychlosti dopadajících kosmických projektilů až 50 km/s. Morfologie kráterů se liší od vzhledu kráterů na Měsíci nebo na Marsu zřejmě kvůli podstatně vyšší gravitaci na povrchu planety a hodně kráterů je fakticky sekundárních - pocházejí od velkých úlomků, které se po balistických drahách vracely k planetě.

Merkur má podle C. Solomona aj. rozsáhlé tekuté kovové jádro, jež zabírá polovinu objemu celé planety, tj. relativně více než u Země. Zastoupení železa na povrchu však dosahuje stěží 6 %. Merkur se během svého vývoje smrštil o několik kilometrů, což vytváří velká napětí v kůře i v impaktních kráterech. Porovnáním magnetických měření obou sond se zjistilo, že magnetické pole Merkuru je stálé (minimálně po dobu 30 roků) a osa magnetického dipólu je skloněná k rotační ose pod úhlem cca 10°. V okolí Merkuru však nejsou žádné radiační pásy. Magnetosféra Merkuru velmi zřetelně reaguje na okamžitý tok slunečního větru. V exosféře Merkuru byly objeveny atomy Na, Ca a Mg; jejich četnost však silně kolísá v prostoru i čase.

Podle B. Gladmana a J. Coffeyho mohly být při velkých impaktech na Merkur vyvrženy úlomky hornin na hyperbolické dráhy ve Sluneční soustavě, takže teoreticky je možné, že na Zemi máme vzorky Merkurových hornin. Protože však chemické a zejména izotopové složení Merkurových hornin neznáme, nedají se zatím případné meteority z Merkuru na Zemi rozpoznat.

J. Laskar zjistil, že parametry oběžné dráhy Merkuru kolem Slunce podléhají deterministickému chaosu. Nejpozději za miliardu let se zvýší výstřednost eliptické dráhy z dnešní e = 0,2 na e ≈ 0,6 – 0,8, což znamená, že hrozí nebezpečí srážky Merkuru s Venuší. Příčinou tak drastické změny dráhy je Jupiter. Jakmile se bude Merkur pohybovat v blízkosti Venuše, tak hrozí dokonce ještě výraznější změna jeho dráhy, takže v delším časovém intervalu by Merkur mohl dokonce trefit Zemi nebo Mars!

1.1.2. Venuše

Sonda Venus Express (ESA) zaznamenala pomocí ultrafialové kamery rychlý pohyb světlého kouřma v atmosféře Venuše od pólů k rovníku během několik pozemských dnů. Zřejmě jde o kapénky kyseliny sírové. D. Titov aj. zjistili, že vrcholky mračen dosahují výšky 72 km nad povrchem planety, ale snižují se na 64 km ve dvou protilehlých polárních vírech. G. Piccioni aj. nalezli v infračerveném spektru (pásma 1,40 – 1,49 μm a 2,60 – 3,14 μm) noční atmosféry Venuše pásy hydroxylu (OH) s nejvyšší koncentrací ve výšce 96 km na povrchem planety.

M. Yamamoto a M. Takahashi řešili otázku, jakým směrem vůči rotaci terestrické planety může proudit oblačná atmosféra, a zjistili, že možné je úplně všechno. Ohřev mraků od povrchu planety dokáže vytvořit za předpokladu šikmé polohy rotační osy planety vůči oběžné rovině podmínky pro tzv. superrotaci, kdy atmosféra rotuje rychleji než povrch ve směru rotace planety, anebo zase retrográdní rotaci, kdy atmosféra rotuje proti směru rotace planety. Druhý efekt může být dlouhodobě rozhodující i pro rotaci samotné planety, která se postupně zabrzdí a přejde v retrográdní rotaci, což je právě případ Venuše. Totéž pak platí obecně i pro terestrické exoplanety, kde je retrográdní rotace možná, pokud prvotní prográdní rotace exoplanety byla dostatečně pomalá.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

Mračna v atmosféře Země jsou důležitým činitelem ovlivňujícím klima, protože se ukázalo, že vodní mračna reagují nejrychleji na změnu teploty, takže mračna i při malém zvýšení teploty snadno zmizí, a tím dopustí výraznější ohřev povrchu Země. Pokud je mračen hodně, působí jako tepelná izolace. Dalším významným činitelem pro tepelnou bilanci Země jsou saze z požárů. Měření L. Yana v poušti Gubantonggutt v západní Číně a L. Fenstermakera aj. v Mohavské poušti v Nevadě prokázala, že během noci se tam pohlcuje oxid uhličitý stejně účinně jako v lesích, neboť pouštní půda je zásaditá. Jelikož pouště pokrývají 35 % souše, lze z toho odhadnout, že pozemské pouště pohlcují ročně asi 5 mld. t CO₂, což je polovina množství CO₂, jež vzniká spalováním fosilních paliv člověkem. Pochopitelně je potřebí počkat na výsledky obdobných měření v dalších pouštních oblastech, zda se tento nečekaný závěr dvou studií potvrdí globálně.

P. Zhang aj. využili údajů o růstu 1,2m stalagmitu v jeskyni v sev. Číně za 18 století k rekonstrukci období sucha na severní polokouli s přesností v určení letopočtu na ±2,5 roku. Nejsušší bylo období kolem r. 860, dále pak v intervalech 910-930, 1340-1360 a 1580-1640. Ochlazení a sucho kolem r. 910 vedlo zřejmě ke zhroucení Mayské civilizace. Podobně dobrým indikátorem kolísání klimatu jsou postupy a ústupy švýcarských ledovců. Při dosavadním tempu tání známého Rhônského ledovce zmizí tento ledovec kolem r. 2100.

R. Tolasz poukázal na výrazné rozkolísání počasí v Česku v r. 2007. Průměrná roční teplota 9,1°C byla o 1,6°C vyšší než je dlouhodobý normál. Také roční srážky 751 mm byly o 11 % nad dlouhodobým normálem. Výkyvy teploty během roku se rovněž zvětšily, např. v lednu bylo až +18°C a koncem měsíce přišel orkán Kiril s rekordním poryvem větru 209 km/h. Od září 2006 do srpna 2007 se průměrné měsíční teploty pohybovaly nad dlouhodobými normály; zato září 2007 bylo nejdeštivějším měsícem roku, kteroužto výsadu má v průměrném roce vždy červen. Také počet dnů s bouřkami stoupl na bezmála dvojnásobek proti normálu.

V. Angelopoulos aj. ukázali, že polární záře v zemské exosféře vznikají uvolněním energie slunečního větru uložené v magnetickém chvostu Země. Energie se odtud šíří do celé magnetosféry a jejím původem je magnetická rekonexe ve vzdálenosti 20 – 30 R_z. Díky družicím se ukázalo, že k rekonexím dochází asi 1,5 min před pozorovaným zesílením polárních září.

C. Rodger a M. Clilverd studovali nízkofrekvenční rádiový šum vydávaný van Allenovými pásy. Mezera mezi vnitřním pásem v rozsahu 1,5 – 10 tis. km a vnějším pásem vzdáleným 19 – 64 tis. km se totiž při geomagnetických bouřích zaplňuje elektrony, které pocházejí z blesků, jež napájejí pásy a v nich pak obíhají. V r. 1998 objevili geofyzici oscilace zemské kůry s periodami 2 – 5 min. Původně se soudilo, že jde o důsledek vlnobití na pobřežích oceánů, ale nyní se zdá, že jde o projevy kolísání atmosférického tlaku a přízemního větru.

H. Genda a M. Ikoma se zabývali otázkou, odkud vlastně pochází voda na Zemi. K tomu cíli se obvykle používá porovnání zastoupení deutéria vůči vodíku v jednotlivých složkách Sluneční soustavy. Poměr D/H v oceánech se nejvíce blíží témuž poměru v uhlíkatých chondritech; ve sluneční pramlhovině a v kometách je dvakrát vyšší než v oceánech. Země však měla původně vodíkovou atmosféru s velmi vysoký zastoupením deutéria, takže z měření v oceánech nutně nevyplývá, že by zdrojem vody na Zemi byly pouze uhlíkaté chondrity; jinými slovy, je klidně možné, že většinu vody na Zemi přinesla jádra komet.

Odpověď na otázku po původu vody na Zemi se paradoxně zkomplikovala tím, že se podařilo izolovat neporušené vzorky slunečního větru ze ztroskotaného pouzdra kosmické sondy Genesis. Zastoupení izotopu ¹⁶O ve slunečním větru je podle K. McKeegana srovnatelné s nejstaršími meteority, kdežto v zemské kůře je toto zastoupení nižší, což je naprostá záhada, protože pak se nedá kloudně vysvětlit ani původ vody a dokonce ani původ pozemských hornin!

G. Gohn aj. vyzvedli vzorky z hloubky až 1,8 km z oblasti velkého impaktního kráteru Chesapeake Bay (stát Virginia, USA), který vznikl před více než 35 mil. lety a má průměr téměř 90 km. Vzorky z hloubek 1,4 km prokazují silný ohřev hornin nad 350°C, čemuž odpovídá zřetelné ochuzení mikroorganismů ve vzorcích. Zřejmě došlo ke sterilizaci teplem v době impaktu, ale postupně se i do tohoto pásma mikroorganismy vracejí. Obecně platí, že baktérie odolávají vlhkému teplu až do hodnoty 121°C a suchému teplu až do hodnoty 160°C. D. Chivian aj. ohlásili přečtení genomu baktérie Candidatus Desulforudis audaxviator ve vodě, odebrané v hloubce 2,8 km v dole na zlato Mponeng v Jižní Africe. Baktérie evidentně prosperuje v prostředí zcela izolovaném od světla, protože představuje téměř 100 % organismů v tamější vodě nalezených. Jde o termofilní chemoautotrofní baktérii, která získává energii oxidací minerálů obsahujících sulfid železa na sulfáty. Podle všech známek se do hloubek až 1,5 km pode dnem oceánů nachází v zemské kůře při teplotách do 100°C tolik mikrobů jako v půdě na souši. Jejich činnost dokonce ovlivňuje koloběh uhlíku v oceánu.

Stáří Země se postupně stále zpřesňuje na současnou hodnotu 4,567 mld. let. V kůře Země se podařilo nalézt zrnka minerálů stará 4,3 mld. let a horniny staré 4,0 mld. roků. Jde o nálezy poblíž osady Nuvvuagittuq v Hudsonově zálivu v sev. Quebeku.

Putování kontinentů na Zemi vyvolané deskovou tektonikou vede k periodickému vzniku a zániku kontinentů. První kontinenty vznikly prakticky současně s utvořením pevné kůry na Zemi, ale jejich stopy jsou dnes velmi nezřetelné. Nejstarší geologicky doložený kontinent se vynořil přibližně před 2,5 mld. let a dostal název Arktika (dnešní sev. Amerika a Sibiř), po něm před 2 mld. let následovala Atlantika (vých. část jižní Ameriky a západní Afrika) a Baltika (sev. Evropa). Po 100 mil. let se srazila Arktika s Baltikou, což na obou kontinentech vytvořilo pohoří. Před 1,5 mld. let už bylo utvořeno 80 % povrchu dnešní zemské kůry.

V témže intervalu mezi 2,5 a 1,5 mld. let se z menších ker vytvořil na rovníku další kontinent Laurencia. Kolem Laurencie se podle J. Goodgeho aj. před 1,2 mld. let utvořil obrovský kontinentální štít zvaný Rodinia, obsahující Baltiku, ale také Sibiř, Austrálii, východní Antarktidu, Indii, Kongo, západní Afriku a Amazonii. Rodinia se však rozpadla mezi 750 – 725 mil. lety zejména na severní a jižní Gondwanu, které dominovaly Zemi v intervalu 500 – 180 mil. let před současností. Obě Gondwany se nejprve znovu spojily se v obrovský štít Pannocia před 600 mil. lety. Ten se však začal rozpadat v kambriu před 540 mil. lety na Laurencii na rovníku, Baltiku na severní polokouli a jižní superkontinent Pangaeu, jenž se začal rozpadat na samostatné kontinenty před 250 mil. lety. Tak vznikly zárodky dnešních superkontinentů. Z nich vznikla nejdříve Eurasia před 60 mil. let, po níž následovala Amerika před 15 mil. let. Před 5 mil. lety se spojila Eurasia s Afrikou.

Největší známý historicky doložený výbuch sopky Santorini se odehrál někdy kolem r. 1600 př. n.l. a zanechal na sobě velkou kalderu na ostrově Thera ve Středozemním moři. Nyní se tam podařilo nalézt stopy po obrovitém cunami, jehož vlny dosahovaly výšek minimálně 9 m, ale možná až 35 m. Výbuch a následné cunami zřejmě zničilo civilizaci na Krétě, což patrně zavdalo pověsti o zániku Atlantidy. Počátkem května 2008 vybuchla chilská sopka Chaitén po spánku dlouhém 9 tis. let a zcela zničila hlavní město přilehlé provincie Palene. Sopečný popel a aerosoly komplikovaly pozorování na řadě chilských astronomických observatoří a také na Observatoři Pierra Augera v Argentině.

K. Creager shrnul údaje o mělkém zemětřesení 7,0 mag v Mozambiku, které se odehrálo koncem února 2006 a bylo zaznamenáno hustou sítí japonských seismometrů. Signál o zemětřesení přišel ve dvou vlnách s časovým rozdílem 7 s. Odtud vyplynulo, že vnitřní jádro Země je tuhé; patrně jde o obří krystal železa ve tvaru krychle nebo kvádru. Nad vnitřním jádrem se dle J. Listera nachází vnější jádro roztaveného železa o tloušťce 2 300 km.

OSN vyhlásilo z iniciativy Mezinárodní unie geologických věd (IUGS) rok 2008 jako Mezinárodní rok planety Země pod záštitou UNESCO. Jako jistou kuriozitu můžeme uvést, že italským odborníkům se v tomto roce dne 14. července 2008 podařilo poprvé v historii uskutečnit pomocí družice přímé telekomunikační spojení stanic na severním a jižním pólu Země.

1.1.3.2. Bolidy a meteority

V r. 2008 si vědecký svět, ale i široká veřejnost připomínali sté výročí pádu Tunguského meteoritu, jenž se odehrál v ranních hodinách místního času 30. června 1908 na Sibiři, asi 1 tis. km na sever od Bajkalského jezera. Výbuch 30m meteoritu ve výšce 13 km zničil tajgu na ploše asi 5 tis. čtv. km. Kdyby se těleso bylo opozdilo o 3-4 h, tak by vybuchlo buď nad Moskvou nebo nad Sankt Petěrburgem... Odlehlost míst i zmatky v tehdejším Rusku způsobily, že první hodnověrná svědectví o úkazu se dostala do povědomí odborníků až v r. 1927, zejména zásluhou L. Kulika. Meteorit vlastně nedopadl na Zemi; vybuchl v atmosféře a k Zemi dospěla jen tepelná vlna rychlostí světla a o něco pomalejší tlaková vlna. Podle nejnovějších výpočtů M. Boslougha aj. dosáhla ničivá energie výbuchu ekvivalentu „jen“ 4 Mt TNT (předešlé odhady se pohybovaly mezi 12 – 15 Mt). Většina odborníků se domnívá, že šlo o kamenné těleso (miniplanetku) spíše než o jádro komety.

P. Schultz aj. a A. Le Pichon aj. popsali meteorit Carancas, který dopadl 15. září 2007 před polednem místního času v Peru poblíž jezera Titicaca a hranic s Bolívií (69,0° z.d.; 16,7° j.š.). Meteorit vytvořil kráter o průměru 13,5 m a hloubce 5 m, neboť se kupodivu udržel pohromadě a dopadl na povrch Země nadzvukovou rychlostí, takže bláto v kráteru se zprvu téměř vařilo a výtrysky ve směru na jih až severoseverozápad doletěly až 200 m od kráteru. J. Borovička a P. Spurný dokázali, že šlo o kompaktní obyčejný chondrit H4/5 původního průměru 0,9 – 1,7 m a střední hustoty 3,6násobku hustoty vody, jenž dokázal odolat tlakům až 40 MPa a dopadl na zem rychlostí zhruba 3 km/s vysoko v horách (3,8 km), což usnadnilo jeho přežití jako jednolité těleso. Podle velikosti kráteru lze odhadnout jeho kinetickou energii na ekvivalent 0,2 kt TNT.

M. Escalaová aj. odebrali vzorky z vrtů do meteoritického kráteru Bosumtwi v Ghaně. Kráter o průměru 10,5 km je starý něco přes 1 mil. roků a vyplňuje ho jezero hluboké 78 m. Vrty probíhaly v hloubkách 150 – 310 m pode dnem jezera v sedimentech, které vznikly po impaktu. Ve vzorcích nalezli mj. lipidy z archaebakterií.

F. Westall aj. využili balistické rakety k vynesení kulového modulu za hranice zemské atmosféry, který se po 12 dnech vrátil do zemské atmosféry rychlostí 7,6 km/s a tvrdě dopadl na zemský povrch. Na tepelný štít modulu byly připevněny vzorky sedimentárních hornin a kontrolní vzorek bazaltu. Jeden ze vzorků tvořil vulkanický pískovec z Austrálie starý 3,5 mld. roků. Druhý vzorek představoval lupek z Orkneyských ostrovů starý 370 mil. let. Zatímco bazalt při návratu odpadl, zmíněné vzorky přežily návrat v překvapivě dobré kondici. Na starším vzorku se při hypersonickém průletu atmosférou vytvořila půlmilimetrová krémová kůra a u obou vzorků došlo k mineralogickým změnám. Přestože polovina vrstvy vulkanického pískovce se teplem odpařila, zbytek přežil a v něm mikrofosílie i uhlík. Podobně přežila asi třetina mladšího vzorku a v něm i některé biomolekuly. Experiment prokázal, že i sedimentární horniny z Marsu mohou přežít průlet zemskou atmosférou a jelikož si zachovají světlý povrch, hledají se obtížněji než dosud nalezené tmavé meteority z Marsu, které pocházejí z vyvřelých hornin.

Nejstarší meteority nalézané hlavně v Antarktidě vykazují magnetismus, což znamená, že jejich mateřská tělesa měla alespoň 20 % indukce magnetického pole Země. To znamená, že to musela být dostatečně hmotná tělesa, aby se dokázala roztavit, následně diferencovat a díky rotaci získala magnetické pole efektem dynama. Jelikož jde o meteority jen o několik milionů let mladší, než je stáří Sluneční soustavy, musel růst těchto mateřských těles probíhat geologicky bleskurychle. Jak ukázali G. Caro aj., superchondrity na Marsu, Zemi i Měsíci vznikly podle výsledků radioaktivního datování během prvních 40 mil. let existence Sluneční soustavy.

Počet úlomků meteoritů nasbíraných v Antarktidě již dosáhl 45 tisíc. Jsou mezi nimi dva úlomky GRA 06128 a 06129, jejichž stáří je vyšší než 4,5 mld. roků - patrně jde o vůbec první stavební materiál Sluneční soustavy. T. Yada aj. objevili ve třech ze sedmi meteoritů z Antarktidy celkem 18 silikátových zrnek starších než Sluneční soustava a další 4 zrnka s anomálním zastoupením izotopů uhlíku. Taková zrnka se vyskytují v nejstarších meteoritech a meziplanetárním prachu a pocházejí z prachových obalů asymptotické větve červených obrů nebo ze supernov. Vědci tak mají poprvé v rukou originální hvězdný prach.

1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi

Raná Země byla v prvních stovkách milionů let své existence vystavena těžkému bombardování kosmickými projektily všech možných velikostí, jak je možné spolehlivě odhadnout z výskytu velkých impaktních pánví na Měsíci. H. Frey našel na Měsíci celkem 92 pánví s průměrem >300 km, což ale znamená, že Země byla kvůli větším rozměrům a vyšší hmotnosti zasažena možná až 50 tisíci srovnatelně velkými projektily (mezi nimi nepochybně vévodí Praměsíc o hmotnosti srovnatelné s Marsem, po jehož nárazu vznikl smíšením materiálu Praměsíce a zemského pláště dnešní Měsíc). Těžké bombardování kometami však přinášelo i organické látky a nejspíš i nějakou vodu, tak potřebnou pro vznik života. Bombardování zesílilo v čase před 3,85 mld. let, za což patrně mohla migrace Uranu a Neptunu směrem k Edgeworthovu-Kuiperově pásu, jehož stabilitu tím planety narušily. Brzy potom však intenzita kosmického bombardování Země poklesla zhruba o tři řády. Až do poloviny XX. stol. se touto otázkou vlastně nikdo soustavně nezabýval.

Změnu způsobili čtyři průkopníci v letech 1942-1950. Byl to významný irský astrofyzik estonského původu E. Öpik, dva Britové Ralph Baldwin a Fletcher Watson a Američan Harvey Niniger. Tehdy totiž byl rozpoznán impaktní původ arizonského (Barringerova) kráteru i Tunguského meteoritu, objevily se první křižující planetky typu Apollo a začala se prosazovat myšlenka o tom, že krátery na Měsíci nejsou vulkanického, nýbrž impaktního původu. V r. 1978 už bylo známo 41 velkých křižujících planetek, o deset let později 81, za další dekádu 211 a v r. 2008 743. Všech křižujících planetek, z nichž většina je menších než 1 km, je už známo na 5,5 tisíce! Zásluhou nevelkého počtu následovníků (G. a C. Shoemakerovi, B. Marsden, E. Teller, E. Helinová, C. Chapman, D. Morrison, L. Alvarez, S. Ostro, T. Gehrels, A. Milani, L. Wood, R. Schweickart) se téma impaktů stalo významnou disciplínou prvořadé důležitosti na pomezí základního a aplikovaného výzkumu a přitom neobyčejně populární.

E. Gomez a J. Yardley uveřejnili na internetu vícejazyčný kalkulátor následků dopadu meteoritu předepsaného složení, rozměru a rychlosti. Kalkulátor dokáže zodpovědět otázku, zda se takový meteorit před svým dopadem na zemi rozpadne, jak velký kráter vytvoří a jaké škody do jaké vzdálenosti způsobí (viz např.: down2earth.eu/impact_calculator/ ).

V časopise Nature vyšel souhrnný článek o programu Spaceaguard, který zahájila NASA v r. 1991 a jehož prvním cílem je zmapovat dráhy nebezpečných křížičů Země s rozměry >1 km do vzdálenosti 1,3 AU od Slunce. Do poloviny roku 2008 bylo tak objeveno celkem 742 křížičů s rozměrem >1 km, což představuje téměř 4/5 jejich celkového počtu. Mezi nimi jsou jen tři tělesa o průměru 10 km; víc jich asi není. Na obranu před těmito obřími projektily máme statisticky 35 mil. let času... Projektil o rozměrech Tunguského meteoritu (≈ 50 m) nás však trefí v průměru každých 500 roků.

Díky programu Spaceguard se ukázalo, že nebezpečí úmrtí člověka následkem velkého impaktu kosmického projektilu je výrazně menší, než se dříve soudilo, neboť pravděpodobnost takového úmrtí klesla na 2.10^-7. Nižší je jedině riziko, že člověka zabije žralok (1.10^-7). Otrava botulinem představuje riziko 3.10^-7 podobně jako úmrtí následkem cunami. Zato má člověk pravděpodobnost 1,6.10^-6, že zemře při odpálení ohňostroje a pravděpodobnost 7,6.10^-6, že zahyne při zemětřesení. Pravděpodobnost úmrtí při letecké havárii však dosahuje 3.10^-5, riziko utopení 1.10^-4 a riziko smrtelné automobilové nehody dokonce 0,01 (!), což je opravdu na pováženou.

W. Ailor shrnul současné názory na odvrácení rizika velkého kosmického impaktu na Zemi. Každé kamenné těleso s typickým rozměrem >140 m vyvolá na Zemi katastrofu velkých rozměrů. Odhaduje se, že takových křížičů je ve Sluneční soustavě řádově 10⁵, z toho je 20 tis. nebezpečných pro Zemi v dohledné budoucnosti. Uvažované metody obrany spočívají buď v bočním nárazu kinetického projektilu na nebezpečné těleso nebo ve výbuchu atomové pumy těsně nad jeho povrchem. Další nadějnou možností je vyslání sondy, která se stane oběžnicí tělesa jako tzv. gravitační traktor. Náklady na jednorázovou obranu autor odhadl na 12 mld. dolarů.

J. Horner a B. Jones zpochybnili názor, že pro přežití lidstva je dobrou ochranou před kosmickými projektily z hlubin Sluneční soustavy Jupiter, který je svou mocnou gravitací „vychytá“, jako jsme to viděl v případě rozštěpení a zániku komety Shoemaker-Levy 9 v červenci 1994. Oba autoři ukázali, že to sice platí pro jádra komet, ale nikoliv pro kamenné či kovové planetky. V těchto situacích se Jupiter chová jako záškodník, který planetky naopak navádí na dráhy křižující Zemi!

V minulosti Země nacházíme ale také stopy po výbuchu blízké supernovy. Jak ukázali B. Fields aj., v usazeninách pode dnem oceánů našli přebytek izotopu ⁶⁰Fe ve vrstvě o stáří 2,8 mil. roků. Izotop se na Zemi dostal zřejmě vinou blízkého výbuchu supernovy. Nicméně takový výbuch je nebezpečný pro život jen v případě, že supernova vzplane blíže než 8 pc od Země. Z velikosti zastoupení izotopu ⁶⁰Fe však vyplývá, že zmíněná supernova vybuchla přinejmenším 15 pc od Země, takže nějaké škody životu na Zemi nemohla způsobit.

V dlouhé časové stupnici je ovšem dle K. Schroedera největším nebezpečím pro život na Zemi rostoucí zářivý výkon Slunce, který způsobí zánik života na Zemi již za 1 mld. let, protože průměrná teplota na povrchu Země překročí bod varu vody.

1.1.3.4. Měsíc

T. Murphy aj. uveřejnili výsledky soustavných laserových měření vzdálenosti Měsíce 3,5m reflektorem na observatoři Apache Point (N.M., USA), která dosahují neuvěřitelné přesnosti ±1 mm. Jsou tak schopni ověřovat platnost gravitačního zákona na vzdálenost řádu 100 tis. km s relativní přesností 10^-10, dále stálost gravitační konstanty v čase s přesností <10^-12/r; rovněž tak platnost silného principu ekvivalence v obecné teorii relativity s přesností 5.10^-4 a velikost geodetické precese s přesností 6.10^-3. První laserová měření vzdálenosti Měsíce se uskutečnila pomocí 3m zrcadla Lickovy observatoře již počátkem srpna 1969 a pak zejména 2,7m reflektorem na McDonaldově observatoři v Texasu. Impulsy o trvání 4 ns se vysílaly pomocí rubidiového laseru s frekvencí 0,3 Hz a s energií 3 J v pulsu. Při půlhodinové seanci se do dalekohledů vracelo odrazem od Měsíce průměrně jen 20 fotonů. V polovině 80. let minulého století však přišly lasery Nd:YAG, čímž se počet navrácených fotonů v seanci zdvojnásobil.

V současné době se používá infračervených laserů o vlnové délce 1,1 μm s impulsy o trvání jen 90 ps a frekvenci 20 Hz. Měření probíhají jednak na zmíněné observatoři Apache Point a jednak u 1,5m reflektoru Observatoře Azurového pobřeží ve Francii. Výtěžnost se neuvěřitelně zlepšila; někdy se z jediného impulsu vrátí plných 10 fotonů, takže během 10min seance přichází do dalekohledu až téměř 9 tis. fotonů odražených od Měsíce. Má-li se využít výkonu těchto laserů, je potřebí mimořádně přesně měřit časové intervaly návratu ozvěny s přesností 7 ps a pečlivě vylučovat změny polohy zrcadel vinou precese a slapů jak na Zemi, tak na Měsíci, dále počítat s proměnným zpožděním signálů v atmosféře Země kvůli změnám atmosférického tlaku atd.

R. Korotev získal za 6. tis. dolarů od překupníka 6g meteorit Dhofar 961, jenž dopadl do pouště v Omanu před desítkami tisíc let. Jeho geochemická analýza přinesla pozoruhodné zjištění, že meteorit byl vymrštěn z hluboké jámy na odvrácené straně Měsíce, což je jednak největší (průměr přes 2,6 tis. km; hloubka 1 – 2 km) i nejstarší impaktní pánev na Měsíci (Jižní pól-Aitken) a jednak druhá největší známá impaktní pánev ve Sluneční soustavě po Severní pánvi na Marsu.

Podle A. Saala aj. četné obří impakty ohřály Měsíc natolik, že Měsíc přišel o vodu, kterou předtím získal akrecí stejným způsobem jako Země. Svědčí o tom stará vulkanická skla na Měsíci, která obsahují krystalickou vodu. Na Zemi byla totiž voda hojná již v době 230 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, tj. nejpozději 170 mil. let po vzniku Měsíce. Je však pravděpodobné, že Měsíci zbyla nějaká voda zakletá v permafrostu pod jeho povrchem.

J. Haruyma aj. využili oběžné sondy SELENE (jap. Kaguya) ke změření albeda a teploty trvale zastíněného dna kráteru Shackleton na jižním pólu Měsíce, v němž předchozí sonda Clementine pomocí radaru našla údajně souvislý plát ledu o tloušťce až 10 m. Výsledek nových měření nic takového nepotvrdil v souladu s nezávislými údaji pozemních radarů.

A. Crotts se zabýval přechodnými jevy na Měsíci (angl. TLF), která jsou hlášena už velmi dlouho, ale obvykle jen jedním pozorovatelem, takže jejich realita je sporná. Statisticky však lze říci, že alespoň část TLF je reálných, protože jejich polohy korelují s místy úniku radonu-222 a polonia-210 na rozhraní moří a pohoří, popřípadě s polohou čerstvých impaktních kráterů, jako jsou Aristarchus, Flamsteed a Lichtenberg. Teoreticky jsou výrony plynů z trhlin docela dobře myslitelné, protože kůra Měsíce začala praskat již před 3 mld. let a a další trhliny vznikaly i později, naposledy před necelou miliardou let.

Kuriozní video natočila kamera kosmické sondy Deep Impact 28.-29. května 2008, kdy se nalézala 50 mil. km od Země směřujíc v rámci projektu EPOXI ke kometě Hartley 2. Na videu se totiž zobrazuje poměrně malý Měsíc, jak přechází přes terminátor na osvětlenou stranu úhlově mnohem větší Země.

1.1.4. Mars

R. Phillips aj. zkoumali usazené vrstvy v severní polární oblasti Marsu. Vrstvy jsou dobře patrné na schodovitých terasách ledu a hornin o typické výšce „schodu“ 1,6 m, které se tam usazovaly v periodách dlouhých řádově 1 mil. let. Schody pak jeví podle K. Lewise aj. ještě delší cyklickou periodu s výškou superschodů 10 m. Změny klimatu s tím související jsou patrně vyvolány výraznými změnami sklonu rotační osy Marsu k oběžné rovině planety, jejichž amplitudy dosahují až 45°. V té chvíli si člověk uvědomí blahodárný vliv našeho Měsíce, který stabilizuje sklon zemské rotační osy s rozkmitem pouhého 1°. Radar na oběžné sondě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) poukazuje na to, že Mars je nejspíš geodynamicky mrtvé těleso, přestože má ve svém nitru radioaktivní horniny uvolňující teplo.

Podle všeho se zdá, že na Marsu nikdy nefungovala desková tektonika, kterou známe jako hybnou sílu utváření kontinentů a mořských pánví na Zemi. Severní pánev zabírající 42 % povrchu planety je asi o 4 km níže než střední výška zbytku Marsu; fakticky jde o oválný obří impaktní kráter o rozměrech 10,6 × 8,5 tis. km, tj. největší známý kráter ve Sluneční soustavě se souřadnicemi středu 67° s.š a 208° v.d. V něm se nachází největší a nejdéle činný komplex vulkánů ve Sluneční soustavě Tharsis, neboť jeho stáří dosahuje 3,8 mld. roků. Také jižní pánev Hellas je fakticky impaktní kráter s delší osou 2,3 tis. km.

Zmíněná topografická nesouměrnost Marsu byla v r. 2008 předmětem mnoha studií (J. Andrews-Hanna aj.; M. Marinova aj.; F. Nimmo aj.; W. Kiefer aj.; D. Wilhelms a S. Squyres), které se v podstatě shodují na tom, že příčinou severní prolákliny byl mimořádně mohutný dopad obřího kosmického projektilu o průměru přes 2 tis. km (!) rychlostí 8 km/s pod úhlem 45° k povrchu. Tím se uvolnila obrovská kinetická energie řádu 5.10²⁹ J (téhož řádu je rotační energie Země), která vynesla obrovské množství hornin z Marsovy kůry na balistické dráhy, takže tato rozdrobená masa se po čase vrátila k Marsu a spadla shodou okolností na jižní polokouli. Severní polokoule je skutečně geologicky mladší, zatímco jen jižní polokoule planety je podle měření z oběžné sondy MGS zmagnetizovaná, jak ukázali S. Stanleyová aj. Jižní polokoule je tedy na rozdíl od severní chráněna před účinky elektricky nabitých částeček slunečního větru, což má vliv i na stav atmosféry nad ní. Je zajímavé, že čas obřího impaktu na Marsu řádově souhlasí s časem nárazu Praměsíce na Zemi, takže se zdá, že v té době probíhalo opravdu těžké bombardování na všech tehdy existujících kamenných planetách Sluneční soustavy. V tom případě je pravděpodobné, že Marsovy družice Phobos a Deimos mohou být pozůstatky zmíněného obřího impaktu.

J. Chappelow a R. Herick objevili na plošině severně od příkopu Acheron Fossae dva stejně staré impaktní krátery o rozměrech 2 × 3 km a 7,5 × 10 km ve vzájemné vzdálenosti jen 12,5 km od sebe, jež vznikly patrně zánikem malé přirozené družice Marsu v době, kdy Marsova atmosféra byla hustší než dnes a družice se při průletu atmosférou rozpadla na dva velké úlomky.

E. Kraalová aj. zkoumali vznik deltovitých řečišť na Marsu pomocí laboratorních měření v tzv. Eurotanku, kde se pouští voda do písečných náspů. Ukázali, že k vyhloubení terasovitých delt na Marsu bylo potřebí krátkodobě tolik proudící vody, kolik protéká ústím řeky Mississippi. Nejpravděpodobněji šlo o přívalové řeky, které vznikly rozpuštěním podpovrchového ledu při vulkanickém výbuchu. K vyrytí delty pak stačil proud vody po dobu řádu 10 roků. S tím souhlasí N. Hovius aj., kteří tvrdí, že před pouhými 20 tis. lety došlo v oblasti severní polární čepičky k vulkanické aktivitě, která vytvořila na povrchu vodní jezero o hloubce 200 m a šířce až 35 km. Vycházejí z pozemské analogie, kde se např. v Britské Kolumbii nebo na Islandu stýkají horké vulkanické plyny s ledovci. Zmíněný časový údaj je však nepřesný; příslušná epizoda vulkanismu se mohla odehrát i dříve, dokonce snad již před 10 mil. let. K. Harrison a M. Chapmanová našli důkazy o velkém mnohem starším jezeru v centrální oblasti obřího kaňonu Valles Marineris, které bylo naplněno vodou do hloubky 840 m na konci Hesperiánské éry před 1,8 mld. let. Z chaotického terénu dvou údolí Coprates a Melas Chasma tam vybíhá vyschlý kaňon. Kolísání hladiny jezera je patrné na terasách o stejné výšce na jeho úbočích ve vzdálenostech až 1,5 tis. km od sebe.

Naproti tomu J. Pelletier a A. McEwen přišli s nápadem, že známé strouhy na svazích hor a kráterů na Marsu nebyly způsobeny tekutou vodou, ale zrníčky písku nebo prachu, který se sesypával po úbočích. Tím chtějí obejít problém, že na povrchu Marsu dnes není žádná tekutá voda a možná ani v minulosti nebyla. Odborníci se totiž nemohou dohodnout ani na tom, jak to bylo s vodou na povrchu Marsu v jeho dávné minulosti. I. Spitaleová aj. ostatně zaznamenali na snímcích oběžné sondy MRO prachovou lavinu na okraji severní polární čepičky, která spadla 19. února 2008 na strmém (úhel 60°) úbočí 700 m vysokého útesu pokrytého ledem a sněhem. Úkaz poněkud připomíná známé telení ledovců v Antarktidě a souvisí zřejmě s příchodem jara na severní polokouli planety.

Dosud nejsilnější argument pro dávnou existenci tekuté vody na povrchu Marsu podali J. Mustard aj., když objevili pomocí optického a infračerveného spektrometru CRISM na oběžné sondě MRO důkazy výskytu fylosilikátových minerálů na povrchu planety. Ty totiž mohou vznikat jedině za přítomnosti tekuté vody a jejich stáří odpovídá Noachiánské éře, tj. první miliardě let po vzniku Marsu. Nicméně po většinu existence bylo na povrchu Marsu větší sucho, než je v poušti Atacama na Zemi. Epizody tekoucí vody netrvaly nikdy déle než pouhé stovky roků.

Dalším husarským kouskem sondy MRO byl úchvatný záběr sondy Phoenix, jež se 25. května 2008 snášela na padáku na do Zeleného údolí před kráterem Heimdall - na snímku je dobře vidět sonda i padák a dokonce i padákové šňůry! Snímek byl pořízen při vzájemné rychlosti obou sond 3,4 km/s ve chvíli, kdy byla sonda Phoenix ve výšce 10 km nad povrchem planety a 20 km před zmíněným kráterem. Během přistávacího manévru bylo zapotřebí Phoenix zbrzdit z příletové rychlosti 5,6 km/s na přistávací rychlost 2,4 m/s, což se vzorně podařilo a sonda se usadila na planině Vastitas Borealis asi 24 km od plánovaného místa přistání. Při dalším obletu sondy MRO se pak Phoenix v místě přistání na okraji severní polární čepičky (68° s.š.) opět bezpečně zobrazil, dokonce i s roztaženými slunečními panely.

Panoramatická kamera Phoenixu zobrazila ledové polygony v okolí přistání, které vznikají nejspíš smršťováním ledu při klesající teplotě okolí. Teplota povrchu se v tom místě postupně snižovala z -30° na -80°C. Typický průměr polygonů přitom klesal ze 4,6 m až na pouhou 1,4 m. Hlavním cílem sondy Phoenix bylo laboratorní studium podpovrchových vzorků půdy, nabíraných lopatkou na 2,5m robotickém rameni. Pokus narazil na problém značné lepivosti marsovského mokrého písku, takže až po dlouhém úsilí se podařilo nasypat vzorek půdy do pícky, kde se ohřál a přitom se z něj skutečně začala odpařovat voda.

Phoenix však dokázal rozpoznat ve svém okolí minerály, které za přítomnosti tekuté vody vznikaly geologicky nedávno, tj. před 10⁴ – 10⁶ lety. Phoenix též zjistil, že půda v okolí místa přistání je zásaditá. Očekávalo se, že modul bude fungovat po dobu tří měsíců, ale nakonec vydržel pracovat pět měsíců navzdory prachové bouři a mračnům, která zastínila Slunce, což snížilo produkci elektřiny ze slunečních panelů. Phoenix zmlkl 2. listopadu 2008, když okolní teplota klesla s nastávajícím příchodem zimy pod -100°C.

Neúnavná vozítka (rovery) na Marsu fungovala v r. 2008 už více než 4,5 roku, s čímž rozhodně autoři projektu nemohli původně počítat. Ačkoliv rovery vykazují zřetelné známky opotřebení, stále přinášejí velmi kvalitní údaje takříkajíc „in situ“. Vozítko Opportunity vyjelo koncem srpna 2008 z impaktního kráteru o hloubce 70 m a průměru 800 m. Oba rovery a také přistávací modul Phoenix přinesly zajímavý důkaz o mimořádné salinitě tekuté vody na Marsu, která byla až o dva řády slanější než oceány na Zemi. Oběžná sonda MRO přinesla důkazy o stojaté vodě v impaktním kráteru Jezero, do něhož ústí vyschlá říční delta. Proto se právě o tomto kráteru uvažuje jako o vhodném místě pro budoucí pilotovaný let na Mars, jenž se však uskuteční zřejmě mnohem později, než optimisté čekali. Radar na sondě MRO prokázal, že kromě notoricky známého výskytu vodního ledu v polárních čepičkách se v nižších šířkách nachází led smíšený s prachem Marsova regolitu, ale že nikde nejsou stopy po tekuté vodě ve shodě s tím, jaké fyzikální podmínky na povrchu planety panují.

Oběžná sonda Mars Global Surveyor (MGS) snímkovala po dobu dvou a půl let (2004-2006) proslulé vzdušné prachové víry, zvané „tančící derviši“. Zaznamenala jich celkem 55 tisíc střídavě na severní a jižní polokouli planety ponejvíce v blízkosti 60° areografické šířky, čili jde evidentně o sezónní letní úkaz při nestejném ohřevu různých částí povrchu Marsu. Průměrná výška vírového „kornoutu“ dosahuje 660 m a jeho průměr 230 m a pohybují se nad terénem rychlostmi 1 – 59 m/s. Z měření kamery HRSC na sondě Mars Express (ESA) podle C. Stanzelové aj. vyplývá, že derviši dodávají do atmosféry planety až polovinu vznášejícího se prachu; druhá polovina pochází z lokálních či dokonce globálních prachových bouří v období kolem přísluní dráhy planety.

M. Mumma aj. a V. Krasnopolsky aj. objevili občasné výrony methanu v příkopu Nili Fossae, ale i dalších místech na Marsu pomocí infračervených spektrometrů na teleskopech Keck, CFHT a Gemini-S a také z měření oběžných sond MRO a Mars Express. To je velké překvapení, které zřejmě ovlivní další strategii hledání případných stop života pod povrchem planety.

Koncem listopadu 2007 objevil přehlídkový systém CSS na Mt. Lemmon v Arizoně planetku 2007 WD5, která proletěla kolem Země ve vzdálenosti 75 tis. km jako objekt 20 mag a jež se podle prvního výpočtu dráhy mohla následně střetnout 30. ledna 2008 s Marsem. Její průměr byl asi 50 m a náraz na Mars by se odehrál rychlostí 13 km/s, takže impaktní kráter by dosáhl průměru bezmála 1 km a uvolněná energie ekvivalentu 3 Mt TNT (podobně jako Tunguský meteorit). Pravděpodobnost srážky však dosahovala zpočátku jen 4 % a nakonec se planetka do Marsu netrefila k lítosti všech modelářů impaktů na nebeská tělesa.

L. Jin aj. počítali model rozložení prostorové hustoty sluneční pramlhoviny v závislosti na vzdálenosti od Slunce a ukázali, že právě ve vzdálenosti Marsu její hustota dosahovala minima, čímž vysvětlují překvapivě nízkou hmotnost této terestrické planety.

1.1.5. Jupiter

V květnu 2008 ohlásilo několik astronomů-amatérů objev třetí červené skvrny v atmosféře Jupiteru (velká červená skvrna existuje přinejmenším 3,5 století; skvrna „junior“ vznikla v březnu 2000 a nejnověji objevená skvrna dostala přezdívku „baby“). Morfologii i vývoj skvrny pak podrobně sledovaly velké dalekohledy Keck a HST.

M. Bland aj. připomněli, že oběžná sonda Galileo objevila magnetické pole družice Ganymed s indukcí 750 nT. To znamená, že Ganymed musel mít aspoň zpočátku žhavé kovové jádro, které vytvářelo dynamový efekt. Plášť Ganymeda pak chránil jádro před brzkým vychladnutím. R. Tyler zjistil, že ohřev vnějších Galileových družic Jupiteru a rovněž družice Titan u Saturnu nepochází jen z radioaktivity jejich hornin a z výstředností jejich oběžných drah kolem obří planety, ale především ze šikmého sklonu rotačních os k oběžným rovinám, což vyvolává silné slapové tření pod jejich povrchem. Pro Europu tak vychází nejvyšší tepelný tok 7 EJ. N. Thomas se zabýval vhodnou strategií letové dráhy budoucí kosmické sondy k družici Io, kde kromě extrémně intenzivního vulkanismu sondu ohrožuje také silná radiace. Mimo to zmíněné sondě Galileo nefungovala hlavní telekomunikační anténa, takže data z okolí družice Io jsou poměrně kusá. Podle Thomasových výpočtů lze pro budoucí sondy využít výkonnějších radioizotopových zdrojů elektřiny, než je plutoniový generátor, a vhodnou volbou průletových drah snížit radiační dávku pro palubní přístroje. Je však otázka, zda tak náročnou misi někdo uskuteční, protože přednost nejspíš dostane umělá oběžnice Europy.

D. Hamilton aj. ukázali, že vzhled jemného prachového prstenu Jupiteru se mění, když se dostane do stínu planety. Ve stínu se totiž zmenšuje velikost elektrického náboje na jemných částečkách „pavučinového“ prstence. Nic takového se však nepozoruje u prstenců Saturnu, které jsou tvořeny příliš velkými zrnky pokrytými ledem.

1.1.6. Saturn

Díky neúnavné činnosti oběžné sondy Cassini se neobyčejně prohlubují zejména údaje o přirozených družicích Saturnu, především o Titanu, který láká pozornost odborníků zejména jistou podobností se Zemí. Titan má, jak známo, o polovinu vyšší tlak atmosféry na svém povrchu, než je tlak vzduchu na Zemi, a probíhá tam při střední teplotě -179°C hydrologický cyklus methanu obdobný hydrologickému cyklu vody na Zemi. Titan je při průměru 5 150 km dokonce větší než planeta Merkur a jen o čtvrtinu menší než Mars. Pokud se k poloměru Titanu připočte rozměr jeho husté atmosféry, jde dokonce o největší přirozenou družici celé Sluneční soustavy.

Z měření rotační periody Titanu radarem na Cassini při průletech kolem Titanu v říjnu 2004 a v lednu 2005 vyplývá podle R. Lorenze aj., že perioda se mírně odchyluje od doby oběhu, což se dá vysvětlit sezónní výměnou momentu hybnosti mezi hustou atmosférou a vlastním tělesem Titanu. Atmosféra totiž rotuje rychleji než povrch (tzv. superrotace) a kůra Titanu je od nitra oddělena podpovrchovým tekutým vodním oceánem. Navíc je rotační osa Titanu skloněna o plných 27° vůči oběžné rovině a její poloha se ročně mění téměř o 0,5°. Autoři vypočítali, že následkem všech těchto efektů se bude rotace Titanu zrychlovat až do r. 2009, načež se opět začne zpomalovat, což se bude cyklicky opakovat.

Další radarová měření Titanu proběhla během přiblížení sondy 7. září a 28. října 2005 a jejich výsledky zpracovali J. Lunine aj. Radar pracoval na vlnové délce 22 mm (14 GHz), takže docílil na povrchu Titanu rozlišení až 300 m v pásech dlouhých až 5 km. Ukázalo se, že tvářnost terénu se i v těchto malých úsecích pronikavě mění, čili morfologie povrchu je velmi pestrá. Na souši jsou patrné písečné duny, na dnech jezer a řek se nachází ledová kůra a v řekách teče methan a ethan. Vlastní kůra Titanu je tlustá asi 100 km a pod ní se nachází již zmíněný oceán vody smíšené se čpavkem. Podle R. Browna aj. není Titan pokryt souvislým oceánem, jak mnoho odborníků před érou sondy Cassini předpokládalo, ale má poblíž severního pólu velké jezero Ontario o ploše asi 20 tis. čtv. kilometrů a hloubce minimálně 10 m naplněné tekutým ethanem v roztoku s methanem, příměsemi dalších uhlovodíků a tekutým dusíkem. Podobně jako u Marsu se tam vyskytují přívalové řeky následkem prudkých methanových dešťů z husté atmosféry bohaté na dusík. Podle F. Raulina se plynný methan uvolňuje z nitra družice následkem vulkanismu a stoupá do Titanovy atmosféry, kde se částečně mění na ethan. Oba plyny však kondenzují na kapičky a vytvářejí tak kouřmo i mračna. Dešťové srážky pak dokončují koloběh methanu v řekách a jezerech, odkud se pak methan opět vrací do atmosféry, tak jako je tomu u vodních jezer a oceánů na Zemi.

C. Bertucci aj. využili vzácné shody okolností, kdy se Titan v polovině června 2007 dostal na téměř 10 h z magnetosféry Saturnu a byl tak vystaven přímému působení rázové vlny slunečního větru. Titan sám totiž magnetické pole nemá; je obklopen pouze indukovaným polem Saturnovy magnetosféry. Měření ze sondy Cassini ukázala, že Titan svou magnetickou ochranu ztrácel při výstupu postupně během celých 3 hodin, takže jeho indukovaná magnetosféra projevila značnou setrvačnost.

Mezinárodní časopis Planetary and Space Science přinesl ve svém ročníku 56 (2008), č. 5, část 2 sérii prací o vědeckých výsledcích sestupného modulu Huygens, který se snesl na padáku na povrch Titanu počátkem r. 2005 a dokonce byl schopen vysílat vědecké údaje ještě po přistání do bláta na povrchu družice.

Navzdory jasné prioritě Titanu se o mediální popularitu přihlásila v r. 2008 další družice Saturnu, totiž Enceladus. Stalo se tak díky dvěma těsným (52 a 50 km) průletům sondy Cassini nad touto nevelkou družicí o průměru jen 500 km ve dnech 12. března a 11. srpna 2008, kdy sonda doslova nahlédla do nitra trhlin (tygřích pruhů), z nichž vycházejí gejzíry vodní páry, čpavku, analogie fridexu a ledová zrnka. Zrnka vylétají pomaleji, protože se v trhlinách zpomalují nárazy o jejich nepravidelné stěny. V gejzírech byly rozpoznány i komplexní organické molekuly (ethan, acetylen, propan aj.) a v trhlinách byla naměřena teplota o více než 100°C vyšší, než má okolní povrch družice (<-200°C). Tepelný výkon z oblasti kolem jižního pólu dosahuje až 6 GW; tj. jako velká atomová elektrárna. To prakticky znamená, že na dně trhlin se nachází tekutá voda a možná i spojitý podpovrchový vodní oceán! Podle J. Meyerové a J. Wisdoma však není hlavním zdrojem tepla pro pozorovanou kryovulkanickou aktivitu Encelada proměnné slapové ohřívání, jako je tomu u Jupiterovy družice Io. Slapovým ohřevem lze vysvětlit nanejvýš pětinu pozorovaného tepelného výkonu. Zbytek je naprostá záhada.

Tyto vpravdě senzační údaje byly dále upřesněny při zmíněném druhém těsném průletu, kdy sonda Cassini snímkovala trhlinu Damascus Sulcus hlubokou 300 m s lineárním rozlišením 24 m. Kolem ústí trhliny jsou na povrchu Encelada vidět usazeniny jako u pozemských vřídel a rozházené ledové balvany o průměru desítek metrů. Následovaly další dva těsné (25 km a 197 km) průlety 9. a 31. října 2008, při nichž dosáhlo lineární rozlišení 4 m a kdy se podařilo dále upřesnit chemické složení gejzírů, v nichž byly mj. objeveny sloučeniny sodíku včetně soli. V ultrafialovém absorpčním spektru jednoho gejzíru objevili C. Hansen aj. pásy tekuté vody, která tryská z trhlin hypersonickou rychlostí! Z Enceladu tak za sekundu uniká kolem 150 kg vody, která se stává dodavatelem kyslíku pro Saturnův prsten E.

Sonda Cassini také dokázala zobrazit malé Saturnovy družice Pan a Atlas, které obíhají nejblíže k planetě dokonce pod úrovní Rocheovy meze. Pan je velmi zploštělý útvar o hlavních osách 33 × 21 km a Atlas ještě placatější o rozměrech 39 × 18 km. Na rovníku obou družic vystupují výrazné horské hřbety o výšce až 5 km. Pan je odpovědný za Enckeovo dělení v Saturnově prstenu A.

Dalším velkým překvapením se stal objev prachových prstýnků kolem druhé největší Saturnovy družice Rhea (průměr 1,5 tis. km), který je výsledkem těsného (500 km) průletu sondy Cassini dne 26. 11. 2005. Jak ukázali G. Jones aj., činí poloměry prstýnků 800, 1 100 a 1 200 km. Rhea je tedy vůbec první družicí naší Sluneční soustavy, která se honosí prstenci.

Zajímavé výsledky poskytly též videosekvence snímků (prosinec 2006 - květen 2007) Saturnova prstenu F, jehož pastýři jsou družice Prometheus a Pandora. Jak ukázali C. Murray aj., má prsten hustší jádro široké asi 1 km a řidší obal o průměru 50 km. Na snímcích jsou vidět jednotlivé balvany s průměry od 27 m ve vzdálenostech do 10 km od jádra prstenu. Mezi nimi dochází vinou poruch od Promethea každodenně ke srážkám a drcení i slepování zrnek, kaménků i velkých balvanů. Jde o dynamický proces s neobyčejně pestrými konfiguracemi typu vějířů, výtrysků, chomáčků a kanálků pozorovatelný již na časové stupnici řádu hodin, ale i v delších intervalech až do řádu let. Proces se zřejmě podobá tomu, jak z diskových prstenců kolem raného Slunce vznikala tělesa Sluneční soustavy.

Sonda Cassini dále našla nový prsten R/06 S 5 o poloose 194 tis. km, jehož pastýřskou družicí je Methone (S XXXII), a nový prstenový oblouk R/07 S 1 o úhlové délce 20° a poloose 198 tis. km, jenž souvisí s družice Anthe (S XLIX). Oblouk je navíc důsledkem rezonance s oběžnou dobou družice Mimas (S I). Další oblouky se podařilo nalézt jednak v Saturnově prstenu G a jednak v okolí družic Pan, Janus, Epimetheus a Pallene.

T. Stallard aj. objevili druhý ovál polární záře na Saturnu pomocí snímků z HST a IRTF. Tím se Saturn konfigurací oválů polárních září vyrovnal Jupiteru. Podobně sonda Cassini nalezla v první polovině r. 2008 v atmosféře Saturnu rozsáhlou elektrickou bouři zabírající plochu o rozměru řádově tisíce kilometrů. Z nočních infračervených měření sondy vyplývá, že polární záře na Saturnu se vyskytují jak v okolí magnetických pólů, tak dokonce i na rovníku.

Když jsme se takto v kostce seznámili s pozoruhodnými výsledky projektu Cassini/Huygens, jež byly uveřejněny během jediného roku, jistě můžeme s povděkem kvitovat rozhodnutí NASA prodloužit činnost sondy Cassini po 1. červenci 2008, kdy skončila primární část mise.

1.1.7. Uran a Neptun

M. Parisi aj. upozornili, že existence 9 družic Uranu s nepravidelnou drahou je téměř určitě v rozporu s obecně přijímanou domněnkou, že ležatá rotační osa planety je důsledkem obří srážky Uranu s velkou planetkou v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Zejména družice Prospero by nemohla takovou srážku přežít, takže buď se utvořila až po srážce, anebo je domněnka o srážce chybná. V tom případě se ovšem znovu nastoluje otázka, proč má rotační osa Uranu sklon 98°, takže smysl rotace planety je vůči smyslu oběhu planety kolem Slunce retrográdní. Šikmé, ba i retrográdní sklony rotačních os planet a trpasličích planet nejsou ovšem nijak neobvyklé. Pluto má sklon 120°, Venuše 177°, Neptun 28°, Saturn 27°, Mars 25°, Země 23° a Pallas 60°. „Vzorné“ sklony rotačních os má vlastně jen Merkur (0°), Jupiter (3°) a Ceres (4°).

V. Meadowsová aj. objevili pomocí SST v středním (10 – 20 μm) infračerveném spektru Neptunu uhlovodíky methylacetylén (CH₃C₂H) a diacetylén (C₄H₂). D. Vokrouhlický aj. propočítali nový scénář vzniku největší Neptunovy družice Triton. Triton se svým průvodcem obíhal původně kolem Slunce po vlastní dráze, ale byl Neptunem gravitačně zachycen nejpozději 5 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, kdy ještě v ní hrála nezanedbatelnou brzdící roli plynná složka meziplanetární látky. Plyn tak brzdil rychlost zachycení Tritonu, což mělo za následek odhození jeho průvodce na novou samostatnou dráhu ve Sluneční soustavě a naopak gravitační záchyt Tritonu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)

B. Schaefer aj. odvodili z archivních snímků Pluta z let 1933-34, kdy byl Pluto od Slunce vzdálen přibližně 40 AU, fotografickou světelnou křivku této trpasličí planety (Pluto měl tehdy střední B = 15,7 mag). Nalezli v modulaci jasnosti Pluta periodu 6,4 d s amplitudou 0,11 mag. Současně ukázali, že albedo Pluta se do r. 1954 postupně zmenšilo o plných 5 %, což přičítají rostoucí sublimaci ledu na přivrácené (jižní) polokouli Pluta v době jeho přibližování ke Slunci. E. Young aj. využili zákrytu hvězdy 15 mag Plutem 12. června 2006 k novému změření vertikální struktury jeho atmosféry na observatořích v Austrálii a na Novém Zélandu a porovnali tyto údaje s předešlými zákrytovými měřeními z let 1988 a 2002. Přestože od r. 1988 kleslo ozáření Pluta Sluncem o 9 %, má vnější atmosféra stále tutéž teplotu 100 K, což autoři přičítají termostatickému efektu methanu. Také námraza dusíku na povrchu Pluta se oteplila v průměru o 1,5 K. Geometrický poloměr Pluta se podařilo v porovnání s dřívějšími údaji zpřesnit na hodnotu (1216 ±9) km.

D. Tholen aj. odvodili hmotnosti všech těles soustavy trpasličí planety Pluto. Vezmeme-li hmotnost Pluta za jednotku (tj. 1,3.10²² kg, neboli 0,2 % M_z), pak má Charon 12 %, Nix 0,004 5 % a Hydra 0,002 4% jeho hmotnosti. Odtud vyplynula mj. střední hustota družice Charon rovna 1,6–násobku hustoty vody a dále průměry miniaturních družic Nix (88 km) a Hydra (72 km). Střední oběžné periody Hydry, Nixe a Charonu jsou v poměrech 6,1 : 4,0 : 1,0.

G. Schilling při té příležitosti shrnul, jak se vyvíjely odhady hmotnosti Pluta od doby, kdy byly zjištěny odchylky dráhy Neptunu počátkem XX. stol. Z nich totiž vyplývalo, že chybějící planeta by měla mít hmotnost kolem 10 M_z, ale po objevu C. Tombaughem v r. 1930 se z pozorované jasnosti Pluta odhadovala jeho hmotnost jen na 1 M_z. Tak to dlouho zůstávalo navzdory skutečnosti, že v tom případě by byl Pluto patrně daleko nejhustší planetou Sluneční soustavy. Teprve objev Charonu J. W. Christym v červenci 1978 zjednal jasno, když se ukázalo, že Pluto má hmotnost necelé pětiny hmotnosti našeho Měsíce a jde tedy o relativně řídké těleso se střední hustotou jen dvojnásobku hustoty vody. Nepatrná hmotnost Pluta byla jedním z důvodů, proč byla v r. 2006 zřízena nová kategorie trpasličích planet Sluneční soustavy s Plutem jako prototypem. Jak vyplývá z poznámky J. K. Beattyho, někteří američtí astronomové se stále nemohou smířit s vyřazením Pluta z kategorie planet Sluneční soustavy a uvádějí roztodivné argumenty, aby bylo toto rozhodnutí IAU z kongresu v Praze v r. 2006 revidováno.

R. Duffard aj. se mezitím věnovali proměřování světelné křivky největší trpasličí planety Sluneční soustavy (136199) Eris. K fotometrii využívali několika dalekohledů o průměru zrcadel až 2,5 m. Zjistili, že Eris vykazuje krátkodobě jen nepatrné variace jasnosti s amplitudou kolem 0,01 mag, což znamená, že jde o těleso přibližně kulového tvaru, jak ostatně definice trpasličí planety vyžaduje. Eris má po Enceladu nejvyšší známé albedo (86 %) mezi všemi kamennými tělesy Sluneční soustavy, takže je zřejmě z větší části pokryta ledem methanu, čemuž se při její dráze s délkou velké poloosy 68 AU ostatně nelze ani divit (albedo Pluta dosahuje 60 %). Výstřednost její dráhy e = 0,44 je podstatně větší než u Pluta (e = 0,25), což platí také pro sklon dráhy i = 44° proti Plutovým 17°. Na svou současnou dráhu se Eris zřejmě dostala po těsném přiblížení k Neptunu. Její průměr činí 2 660 km, takže střední hustota Eris 2,3násobek hustoty vody je dokonce vyšší než u Pluta (2,0násobek) podobně jako její hmotnost 1,7.10²² kg převyšuje hmotnost Pluta alespoň o čtvrtinu. H. Roe aj. využili optického teleskopu UVOT na družici Swift k proměření periodické světelné křivky Eris vykazující periodu 1,1 d, což je zřejmě rotační perioda trpasličí planety.

Výkonné dalekohledy HST a Keck byly využity při pozorování zákrytů družice Namake (S/2005 Haumea 2) trpasličí planetou (136108) Haumea (2003 EL61; V = 17 mag) v létě 2008. Jasnost Haumey podle P. Lacerdy aj. standardně kolísá o 0,3 mag v periodě 3,9 h, což je překvapivě krátká perioda rotace výrazně zploštělé trpasličí planety o středním průměru 1,15 – 1,44 tis. km. Zákryty družice Namake trvaly až 6 h při oběžné době 18,4 d. Jelikož dráha vnitřní družice Namake je gravitačně rušena pohybem vnější družice Hi'iaka (S/2005 Haumea 1), budou se příznivé podmínky pro zákryty opakovat ještě i v příštích letech, protože celá soustava Haumea je k nám v těchto letech natočena bokem. Lze očekávat, že soustavná pozorování tak vzácných úkazů přispějí ke zpřesnění údajů o rozměrech a hustotě obou těles, podobně jako tomu bylo při sérii zákrytů Charonu Plutem v druhé polovině 80. let XX. stol. Hmotnost celé soustavy Haumea dosahuje 4.10²¹ kg, tj. asi třetinu hmotnosti soustavy Pluto-Charon.

V červenci 2008 byl do zatím skrovného seznamu trpasličích planet Sluneční soustavy přidán další známý objekt z pásma TNO (136472) Makemake (2005 FY9). (Zmíněné trpasličí planety z pásma TNO se nyní souhrnně nazývají plutoidy.) Jelikož Makemake nemá žádnou objevenou družici, je určení jeho hmotnosti a hustoty zatím nemožné. Víme jen, že průměr Makemake dosahuje 1,5 tis. km. Koncem r. 2008 měla tedy Sluneční soustava 5 trpasličích planet (Ceres a 4 plutoidy).

A. Becker aj. objevili 14 nových TNO v deklinačním pásmu -5° – 21° v přehlídce s mezní hvězdnou velikostí R = 23,7 mag. Z tohoto vzorku vyplývá, že dokonce někteří Kentauři (s drahami mezi Uranem a Neptunem) mohou mít dlouhodobě stabilní dráhy, ale že velmi bohatě je osídlen vnější rozptýlený disk TNO. Jeho rozsah je ve všech parametrech obrovský, protože zabírá vzdálenosti 26 – 319 AU od Slunce, sklony drah TNO 6° – 27° a výstřednosti e až do 0,85. Autoři odhadli, že v rozptýleném disku se nachází řádově 10 mil. TNO s průměry >100 km.

H. Schlichting a R. Sari se zabývali otázkou, jak vůbec mohly vzniknout pozorované volné páry TNO se srovnatelnými hmotnostmi složek. Odpověď není dosud jednoznačná, protože ani volné zachycení dvou těles ani interakce tří těles nejsou v tomto směru příliš produktivní. Je totiž zapotřebí najít vhodný brzdící mechanismus, aby se těsná přiblížení těles odehrávala dostatečně pomalu a mohla tak vést k trvalému zachycení.

Přitom objevů binárních TNO utěšeně přibývá. V únoru a březnu 2008 byly pomocí WFPC HST rozlišeny páry 2006 SF369 s úhlovou roztečí 0,11′ stejně jasných složek, dále pak (119067) = 2001 KP76 s roztečí 0,30′; (160091) = 2001 OL67- s roztečí 0,26′; 2001 QQ322 s roztečí 0,13′ a 2005 PR21- s roztečí 0,12′. Další pár TNO 1998 WV24 byl pozorován HST- koncem srpna 2007, ale objev byl ohlášen až koncem října 2008. Šlo totiž o objekt s velmi nepatrnou separací 0,05′, kde je sekundární složka o 0,3 mag slabší než složka primární. V červenci 2008 byl pomocí obřích dalekohledů Subaru, Gemini-S- a Magellan nalezen průvodce TNO 2007 TY430 v rozteči 0,6′ (tj. v minimální vzdálenosti 13 tis. od hlavního tělesa) srovnatelné jasnosti a s oběžnou dobou přes 1 rok. Naprosto nevídaně volný pár TNO 2001 QW 322 popsali J. Petit aj. díky snímku VLT ESO ze září 2002, kdy se objekt nacházel ve vzdálenosti 43 AU od Slunce. Obě složky páru mají podobnou hmotnost kolem 1.10¹⁸ kg a průměry zhruba 100 km. Jsou od sebe vzdáleny minimálně 105 tis km a obíhají kolem sebe v periodě přes 25 roků po dráze s výstředností e <0,4. Rovina oběžné dráhy je skloněna k ekliptice pod úhlem téměř 60°.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a křížiči

Důvodem pro soustavné hledání planety mezi drahou Marsu a Jupiteru se stal Herschelův objev Uranu (1781), který zapadal svou vzdáleností od Slunce do Titiusova-Bodeova pravidla (TB, 1772) pro n = 6. Zejména J. Bode inicioval po objevu Uranu hledání „chybějící“ planety (pro n = 3, tj. velká poloosa 2,8 AU) a jeho úsilí korunoval r. 1801 G. Piazzi objevem tělesa, které dostalo název Ceres; bylo přesně tam, kde pravidlo TB určovalo, jen mělo na planetu poněkud nízkou jasnost. Jenže pak se vše zvrtlo jak rychlými objevy dalších „planet“ Juno, Pallas a Vesta v téže vzdálenosti a také selháním TB pravidla při objevu Neptunu (1846), který byl mnohem blíže (30,1 AU), než pravidlo určovalo (38,8 AU), a celé se to dále zamotalo objevem Pluta (1930), který „seděl“ téměř přesně (39,4 AU) tam, kde podle pravidla TB měl být Neptun... Dnes se pravidlo TB většinou považuje za náhodnou koincidenci, ale to se může ještě změnit, až bude rozpoznáno více takto početných soustav exoplanet a budeme tak moci porovnávat rozdělení vzdáleností exoplanet pro více případů.

Přehlídkové kombajny přičinlivě rychle zvyšují počty známých planetek hlavního pásu, takže už počátkem roku 2008 byly v databázích údaje o přibližně 400 tis. planetek, i když zdaleka ne všechny mají spolehlivě rozlišené dráhy. Geneticky nejstarší jsou planetky typu uhlíkatých chondritů - to je patrně téměř nepřetvořený materiál, z něhož vznikala svařováním za studena i velká tělesa Sluneční soustavy. Podobně utěšeně přibývá planetek a transneptunských těles s družicemi (satelity), jichž bylo v létě 2008 rozpoznáno již 150. Satelity se patrně vytvářejí zajímavým mechanismem, který popsali K. Walsh aj., kteří tvrdí, že asi 15 % planetek hlavního pásu a křížičů má své průvodce. Efektem YORP (též Jarkovského) se totiž planetky nepravidelného tvaru postupně roztáčejí až na kritické rychlosti, při nichž v okolí jejich rovníku odlétává odstředivou silou materiál, jehož částice se navzájem srážejí a tím brzdí, takže se zachytí na oběžných drahách kolem mateřského tělesa, kde se postupně sbalí do satelitu.

Podle D. Vokrouhlického a D. Nesvorného známe již asi 60 planetek hlavního pásu, tvořených volnými páry se stejnou drahou a tudíž společným původem. Prohlédli totiž databázi 370 tis. planetek a zjistili, že zmíněné páry nejsou příliš staré - vznikly rozdělením těsných dvojic možná jen před několika desítkami tisíc roků buď následkem katastrofických srážek, anebo štěpením těsných dvojic efektem YORP. Vzorovým příkladem je pár (6070) Rheinland a (54827) 2001 NG8 starý jen 18 tis. roků.

Z nově objevených planetek s průvodci je největší (41) Daphne o průměru přes 170 km, která má miniaturní satelit S/2008 (41) 1 o průměru necelé 2 km, jenž kolem planetky obíhá v periodě 1,6 d. P. Descamps aj. využili série vzájemných zákrytů planetky (22) Kalliope a jejího satelitu Linus v r. 2007 ke zlepšení parametrů obou těles. Kalliope má průměr 166 km, tj. o 8 % menší, než vyplynulo z nepřímých měření její velikosti družicí IRAS, a průměr Linuse je 28 km. Hustota Kalliope 3,7násobek hustoty vody se tak nyní dostala do souladu s taxonomickým zařazením této planetky hlavního pásu. Planetka (216) Kleopatra (typ M) se stala v pořadí již třetí planetkou hlavního pásu, která je obdařena dvěma satelity. Oba byly objeveny v létě 2008 v minimálních vzdálenostech 380 km a 650 km od planetky. Sama Kleopatra vypadá jako „psí kost“ o rozměrech 217 × 94 × 81 km (efektivní rozměr 108 km).

P. Pravec aj. studovali rozložení rychlostí rotace pro malé planetky hlavního pásu a křížiče Marsu s typickými průměry v rozmezí 3 – 15 km. Zjistili, že toto rozložení je víceméně rovnoměrné v rozmezí period 2,5 – 24 h, ale nejdelších period je přece jen o něco více než kratších. Dlouhodobé změny rotační rychlosti dané planetky nejsou velké; činí jen procenta periody za milion roků. Průměrná doba setrvání planetky na stálé dráze dosahuje 110 mil. roků, pak dráha podlehne chaotické změně. U křížičů Země s typickými průměry 0,2 – 3 km je však situace odlišná. Nejvíce křížičů má buď krátké rotační periody kolem 2,5 h, anebo periody delší než 24 h.

B. Carrymu aj. se zdařilo zobrazit v září 2002 pomocí adaptivní optiky u Keckova teleskopu povrch trpasličí planety (1) Ceres v blízké infračervené oblasti s rozlišením 50 km. Na povrchu jsou patrné světlejší i tmavší skvrny s rozměry 50 – 180 km, svědčící o výskytu uhlíkových sloučenin, silikátů a vodního ledu. Ceres rotuje kolem své osy v periodě 9,1 h a jeho tvar lze aproximovat zploštělým elipsoidem o rozměrech poloos 480 × 444 km. J. Drummond a J. Christou využili 3m teleskopu Lickovy observatoře s adaptivní optikou pro blízkou infračervenou oblast spektra k určení rozměrů a tvaru 8 největších planetek hlavního pásu. Zdaleka největší je (1) Ceres (973 × 973 × 908) km, následovaný (2) Pallasem (594 × 549 × 369) km a (4) Vestou (560 × 540 × 440) km. Na dalším místě jsou překvapivě až mnohem později objevené planetky (707) Interamnia (385 × 337 × 163) km a (87) Sylvia (350 × 264 × 227) km.

Kosmická sonda ROSETTA, jejímž cílem je kometa Čurjumov-Gerasimenko, musela postupně vykonat řadu gravitačních manévrů (2 průlety u Země a jeden u Marsu), které ji mají navést k cíli v r. 2014. Počátkem září 2008 tak proletěla v minimální vzdálenosti 800 km od malé (≈10 km) planetky hlavního pásu (2867) Steins (typ E). Podle H. Kellera aj. má planetka dosti nepravidelný tvar s hlavními osami o rozměrech 6 × 4 km a s vysokým průměrným albedem 35 %. Na jejím povrchu se nalézá dvojice podobných impaktních kráterů ve vzájemné vzdálenosti 2 km od sebe a dále řetízek 7 kráterů. Snímky pořizované v intervalu od 4. srpna do 4. září odhalily na povrchu planetky úhrnem 23 kráterů s průměry nad 200 m. Při největším přiblížení 5. září se však bohužel samovolně vypnula kamera s vysokým rozlišením, takže se nepodařilo získat žádné detailní snímky planetky. Sondu čeká v červnu 2010 průlet kolem podstatně větší (≈100 km) planetky (21) Lutetia.

O. Barnouin-Jha aj. zveřejnili výsledky měření topografie planetky (25143) Itokawa lidarem na japonské kosmické sondě Hayabusa. Na planetce se vyskytují dva odlišné typy terénu, drsné vysočiny a hladké nížiny. Vysočina je pokryta rozházenými balvany a má obecně komplikovanou strukturu. V průměru je však povrch Itokawy hladší než povrch planetky Eros. Autoři se domnívají, že nitro planetky představuje spíše hromadu sutě než tuhé kamenné těleso. Planetka vznikla patrně splynutím menších těles, která si ponechala svůj regolit, jehož tloušťka v nížinách přesahuje 2 m.

Z planetek křižujících dráhu Země budí stále největší pozornost (99942) Apophis, jejíž dráhu i rozměry se podařilo zpřesnit v letech 2005-2006 díky radaru v Arecibu, který dokázal planetku zaznamenat ve vzdálenostech 27 – 40 mil. km od Země. Její střední průměr činí 270 m a průlet u Země v pátek 13. dubna 2029 bude vskutku monumentální, protože se ve 21h 45 min UT dostane do minimální vzdálenosti 36 tis. km od centra Země, tedy do oblasti, v níž se pohybují geostacionární družice. Družicím však nijak neublíží; v uvedeném čase největšího přiblížení se bude nacházet nad středním Atlantikem severně od Brazílie a bude viditelná na nočním nebi jako objekt až 3 mag z Asie, Afriky i Evropy. Její úhlový rozměr naroste až na 2,4′ a úhlový pohyb po obloze dosáhne rychlosti až 50′ za sekundu (0,8°/min)!

Nezávisle počítali okolnosti průletu Apophis v r. 2029 také T. Vinogradova aj. na základě téměř tisícovky optických i radarových pozorování planetky mezi březnem 2004 a srpnem 2006. Při započítání gravitačních poruch planet i trpasličích planet, relativistických korekcí pro Slunce i vlivu tlaku záření jim tak vyšla minimální vzdálenost 38 tis. km od centra Země. Další zpřesnění dráhy lze očekávat při přiblížení planetky k Zemi na „radarovou“ vzdálenost v r. 2013, ale už teď je jisté, že nás planetka neohrozí ani v r. 2029 ani při dalším přiblížení v r. 2036.

Radar v Arecibu ovšem mezitím nezahálel a v únoru 2008 objevil při přiblížení planetky (15391) = 2001 SN263 na vzdálenost 11 mil. km od Země, že jde fakticky o tři tělíska o průměrech 2;

1 a 0,4 km, která jsou od sebe vzdálena něco přes 10 km. Není naprosto jasné, jak taková podivná soustava drží pohromadě, takže nebeští mechanici mají co počítat - s takovým problémem tří těles se asi ještě nikdy nesetkali, i když po dvou titěrných průvodcích mají i dvě stakilometrové planetky hlavního pásu (45) Eugenia a (87) Sylvia.

Z dalších křižujících objektů vzbudila pozornost dosud největší (∅ 2,6 km) planetka (1620) Geographos, u níž J. Ďurech aj. zjistili, že její rotační perioda 5,2 h se za rok zkracuje o téměř 3 ms (!), což je důsledek Jarkovského efektu (YORP). Týž efekt byl předtím pozorován jen u menších těles (1862) Apollo (rotační per 3,1 h) a bezejmenného křížiče (54509) = 2005 PH5 (rotační per. 12 min). Britský astronom amatér R. Miles pozoroval pomocí 2m robotického Faulkesova reflektoru v Siding Spring v Austrálii miniplanetku 2008 HJ, jejíž vejčitý tvar má rozměry 12 × 27 m a zjistil, že jde nejrychleji rotující známou planetku s rotační periodou jen 43 s! To znamená, že planetka funguje jako odstředivka, protože jakýkoliv neupevněný předmět v blízkosti jejího rovníku je odmrštěn odstředivou silou do hlubin prostoru, jelikož příslušná odstředivá rychlost je 200krát vyšší než úniková rychlost z povrchu tohoto tělesa.

Efekt YORP je podle všeho hlavní příčinou toho, že asi 15 % planetek je dvojitých. Sluneční záření totiž roztáčí nekulové osamělé planetky tvořené hromadami sutě na kritické rychlosti, při nichž z okolí jejich rovníku odlétá hmota první kosmickou rychlostí, takže vymrštěné částice začnou obíhat kolem zbylé hromady sutě a zde se postupně složí na oběžnici - průvodce původního tělesa.

Podle F. DeMeové a R. Binzela se mezi křížiči nachází asi 8 % objektů, které lze klasifikovat jako komety, jež se k nám dostaly z vnějších částí Sluneční soustavy (Edgeworthova-Kuiperova pásu a Oortova mračna). R. Braser a P. Wiegert upozornili na pravděpodobnou existenci podskupiny doprovodných planetek, která mohou být někdy považována za umělá tělesa (vysloužilé kosmické sondy a poslední stupně jejich raket), jež se pohybují na drahách s parametry blízkými parametrům oběžné dráhy Země kolem Slunce. Podle modelových výpočtů autorů jsou tato doprovodná přirozená tělesa zachycována Zemí na poměrně krátkou dobu řádu 10 tis. roků, zatímco praví křížiči setrvávají v blízkosti Země v průměru 10 mil. roků. Po tomto čase se vinou dráhového chaosu buď navždy od Země vzdálí, anebo se s ní srazí. Pravděpodobnost srážky pro doprovodné planetky je však o něco vyšší než u standardních křižujících planetek.

M. Zavodny aj. využili pozorování z přehlídky Catalina (CSS) v intervalu od června 2005 do prosince 2006 k hledání objektů Sluneční soustavy, jejichž celé dráhy se nacházejí uvnitř dráhy Země, tj. uvnitř pomyslné koule kolem Slunce s poloměrem 0,983 AU. Tato tělesa označují zkratkou IEO (Inner Earth Objects). Z přehlídky vyplývá, že ve zmíněné kouli se nalézá (36 ±26) IEO jasnějších než absolutní hvězdná velikost H = 18 a (530 ±240) IEO jasnějších než H = 21. Současně se zdá, že tyto objekty nepodléhají žádným výrazným negravitačním efektům.

V polovině června 2008 byl objeven objekt 2008 LV16, jenž obíhá Slunce po protáhlé dráze s přísluním poblíž dráhy Venuše a odsluním poblíž dráhy Marsu. Dráha je však natolik stabilní, že toto těleso neohrožuje ani zmíněné planety ani mezilehlou Zemi. Vůbec lze s povděkem konstatovat, že důkladnost současných přehlídek křižujících objektů sama o sobě přinejmenším o řád snížila pravděpodobnost, že se Země srazí s větším kosmickým projektilem v nejbližších staletích.

Největším překvapením roku se však nepochybně stal objev miniplanetky 2008 TC3, jenž se podařil R. Kowalskému pomocí robotického přehlídkového dalekohledu na Mt. Lemmon v Arizoně dne 6,28 UT října 2008. Na snímcích byl zachycen pohybující se objekt 19 mag ve vzdálenosti 0,5 mil. km od Země. Rychlý výpočet dráhy S. Chesleyem ukázal, že těleso se srazí se Zemí asi po 20 h od objevu v čase 7,115 UT října a těsně před vstupem do zemské atmosféry nad severním Súdánem dosáhne jasnosti 11 mag. Rozměr miniplanetky se odhadoval na několik metrů, takže nebylo potřebí vyvolat nějaký poplach, protože bylo zřejmé, že těleso vybuchne dostatečně vysoko nad Zemí, což se také stalo. J. Borovička a Z. Charvát analyzovali multispektrální snímky meteorologické družice Meteosat 8, jež ukázaly jasnou skvrnu ve všech 12 spektrálních kanálech (0,5 – 14 μm) snímků, pořízených kolem 2 h 45 min UT (7,115 UT). Odtud pak spočítali výšku explozí miniplanetky v rozmezí 30 – 22 km nad Zemí. Záblesk výbuchu pozorovala také posádka jednoho dopravního letadla, které letělo v tu dobu asi 1,5 tis. km od bolidu a následky výbuchu se projevily též zajímavě strukturovanými svítícími mračny prachu, na jehož částečkách se rozptylovalo sluneční světlo. Jde o první případ v dějinách astronomie, kdy máme úplné údaje o tělese, objeveném ještě před vstupem do zemské atmosféry, jehož drobné úlomky dopadly na zem a byly asi o měsíc později nalezeny súdánskými studenty pod vedením amerického odborníka P. Jenniskense.

Jako obvykle, připojuji na konci tohoto odstavce seznam nově pojmenovaných planetek Sluneční soustavy, jež objevili v minulých letech čeští a slovenští astronomové: (4662) Runk, (4663) Falta, (8143) Nezval, (11408) Zahradník, (15902) Dostál, (16869) Košinár, (21888) Ďurech, (22558) Mladen, (24862) Hromec, (24974) Macúch, (29456) Evakrchová, (30253) Vítek, (31109) Janpalouš, (32294) Zajonc, (33061) Václavmorava, (35356) Vondrák, (74764) Rudolfpešek, (76713) Wudia, (90279) Devětsil, (98127) Vilgusová, (129595) Vand, (132798) Kürti, (145768) Petiška, (166570) Adolfträger, (167208) Lelekovice, (170306) Augustzátka, (182592) Jolana. Podrobnosti o původu jmen a parametrech drah těchto planetek naleznete jako obvykle na webu: http://planetky.astro.cz/.

1.2.3. Komety

Počátkem července 2008 vydalo Centrum planetek (MPC) společně s Ústředím pro astronomické telegramy (CBAT) již 17. vydání Katalogu kometárních drah, jenž obsahuje údaje o více než 3,7 tis. kometárních návratů. V říjnu 2008 překročil počet „slunečních“ komet, objevených neúnavnou družici SOHO, další magické číslo 1 500 a těchto komet stále utěšeně přibývá. V posledních letech se navíc daří objevovat komety v blízkosti Slunce také díky dalším slunečním družicím STEREO A a B.

B. Marty aj. určili zastoupení hélia a neonu v zrníčkách kometárního materiálu, zachycených sondou Stardust u komety 81P/Wild 2. Tak dokázali, že příslušná zrníčka pocházejí z horké části sluneční pramlhoviny, čili že v raném období budování Sluneční soustavy se zárodečný materiál mlhoviny výrazně promíchal. Podobně H. Ishii aj. zjistili, že další složkou prachu z této komety jsou porézní částice z hlavního pásma planetek, ale zato tam vůbec není přítomen chladný nepřetvořený původní materiál vnější chladné části sluneční pramlhoviny - onen pravý „hvězdný prach“ rozptýlený v Galaxii z předešlých generací již zaniklých hvězd. T. Nakamura aj. objevili v materiálu z komety 4 submilimetrová zrníčka, která se podobají chondrulím a vznikla zřejmě rychlým roztavením původního materiálu v blízkosti Slunce, načež se přemístila do hlubin Sluneční soustavy. I když kometa dnes obíhá v prostoru mezi Marsem a Jupiterem, původně se nacházela ještě dál a do blízkosti ke Slunci postupně migrovala.

G. Szabo aj. zpracovali pozorování slavné komety Hale-Bopp (C/2005 O1) z října 2007, kdy se tato obří kometa vzdálila již na 26 AU od Slunce. Plných 11 let po průchodu přísluním tam prodělala výrazné zjasnění na R = 20 mag. Prachová koma dosáhla neuvěřitelného průměru 160 tis. km. Kometa tím ustavila nový rekord v projevu aktivity hluboko v mrazivém prostoru Sluneční soustavy. E. Epifani aj. sledují od prosince 2004 aktivity kometárních jader ve vzdálenostech >3 AU od Slunce soustavně pomocí italského 3,5m teleskopu TNG na ostrově La Palma. Zatím tak zkoumali světelné křivky celkem 12 komet až do vzdálenosti 5,3 AU od Slunce. Přitom se jim podařil změřit lineární průměry jader tří periodických komet v rozmezí 1 – 3 km.

P. Lamy aj. změřili pomocí HST a SST rozměry jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko ve vzdálenosti 4,5 AU od Slunce. Jádro komety je protáhlé a délka hlavní osy dosahuje 5 km, což v přepočtu na kulový tvar dává průměr jádra 4 km při albedu jen 4 %. Pokud je střední hustota jádra kolem 35 % hustoty vody v pozemských podmínkách, tak se dle autorů patrně zdaří přistání modulu Philae kosmické sondy ROSETTA na povrchu jádra v r. 2014. Pokud je však jádro hustší, tak hrozí modulu určité riziko ztroskotání při přistávacím manévru. Tutéž kometu snímkovali také C. Tubiana aj. pomocí VLT ESO v letech 2004 a 2006, tj. ve vzdálenosti >4,9 AU od Slunce. Odvodili tak rotační periodu jádra 13 h a efektivní průměr jádra 5 km při poměru hlavní a vedlejší osy >1,45. Za jádrem se však vyskytuje krátká vlečka větších zrnek prachu.

Na počátku prosince 2007 započal další z tradičních výbuchů komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1. Během dvou týdnů se kometa zjasnila ze 14,5 mag až na 11,3 mag. K dalším výbuchům došlo koncem ledna a znovu koncem září a v polovině října 2008, kdy její jasnost dosáhla dokonce 10,3 mag. Plynoprachové obálky komety se přitom rozpínaly rychlostí 0,1 km/s a koma dosáhla průměru až 250 tis. km. J. Trigo-Rodríguez aj. nalezli v archivních záznamech o kometě celkem 28 výbuchů s amplitudou >1 mag za léta 2002-2007, přičemž nárůst jasnosti probíhá vždy během několika hodin a návrat do klidu v následujících 3 – 4 dnech. Každoročně tak kometa vybuchne alespoň sedmkrát, ale výskyt výbuchů nejeví žádnou periodicitu, takže se výbuchy nedají předvídat. Podivuhodné chování této komety není dosud kloudně vysvětleno, ale patrně souvisí s tím, že kometa fakticky patří mezi ledová tělesa Sluneční soustavy souhrnně nazývaná Kentaury, která se relativně nedávno přesunula na své současné dráhy mezi Jupiterem a Saturnem z Edgeworthova-Kuiperova pásu.

M. Belton aj. popsali miniexploze na povrchu jádra komety 9P/Tempel 1, pozorované v červnu 2005 jednak pomocí HST a sondy Deep Impact a jednak teleskopem na Calar Alto. Miniexploze se odehrávaly vždy v téže části povrchu jádra v „pravé poledne“ slunečního času. Posléze však byly odhaleny i další aktivní oblasti na povrchu jádra, kde výskyt výbuchů probíhal i „dopoledne“, popř. „odpoledne“, během „soumraku“ a dokonce i kolem „půlnoci“. Výbuchy byly řízeny výrony CO a CO₂ a v každém se uvolnilo asi 1kt materiálu.

Na přelomu let 2007 a 2008 stále budilo zaslouženou pozornost naprosto neuvěřitelné zjasnění komety 17P/Holmes, která se jevila spíše jako mlhavý disk o jasnosti 3,5 mag než jako klasická kometa s chvostem. Úhlové rozměry komy dosáhly počátkem února 2008 rozměru 1,5° (!), přičemž kometa byla stále pohodlně viditelná očima jako objekt 4,5 mag. M. Montalto aj. zpracovali snímky komety, pořízené v intervalu od 26. října do 20. listopadu 2007 a zjistili, že jasné jádro komety o průměru 3 km obklopovalo vnější prachové mračno rozpínající se stálou rychlostí 140 m/s, zatímco vnitřní část mračna se rozpínala rychlostí 200 m/s. Autoři odhadli hmotnost komy na solidních 10 biliónů km.

F. Moreno aj. srovnali průběh výbuchů komety v r. 1892 a 2007-8. Orbitální parametry dráhy se v obou případech prakticky shodovaly, tj. vzdálenost přísluní q = 2,1 AU a oběžná perioda 6,9 r. Při návratu koncem 19. stol. kometa vybuchla 141 d po průchodu přísluním ve vzdálenosti 2,38 AU od Slunce, kdežto nyní vybuchla 172 d po přísluní v 2,43 AU od Slunce. V obou případech bylo Slunce v době, kdy kometa procházela přísluním, v nadhlavníku té části jejího jádra, kde se posléze výbuch odehrál.

Z. Sekanina nazval celý úkaz megavýbuchem, protože je nesrovnatelně mohutnější než všechny doložené výbuchy jiných komet. Podle jeho výpočtů došlo k výbuchu zásluhou exotermní reakce vyvolané fázovým přechodem amorfního ledu o nízké hustotě do kubické fáze v rezervoáru překrytém plátem povrchových hornin o hmotnosti řádu 100 mld. kg. Následkem exploze byl plát vymrštěn vzhůru do kometární atmosféry, kde se začal rychle drobit na mikroskopická zrnka, jenž se začala rozpínat v podobě prachového mračna. Autor odhadl, že kometa se rozplyne nejpozději po 50 opakováních megavýbuchů, jež následují její průchody přísluním, neboť megavýbuchy kometu postupně doslova rozloupají. Megavýbuch není ovšem jednorázový jev, ale spíše posloupnost událostí, které postupně způsobí tak nádherný přírodní úkaz.

Radar observatoře Arecibo pozoroval počátkem ledna 2008 ozvěny od komety 8P/Tuttle na vlnové délce 126 mm. V té době byla kometa od Země vzdálena 0,25 AU a na hranici viditelnosti očima. J. Harmon aj. zjistili, že jádro komety se skládá ze dvou složek, jež se navzájem prakticky dotýkají a obíhají kolem společného těžiště v periodě 11 h. Průměry složek dosahují po řadě 5,6 a 4,4 km. Radarové albedo jádra 15 % převyšuje dvakrát průměrné albedo kometárních jader, což svědčí o velmi hladkém povrchu jádra této komety. Autoři dokonce zaznamenali radarové odrazy od vnitřní komy kolem jádra. Koma obsahuje poměrně velké kamínky o rozměrech přes 20 mm. Zatímco u planetek už známe několik kontaktních dvojic, u komet jde o premiéru.

V lednu a únoru 2008 snímkovali manželé Tichých na Kleti pomocí dalekohledu KLENOT periodickou kometu P/2008 C2, kterou v únoru ztotožnili s kometou P/2006 U6 Tichý jako objekt 19 mag. Kometa prošla přísluním 7. února v předstihu 0,16 d proti předpovědi. Nová pozorování umožnila zlepšit její dráhové elementy: a =3,8 AU; e = 0,4; i = 19°, P = 7,4 r a kometa dostala definitivní označení 196P/Tichy. Je to zatím poslední kometa objevená českými astronomy. V polovině srpna 2008 prošla přísluním ve vzdálenosti 1,4 AU od Slunce krátkoperiodická (P = 6,5 r) kometa 6P/d'Arrest, která 5 dnů před přísluním prošla ve vzdálenosti 0,35 AU od Země. Koncem srpna dosáhla 8 mag.

Z. Sekanina a P. Chodas zlepšili parametry mimořádně jasné komety C/1843 D1, která prošla kolem Slunce 27. února 1843 ve vzdálenosti 1,2 R_☉ a navíc se honosila obrovitým chvostem o délce 2 AU, takže mnoho lidí to tehdy považovalo za znamení blížícího se konce světa. Kometa přirozeně patří do Kreutzovy skupiny komet a byla pozorovatelná očima v úhlové vzdálenosti 1° od Slunce i ve dne! Největšího jasu dosáhla však až počátkem března 1843, když se přiblížila k Zemi a stala se nádherným zjevením na jižní polokouli. Autoři nyní revidovali její oběžnou periodu z 512 let na 742 roků, což potvrdilo, že tato kometa byla fakticky největším úlomkem slavné lízací komety X/1106 C1.

P. Weissman a S. Lowry připomněli, že proslulý Whippleův model „špinavé sněhové koule“ pro kometární jádra fakticky popisuje jenom vlastnosti povrchu jádra. Pro nitro komet navrhli B. Donn aj. v r. 1985 a P. Weissman o rok později model „hromady sutě“, což jsou agregáty ledových hrud, držící pohromadě jen vlastní gravitací. Tento model vychází z výpočtů vlastností sluneční pramlhoviny, ale i z pozorování zániku komet v okolí Slunce a štěpení kometárních jader, zejména pak proslulé komety Shoemaker-Levy 9, kterou rozdrtily slapové síly Jupiteru na desítky úlomků. Podobně se uplatnila i pozorování celých řetízků impaktních kráterů na Jupiterových družicích Ganymed a Kallistó. Dalším vodítkem jsou rotační charakteristiky kometárních jader (neexistují jádra s rotační periodou <5,2 h, neboť při rychlejší rotaci se hromada sutě rozpadne odstředivou silou) a výsledky měření posledních kosmických sond ke kometám (Stardust, Deep Impact). Ze všech těchto údajů vychází velmi nízká hustota kometárních jader nanejvýš rovná hustotě vody v pozemských podmínkách, ale často spíše jen v rozmezí 0,5 – 0,2 hustoty vody, což je způsobeno vysokou porozitou hromady sutě. Autoři soudí, že definitivní důkaz o vhodnosti modelu podá kosmická sonda ROSETTA po příletu k jádru komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko v srpnu 2014.

G. Leto aj. simulovali vznik vnitřní části Oortova oblaku komet během prvních dvou miliard let od vzniku Sluneční soustavy pro soubor 10 tis. kometárních jader. Počítali přitom s gravitačními poruchami Oblaku od čtyř vnějších planet Sluneční soustavy a od prolétávajících cizích hvězd i s galaktickými slapy. Ukázali, že 35 % jader vnitřní části Oblaku se tam dostalo ze zóny Uranu a stejné množství ze zóny Neptunu. Dalších 18 % se do Oblaku přemístilo z Edgeworthova-Kuiperova pásu. Obecně je však účinnost zachycení jader komet ve vnitřní části Oortova oblaku velmi nízká - jen kolem 1 %, přičemž ve stáří 2 mld. let od vzniku sluneční soustavy mají na jeho strukturu největší vliv galaktické slapy. Oblak má zcela nehomogenní strukturu, koncentruje se k ekliptice až do vzdálenosti 1 kAU a ve vzdálenostech 6 kAU od Slunce už neobsahuje žádnou složku kolmou k ekliptice.

1.2.4. Meteorické roje a bolidy

P. Spurný a Z. Ceplecha uveřejnili převratnou práci o původu fragmentace meteoroidů ve velkých výškách nad Zemí, mnohem výše, než by odpovídalo křehkosti meteoroidů a aerodynamickému odporu při průletu tělísek hypersonickou rychlostí. Využili přitom soustavného sledování těchto úkazů automatickými bolidovými kamerami AFO v Evropské bolidové síti. Podle jejich názoru se různé části meteoroidů liší svou elektrickou vodivostí a elektricky se nabíjejí třením o molekuly zemské atmosféry. Elektrické výboje pak drtí meteoroid a tento proces se znovu opakuje pro vznikající úlomky.

T. Kohout aj. poukázali na rozdíly ve fyzikálních vlastnostech mezi planetkami a meteority. U planetek lze změřit magnetickou susceptibilitu na dálku, tj. z obíhající kosmické sondy nebo z přistávajího modulu. U meteoritů v muzeích se dá využít mobilní aparatury autory zhotovené. Autoři tak prozkoumali 700 vzorků meteoritů z evropských muzeí a nalezli značný rozdíl v susceptibilitě mezi meteority a planetkami, což však se může ještě změnit, protože měření susceptibility planetek je teprve v plenkách.

J. Pittichová aj. studovali vlastnosti mateřské komety 21P/Giacobini-Zinner v souvislosti s aktivitou meteorického roje Drakonid. Z pozorování v optickém i infračerveném oboru spektra zjistili, že jádro komety má průměr necelé 4 km, a albedo 11 %. Jádro začíná být aktivní již ve vzdálenosti 3,8 AU od Slunce a uvolňování prachu po průchodu přísluním pokračuje až do vzdálenosti 3,3 AU.

P. Babadžanov aj. zkoumali souvislost mezi křižující planetkou 2003 EH1 a lednovým meteorickým rojem Kvadrantid. Roj se poprvé objevil až v r. 1839 a nyní patří k vydatným rojům s velmi krátkým trváním aktivity. Autoři zjistili, že k jeho výskytu na pozemské obloze přispěly gravitační poruchy od Jupiteru a fragmentace většího tělesa zhruba před 500 roky, přičemž planetka 2003 EH1 je patrně největším úlomkem z této katastrofy.

P. Babadžanov aj. rovněž studovali komplex meteorických rojů Aries-Taurus, k němuž však také náleží krátkoperiodická kometa P2/Encke. Ukázali, že ke komplexu patří i několik křižujících planetek o rozměrech 0,1 – 8 km s typickými dráhovými parametry q ≈ 0,4 AU a e ≈ 0,85. Komplex se skládá přinejmenším ze 13 diskrétních meteorických rojů, většinou označovaných jako Tauridy. Patrně jde o pozůstatky po rozdrcení většího tělesa, přičemž největším dochovaným „úlomkem“ je právě jádro Enckeovy komety. Titíž autoři také našli souvislost mezi meteorickými roji severních a jižních δ-Piscid i denními roji γ-Arietid a α-Piscid s několika křižujícími planetkami, konkrétně 1997 GL3, 2002 GM2, 2000 PG3 a 2002 JC9. Jde o skupinu těles s mimořádně nízkým albedem 2 % a průměrech 0,6 – 6,6 km. Jejich dráhové parametry se vyznačují vysokými výstřednostmi e ≈ 0,8; délkami velkých poloos a v rozmezí 2,2 – 2,8 AU a přísluními q ≈ 0,4 AU.

Také P. Jenniskens poukázal na častou souvislost mezi meteorickými proudy a křižujícími planetkami, protože nás tak mohou upozornit na spící kometární jádra. Obvykle jde o proudy s velkou poloosou dráhy a > 2,5 AU, výstřednostmi e v rozmezí 0,5 – 0,8; odsluním blíže než Jupiter a přísluním v okolí dráhy Země. P. Jenniskens a J. Vaubaillon zjistili, že také meteorický roj κ-Cygnid souvisí s křižující planetkou 2008 ED69, takže na rozdíl od původního předpokladu jde o velmi mladý roj, který vznikl nanejvýš 4 tis. let př. n. l., ale spíše ještě později. Mateřská planetka se svými dráhovými parametry podobá mateřské planetce Phaethon pro Geminidy. Sklon její dráhy k ekliptice i = 36° a průsečík dráhy s ekliptikou se nachází poblíž dráhy Jupiteru. Roj κ-Cygnid musí být díky své dráze velmi dobře pozorovatelný také na Venuši. Autoři dále připomínají, že nejméně šest dalších meteorických rojů má jako mateřská tělesa planetky a navíc denní Arietidy souvisejí s Marsdenovou rodinou „slunečních“ komet, podobně jako δ-Akvaridy souvisejí s Krachtovou rodinou. To znamená, že rozpady malých těles sluneční soustavy hrají při vzniku meteorických rojů významnější úlohu, než jsme si dosud mysleli.

J. Chau a F. Galindo oznámili úspěšnou detekci čelních ozvěn od meteorů v rojích, která se jim zdařila díky výkonnému meteorickému radaru HPLAR na observatoři Jicamarca v Peru. Nejkvalitnější ozvěny získali od meteorů roje η-Akvarid, nejslabší vinou nevýhodné geometrie od Perseid. Moderní videokamery s čipy CCD jsou však tak citlivé, že i astronomové amatéři dokázali v r. 2008 pozorovat dopady Perseid na neosvětlenou část povrchu Měsíce. Celkem se tak zdařilo zaznamenat 115 Perseid.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

Podle C. Alexandera aj. se ve vnitřní části rané sluneční pramlhoviny utvářely nejprve chondruly, tj. asi milimetrové žhavé (1,7 – 2,2 kK) kapky se silným zastoupením křemíku. Chondruly vznikaly v hustších chuchvalcích pramlhoviny, které se dále zahušťovaly vlastní gravitací. Chondruly tvoří 20 – 80 % objemu chondritů, které se pak stávaly stavebními kameny planetesimál.

F. Moynier aj. zjistili pomocí radioaktivního datování (⁵³Mn/⁵³Cr) uhlíkatých chondritů, že 100m planetesimály ve sluneční pramlhovině se tvořily v čase (4,568 ±0,002) mld. let, což výborně souhlasí s nezávislými metodami určení stáří samotné Sluneční soustavy. Tak například J. Connelly aj. z radioaktivního datování pomocí nuklidů ²⁰⁷Pb/²⁰⁶Pb) odvodili stáří Sluneční soustavy 4,565 45 mld. roků a horní mez jejího stáří <4,567 5 mld. let. Potvrzuje se tak výsledek modelových výpočtů, že akumulace planetesimál na planety proběhla astronomicky vzato bleskově během několika málo milionů let.

G. Kennedy a S. Kenyon ukázali pomocí modelových výpočtů, že obří plynné planety mohou vznikat poměrně snadno u hvězd libovolných hmotností, ale pravděpodobnost výskytu obří planety se pro hvězdy s hmotnostmi 0,4 – 3 M_☉ zvyšuje úměrně jejich hmotnostem. Naproti tomu poloměr tzv. sněhové čáry (rozhraní, pod nímž vznikají kamenné planety, zatímco nad ním vznikají obří plynové planety) závisí jen slabě na hmotnosti mateřské hvězdy. Hvězdy s hmotnostmi >3 M_☉ se však vyvíjejí tak rychle, že se sněhová čára odsune do vzdálenosti 10 – 15 R_☉ od mateřské hvězdy dříve, než se do této vzdálenosti od hvězdy vyvinou protoplanety, potřebné jako kamenná jádra pro obří planety. B. Militzer aj. modelovými výpočty dále zjistili, že např. plynná planeta o hmotnosti Jupiteru by měla mít kamenné jádro o hmotnosti kolem 16 M_z, z čehož však 4 M_z představuje stlačený led pod pláštěm vodíku a hélia.

Když mateřská hvězda stárne, začne se sněhová čára opět ke hvězdě přibližovat. To pak dává možnost vzniku tzv. oceánských planet u hvězd s hmotnostmi >2,5 M_☉. Oceánské planety mají na svém povrchu hluboké oceány tekuté vody, popřípadě tlustou vrstvu ledu, který roztaje následkem migrace takové planety směrem k mateřské hvězdě. Typická četnost obřích planet u hvězd s hmotností Slunce činí 6 %, kdežto pro trpasličí hvězdy o hmotnosti 0,4 M_☉ jen 1 %. Naproti tomu u hvězd s hmotností 1,5 M_☉ dosahuje 10 %.

S. Dodsonová-Robinsonová aj. modelovali vývoj planety typu Saturn akrecí na kamenné jádro a zjistili, že výsledek příliš nezáleží na volbě modelu. Ve velkých heliocentrických vzdálenostech >10 AU od hvězdy slunečního typu růst kamenného jádra zkrátka určuje tempo tvorby planet, takže modely platí také pro Uran a Neptun ve Sluneční soustavě. Tak např. Jupiter se začal utvářet s kamenným jádrem o hmotnosti jen 0,1 M_z ve vzdálenosti >9,2 AU od Slunce a již za 2,5 mil. roků dokázal vyrůst rychlou akrecí na dnešního obra, jenž navíc během pouhých 2 mil. roků migroval do současné vzdálenosti 5,2 AU. Podobně rostl akrecí Saturn, původně vzdálený od Slunce >11,9 AU, jenž se přitom přesunul do současné vzdálenosti 9,5 AU. K podobným výsledkům dospěli také R. Helled a G. Schubert, kteří se zabývali akrecí křemíkových zrnek vzniklých chladnutím chondrul pro planety s hmotností Saturnu až hmotností 10 M_j. Ukázali tak, že pro objekty s hmotností >5 M_j jsou křemíková zrnka tak horká, že kamenné jádro obří planety nevznikne vůbec. Pro kamenné jádro Jupiteru jim vyšlo <12 M_z a pro Saturn <8 M_z.

Důležité výsledky přináší i studium vzorků interplanetárního prostředí (ztroskotanou) kosmickou sondou Genesis. Pečlivým zpracováním vzorků v roztříštěné sondě se podařilo zjistit, že meteority nemají izotopy prvků s lichými nukleonovými čísly, ale na Zemi se tyto izotopy vyskytují. To znamená, že tyto izotopy nepocházejí z dávných supernov, ale vznikly spíše díky silnému ultrafialovému záření raného Slunce.

Hlubiny Sluneční soustavy stále úspěšně brázdí kosmické sondy Voyager 1 a 2, vypuštěné ze Země již v r. 1977. Po splnění svého hlavního úkolu snímkovat zblízka čtyři obří plynné planety se vzdalují od Slunce různými směry (Voyager 1 letí ve směru pohybu Slunce vůči mezihvězdnému prostředí, kdežto Voyager 2 letí kolmo na tento směr) a pod různými úhly k ekliptice. V r. 2008 se Voyager 1 vzdaloval od Slunce rychlostí 17 km/s a je nyní vůbec nejvzdálenějším tělesem Sluneční soustavy, které lze pozorovat (všechny známé TNO jsou blíže). V současné době se promítá do souhvězdí Hadonoše, kdežto Voyager 2 do souhvězdí Dalekohledu. Bublina sluneční magnetosféry je v těchto vzdálenostech deformována do tvaru kapky, protože Slunce se pohybuje vůči místnímu mezihvězdnému prostředí rychlostí 25 km/s. Rozměry bubliny se pohybují v rozmezí 100 – 150 AU.

Obě sondy zaznamenaly první známky hraniční oblasti mezi slunečním a mezihvězdným magnetickým polem již v srpnu 1992. Voyager 1 proletěl terminální rázovou vlnou v prosinci 2004 ve vzdálenosti 94 AU od Slunce, ale Voyager 2 se do ní dostal již ve vzdálenosti 84 AU, ale až koncem srpna 2007, což právě svědčí o výrazné směrové deformaci sluneční magnetosféry a její neostré hranici. V terminální oblasti tzv. magnetického pouzdra se prudce snižuje rychlost rozpínání slunečního větru ze 400 km/s na pouhých 100 km/s. Příští sondáž heliopauzy lze očekávat od kosmické sondy New Horizons, která se do těchto vzdáleností (ve směru k souhvězdí Střelce) dostane kolem r. 2030.

Y. Shen a S. Tremaine ukázali pomocí numerických simulací, že velké přirozené družice (měsíce) obřích planet Sluneční soustavy mohou mít dlouhodobě stabilní dráhy i za hranicí příslušné Hillovy koule (oblast, kde přitažlivost mateřské planety je dostatečná, aby zabezpečila dlouhodobou stabilitu dráhy družice vůči gravitačním poruchám od Slunce i dalších planet). Jde o speciálně zvolené dráhy pro vzdálenosti minimálně dvojnásobku poloměru Hillovy koule (v rozmezí 1 – 2 Hillových poloměrů skutečně žádné stabilní dráhy nejsou!) u Uranu a Neptunu. Je dokonce možné, že takové stabilní dráhy by se mohly vyskytnout i u Jupiteru; záleží však také na smyslu oběhu (prográdní vs. retrográdní dráhy) a velikosti sklonu dráhy k ekliptice. Kupodivu však takové stabilní dráhy neexistují pro Saturn, který je příliš blízko k Jupiteru.

Dlouhodobou stabilitou drah planet Sluneční soustavy se zabývali K. Batygin a G. Laughlin v numerickém experimentu, jenž zahrnul rekordních 24 mld. let existence soustavy. Nejvíce je poruchami od Jupiteru ohrožena stabilita dráhy Merkuru, který se buď srazí s Venuší za 862 mil. let, anebo se zřítí na Slunce za 1,3 mld. roku. Také Mars to má spočítáno na pouhých 822 mil. roků, kdy dosáhne vlivem poruch především od Jupiteru únikové rychlosti a opustí navždy Sluneční soustavu jako mezihvězdný nomád. Naproti tomu dráhy vnějších obřích planet se prakticky nezmění ani za 24 mld. roků.

V každém případě je zřejmé, že Sluneční soustava je šita na míru Zemi jako obydlitelné planety. Pokud by totiž byl protoplanetární disk příliš hmotný, vzniklo by tolik obřích planet, že by svými poruchami velmi rychle zlikvidovaly terestrické planety dříve, než by na nich mohl život vzniknout a dokonce se rozvinout. Pokud by byl disk příliš řídký, nevznikla by žádná obří planeta a terestrické planety by obíhaly po protáhlých eliptických drahách. Nebylo by ničeho, co by je srovnalo do „kružnicové latě“, která je pro pobyt v ekosféře nutnou podmínkou.

1.4. Slunce

K. Schröder a R. Smith revidovali údaje o budoucnosti Sluneční soustavy v době, kdy Slunce definitivně opustí hlavní posloupnost a stane se červeným obrem. Počítali přitom i s poměrně výraznou ztrátou hmotnosti Slunce vinou budoucího intenzivního slunečního větru v době, kdy Slunce opustí hlavní posloupnost a bude v Hertzsprungově-Russellově diagramu stoupat vzhůru k větvi červených obrů. Následkem úbytku hmotnosti Slunce se všechny zbylé planety od Slunce poněkud vzdálí. V současné době ztrácí Slunce slunečním větrem jen 8.10^-14 M_☉/rok, což je hodnota dlouhodobě zanedbatelná (řádově desetina promile M_☉ za 1 mld. let). Ještě o tři řády zanedbatelnější je úbytek hmotnosti Slunce vinou termonukleárních reakcí. Nicméně za 7 mld. let od současnosti vzroste tempo ztráty hmoty Slunce větrem o plných 7 řádů!

Pokud Merkur a Venuše nepodlehnou předtím dráhovému chaosu, budou rostoucím Sluncem vypařeny a také Země bude navzdory budoucí vzdálenosti 1,5 AU od Slunce zalita sluneční chromosférou, takže vinou odporu prostředí a slapovým silám se začne pohybovat po utahující se spirále smrti a roztaje ve Slunci. K tomu, aby mohla některá planeta přežít toto drama, musí být její současná vzdálenost od Slunce větší než 1,15 AU, takže teoreticky může přežít Mars s tou výhradou, že i on patrně už dávno předtím podlehne dráhovému chaosu. Již za 1 mld. let od současnosti se ekosféra Slunce, v níž je možný život pozemského typu, odsune do vzdálenosti 1,3 – 1,9 AU. Jinými slovy, naše případné prapotomky stěhování ze Země na Mars nemine.

Podle výpočtů obou autorů vzniklo Slunce před 4,58 mld. roků, když mělo jen 70 % dnešního zářivého výkonu a poloměr o 11 % menší než dnes. V současnosti se jeho zářivý výkon zvedá o 1 % za 110 mil. let. Původní efektivní teplota Slunce 5,60 kK se zvýšila na dnešních 5,77 kK a dosáhne rekordní výše 5,82 kK v příštích 2,55 mld. let. V té době se zářivý výkon Slunce zvedne na 1,26 L_☉. Od té chvíle se sice Slunce počne opět ochlazovat, ale vlivem rostoucích geometrických rozměrů dále poroste jeho zářivý výkon. Po 5,4 mld. let od současnosti bude mít sice efektivní teplotu opět jen 5,75 kK, ale zářivý výkon 1,8 L_☉ a poloměr 1,4 R_☉.

Právě v té době skončí termonukleární hoření vodíku v jeho nitru a Slunce přejde do režimu hoření vodíku ve slupce kolem svého jádra. Tím se výrazně urychlí jeho další vývoj, protože nitro Slunce se počne smršťovat, kdežto jeho vnější vrstvy výrazně zřídnou a budou se tedy rozpínat. Právě tehdy opustí Slunce hlavní posloupnost a začne směřovat šikmo vzhůru do větve červených obrů. Slunce dosáhne vrcholu na větvi červených obrů za 7,6 mld. let od současnosti, tj. ve stáří 12,2 mld. let, když jeho zářivý výkon dosáhne na dnešní poměry fantastické hodnoty 2,7 kL_☉ a podobně se neuvěřitelně rozepne na poloměr 256 R_☉, tj. 1,2 AU, ačkoliv jeho hmotnost klesne proti současnosti o třetinu! Efektivní teplota Slunce rovněž výrazně poklesne na pouhých 2,6 kK. Tzv. ekosféra (mezikoulí, v němž budou příznivé podmínky pro život pozemského typu) se odsune do vzdáleností 49 – 71 AU, tj. do pásma plutoidů.

Výraznou změnou proti dosavadním modelovým výpočtům na toto vrcholně katastrofické téma se stalo zjištění obou autorů, že Slunce poztrácí v posledních etapách své existence tolik hmoty, že nebude v závěru svého termonukleárního života schopno vytvořit planetární mlhovinu, jak se dosud všeobecně předpokládalo. Zbylé plynové obaly kolem Slunce budou totiž obsahovat nanejvýš 1 % M_☉ a prach bude chybět úplně. Při závěrečných nestabilitách dosáhne Slunce krátkodobě zářivého výkonu až 4,2 kL_☉, ale současně ztratí ještě další díl původní hmotnosti, takže v době, kdy se zhroutí na hustého a malého bílého trpaslíka, bude mít jen 54 % dnešní hmotnosti.

Počátek r. 2008 znamenal i počátek 24. cyklu sluneční činnosti - obrácení magnetické polarity bylo poprvé pozorováno již 4. ledna. O 10 dnů později proletěla kosmická sonda Ulysses nad severním pólem Slunce. R. Kane poukázal na zatím stále neuspokojivé předvídání času a výšky maxim sluneční činnosti. Pro 23. cyklus dalo šest různých metod hodnotu maxima relativního čísla R v rozmezí 75 – 235 (skutečné R_max = 122). Podobně špatné je to i pro 24. cyklus, pro který různí autoři udávají čas maxima od října 2011 do srpna 2012 a R_max v rozmezí 90 – 140. Ještě ostřeji kritizuje takové předpovědi W. Pesnell. Do r. 2008 bylo různými autory publikováno na 50 odhadů parametrů 24. cyklu. Rozptyl časů maxima je doslova úděsný: od poloviny r. 2009 (!) do konce r. 2014. Podobně rozkolísané jsou očekávané hodnoty R_max: <50 – 185! I. Kitiashvili a A. Kosovichev poukázali na chaotické chování relativního čísla R, jež patrně není příliš dobrým indikátorem sluneční činnosti. Autoři však přesto sami odhadují, že R_max nadcházejícího cyklu dosáhne jen 85. Vzhledem k tomu, že tento přehled nabral značné zpoždění, budeme si moci tyto odvážné, či spíše odvázané, předpovědi už brzo zkontrolovat...

G. Chapman aj. zkoumali proměnnost efektivního polárního poloměru Slunce v závislosti na fázi slunečního cyklu. V letech 1986-2004 pozorovali Slunce denně v červeném pásmu 672 nm a zjistili, že úhlový poloměr Slunce bývá největší v maximu sluneční činnosti a během cyklu se mění s amplitudou 0,14′. M. Haberreiter aj. porovnali přesnost dvou nezávislých metod měření středního poloměru Slunce: helioseismologické a fotosférické a ukázali, že se jejich výsledek dobře shoduje. Střední poloměr Slunce tak činí 695 660 km. M. Fivian aj. zjistili, že z měření poloměru Slunce umělou družicí RHESSI vychází zploštění Slunce o 38 % vyšší, než jak by plynulo z rychlosti jeho rotace. Může za to globální magnetické pole, ale jinak je zploštění opravdu nepatrné (<0,001 %), takže Slunce nemá rychle rotující jádro. Tím pozbývá platnosti Bransova-Dickeova domněnka o povaze gravitace. Dosud však nemáme dobré údaje o rozhraní mezi jádrem Slunce a jeho konvektivní zónou.

Podle P. Sturrocka rotuje jádro Slunce dokonce pomaleji než konvektivní zóna, protože tam indukce vnitřního magnetického pole dosahuje extrémně vysoké hodnoty 700 T. Autor tak usuzuje z údajné variace toku slunečních neutrin v periodě 31 dnů.

W. Manchester aj. uvedli, že aktivní oblast AR 10486, která se proslavila na přelomu října a listopadu 2003 třemi gigantickými erupcemi „Halloween“ s klasifikací X17 – X28, byla též zdrojem mocného koronálního výtrysku, jenž dospěl k Zemi za necelých 20 h rychlostí >2,5 tis. km/s. Další mimořádnou sluneční erupci z 13. prosince 2006 s klasifikací X3.4 popsali Y. Liu aj. na základě účinků, pozorovaných na Zemi i kosmickými aparaturami STEREO, ACE, WIND a Ulysses. Zejména se tak podařilo předpovědět příchod koronálního výtrysku k sondě Ulysses, jež se při pohledu od Slunce jevila pod úhlem 74° vůči směru k Zemi. Rázová vlna se řítila Sluneční soustavou počáteční rychlostí 2,2 tis. km/s, ale brzdila se průměrným tempem -35 m/s². U Země měla rychlost 1,0 tis. km/s a při průchodu sondou Ulysses 870 km/s. Zpoždění mezi sondami ACE a Ulysses dosáhlo dokonce 75 h, což je mimochodem rekord v úhlovém rozdílu dosud zaznamenaném pro jakýkoliv koronální výtrysk. Na Zemi byla v době průchodu rázové vlny pozorována silná geomagnetická bouře a R. Abassi aj. zaznamenali v antarktickém detektoru IceTop příchod částic o energiích 0,6 – 7,6 GeV již 35 min. po příslušné sluneční erupci. O 5 min poté se z koróny vynořil zmíněný výtrysk.

E. Chané aj. dokázali z údajů sondy ACE, jež se nalézá v bodě L₁ soustavy Země-Slunce, určit pro koronální výtrysk ze 4. června 2000 jeho střední magnetickou indukci 250 μT a úhrnnou hmotnost 7.10¹² kg. Ve vzdálenosti 30 R_☉ od Slunce se výtrysk pohyboval vůči Slunci rychlostí 1,5 tis. km/s. P. Cassak aj. shromáždili komplexní údaje o parametrech 107 slunečních erupcí a zjistili, že pro 37 z nich byla energie magnetické rekonexe velmi blízká kritické hodnotě potřebné pro patřičný ohřev koróny. Odtud usoudili, že velmi pravděpodobně právě rekonexe ohřívají korónu na tak nečekaně vysokou teplotu řádu MK. Jak však uvedli E. Lippiello aj., přestože erupce nepochybně nějak souvisejí s koronálními vytrysky, jejich příčiny jsou patrně různé, protože existují četné erupce, po nichž se žádný koronální výtrysk nevyskytne, a naopak některým výtryskům nepředchází žádná erupce. Platí však, že erupce plodí další erupce a magnetická rekonexe vede ke koronálním výtryskům.

Y. Sakamoto aj. využili přístrojů na umělých družicích Jókó a TRACE ke sledování tzv. nanoerupcí při teplotách 1 MK, resp. >2 MK. Nanoerupce vynikají především svou četností; vyskytují se na Slunci nepřetržitě s kadencemi 0,4 – 30 za sekundu! Jelikož v každé nanoerupci je uložena energie 10PJ - 1 EJ, usoudil už v r. 1988 E. Parker, že právě tyto nanoerupce přispívají rozhodující měrou k ohřevu sluneční koróny. Nová pozorování Parkerovu domněnku výrazně podpořila.

Díky vynikajícími úhlovému rozlišení sluneční umělé družice Hinode (0,2′, tj. 145 km na povrchu Slunce) i rychlými expozicemi v kadenci 5 sekund se podařilo S. Tomczykovi aj., B. De Pontieuovi aj. a S. McIntoshovi aj. konečně prokázat existenci teoreticky předvídaných příčných Alfvénových vln s frekvencemi <5 mHz jak ve sluneční chromosféře, tak i v koróně. Předešlé pokusy selhaly právě vinou horších technických parametrů (družice TRACE, solární teleskop SEST). Sluneční fyzika tak získává nový nástroj ke studiu chování slunečního plazmatu.

M. Aschwaden vytipoval současné problémy výzkumu Slunce: 1. Sluneční neutrina; 2. Struktura nitra z helioseismologie; 3. Magnetická pole na Slunci (dynamo, příčina slunečního cyklu, koróna); 4. Hydrodynamika koronálních smyček; 5. Magnetohydrodynamické oscilace a vlny; 6. Ohřev koróny; 7. Kritická samoorganizace erupcí; 8. Magnetická rekonexe; 9. Urychlování částic; 10. Koronální výtrysky a zeslabení koróny. Autor konstatuje, že první dva problémy jsou uspokojivě vyřešeny, zatímco dalších osm je stále zcela otevřených. Pokud lze nějaký jev vyjádřit mocninným zákonem, jde zřejmě o jev nelineární. Naproti tomu Poissonovo exponenciální rozdělení je důsledkem náhodných procesů s lineárními závislostmi mezi parametry. Samooorganizace se uplatňuje zejména u erupcí ve velkém rozsahu uvolněné energie 10¹⁷ – 10²⁵ J. Gigantické erupce jsou odpovědné za převážnou část výsledné uvolněné energie.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

D. Sasselov připomněl, že za 13 let od objevu první exoplanety metodou radiálních rychlostí bylo touto metodou nalezeno 270 exoplanet. V poslední době přibývá rychle tranzitujících exoplanet, jejichž počet už překročil 45 objektů. Přímé optické zobrazování exoplanet ve viditelném světle je však nesnadné pro velký nepoměr (10 řádů) v jasnosti mateřské hvězdy a obří exoplanety. Mnohem větší naději má zobrazení exoplanet v infračerveném oboru spektra, kde se nepoměr snižuje až na 7 řádů. E. Nielsen aj. využili adaptivní optiky VLT ESO a MMT v Arizoně k pokusům o přímé zobrazení obřích exoplanet u 60 hvězd hlavní posloupnosti. Negativní výsledek znamená, že méně než pětina hvězd má exoplanety s hmotnostmi >4 M_j ve vzdálenostech 20 – 100 AU od mateřské hvězdy. Podobně je velmi málo exoplanet s hmotnosti v rozsahu 0,5 – 13 M_j ve vzdálenostech 18 – 75 AU.

Teprve v průběhu roku 2008 došlo k průlomu, když se P. Kalasovi aj. zdařilo pomocí HST v intervalu 1,7 r. pořídit v r. 2004 a 2006 obrazy exoplanety u blízké jasné hvězdy Fomalhaut (PsA; 1,4 mag; sp. A3 V; 2 M_☉; stáří ≈200 mil. r.; 8 pc). Při snímkování v daleké červené oblasti spektra (0,8 μm) autoři použili speciální zástin centrální hvězdy a tak odhalili exoplanetu b o hmotnosti <3 M_j ve vzdálenosti 119 AU od hvězdy a 18 AU od vnějšího okraje cirkumstelárního pásu prachu. Exoplaneta se v mezidobí posunula ve směru proti pohybu hodinových ručiček tempem 0,8 AU/r, v přepočtu rychlostí 4 km/s, z čehož vyplývá oběžná doba 870 let a excentricita dráhy e = 0,1. Současně v témže 5906. čísle časopisu Science z 28. 11. 2008 vyšlo sdělení C. Maroise aj., kteří pomocí teleskopů Keck a Gemini N zobrazili během 4,25 roku od července 2004 dokonce tři exoplanety u hvězdy HR 8799 (5 L_☉; 1,5 M_☉; stáří ≈60 mil. r.; 39 pc). Všechny obíhají proti směru hodinových ručiček po řadě ve vzdálenostech 24, 38 a 68 AU od hvězdy v oběžných dobách 100, 190 a 460 roků, přičemž jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 5 – 13 M_j.

W. Rice aj. se zabývali otázkou, proč pozorujeme absolutně velmi málo exoplanet typu „horkých jupiterů“, obíhajících ve vzdálenostech do 0,1 AU od mateřské hvězdy, přestože např. vůbec první objevená exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti 51 Peg b patří do této kategorie. Ukázali, že životnost těchto exoplanet je silně omezena faktem, že se exoplanety dostávají do blízkosti mateřské hvězdy z místa svého vzniku dostředivou migrací, jenže každá mateřská hvězda je obklopena magnetosférickou dutinou. Jakmile exoplaneta vstoupí do dutiny, migrace se sice zastaví, ale zato začne narůstat výstřednost její dráhy a během řádově 10⁵ let je tak exoplaneta zničena.

G. Torres aj. shrnuli, že již počátkem r. 2008 byly k dispozici údaje o 23 exoplanetách, získané z přesné fotometrie pomocí tranzitů exoplanet přes kotouček mateřské hvězdy. Vesměs šlo z důvodů výběrového efektu o exoplanety v minimálních vzdálenostech od mateřské hvězdy v rozmezí 0,023 – 0,07 AU, tj. v periodách 1,2 – 5,6 d s poloměry 0,4 – 1,8 R_j; efektivními teplotami 650 – 2 200 K a hmotnostmi 0,08 – 8,7 M_☉. Metoda tranzitů poskytuje úhrnem správnější i přesnější údaje o povaze exoplanet i příslušných mateřských hvězd než metoda radiálních rychlostí. Podobně jako při studiu těsných dvojhvězd je ovšem nejvýhodnější sledovat celou soustavu oběma metodami, které se navzájem výborně doplňují, neboť se navíc zčásti překrývají.

G. Walker aj. využili přesné fotometrie z družice MOST ke sledování změn jasnosti jasnější složky dvojhvězdy τ Boo (sp. F7 V + M2 V; 15 pc). Složku τ Boo A (4,5 mag; 6,3 kK; 1,3 R_☉; 3,4 L_☉; 1,3 M_☉; stáří ≈ 2 Gr) obíhá exoplaneta o hmotnosti 4,4 M_j ve vzdálenosti 0,05 AU v periodě 3,3 d. Spektroskopie hvězdy prokázala proměnnost vápníkové čáry K (Ca II), takže příslušná aktivní oblast na hvězdě je zřetelně ovlivňována obíhající exoplanetou.

A. Pál aj. popsali vlastnosti jedné z nejteplejších exoplanet, která obíhá v periodě 2,2 d kolem hvězdy HAT-P-7 = Kepler-2 (Cyg; 10,5 mag; sp. F6 V; 6,4 kK; 1,8 R_☉; 1,5 M_☉; Z = +0,26; ≈320 pc) po kruhové dráze o poloměru 5,7 mil. km. Exoplaneta b o hmotnosti 1,8 M_j, poloměru 1,4 M_j a hustotě 93 % vody je na přivrácené straně ke hvězdě rozpálena na „hvězdnou“ teplotu 2,7 kK.

P. Barge aj. objevili první exoplanetu CoRoT-Exo-1b pomocí družice CoRoT, která v každém zorném poli monitoruje změny jasnosti 12 tis. hvězd. Mateřská hvězda (Mon; 13,6 mag; sp. G0 V; 1,1 R_☉; 0,95 M_☉; 480 pc) je překvapivě chudá na kovy. Exoplaneta ji obíhá v dosud nejkratší známé periodě 1,5 d po kruhové dráze o poloměru 3,75 mil. km. Při poloměru 1,5 R_j má hmotnost 1,0 M_j, což odpovídá hustotě 40 % hustoty vody. Exoplaneta vykazuje slapově vázanou rotaci a je vinou blízkosti k mateřské hvězdě zřetelně nafouklá a teplota její atmosféry na straně přivrácené ke hvězdě dosahuje 1,9 kK. Následkem nepatrného přenosu energie mezi přivrácenou a odvrácenou polokoulí exoplanety je možné pozorovat i v optickém oboru změny jasnosti dané různými fázemi exoplanety při jejím oběhu kolem mateřské hvězdy.

Mezitím F. Bouchy aj. a R. Alonso aj. studovali další takto objevenou exoplanetu CoRoT-Exo-2b, obíhající po kruhové dráze o poloměru 4,2 mil. km kolem aktivní hvězdy sp. třídy G7 V (Aql; 290 pc) v periodě 1,7 d. Exoplaneta o hmotnosti 3,3 M_j má poloměr 1,5 R_j, hustotu o 30 % vyšší než voda a teplotu atmosféry na přivrácené straně ke hvězdě 1,5 kK. Rotační osa exoplanety je odkloněna o 7° od rotační osy hvězdy. S. Aigrain aj. a C. Moutou aj. publikovali první výsledky pozorování exoplanety u hvězdy CoRoT-Exo-4 (sp. F; 1,2 R_☉; 1,2 M_☉; rotační per. 8,9 d), která obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze v periodě 9,2 d (s přesností na 5 platných cifer), což je zatím nejdelší perioda pro tranzitující exoplanetu. V tomto případě jde o obří plynnou exoplanetu s hmotností 0,7 M_j a poloměrem 1,2 M_j.

D. Anderson aj. objevili na jižní polokouli exoplanetu b u hvězdy WASP-5 (Phe; 12 mag; sp. G4 V; 5,7 kK; Z = 0; 1,0 R_☉; 1,0 M_☉; stáří ≈3 Gr; ≈300 pc). Exoplaneta o hmotnosti 1,6 M_j, poloměru 1,1 R_j a hustotě o 60 % vyšší než voda obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze o poloměru 4,1 mil. km v periodě 1,6 d. Její atmosféra je na přivrácené straně ke hvězdě ohřáta na teplotu 1,7 kK.

R. Noyes aj. odvodili metodou tranzitů parametry horkého jupiteru u hvězdy HAT-P-6 (poloha 0032+3730; vzdálenost 260 pc; 10,5 mag; poloměr 1,5 R_☉; sp. F; teplota 6,6 kK; svítivost 3,6 L_☉; hmotnost 1,3 M_☉; metalicita -0,13; stáří 2,3 Gr). Horká exoplaneta o poloměru 1,3 R_j a hmotnosti 1,1 M_j obíhá kolem hvězdy po kruhové dráze se sklonem 86° v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 0,05 AU, takže její průměrná hustota činí 0,5 hustoty vody v pozemských podmínkách.

D. Wilson aj. se věnovali pozorování tranzitujícího horkého jupiteru u hvězdy WASP-4 (G7 V; 12,5 mag – nejjasnější „majitelka“ horkého jupiteru na jižní polokouli; 5,5 kK; 1,15 R_☉; 0,9 M_☉; vzdálenost 300 pc). Zákryty trvají 2,2 h při sklonu dráhy 89°, takže exoplaneta obíhá mateřskou hvězdu ve vzdálenosti 0,02 AU (3,5 mil. km), má poloměr 1,4 R_j a hmotnost 1,2 M_j, tj. hustotu 42 % hustoty Jupiteru. Velká blízkost k mateřské hvězdě ohřívá její atmosféru na teplotu 1,8 kK.

J. Setiawan aj. posílili podezření, že mladá (8 mil. let) proměnná hvězda TW Hya (typ T Tau) má skutečně exoplanetu na vnitřním okraji cirkumstelárního disku ve vzdálenosti jen 0,04 AU od hvězdy. Exoplaneta o hmotnosti 10 M_j obíhá v periodě 3,6 d. Tím by bylo potvrzeno, že i tvorba velmi hmotných exoplanet by se mohla stihnout o řád rychleji, než se dosud myslelo na základě studia vývoje Jupiteru a Saturnu ve Sluneční soustavě. Naproti tomu N. Huélamo aj. se domnívají, že uvedená pozorování jsou spíše důkazem výskytu tmavých a světlých skvrn na povrchu zmíněné proměnné hvězdy.

V každém případě jsou pro řešení otevřeného problému nyní k dispozici výtečné přístroje pro blízkou infračervenou oblast, mezi nimiž zaujímá přední místo vysokodisperzní kryogenní spektrograf CRIRES u VLT UT1 (Antu) pro pásmo 1 – 5 μm. S jeho pomocí se daří studovat podrobnosti v akrečních discích kolem vznikajících hvězd s rozlišením až 1 AU. Z těchto disků ve vzdálenostech 3 – 100 AU od hvězdy mohou totiž pravděpodobně vznikat vzdálené obří exoplanety.

I. Ribas aj. využili tečných zákrytů exoplanety b u hvězdy GJ 436 jednak ke zpřesnění jejích parametrů a jednak k očekávanému objevu druhé exoplanety c. Exoplaneta b se svou hmotností podobá Neptunu (23 M_z) a obíhá po dráze s poloosou a = 0,03 AU a e = 0,15 v periodě 2,6 d. Exoplaneta c má hmotnost >4,7 M_z a obíhá po dráze s a = 0,045 AU a e = 0,2 v periodě 5,2 d.

O něco vyšší excentricitu e = 0,26 nalezli C. Johns-Krull aj. u velmi hmotné (12 M_j) tranzitující exoplanety XO-3b (1,3 R_j) obíhající mateřskou hvězdu (Cam; 10 mag; F5 V; 2,1 R_☉; 2,1 M_☉; 260 pc) po dráze s poloosou 0,045 AU a sklonem 84° v periodě 3,2 d. Velkým překvapením se pak stala pozorování B. Loeilleta aj., kteří pozorovali tranzity v trvání 4,2 h mimořádně hmotné exoplanety HAT-P-2b u hvězdy HD 147506 (Her; 8,7 mag; sp. F8 V; 1,4 R_☉; 1,3 M_☉; rotační rychlost >23 km/s; stáří 2,6 Gr; 135 pc). Exoplaneta vyniká vysokou hmotností 9 M_j, ale malým poloměrem 0,95 R_j, takže má neuvěřitelně vysokou střední hustotu 12násobku hustoty vody, což je hustota olova v pozemských podmínkách! Exoplaneta přitom obíhá po protáhlé (e = 0,52) dráze s poloosou 0,07 AU v periodě 5,6 d, takže velmi pravděpodobně je její dráha rušena jinou hmotnou exoplanetou.

N. Narita aj. upozornili na další pozoruhodnou tranzitující exoplanetu, která obíhá kolem hvězdy HD 17156 (Cas; 8 mag; sp. G0 V; 6,1 kK; 1,5 R_☉; 1,2 M_☉; Z = +0,2; stáří 5,7 Gr; 78 pc) v periodě 21 d s velkou výstředností 0,67. Exoplaneta má vysokou hmotnost 3,1 M_j při poloměru 1,2 R_j a v periastru se přibližuje k mateřské hvězdě na pouhých 0,05 AU, zatímco v apastru se vzdaluje až na 0,27 AU. Autoři zjistili, že mateřská hvězda má pravděpodobně rotační osu skloněnou šikmo k oběžné rovině exoplanety pod úhlem 60°, což prodlužuje dobu utlumení výstřednosti dráhy exoplanety slapovými silami nad dobu životnosti celé soustavy. S posledním údajem však nesouhlasí W. Cochran aj., kterým vyšel úhel svíraný oběma osami jen 9°. Tutéž exoplanetu proměřovali také J. Irwin aj. a dále M. Gillon aj., kteří obdrželi podobné parametry a odtud i střední hustotu exoplanety 2,3 – 3,8násobek hustoty vody.

Ještě vyšší výstřednost e = 0,74 ma podle J. Langona a G. Laughlina exoplaneta u hvězdy HD 37605 (Ori; sp. KO 5; 43 pc), která obíhá kolem mateřské hvězdy po dráze s velkou poloosou a = 0,26 AU v periodě 54 d. To znamená, že v apastru je exoplaneta o hmotnosti >2,8 M_j vzdálena od hvězdy 0,45 AU, kdežto v periastru se ke hvězdě přibližuje na vzdálenost pouhých 10 mil. km. Její ozáření se tak během oběhu mění v poměru 40:1 a vede dle modelových výpočtů ke vzniku cirkumpolárních oblačných vírů o teplotě až 690 K.

M. Lópezová-Moralesová aj. využili dvojice 6,5m Magellanových teleskopů na observatoři Las Campanas v Chile k objevu dvou obřích exoplanet u hvězd s vysokou metalicitou HD 154672 (sp. G3 IV) a HD 205739 (F7 V). Exoplanety mají po řadě hmotnosti 5 M_j a 1,4 M_j; výstřednosti e 0,6 a 0,3 jakož i oběžné doby 164 a 280 d. V obou případech se očekává objev dalších exoplanet, které by pomohly vysvětlit vysoké výstřednosti těch již objevených.

O. Tamuz aj. nalezli pomocí spektrografu CORALIE u 1,2m Eulerova teleskopu na La Silla dvě exoplanety na velmi protáhlých eliptických drahách. Exoplaneta o hmotnosti 1,6 M_j u hvězdy HD 4113 (Scl; sp. G2 V; 44 pc) obíhá v periodě 1,4 r po dráze s velkou poloosou 1,3 AU a výstředností e = 0,90. Podle všeho má hvězda ještě hmotnějšího průvodce, tj. buď bílého nebo hnědého trpaslíka, a právě tato okolnost má vliv na vysokou výstřednost dráhy exoplanety. Ve druhém případě jde o hvězdu HD 156846 (Oph; sp. dG0; 49 pc), kolem níž obíhá exoplaneta nebo hnědý trpaslík o hmotnosti >10 M_☉ v periodě 360 d po dráze s velkou poloosou 1 AU a výstředností e = 0,85. I zde má hvězda průvodce - červeného trpaslíka dM4 ve vzdálenosti >250 AU s oběžnou periodou >4 tis. r.

B. Sato aj. nalezli pomocí 1,9m teleskopu observatoře Okayama osm vzdálených exoplanet, obíhající kolem jasných (V <6,5 mag) obřích hvězd spektrálních tříd G a K s nízkou metalicitou. První z nich o hmotnosti >10 M_j obíhá kolem hvězdy 18 Del (sp. G6 III; 40 L_☉; 8,5 Ro; 2,3 M_☉; 70 pc) po dráze s velkou poloosou 2,6 AU a výstředností e =0,08 v periodě 2,7 r. Druhá o hmotnosti >2,8 M_j se nachází u hvězdy ξ Aql (KO III; 69 L_☉; 12 R_☉; 2,2 M_☉; 60 pc) na kruhové dráze o poloměru 0,7 AU a má oběžnou periodu 137 d. Třetí o hmotnosti >2,7 M_j se nalézá u hvězdy HD 81688 (KO III-IV; 72 L_☉; 13 R_☉; 2,1 M_☉; 90 pc) na dráze o poloměru 0,8 AU s oběžnou periodou 184 d. Čtvrtá o hmotnosti >8,3 M_j obíhá kolem hvězdy HD 104985 (G9 III; 60 L_☉; 11 R_☉; 2,3 M_☉; 100 pc) v periodě 200 d na dráze o poloměru 0,95 AU.

Pátá o hmotnosti >4,8 M_j patří ke hvězdě 14 And (K0 III; 2,2 M_☉), kolem níž obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,8 AU za 186 d. Šestá o hmotnosti >5,3 M_j se nachází u hvězdy 81 Cet (G5 III; 2,4 M_☉) na dráze o velké poloose 2,5 AU a výstřednosti 0,2 s periodou 2,6 let. Sedmá s hmotností >2,4 M_j obíhá kolem hvězdy 6 Lyn (K0 IV; 1,7 M_☉) po dráze s velkou poloosou 2,2 AU, výstředností 0,13 a periodou 2,5 r. Konečně poslední s hmotností >1,6 M_j má mateřskou hvězdu HD 167042 (K1 IV; 1,5 M_☉), kolem níž obíhá po dráze s velkou poloosou 1,3 AU, výstředností 0,1 a periodou 1,1 r. Jelikož všechny mateřské hvězdy směřují ke špičce větve červených obrů, je budoucí osud zmíněných exoplanet nejistý - pravděpodobně budou pohlceny rozpínající se atmosférou obřích hvězd.

V listopadu 2008 proslovil v Praze čerstvý nositel Nušlovy ceny České astronomické společnosti I. Hubený přednášku na téma „Tranzitující exoplanety, klíč k fyzice, chemii a dokonce i meteorologii exoplanet“, v níž ukázal na rychlý pokrok ve fyzikálně-chemickém výzkumu exoplanet a zejména jejich atmosfér. K tomu cíli se podařilo upravit programy pro výpočet vlastností hvězdných atmosfér i pro chladnější atmosféry exoplanet a ověřovat tak příslušné modely čím dál tím dokonalejšími pozorováními. Na tomto vývoji se kromě autora přednášky významně podílejí i mladší čeští a slovenští astronomové J. Budaj, M. Hrudková a P. Machálek. Následující zprávy jsou potvrzením často až neuvěřitelného pokroku v získávání údajů o exoplanetách, které přitom až na výjimky nelze zatím přímo zobrazit.

Velmi zajímavé údaje poskytlo studium exoplanety u hvězdy HD 189733 (vzdálenost 19 pc), kde se S. Berdjuginové aj. podařilo na observatoři La Palma zaznamenat polarizované rozptýlené záření hvězdy v atmosféře exoplanety s maximy polarizace v obou elongacích. Exoplaneta o hmotnosti 1,15 M_j a poloměru 3,3 R_j obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze v periodě 2,2 dne se sklonem dráhy 98°. Dostává se tak do zákrytů za hvězdou v trvání 1,5 h. Určili tak minimální hodnotu geometrického albeda exoplanety 14 %, což zároveň poukazuje na přednosti takových pozorování v případech, že při oběhu exoplanety kolem mateřské hvězdy nedochází k tranzitům.

S. Redfield aj. využili spektroskopie u obřího 9,2m teleskopu HET k měření zastoupení sodíku v atmosféře HD 189733b. Ukázali, že je ho tam třikrát více než u známého prototypu HD 209458b. T. Barman aj. a C. Grillmair aj. prokázali pomocí SST v infračerveném spektru exoplanety HD 189733b také přítomnost vodní páry, ale zato nenašli žádné pásy CO. Voda se však objevila v absorpci až při pozorováních SST od června do prosince 2007; předtím tam vidět nebyla, takže zřejmě jde o nepravidelně proměnný úkaz. Podle těchto měření se přenáší teplo z ozářené polokoule exoplanety (1,2 kK) na temnou polokouli s účinností 45 %. Navíc M. Swain aj. objevili pomocí téhož SST v její atmosféře stopy methanu a pomocí NICMOS HST stopy CO₂.

A. Vidal-Madjar aj. zjistili na základě ultrafialového spektra exoplanety HD 209458b (0,7 M_j; 1,3 R_j; poloosa dráhy 6,7 mil. km; sklon 87°; P =3,5 d) získaného pomocí HST, že se horká atmosféra exoplanety měřitelně odpařuje, o čemž se dosud pochybovalo. Podle M. Holmströma aj. lze totiž pozorovat během tranzitu exoplanety absorpci v čáře Ly-α, kterou vysvětlují průchodem energetických iontů atmosférou, v nichž ionty zachytí volné elektrony a vytvoří tak neutrální atomy vodíku. B. Jakson aj. ukázal, že exoplaneta prodělala během miliardy let silné slapové ohřívání mateřskou hvězdou (sp. G0 V; 1,1 R_☉; 1,1 M_☉; 47 pc), a to je důvod, proč má tak velké rozměry v poměru ke své hmotnosti. J. Rowe aj. upozornili na výsledky měření družice MOST, podle nichž má exoplaneta velmi nízké geometrické albedo (0,04), takže je mnohem tmavší než náš Jupiter a v její atmosféře se nevyskytují žádná světlá mračna.

D. Fischerová aj. uveřejnili výsledky osmnáctiletého sledování soustavy exoplanet u hvězdy 55 Cnc (= HD 75732 nebo též ρ¹ Cnc). Potvrdili tak parametry již dříve objevených čtyř exoplanet a nově našli přesné parametry pro 5. exoplanetu: a = 0,8 AU; e = 0; P = 260 d; 46 M_z. Jde o dosud nejpozoruhodnější a nejpočetnější mimosluneční planetární soustavu, kterou známe, přičemž nejbližší exoplaneta o hmotnosti 11 M_z obíhá ve vzdálenosti jen 0,04 AU (6 mil.km) od mateřské hvězdy (sp. G8/K0 V; 6 mag; 5,2 kK; 0,6 L_☉; metalicita Z = +0,3; 0,9 M_☉; vzdálenost 12,5 pc), zatímco nejvzdálenější o hmotnosti 3,8 M_j je vzdálena 5,8 AU od hvězdy a má vyšší hmotnost než všechny bližší exoplanety dohromady.

S. Raymond aj. usuzují z rozmístění a hmotností objevených exoplanet, že soustava musí obsahovat ještě další 2-3 exoplanety ve stabilní zóně 0,9 – 3,8 AU a možná i za hranicí 10 AU od hvězdy. Jejich názor se celkem dobře shoduje se závěry A. Povedy a P. Laraové, kteří si všimli, že pro vzdálenosti exoplanet v soustavě 55 Cnc platí obdoba Titiusova-Bodeova zákona pro planety Sluneční soustavy, pokud nejvzdálenější exoplanetě přiřadíme exponent n = 6. Pak však chybí exoplaneta pro n = 5, ale to lze dokonce považovat za analogii se Sluneční soustavou, kde tomuto exponentu vyhovuje dráha trpasličí planety Ceres! Hypotetická trpasličí exoplaneta by pak měla mít dráhové parametry a = 2 AU a oběžnou periodu 3,1 r. Autoři dokonce extrapolují zmíněný zákon i pro exponent n = 7, tj. pro další hypotetickou exoplanetu s dráhovými parametry a = 15 AU a P = 62 r. Dále upozorňují, že obdobné mocninné zákony platí též pro vzdálenosti hlavních družic Jupiteru, Saturnu a Uranu od mateřských planet, takže se nakonec zdá, že zmíněné rozdělení vzdáleností sekundárních těles přece jen souvisí se způsobem jejich vzniku z akrečního disku kolem centrálního tělesa.

A. Udalski aj. studovali pomocí spektrografů FORS a UVES VLT ESO vlastnosti nejlepší kandidátky na tranzitující exoplanetu OGLE-TR-211, objeveného v r. 2005 v 5. přehlídce tranzitujících exoplanet aparaturou OGLE, určenou primárně pro hledání gravitačních mikročoček. Soustavné hledání tranzitujících exoplanet v rámci programu OGLE probíhá od r. 2001 každoročně vždy od února do dubna, ale v r. 2005 poprvé až do června, přičemž se opakovaně s kadencí 16 min snímkují 3-4 pole v disku Galaxie v souhvězdí Lodního kýlu o plošné výměře 1,4 čtv. stupně. Speciální algoritmus pak vybere případy opakovaných poklesů jasnosti hvězd s amplitudou <0,05 mag, jejichž světelná křivka má tvar „vaničky“ U. Tito kandidáti se následně studují spektroskopicky velkými dalekohledy. Tak byla vytipována tranzitujicí exoplaneta OGLE-TR-211, sledovaná spektroskopicky v letech 2006 a 2007 pomocí VLT. Kolem mateřské hvězdy (sp F7-8 V; 6,3 kK; 1,6 R_☉; 1,3 M_☉) s amplitudou radiálních rychlostí 82 m/s obíhá exoplaneta v periodě 3,7 d a vzdálenosti 0,05 AU. Při hmotnosti 1,0 M_j má poloměr 1,6 R_☉, takže je podobně jako další horcí jupiteři nafouklá proti standardnímu modelu o pětinu.

B. Gaudi aj. objevili v široké mezinárodní spolupráci 11 observatoří při pozorování světelné křivky gravitační mikročočky OGLE-2006-BLG-109 v březnu a dubnu dva „zoubky“, které prozradily přítomnost dvou exoplanet u čočkující hvězdy o hmotnosti 0,5 M_☉, vzdálené od nás 1,5 kpc. Exoplanety o hmotnostech 0,7 a 0,3 M_j obíhají kolem hvězdy ve vzdálenost 2,3 a 4,6 AU v periodách 5, resp. 14 roků. Metoda je v zásadě velmi citlivá a lze jí tak objevit i exoplanety o hmotnosti Marsu ve vzdálenostech několika AU od mateřské hvězdy. Jak poznamenali A. Udalski aj., je pozoruhodné, že oběžné doby obou exoplanet připomínajících Jupiter a Saturn vykazují rezonanci 1:2. R. Malhotraová a D. Minton zkoumali, zda by v této soustavě mohla dlouhodobě přežít v ekosféře exoplaneta typu Země. Většinou by tam díky oběma obřím exoplanetám taková „země“ dlouho nevydržela a byla by patrně vymrštěna velkou rychlostí z dané soustavy. Pouze ve speciálních případech, kdy by měla „země“ hmotnost >0,3 M_z a nacházela se těsně u hvězdy ve vzdálenosti <0,1 AU, mohla by dlouhodobě přežít.

Ani klasická metoda objevování exoplanet ze změn radiální rychlosti mateřské hvězdy však zřejmě zdaleka nevyčerpala své možnosti. V r. 2005 získali Nobelovu cenu za fyziku T. Hänsch a J. Hall za svůj příspěvek k sestrojení laserového femtosekundového frekvenčního hřebenu, jenž dovoluje „pročesávat“ optické spektrum s neuvěřitelnou přesností. Jak uvedli C. H. Li aj., v červnu 2008 začaly u 6,5 m dalekohledu MMT (Mt. Hopkins, Arizona) a na observatoři La Silla (ESO, Chile) pokusy s využitím tohoto principu při měření radiálních rychlostí hvězd, které umožní zvýšit přesnost měření radiálních rychlostí z dosavadního 0,6 m/s na 10 mm/s (!), přičemž k objevení „země“ ve vzdálenosti 1 AU od „slunce“ postačí přesnost 50 mm/s.

A. Cumming aj. se zabývali statistickými údaji o exoplanetách na základě přehlídky pomocí obřího Keckova teleskopu. Z údajů o více než 250 exoplanetách vyplývá, že metoda radiálních rychlostí objeví při stávající přesnosti měření prakticky každou exoplanetu s hmotností >5 M_j až do vzdálenosti 5 AU od mateřské hvězdy. Oběžné doby pro dosud objevené exoplanety se pohybují v rozmezí >1 d - 5,5 r. Z hvězd slunečního typu má alespoň 10 % alespoň jednu exoplanetu v rozmezí hmotností 0,3 – 10 M_j. Relativní četnost exoplanet přitom roste pro periody >300 d. Až pětina hvězd má alespoň jednu obří exoplanetu typu Jupiter ve vzdálenosti do 20 AU.

Do poloviny r. 2008 bylo nejvíce exoplanet (290) pozorováno pomocí cyklických změn radiálních rychlostí mateřské hvězdy; na druhém místě je 50 exoplanet sledovaných metodou tranzitů (tyto soubory se přirozeně z větší části překrývají). Další tři metody dokázaly zatím pozorovat pokaždé kolem půltuctu exoplanet: gravitační mikročočky, pulsary a přímé zobrazení. Velmi vzácně se daří objevit exoplanety pomocí astrometrie (společný vektor nebo vlnovka vlastního pohybu, shodná paralaxa, náznak oběžného pohybu po Keplerově elipse). Nejperspektivnější jsou ovšem metoda tranzitů díky fotometrickým družicím a metoda gravitačních mikročoček, která dokáže odhalit exoplanety i ve velkých vzdálenost od Země.

Jak uvedl J. Papaloizou, bylo v polovině r. 2008 známo už více než 300 exoplanet, z čehož 29 hvězd má alespoň 2 exoplanety. Protože exoplanety mají v době svého vzniku často velké výstřednosti a protože v raném období vývoje jsou hvězdy obklopeny plynnými protoplanetárními disky, dochází k migraci exoplanet směrem ke hvězdám po dobu řádově 10 mil. let. Tak právě vzniká silná podskupina exoplanet - horcí jupiteři. Podle E. Thommese aj. je výskyt plynných disků a vznik obřích plynných exoplanet obecně značnou překážkou pro existenci cizích slunečních soustav podobných té naší.

2.2. Hnědí trpaslíci

P. Delome aj. nalezli v přehlídce CFBDS pomocí teleskopu CFHT rekordně chladného hnědého trpaslíka CFBDS 0059-0114 (Cet; 13 pc) o hmotnosti 15 – 30 M_j o teplotě jen 620 K. Jeho stáří odhadli na 1 – 5 mld. roků. Podobně jako u již dříve objeveného hnědého trpaslíka ULAS 0034-0052 o teplotě 670 K se v obou spektrech nalézají široké pásy čpavku, což autory vede k návrhu na zavedení nové spektrální třídy Y. Vzápětí B. Burningham aj. objevili ve vzdálenostech kolem 10 pc další tři ještě chladnější hnědé trpaslíky (ULAS 1017, 1238 a 1335) během soustavné přehlídky pomocí 3,8m teleskopu UKIRT na Mauna Kea. Jejich spektrální klasifikace T8-T9 svědčí o dosud nejnižších efektivních teplotách v rozmezí 550 – 600 K, přičemž jejich hmotnosti spadají do pásma 15 – 31 M_j, zatímco jejich stáří je vskutku rozmanité - od 600 mil. do 5,3 mld. roků.

N. Phan-Bao aj. mapovali pomocí submilimetrové soustavy SMA bipolární výtok plynu z mladého hnědého trpaslíka ISO-Oph 102 (sp. M6.5; 55 M_j) v mezihvězdném mračnu ρ Oph (125 pc). Podle pozorování SST je trpaslík obklopen chladným diskem o hmotnosti 0,08 M_☉, prostírajícím se do vzdálenosti 80 AU od vlastního trpaslíka. Aparaturou SMA se podařilo určit hmotnost bipolárního výtrysku 0,2 mM_☉, což je o dva řády méně než u klasických mladých proměnných hvězdy typu T Tau. To by znamenalo, že vznik osamělých hnědých trpaslíků probíhá jako zmenšený protějšek vzniku běžných mladých hvězd.

M. Deleuil aj. objevili hnědého trpaslíka o hmotnosti 22 M_j a poloměru 1 R_j u hvězdy CoRoT-Exo-3 (poloha 1923+0027; 13 mag; sp. F3), kolem níž obíhá v periodě 4,3 d synchronní s periodou jeho rotace. Problémem je však jeho neuvěřitelně vysoká hustota - 26násobek hustoty vody!

T. Schmidt aj. nalezli pomocí kamery NACO VLT ESO v úhlové vzdálenosti 2,7′ od proměnné hvězdy CT Cham (typ T Tau) substelární objekt K = 15 mag, což dává při vzdálenosti hvězdy od nás 165 pc lineární separaci objektů >440 AU. Z infračerveného spektra vyplývá jeho efektivní teplota 2,6 kK; poloměr 2,2 R_j a hmotnost 17 M_j, takže jde pravděpodobně o hnědého trpaslíka, který získává hmotu přenosem z aktivní mladé hvězdy před jejím vstupem na hlavní posloupnost. Další substelární objekt sp. třídy L5 v blízkosti hvězdy 2MASS J1711+4028 (sp. dM4.5) objevili J. Radiganová aj. ve vzdálenosti >135 AU od hvězdy. Soustava má úhrnnou hmotnost 0,2 M_☉, takže průvodce je opět hnědý trpaslík, vyznačující se v přehlídce SDSS shodným vlastním pohybem s červeným trpaslíkem. Stáří soustavy činí ≈3 mld. roků a výskyt podobných dvojic patrně není žádnou výjimkou.

M. Liu aj. využili archivních snímků HST i fotometrie LGS s adaptivní optikou z Keckova teleskopu k určení parametrů těsné dvojice 2MASS J1534-2952AB (stáří 800 mil. r.; vzdálenost 13,5 pc) s oběžnou periodou 15 roků a souhrnnou hmotností 0,56 M_☉, což znamená, že jde o substelární objekty. Z Keplerova zákona odvodili při pokrytí 50 % oběžné dráhy o poloose 2,3 AU dosti přesné hmotnosti složek 30 a 28 M_j a jejich efektivní teploty 1 028 a 978 K. To odpovídá sp. třídě hnědých trpaslíků T5.0 a T5.5.

B. Biller a L. Close ohlásili první trigonometrickou paralaxu pro dvojici hnědého trpaslíka 2MASS 1207A (sp. M8; T_ef = 2,6 kK; 30 M_j) a exoplanety 1207Ab (sp. L7; 1,6 kK; 8 M_j), mezi nimiž probíhá čilá výměna hmoty prostřednictvím akrečního disku, přičemž exoplaneta obíhá kolem hnědého trpaslíka ve vzdálenosti 50 AU. Z 11 pozičních měření pomocí 1,3m teleskopu CTIO v letech 2006-07 vyšla vzdálenost soustavy od nás 63 pc s chybou 12 % a odtud zářivý výkon exoplanety řádu 10^-5 L_☉. To odpovídá stáří soustavy <10 mil. roků a potvrzuje její příslušnost k hvězdné asociaci kolem proměnné hvězdy TW Hya, jež je stará 8 mil. roků. C. Ducourantovi aj. se podařilo již v dubnu 2004 pomocí aparatury SUSI2 teleskopu NTT ESO exoplanetu 1207Ab přímo zobrazit, avšak výpočet jejích parametrů je dvojznačný. Buď je relativně studená (1,15 kK) a M_j méně hmotná (4 M_j), anebo teplejší (1,6 kK) a hmotnější (8 M_j). Z trigonometrických měření vychází menší vzdálenost soustavy 53 pc. Je ovšem téměř neuvěřitelné, že všechna uvedená měření se týkají soustavy o jasnosti 20 mag!

Podobně D. Bennett aj. objevili dvojici objektů o velmi nízkých hmotnostech v podobě gravitační mikročočky MOA-2007-BLG-192-L (Sgr; 20 mag). Na základě následných pozorování pomocí kamery NACO VLT ESO určili hmotnost primárního objektu 0,06 M_☉, což znamená, že jde o hnědého trpaslíka. Hmotnost sekundárního objektu 3,3 M_z představuje dosud nejmenší hmotnost exoplanety. Minimální lineární vzdálenost mezi objekty činí 0,6 AU a vzdálenost od nás dosahuje ≈1 kpc.

R. Neuhäuser aj. zobrazovali opakovaně pomocí kamery NACO s adaptivní optikou proměnnou hvězdu GQ Lup a jejího průvodce o infračervené jasnosti K = 13,4 mag. během období od května 2005 do února 2007. Ukázali, že oba objekty mají shodný směr i velikost vlastního pohybu a vykazují i podobné trigonometrické vzdálenosti ≈145 pc. Z toho usoudili, že jde skutečně o pár tvořený velmi mladou (stáří <2 mil. let) hvězdou V = 11 mag (sp. K7e V; 0,7 M_☉) a hnědým trpaslíkem o hmotnosti ≈20 M_j, poloměru 3 M_j a efektivní teplotě 2,65 kK. Oba objekty jsou od sebe vzdáleny minimálně 100 AU.

D. Lafreniere aj. dokázali pomocí infračervené kamery a adaptivní optiky teleskopu Gemini zobrazit v úhlové vzdálenosti 2,2′ průvodce hvězdy 1RXS J1609-21, která připomíná mladší vydání našeho Slunce a nachází se v asociaci Severní Scorpius (stáří 5 mil. r; vzdálenost 150 pc). Substelární objekt o hmotnosti >8 M_j (sp. L4; teplota 1,8 kK) vzdálený od hvězdy >330 AU je nejspíš hnědým trpaslíkem, ale jeho původ a příslušnost k hvězdě slunečního typu není v souladu s názory na vznik hvězd a planetárních soustav.

J. Carr a J. Najita objevili pomocí spekter SST v pásmu 10 – 37 μm vodní páru a organické molekuly ve spektru akrečního disku kolem mladé proměnné hvězdy AA Tau (typ T Tau), která patří ke slunečním analogům. Ve vnitřní části disku se kromě vody nachází kyanvodík (HCN), CO₂, acetylén (C2H2) a hydroxyl (OH), takže je prakticky jisté, že tam vznikají i další organické sloučeniny. Směrem od hvězdy pak disk chladne a na sněhové čáře ve vzdálenosti 3 AU od hvězdy voda mrzne na led nebo jinovatku. Disk sám je vystaven dynamické cirkulaci ledových balvanů, které se dostávají zpět před sněhovou čáru a mohou tak poskytnout vodu exoplanetám, které se tam případně nacházejí. Týž dalekohled posloužil D. Backmanovi aj. ke studiu prachového disku u známé blízké (3,2 pc) hvězdy ε Eri (sp. K2 V; 0,8 R_☉; 0,8 M_☉). Hvězda je obklopena dvěma pásy planetek ve vzdálenostech 3 a 20 AU a v mezerách mezi těmito pásy se velmi pravděpodobně nacházejí exoplanety.

J. Donati aj. pozorovali pomocí Lyotova 2m teleskopu a 3,6m CFHT magnetické cykly u hvězdy τ Boo A (sp. F6 IV; vzdálenost 16 pc), kolem níž obíhá exoplaneta o hmotnosti >4 M_j na dráze o velké poloose 0,05 AU a výstřednosti e = 0,02 v periodě 3,3 d. Magnetické pole na povrchu hvězdy dosahuje indukce řádu mT a hvězda sama vykazuje mnohem vyšší diferenciální rotaci, než má Slunce, protože rotační perioda na rovníku činí jen 3,0 d, kdežto u pólů již 3,9 d, takže ve středních šířkách se shoduje s oběžnou periodou hmotné a blízké exoplanety. Tím vznikají silné slapové síly, které pravděpodobně zkracují délku magnetických cyklů hvězdy na pouhé 2 roky, což se projevuje překlápěním polarity magnetických polí, tak jak to známe u Slunce, ovšem v periodě 11 let.

M. Ireland aj. objevili nezákrytovou spektroskopickou dvojhvězdu GJ 802A (vzdálenost 16 pc), starou 10 mld. roků doprovázenou hnědým trpaslíkem B, pro nějž však vychází z jeho svítivosti stáří jen 2 mld. roků. Obě složky spektroskopické dvojhvězdy mají shodnou hmotnost 0,14 M_☉ a obíhají kolem společného těžiště v periodě 19 h na dráze o minimálním poloměru 1,6 mil. km a sklonu kolem 80°. Hnědý trpaslík obíhá kolem těžiště spektroskopické dvojhvězdy v periodě 3,0 let po výstředné (e = 0,4) dráze s týmž sklonem, takže obě oběžné dráhy jsou koplanární. Jeho hmotnost vychází na 0,063 M_☉. Jelikož z těchto údajů vyplývá, že hnědý trpaslík je nepochybně stejně starý jako zmíněná dvojhvězda, je zřejmé, že dosavadní vývojové modely soustavně podceňují zářivé výkony starých hnědých trpaslíků. J. Bouvier aj. nalezli v nejbližší otevřené hvězdokupě Hyády během přehlídky vlastních pohybů a spekter hvězd jasnějších než I = 23 mag na ploše 16 čtv. stupňů první dva hnědé trpaslíky s hmotnostmi ≈ 50 M_j. Odhadli, že hvězdokupa stará asi 625 mil. roků má úhrnem na 200 substelárních členů, ačkoliv v ní chybí hvězdy nízkých hmotností v porovnání s mladšími (≈ 120 mil. roků) Plejádami. Autoři se domnívají, že za tento deficit může vyšší stáří Hyád, takže bylo více času, aby hvězdy malých hmotností hvězdokupu už stačily opustit.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

Podle D. Whalena aj. dochází v raném vesmíru ke koncentraci nevelkých hal skryté látky srážkami a splýváním. Jakmile tak vzniknou struktury s minimální hmotností 100 tis. M_☉, což se odehrává v čase 50 mil. let po velkém třesku (z ≈ 50), vznikají molekuly vodíku, které strukturu ochladí, což umožní dílčí hroucení plynných chuchvalců a vznik zárodků I. generace (populace III) hvězd. Hvězdy vznikají osaměle (jen jedna hvězda v každém chuchvalci), protože účinnost chlazení je nízká. Následkem toho mají tyto hvězdy extrémně vysoké hmotnosti v rozmezí 15 – 500 M_☉, protože neobsahují ještě žádné příměsi prvků těžších než helium (mají nulovou metalicitu). Jejich efektivní teploty dosahují milionů kelvinů a jejich svítivosti řádově miliony L_☉. Nadhvězdy s hmotnostmi >120 M_☉ vysílají velké množství ultrafialového záření, které disociuje molekuly vodíku v celém halu, takže ochlazování mračen se přeruší a nové hvězdy nemohou vznikat. Trvá to pak skoro milion let, než hvězda skončí svůj aktivní život a tvorba molekul vodíku v daném mračnu se obnoví. Vypařování molekul vodíku tak prakticky zastaví vznikání nových hvězd na více než 100 mil. roků, takže v mezidobí klesne kosmologický červený posuv na z = 20 a proces vzniku hvězd se znovu nastartuje až 180 mil. let po velkém třesku.

L. Youngelson aj. propočítali vývoj nadhvězd s počátečními hmotnostmi 60 – 1 000 M_☉ (!), které v průběhu svého života přijdou o větší část své původní hmotnosti, takže skončí svůj život s hmotností <150 M_☉. Podle okolností pak mohou vybuchnout jako supernovy díky párové nestabilitě pozitronů a elektronů v horkém jádru nadhvězdy, jež sníží výrazně tepelný tlak a jádro se počne gravitačně hroutit, což vyvolá vzápětí překotnou termonukleární reakci, která hvězdu zničí gigantickým výbuchem. Pokud však je hmotnost nadhvězdy velmi vysoká, k výbuchu nedojde, protože nadhvězda se zhroutí na černou díru o hmotnosti <70 M_☉ a odtud pak jejich sléváním vznikají intermediální černé díry již ve velmi raném vesmíru.

M. Krumholz a C. McKee zjistili, že ke vzniku nadhvězd o vysoké počáteční hmotnosti musí být chuchvalec obřího molekulového mračna dostatečně hustý, ale že tato kritická hustota klesá při nepatrné metalicitě zárodečných chuchvalců asi třikrát proti její současné hodnotě. Právě proto je výskyt nadhvězd ve velmi raném vesmíru podstatně vyšší než dnes. Monumentální výpočty vzniku prahvězd v rané epoše vznikání galaxií uveřejnili N. Yoshida aj., kteří začali s modelem slévání horkého plynu a chladné skryté látky v raném vesmíru do zárodečných chuchvalců, obřích molekulových mračen a jejich fragmentací v rozměrech od stovek kiloparseků až po velikost hvězd slunečního typu, což znamenalo překlenutí 13 řádů v geometrii struktur. Ukázali, že ke vzniku velmi hmotných nadhvězd I. generace (populace III) stačí zárodek („semínko“) o hmotnosti pouhé 0,01 M_☉. Podle S. Yoona aj. akrece skryté látky na prvotní hvězdy poněkud prodlouží jejich životnost, pokud rotují pomalu. Pokud však hvězdy rotují rychle, má anihilace částic WIMP skryté látky na vývoj hvězdy výrazný vliv.

S těmito modelovými výpočty docela dobře souhlasí zjištění C. O'Deay aj., že v centrálních galaxiích galaktických kup se pro vznik nových hvězd dá využít jen 1 – 10 % plynu z celé kupy. Pozorování rentgenového záření kup totiž ukazuje, jak horký intergalaktický plyn padá do centrální galaxie, kde se nejprve ochladí a posléze kondenzuje na nové hvězdy, prozrazující se silným infračerveným zářením. Ochlazování však není příliš účinné, buď vinou ultrafialového záření již hotových hmotných hvězd, anebo kvůli aktivitě centrální černé veledíry.

C. O'Dell a L. Townsleyová ukázali, že v obřím molekulovém mračnu v Orionu začala tvorba nových hvězd před 2,5 mil. let a stále probíhá. Rentgenová družice Newton objevila extrémně horký (řádově MK) plyn hvězdného větru, vyvěrající nadzvukovými rychlostmi z velmi hmotných mladých hvězd, přičemž samotná mlhovina je v průměru mnohem chladnější - má teplotu jen 9 kK. Jen 8 % vznikajících hvězd má dostatečně mohutné protoplanetární disky, aby z nich mohly vzniknout exoplanety typu jupiterů. Nicméně 60 % horkých hvězd spektrální třídy A má dostatečně mohutné disky, aby z nich mohly vznikat exoplanety podobné rozměry a hmotností Zemi. Podle M. Güdela aj. má jejich horký vítr teplotu 1,7 – 2,1 MK v jihozápadním okolí hmotných hvězd ve známém Trapezu. V blízkém okolí Trapezu jsou vidět tisíce nedávno vzniklých hvězd. Pomocí rádiové interferometrie VLBA se podařilo zpřesnit vzdálenost nejbližší hvězdné kolébky - mlhoviny v Orionu na 410 pc s chybou pouhá 2 %.

K. Stassun aj. poukázali na údajích z mlhoviny v Orionu, že zároveň vznikající hvězdy o stejné hmotnosti se mohou velmi lišit ve svých fyzikálních parametrech. Našli totiž pomocí spektroskopie z teleskopu HET a fotometrie z 0,9m teleskopu KPNO dvě identické hvězdy v mladé dvojhvězdě Par 1802 (per. 4,7 d; a >0,05 AU; e =0,03; stáří 1 mil. let), které se tedy téměř určitě zrodily naráz, mají shodné hmotnosti 0,4 M_☉ s přesností na 2 %, ale přesto se liší minimálně o 5 % ve svých rozměrech, o 10 % ve svých efektivních teplotách a o polovinu ve svých zářivých výkonech. Autoři tak dospívají k závěru, že ve skutečnosti nejsou obě složky dvojhvězdy stejně staré - mohou se datem vzniku lišit o statisíce let.

J. Nuth III aj. ukázali, že v protostelárních mlhovinách jsou příznivé podmínky pro vznik komplexních organických molekul, protože na povrchu amorfních silikátů železa se při teplotách 500 – 600 K vytváří uhlíkový povlak, jenž je výtečným katalyzátorem reakcí s molekulami mezihvězdného vodíku, dusíku a oxidu uhelnatého, což urychluje vznik stabilních organických makromolekul. Důkazem je pak výskyt uhlíku v uhlíkatých chondritech, čili na Zemi dopadá v této podobě prahvězdný prach.

Teoretické rozmezí hmotností hvězd vznikajících v současné epoše věku vesmíru přesahuje tři řády, tj. od minima 0,08 M_☉ se svítivostí řádu 10^-5 L_☉ až po maximum 120 M_☉ se svítivostmi řádu 1 ML_☉, což znamená podíl neuvěřitelných 11 řádů zářivého výkonu. Nicméně spolehlivě naměřené horní meze hmotnosti máme jen u dvojhvězd s maximálními hmotnostmi 85 M_☉. Ne zcela jistá je hmotnost primární složky 115 M_☉ ve dvojhvězdě v otevřené hvězdokupě NGC 3603 (Car). Hvězdy s vyššími hmotnostmi vznikají opravdu velmi vzácně a mají mimořádně krátkou životnost řádu milionů let; jejich stabilita je doslova na hraně.

Nicméně A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že při nízké teplotě (<300 K) zárodečného plynu, skládajícího se pouze z vodíku a hélia bez příměsi kovů (Z = 0) mohla být horní mez hmotnosti nejranějších prahvězd významně překročena až na maximum 1 kM_☉, protože v tomto případě tempo akrece na hvězdy podstatně převyšovalo tempo ztráty hmoty hvězdným větrem. Akrece plynu obecně roste s jeho teplotou a ty nejhmotnější prahvězdy vznikají slitím dvou velmi hmotných složek dvojhvězdy. V současné době však příměs kovů v zárodečném plynu a jeho teplota <100 K snižuje horní hranici hmotnosti hvězd na 100 M_☉. Při Z = 0,25 Z_☉ stoupá tato hranice na 140 M_☉, atd.

2.4. Osamělé hvězdy

A. Dominiciano de Souza aj. využili interferometru AMBER/VLTI ESO na základnách 60 – 110 m ke změření úhlové průměru kotoučku druhé nejjasnější hvězdy oblohy Canopus (α Car; V = -0,7 mag; sp. FO II/Ib; 7,4 kK; 14 kL_☉; 10 M_☉; 96 pc). Obdrželi hodnotu 0,007′, čemuž odpovídá lineární poloměr veleobra 71 R_☉ (50 mil. km).

Y. Takeda aj. odvodili revidované parametry Vegy (α Lyr; sp. A0 V; 2,3 M_☉; 7,8 pc) poté, co se zjistilo, že hvězda je k nám natočena pólem rotace pod úhlem jen 7° vůči zornému paprsku. Odtud pak vyplývá její obvodová rotační rychlost na rovníku 175 km/s a o polovinu vyšší gravitace na pólech oproti rovníku. Polární poloměr 2,52 R_☉ je o 10 % kratší než rovníkový a podobně se liší i efektivní teploty: zatímco v okolí pólů dosahují 9,9 kK, na rovníku je jen 8,9 kK.

F. Schiller a N. Przybilla studovali vývoj a současný fyzikální stav známého veleobra Deneb (α Cyg; sp. A2 Ia; 440 pc) a odvodili z vysokodisperzních spekter jeho charakteristiky, tj. T_ef = 8,5 kK; poloměr 203 R_☉ (0,95 AU); svítivost 200 kL_☉; hmotnost 19 M_☉ a rotační rychlost >20 km/s. Hvězda má v porovnání se Sluncem přebytek hélia, uhlíku a dusíku, kteréžto prvky zřejmě vyrobila termonukleárními reakcemi a dostala tyto prvky na povrch díky silnému vertikálnímu promíchávání plynu. Svědčí o tom i silný hvězdný vítr, který vane rychlostí 240 km/s a ročně odnáší 3.10^-7 M_☉ hmoty. Deneb začal podle autorů svou existenci jako hmotná (23 M_☉) hvězda spektrální třídy O a v současné době se vyvíjí na červeného veleobra.

S. Marchenko znovu prohlédl data o jasné hvězdě Prokyon (α CMi; sp. F5 IV-V), získaná v letech 2004-2005 kanadskou družicí MOST. V původní analýze se totiž nepodařilo najít očekávané oscilace vhodné pro asteroseismologii. Autor data zpracoval pomocí nového citlivějšího programu a objevil tak z 264. tis. měření oscilace v módu p ve frekvenčním pásmu 0,8 – 1,2 mHz. Amplituda oscilací je však velmi nízká, takže původní metoda zpracování je najít nemohla. Tím je položen základ ke studiu vnitřní struktury Prokyonu.

G. Harper aj. upozornili na velkou chybu trigonometrických vzdáleností červeného velobra Betelgeuse (α Ori), odvozených na jedné straně družicí HIPPARCOS (131 ±30) pc a na druhé straně z radiové interferometrie aparaturou VLA (197 ±45) pc. V každém případě se však zdá pravděpodobné, že hvězda vznikla v asociaci Orion OB1, od níž nyní prchá.

L. Pasquini aj. ukázali pomocí spekter aparaturou FLAMES VLT ESO, že otevřená hvězdokupa M67 (Cnc; 830 pc) obsahuje 10 osamělých slunečních analogů, jejichž efektivní teploty se liší o <100 K od teploty Slunce a v pěti případech dokonce jen o <60 K, takže jde o vůbec nejlepší protějšky Slunce, které známe.

Na konci odstavce malou perličku k Mezinárodnímu roku astronomie 2009. C. Graney připomněl, že Galileo v době euforie z výkonu svých dalekohledů usoudil, že vidí úhlové průměry hvězdných kotoučků v rozmezí od zlomku obloukové vteřiny do několika obl. vteřin. Tak např. pro známou dvojhvězdu Mizar-Alcor (UMa) určil v r. 1617 jejich úhlovou rozteč na 75′ a usoudil, že Mizar má úhlový průměr 3′ a Alcor 2′. Za předpokladu, že jde o hvězdy o geometrickém rozměru Slunce, mu pak vyšlo, že Mizar je od nás vzdálen asi 300 AU. Dokázal také stanovit rozteč mezi složkami Mizaru na 12′, protože jeho dalekohled měl v případě stejně jasných hvězd rozlišení 2′. Odtud usoudil, že nejslabší hvězdy viditelné očima jsou od nás vzdáleny až 2 tis. AU, takže podcenil jejich vzdálenosti minimálně o 3 řády. Mnohem lepší výsledek by byl získal, kdyby si všiml relativní četnosti hvězd různých pozorovaných jasností. Pak by totiž za předpokladu, že cizí hvězdy mají tutéž svítivost jako Slunce, obdržel řádově správné odhady jejich vzdáleností.

2.5. Těsné dvojhvězdy

Jak už je delší dobu jisté, k těsným dvojhvězdám patří také žhavá kandidátka na výbuch supernovy, proslulá velmi hmotná (≈100 M_☉) proměnná hvězda η Carinae. A. Daminellimu aj. se nyní podařilo kombinací optické, blízké infračervené i rentgenové světelné křivky zpřesnit oběžnou periodu sekundární složky na 2023 d (5,54 roku). Spektroskopie v letech 1948-2007 dala prakticky shodnou periodu (2020 ±4) dne, takže oběžná doba je pozoruhodně konstantní. Nejbližší primární minimum mělo proto nastat 11. ledna 2009. Skutečně již v polovině července 2008 se objevily ve spektru hvězdy široké (300 km/s) emise He II, které ukázaly začátek ionizace hvězdného větru primární složky horkým sekundárním průvodcem. Od konce srpna 2008 se k tomu přidala i emise He I, dokládající přímou srážku obou hvězdných větrů. Svítivost primáru dosáhla 5 ML_☉ a jeho ztráta hmoty dosáhla vysokého tempa 0,003 M_☉/r. Hvězda se patrně chystá k dalšímu velkému výbuchu, podobného tomu z r. 1843, kdy vznikla působivá mlhovina Homunculus. N. Smith aj. ukázali, že tehdejší erupce zbavila hvězdu neuvěřitelných 12 M_☉ horkého plynu, jenž se rozpínal rychlostmi 650 – 6 000 km/s a měl kinetickou energii řádu 10⁴³ J (!). Příčina tak obří erupce je dosud záhadou.

N. Linder aj. pořídili vysokodisperzní spektra obou složek Plaskettovy hvězdy (HD 47129 =V640 Mon; sp. O8 III + O7.5 III; vzdálenost 1,5 kpc), která je patrně členkou hvězdné asociace Mon OB2. Sekundární složka má přebytek helia a velmi rychle rotuje, takže její silný hvězdný vítr je stažen k rovníku. Obě hvězdné větry se navzájem prudce srážejí. Dvojhvězda s oběžnou periodou 14 d bohužel není zákrytová, takže sklon její dráhy neznáme a to znemožňuje spolehlivě určit hmotnosti složek, které jsou však určitě vyšší než 45 a 47 M_☉.

A. Tutukov aj. se věnovali modelování vývoje patrně nejhmotnější známé dvojhvězdy WR 20a (Car; sp. WR a Of; poloměry 19 R_☉; teploty 43 kK; hmotnosti 83 a 82 M_☉; sklon 74°; velká poloosa 38 mil. km; oběžná perioda 3,7 d; vzdálenost ≈7 kpc; stáří <3 mil. roků), jež je členkou otevřené hvězdokupy Westerlund 2. Ukázali, že při vstupu na hlavní posloupnost měla každá složka oddělené dvojhvězdy hmotnost ≈110 M_☉, takže až dosud ztratila velké množství plynu intenzivním hvězdném větrem. Týž vývoj bude dále pokračovat až do chvíle, kdy vývojově pokročilejší složka vyplní svůj Rocheův lalok, soustava se stane polodotykovou a vytvoří kolem sebe společnou plynnou obálku. Další scénář vede ke slití obou složek na extrémně hmotnou hvězdnou černou díru, popř. na vznik dvou samostatných černých děr, což se na dálku projeví jako vzplanutí zábleskových zdrojů záření gama.

T. Hillwig a D. Giess se zabývali přesnějším určením hmotnosti složek proslulé interagující dvojhvězdy (mikrokvasaru) SS 433 (=V1343 Aql). Jak známo, z kompaktní složky vybíhají protilehlé relativistické výtrysky o rychlosti 26 % rychlosti světla a mezi oběma složkami probíhá intenzivní výměna hmoty. Dostali tak pro dárce hmotnost 12 M_☉ a pro kompaktního příjemce hmotnost 4,3 M_☉. Oběžná rovina soustavy má sklon 79°. Pokud jsou zmíněné hodnoty hmotností správné, pak je kompaktní zdroj hvězdnou černou dírou. Problém je však v tom, že hmotnosti jsou možná přeceněny, protože dárce je silně ozařován kompaktní složkou, takže stále ještě není vyloučeno, že příjemce je neutronovou hvězdou.

C. Zurita aj. získali v létě 2007 světelnou křivku optické složky 16,5 mag dvojhvězdy Swift J1753-0127, jejíž kompaktní složka viditelné v rentgenovém oboru spektra je kandidátem na hvězdnou černou díru. Z komplexní světelné křivky optické složky se nakonec podařilo určitě oběžnou periodu 3,2 h, což je vůbec nejkratší perioda pro černou díru ve dvojhvězdě. Soustava se nachází v halu Galaxie.

S. Qian aj. zkoumali dlouhodobé variace světelné křivky polodotykové zákrytové dvojhvězdy V Pup (sp. B1 + B3) s oběžnou dobou 1,45 d a objevili tak cyklické prodlužování oběžné doby vinou velmi hmotného třetího tělesa v soustavě. Jelikož v daném směru se nachází slabý rentgenový zdroj a jelikož těsná dvojhvězda je obklopena mocnou cirkumstelární plynovou obálkou, zdá se pravděpodobné, že ono třetí těleso, které není vidět spektroskopicky, ačkoliv jeho minimální hmotnost 10,4 M_☉ je vyšší než hmotnost 7,8 M_☉ sekundární složky těsné dvojhvězdy, je ve skutečnosti hvězdná černá díra ve vzdálenosti 5,5 AU od těsné dvojhvězdy, přičemž tato tělesa kolem sebe obíhají v periodě 5,5 roku. Vývoj těsné dvojhvězdy byl zřetelně urychlen explozí supernovy, která vedla ke zhroucení hmotné hvězdy na černou díru. Sekundární složka těsné dvojhvězdy totiž vyplňuje příslušný Rocheův lalok a mnoho materiálu se nachází i ve zmíněném cirkumstelárním oblaku. Sekundární složka ztrácí nyní hmotu tempem bezmála 10^-6 M_☉/r.

P. Kervella aj. objevili pomocí aparatury VISIR VLT ESO, že jasná hvězda jižní oblohy Achernar (α Eri; sp. B3 Vpe; ≈7 M_☉; rotační zploštění 0,6 díky rotační rychlosti >250 km/s; vzdálenost 44 pc) má průvodce sp. třídy A2 V, jenž kolem Achernaru obíhá v periodě ≈15 let ve vzdálenosti <7 AU. Dráha je zřejmě výstředná, protože ve spektru Achernaru se v periastru objevují emise vodíkové čáry H-α.

R. Branham aj. využili dlouholeté spektroskopie (1896-1991) a inferferometrie (1919-1999) Capelly (α Aur) ke zlepšení dráhových parametrů této hmotné (3,0 + 2,6 M_☉) dvojhvězdy, vzdálené od nás 13,4 pc. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 104 d po dráze s velkou poloosou 0,75 AU a výstředností jen 0,005.

D. Gies aj. odvodili nové parametry čtyřnásobné soustavy Regulus (α Leo; sp. B7 V - B8 IV), jež je tvořena jednočarovou spektroskopickou dvojhvězdou A s primární složkou Aa - vlastním Regulem a dále 175′ vzdálenou dvojhvězdou B se složkami Ba a Bb sp. tříd K2 a M4. Regulus, jak známo, patří k velmi rychle rotujícím hvězdám (rotační perioda 16 h), takže je zploštělý o třetinu rovníkového průměru, neboť jeho obvodová rychlost na rovníku >317 km/s představuje minimálně 86% kritické rychlosti, při níž by začal odstředivou silou ztrácet hmotu z pásma kolem rovníku. Autoři zjistili, že Regulus je roztočen na vysoké obrátky sekundární složkou soustavy Ab o hmotnosti >0,3 M_☉, vzdálenou od Regula >0,35 AU, jež je pravděpodobně bílým trpaslíkem. Oběžná doba dvojice vzdálené od nás 24 pc a staré 150 mil. roků činí 40 dnů.

C. Lee aj. využili spektroskopie všech čtyř složek zákrytové soustavy V994 Her k určení jejich základních parametrů i celkové konfigurace, jež se skládá ze dvou oddělených párů spektroskopických dvojhvězd A a B. Spektroskopická dvojhvězda A má složky o poloměrech 2,2 a 1,7 R_☉ a hmotnostech 2,8 a 2,3 M_☉, kdežto dvojhvězda B má složky o poloměrech 1,6 a 1,5 R_☉ a shodných hmotnostech 1,9 M_☉. Dvojhvězda A má oběžnou periodu 2,1 d a spektra složek B8 V a A0 V. Dvojhvězda B má oběžnou periodu 1,4 d a spektra A2 V a A4 V.

M. Muterspaugh aj. se v rámci programu ultrapřesné (±20 obl. mikrovteřin) astrometrie PHASES na Mt. Palomaru věnovali čtyřnásobné soustavě μ Ori (=HD 40932; vzdálenost 46 pc), která se skládá ze dvou těsných dvojhvězd (Aa+Ab) a (Ba+Bb). Složky A a B tvoří vizuální dvojhvězdu, přičemž jejich těžiště kolem sebe obíhají v periodě 18,7 roku po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,74, velkou poloosou 12,6 AU a sklonem 94°. Složka A se skládá z hvězd o hmotnostech 2,4 a 0,65 M_☉, jež kolem sebe obíhají v periodě 4,4 d po téměř kruhové dráze s velkou poloosou 0,08 AU a sklonem 47°. Složka B se skládá z hvězd o shodných hmotnostech 1,4 M_☉, které kolem sebe obíhají v periodě 4,8 h po kruhové dráze o témže poloměru 0,08 AU a sklonu 111°.

A. Tokovinin studoval statistiku výskytů hvězdných trojic a čtveřic s cílem zjistit, jak takové soustavy vlastně vznikají. Ukázal, že většina čtveřic vykazuje konfigurace podobné známé čtveřici ε Lyr, jež se skládá ze dvou těsných párů, přičemž oběžné periody obou párů i poměry jejich hmotností se u dané čtveřice sobě podobají. Oběžné periody se shodují v rámci 10 % a téměř polovina složek párů má i podobné hmotnosti. Statisticky pak pro různé čtveřice vykazují bimodální rozdělení těchto „vnitřních“ period. Naproti tomu „vnější“ periody oběžných drah těžišť obou párů se liší jak u trojic tak u čtveřic a nijak nesouvisejí s vnitřními periodami dané vícenásobné soustavy. Autor se domnívá, že tyto soustavy vznikají posloupností rotačních rozpadů zárodečných chuchvalců a následnou migrací složek párů směrem k sobě.

M. Zhao aj. využili intererometru CHARA ke zmapování vzhledu proslulé interagující těsné zákrytové dvojhvězdy β Lyr v infračerveném pásmu H. Dárcem plynné hmoty je protáhlá složka o hmotnosti 2,6 M_☉ vyplňující příslušný Rocheův lalok, která předává hmotu do ještě protáhlejšího disku, obklopujícího příjemce o hmotnosti bezmála 13 M_☉. Vzdálenost soustavy od nás je zhruba 300 pc s chybou 15 %, ale interferometrická měření relativní úhlové polohy složek patrně umožní tento údaj v dohledné době podstatně zpřesnit.

H. Stempels aj. určili elementy zákrytové dvojhvězdy ASAS J0528+0338 typu RS CVn, která je členkou hvězdné subasociace OB1a Ori ve vzdálenosti 280 pc staré jen 11 mil. roků. Jde rovněž o dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdu, což zvyšuje možnosti získat úplnou charakteristiku soustavy, jejíž složky ještě nedospěly na hlavní posloupnost. Takových soustav totiž dosud známe jen pět. Obě složky (sp. K1 + K5; 5,1 + 4,8 kK; 1,8 + 1,7 R_☉; 2,0 + 1,4 L_☉; 1,4 + 1,3 M_☉) kolem sebe obíhají v periodě 3,9 d ve vzdálenosti 0,07 AU a se sklonem dráhy 84°.

N. Dunstone aj. zmapovali magnetická pole na povrchu složek těsné dvojhvězdy V824 Ara (=HD 155555; sp. G5 IV + K0 IV) pomocí polarimetru u 3,9m teleskopu AAT. Polarimetr dokáže proměřit naráz obě složky kruhově polarizovaného světla a tak se ukázalo, že obě složky mají na svém povrchu prsteny azimutálního magnetického pole, které se však u sekundární složky během let 2004-2007 změnilo na radiální. Mapa magnetických polí je velmi komplexní, v různých hvězdných šířkách jeví pole odchylnou polaritu. Sekundární složka má osu magnetického dipólu skloněnou k rotační ose pod úhlem 75°. Soustava je docela mladá - její stáří nepřevyšuje 18 mil. roků.

T. Pribulla a S. Rucinski sestrojili na základě nových pozorování nový model „Paczynského dvojhvězdy“ AW UMa (sp. F0 V + F1 V; 1,6 + 0,15 M_☉; perioda 0,4 d; 15 pc), která byla dosud považována za dotykovou interagující dvojhvězdu. Problém modelu však spočíval v očividném nesouladu mezi poměrem hmotností složek ze spektroskopie a z fotometrie soustavy. Autoři nyní ukázali, že dvojhvězda svou dotykovou klasifikaci pouze předstírá. Ve skutečnosti jde o oddělenou soustavu Kopalovy klasifikace, která se vyznačuje vysokým okrajový ztemněním složek, rovníkovým pásem materiálu a tlustým proudem horkého plynu, jenž obepíná celou soustavu, takže klasický Rocheův model těsné dvojhvězdy v tomto případě selhává. Titíž autoři též objevili dotykovou dvojhvězdu GSC 0138-0047 s rekordně krátkou oběžnou dobou 5,2 h, která je patrně na spodní mezi pro oběžné doby dotykových dvojhvězd.

C. Blake aj. uveřejnili parametry těsné zákrytové dvojhvězdy, objevené v přehlídce SDSS (MEB-1; 0318-0100), na základě pozorování světelné křivky v blízké infračervené oblasti spektra. Obě docela chladné (3,3 kK) složky kolem sebe obíhají v krátké periodě 0,4 d a patří k trpaslíkům (poloměry 0,27 a 0,25 R_☉) s nízkými hmotnostmi (0,27 a 0,25 M_☉). Podle autorů lze v tomto spektrálním oboru celkem snadno nalézt i páry, kde jednou či oběma složkami jsou hnědí trpaslíci.

V. Bakis aj. zkoumali těsnou zákrytovou dvojhvězdu V731 Cep (sp. B8.5 V + A1.5 V; 1,8 + 1,7 R_☉; 2,6 + 2,0 M_☉; perioda 6 d) s velmi vysokým podílem (76 %) relativistické složky stáčení přímky apsid. Příčinou tak vysokého podílu je jak výstřednost dráhy těsné dvojhvězdy e = 0,016 tak poměrně malé rozměry oběžné elipsy s poloosou 16 mil. km. Stáčení přímky apsid však probíhá pomalu s periodou 10 tis. roků. Soustava vzdálená od nás 830 pc je stará jen 130 mil. roků a zřejmě unikla z otevřené hvězdokupy NGC 7762 (Cep).

P. Švaříček aj. našli velmi rychlé apsidální pohyby u zákrytových dvojhvězd OX Cas, PV Cas a CO Lac s periodami stáčení po řadě 38, 91 a 43 let, přičemž relativistická složka stáčení nepřesahuje u žádné z nich 6 % příslušné periody. Podobně krátké periody apsidálních pohybů v rozmezí 25 – 362 roků pozorovali M. Wolf aj. pro čtyři zákrytové dvojhvězdy jižní polokoule s protáhlými drahami: GL Car, QX Car, NO Pup a V366 Pup. Relativistické efekty přitom představují 3 –12 % celkového stáčení. P. Mayer aj. uveřejnili zlepšené parametry velmi hmotné zákrytové dvojhvězdy V1007 Sco, která patří do hvězdokupy NGC 6231 (vzdálenost 1,6 kpc). Jde o dvojici obrů sp. třídy O o hmotnostech 29,5 a 30,1 M_☉, které mají poloměry 16 a 15 R_☉ a obíhají kolem sebe v periodě 5,8 d po dráze se sklonem 67°. Jejich přímka apsid se stáčí s periodou 111,5 r. V. Bakis aj. určili periodu apsidálního pohybu zákrytové dvojhvězdy PT Vel (7 mag; 9,2 + 6,7 kK; 2,0 + 1,6 R_☉; 2,2 + 1,6 M_☉; stáří 400 mil. r.; vzdálenost 160 pc) s excentrickou drahou (e =0,13), velkou poloosou 7 mil. km a sklonem 88°. Perioda stáčení činí 180 let; z toho 9 % připadá na relativistické stáčení.

J. Clausen aj. využili robotického teleskopu na observatoři La Silla (ESO) k pokrytí světelných křivek šesti zákrytových dvojhvězd (AD Boo, HW CMa, SW CMa, V636 Cen, VZ Hya a WZ Oph) ve čtyřech barvách ubvy a odhalili také pomalé stáčení jejich přímek apsid s periodami od 5,3 tis. do 14,9 tis. roků . Určili také hmotnosti složek a poloměry pro tři soustavy (AD Boo, VZ Hya a WZ Oph) s vysokou přesností 0,5 % i jejich stáří v rozmezí 1,0 – 1,8 mld. roků.

K. Strassmeier aj. instalovali malý robotický fotometrický teleskop na observatoři Dome C v Antarktidě a pořídili v červenci 2007 nepřetržitou 10denní sekvenci 13 tis. fotometrických měření s kadencí 2,5 min ve filtrech UBVRI dvou jižních zákrytových dvojhvězd V841 Cen a V1034 Cen. Potvrdila se tak vysoká kvalita mimořádně suché atmosféry nad touto vysokohorskou observatoří, neboť rozptyl měření byl až čtyřikrát menší než na vysokohorských stanicích v Arizoně. Observatoř poskytuje navíc jedinečnou možnost dlouhodobých nepřetržitých měření během polární noci.

T. Ayres aj. oznámili na základě soustavných pozorování rentgenovou družicí Newton, že koróna primární složky nejbližší dvojhvězdy α Cen (sp. G2 V + K1 V) o teplotě >2 MK v posledních letech neustále slábla, až se zcela vytratila v červnu 2007. Autoři to přičítají standardnímu cyklu hvězdné aktivity analogické ke sluneční činnosti. G. Porto de Mello aj. ukázali, že obě složky mají nadprůměrnou metalicitu zhruba o čtvrtinu vyšší než je metalicita Slunce a efektivní teploty 5,85 a 5,32 kK.

I. Usenko a V. Klochkova pořídili pomocí 6m teleskopu BTA vysokodisperzní spektra (455 – 600 nm) hvězdy α UMi B (8,6 mag), jež je optickým průvodcem Polárky (α UMi A) v úhlové vzdálenosti 18′, přičemž sama Polárka se skládá z nám nejbližší cefeidy Aa a spektroskopického průvodce Ab. Do této vícenásobné soustavy by případně mohly patřit ještě Polárka C (13 mag; úhlová vzdálenost 43′ od A) a Polárka D (12 mag; separace 83′ od A), ale spíše jde jen o náhodné promítání. Hvězda B (sp. F3 V; 6,9 kK; 3,9 L_☉; rotační rychlost >110 km/s; vzdálenost 110 pc) má hmotnost 1,4 M_☉, která je shodná s hmotností spektroskopického průvodce samotné Polárky (hvězdy Ab) a sdílí s ním týž směr a velikost vlastního pohybu. Metalicita hvězdy B je prakticky shodná s cefeidou (Polárka Aa), s výjimkou prvků C, Na a Mg, jejichž zastoupení se podobá slunečnímu. Souběžně se N. Evansové aj. podařilo určit z pozorování ACS HST oběžnou dobu těsného (úhlová vzdálenost 0,17′) průvodce Ab (1,3 M_☉) samotné Polárky (Aa; 4,5 M_☉), jenž kolem Polárky obíhá po retrográdní dráze s periodou 30 let. B. Lee aj. ukázali na základě přesných měření radiálních rychlostí, že původní amplituda radiální rychlosti cefeidy Aa 2,2 km/s vzrostla v letech 2005-2007 o 9 %, a že cefeida asi rotuje mimořádně pomalu v periodě 119 dnů. Současně H. Bruntt aj. zjistili, že také amplituda změn jasnosti Polárky Aa vzrostla v letech 2003-2006 vzrostla o 30 % na hodnotu 0,04 mag, a že samotná perioda pulsací 4,0 d se za poslední století prodloužila o 316 s. Autoři z toho usuzují, že Polárka pulsuje na I. harmonické složce fundamentální periody.

Blížící se zákryt dlouhoperiodické soustavy ε Aurigae (vzdálenost 625 pc) slibuje nové poznatky o této tajemné dvojhvězdě s rekordní periodou přes 27,1 roku. Primární složka dvojhvězdy je veleobr sp. třídy F, který vykazoval před 10 lety pulsace s periodou dlouhou 95 d, jež se však postupně zkrátily na 67 d, přičemž rozměry veleobra se zmenšily. Podle R. Stencela aj. dokonce pulsace v r. 2008 vymizely a veleobr má nyní podle měření palomarským interferometrem PTBI v infračerveném pásmu K poloměr 300 R_☉. Teplota temného disku o průměru 20 AU činí jen 475 K a jeho nasouvání na kotouček veleobra způsobuje vlastní zákryt. Disk je navíc skloněn po úhlem <5° k jeho oběžné rovině. Podle předpovědi měl zákryt začít v srpnu 2009.

R. Wilson ukázal na příkladu polodotykové dvojhvězdy RZ Cnc a dvojhvězdy AW UMa, v níž obě složky přetékají přes své Rocheovy laloky, že pomocí vícebarevných světelných křivek a křivek radiálních rychlostí zákrytových dvojhvězd vyjádřených ve standardních fyzikálních jednotkách toku záření a geometrických rozměrů dráhy lze přímo určit jak efektivní teploty složek zákrytové dvojhvězdy tak i vzdálenosti soustavy s přesností srovnatelnou s trigonometrickou metodou určování jejich vzdáleností. Nová metoda DDE (Direct Distance Estimation) tak dává možnost získávat neocenitelné údaje nejen pro polodotykové a dotykové dvojhvězdy, ale dokonce i pro „přetékající“ (angl. overcontact) dvojhvězdy.

Z. Eker aj. zjistili že těsné dvojhvězdy typu W UMa mají velmi rozdílná stáří od velmi mladých soustav až po miliardy let. Průměrné stáří těchto dotykových soustav činí 1,6 mld. roků. L. Jungelson se zabýval vývoje heliových hvězd nízké hmotnosti (0,35 – 0,65 M_☉) v polodotykových těsných dvojhvězdách typu AM CVn, v nichž probíhá intenzivní přenos hmoty z heliové hvězdy na bílého trpaslíka. Soustavy se vyznačují krátkými oběžnými periodami >9 min a podle výpočtů autora již pro periody <40 min je přenos hmoty tak vydatný, že obě složky se nakonec slijí v jedinou kompaktní hvězdu.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

H. Kaneda objevil na Vánoce 2007 novu V459 Vul v poloze 1948+2115 (Vul), která dosáhla maxima 7,7 mag 28. 12., ale objev byl zveřejněn až na Nový rok 2008. Koncem května přešla do koronální fáze. Počátkem března 2008 vybuchla nova V2468 Cyg v poloze 1959+2952, která dosáhla maxima 7,7 mag dne 9. 3. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 1 tis. km/s. Květnová infračervená spektra poukázala na přechod do koronální fáze bez výskytu prachu. V říjnu se v jejím infračerveném spektru objevily vysoce ionizované čáry síry, hliníku a vápníku. Následovala nova NT TrA v poloze 1619-6028, která vzplanula počátkem dubna 2008 a dosáhla maxima 8,4 mag o dva týdny později. Mezitím vybuchla v Labuti další nova V2491 Cyg v poloze 1943+3219, jež dosáhla maxima 8 mag a měla mimořádně široké profily emisních čar, odpovídající rychlosti rozpínání plynné obálky až 2,8 tis. km/s. Její infračervená spektra z poloviny dubna 2008 prokázala nárůst emisí čar He I. V polovině června přešla do koronálního stádia.

V polovině dubna 2008 objevili japonští astronomové-amatéři novu V5579 Sgr v poloze 1806-2714, která dosáhla po čtyřech dnech maxima 6,5 mag. Z infračervených spekter byl počátkem května odhalen horký (1,4 tis. K) prach v plynné obálce rozpínající se rychlostí 1,6 tis. km/s. Prachová obálka vychladla během června 2008 na 1,1 tis. K. Koncem května 2008 vzplanula nova V2670 Oph v poloze 1740-2350, která dosáhla 10 mag a vzápětí následovala v témže souhvězdí nova V2671 Oph v poloze 1733-27, jež dosáhla 11 mag. První z nich byla sledována v infračerveném pásmu až do října téhož roku, ale ani v té době se v jejím okolí neobjevil žádný prach.

Počátkem září 2008 vzplanula nova V1309 Sco v poloze 1758-3043, která 6. září dosáhla maxima 6,5 mag. Její plynné obaly se rozpínaly poměrně nízkou rychlostí 670 km/s. V říjnu se díky infračerveným spektrům ukázalo, že jde o symbiotickou novu, složenou z bílého trpaslíka a pozdního obra sp. třídy M. Koncem září vybuchla nova V1721 Aql v poloze 1906+0707, která sice dosáhla v maximu jen 14 mag, ale ve skutečnosti byla mimořádně svítivá s absolutní hvězdnou velikostí -9 mag. Nacházela se totiž ve vzdálenosti 5 kpc od Slunce, takže její jas byl podstatně zeslaben mezihvězdnou absorpcí světla. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 2,7 tis. km/s. O týden později vybuchla nova QY Mus v poloze 1316-6737, jež dosáhla 8,5 mag a jejíž předchůdce měl 20 mag ve filtru B. Koncem října 2008 se poprvé od r. 1997 zjasnila rekurentní nova V1251 Cyg, když dosáhla 12,5 mag. Koncem listopadu 2008 vzplanula nova V679 Car v poloze 1113-6114, jež dosáhla v maximu 7,6 mag a slábla pomalu. Téměř současně vzplanula v poloze 1822-2803 nova V5580 Sgr, která 29. 11. 2008 dosáhla maxima 8 mag, jejíž plynné obaly se rozpínaly rychlostí 2,5 tis km/s.

D. Lynch aj. upozornili na pozoruhodný vývoj světelné křivky i spektra novy V2362 Cyg, která vzplanula počátkem dubna 2006 a vyznačovala se velkou amplitudou vzplanutí >12 mag a rychlým poklesem po maximu. Nicméně asi 100 dnů po maximu se počala opět pozvolna zjasňovat ve všech oborech spektra od rentgenového až po infračervený a po tomto druhém vzplanutí s maximem 230 dnů po prvním výbuchu (opticky tehdy dosáhla 10 mag) rychle zhasla. To lze vysvětlit jedině tak, že si svůj první výbuch víceméně v podobném rozsahu ještě jednou zopakovala. Podobně ukázal R. Das, že velmi jasná nova V1280 Sco z r. 2007 měla po prvním maximu 12 dnů po objevu (3,8 mag) další maximu o 100 dnů po tom prvním. Jde přitom o klasickou novu, jejíž vzdálenost od nás činila asi 1,6 kpc.

E. Filippovová aj počítali kulově souměrné modely výbuchu klasické novy CI Cam z r. 1998 pomocí rentgenové diagnostiky výbuchu. Nova byla totiž rentgenově velmi jasná na úrovní 2 Krabů v pásmu energií 3 – 20 keV. Ukázali, že rentgenové záření přichází z optické složky těsně dvojhvězdy, ohřáté rázovou vlnou z výbuchu na povrchu bílého trpaslíka. Při výbuchu odhodil bílý trpaslík obálku o celkové hmotnosti <10^-6 M_☉, což je srovnatelné se ztrátou hmoty hvězdným větrem optické složky. Plynná obálka bílého trpaslíka se zprvu rozpínala rychlostí 2,7 tis. km/s, ale již po několika hodinách se počala brzdit interakcí se zmíněným hvězdným větrem optické složky.

M. Kato aj. zjistili, že výbuch jasné novy V455 Pup v r. 2000 se odehrál na povrchu bílého trpaslíka o hmotnosti 1,35 M_☉, přičemž jeho průvodcem byla heliová hvězda o hmotnosti >0,8 M_☉, která dodává heliový plyn na jeho povrch. Polovina v mezidobí dodaného materiálu se při explozi rozptýlila do mezihvězdného prostoru, kdežto druhá polovina zvýšila hmotnost bílého trpaslíka. Protože i klasické novy jsou fakticky rekurentní - byť s délkou cyklu řádu tisíců let - znamená to, že tento bílý trpaslík je dobrým kandidátem na výbuch supernovy třídy Ia v astronomicky dohledné budoucnosti.

Do nepočetného seznamu rekurentních nov přibyla 10. položka v podobě novy V2487 Oph, která byla objevena při vzplanutí v r. 1998, ale nyní se na základě archivních snímků z Harvardovy kolekce podařilo zjistit, že nova vybuchla též v červnu 1900, když v maximu dosáhla 10 mag (při výbuchu v r. 1998 byla o necelou 1 mag jasnější). Světelné křivky i spektrální charakteristika obou výbuchů vykazují všechny znaky rekurentních nov: malou amplitudu vzplanutí, rychlý pokles jasnosti po maximu a velkou rychlost rozpínání plynných cárů po výbuchu.

P. Selvelli aj. ukázali na základě měření družicemi IUE a Newton, že rekurentní nova T Pyx, poprvé pozorovaná již v r. 1890, zřejmě nikdy nevybuchne jako supernova typu Ia. Po každém výbuchu totiž velmi dlouho trvá fáze opticky tlusté obálky, což znamená, že při výbuchu ztrácí bílý trpaslík až 10^-4 M_☉, zatímco akrece plynu z průvodce bílého trpaslíka se odehrává tempem řádu 10^-8 M_☉/r. Při opakování výbuchů v průměru každých 19 let získá bílý trpaslík v mezidobí nanejvýš 5.10^-7 M_☉, což právě stačí k zapálení překotné termonukleární reakce. Z porovnání naměřených hodnot zisku a ztráty hmoty je tedy zřejmé, že se současná hmotnost bílého trpaslíka (1,37 M_☉) od Chandrasekharovy meze postupně vzdaluje.

R. Walder aj. se věnovali trojrozměrné simulaci akrece na bílého trpaslíka v rekurentní nově RS Oph, jemuž dodává vodík červený obr v těsné dvojhvězdě s oběžnou periodou 455 d. Nova sama je rekurentní s typickou periodou 22 let. Ukázali, že hmotný bílý trpaslík (1,4 M_☉!) téměř na Chandrasekharově mezi získává asi desetinu materiálu, který obří složka dvojhvězdy o hmotnosti 2,3 M_☉ ztrácí tempem 10^-7 M_☉/r. Materiál ztrácený obrem se vyskytuje převážně v oběžné rovině dvojhvězdy a má výraznou nehomogenní strukturu. Obr přitom nevyplňuje Rocheův lalok, ale rozměry oběžných drah obou složek se zmenšují tempem 3% za 1 mil. roků. To znamená, že soustava nakonec získá společnou plynnou obálku, z obra se stane druhý bílý trpaslík v soustavě a oba bílí trpaslíci nakonec splynou, což nutně způsobí výbuch supernov typu Ia. Tutéž rekurentní novu zkoumali J. Sokoloski aj. pomocí rádiové interferometrie. Ukázali, že z povrchu bílého trpaslíka vycházely polární výtrysky plynu usměrněné do vrcholových úhlů jen několika málo úhlových stupňů a zůstaly činné po dobu celého měsíce po posledním vzplanutí v únoru 2006. Zdá se, že vlastní vzplanutí výrazně neporušuje akreční disk v rovníkové rovině bílého trpaslíka, ale zatím není jasný mechanismus vzniku výtrysků i jejich poměrně ostré kolimace po tak dlouhou dobu po výbuchu.

Podle E. Kördinga aj. se obdobné výtrysky vyskytují ve všech typech astronomických objektů, u nichž probíhá nabírání hmoty z akrečního disku v rovníkové rovině objektu. Přechodné výtrysky autoři pozorovali v rádiovém oboru spektra pomocí interferometrů VLA a MERLIN také při běžném zjasnění blízké (80 pc) trpasličí novy SS Cyg v dubnu 2007. Akrece na bílého trpaslíka zde dosahuje tempa 5.10^-9 M_☉/r.

M. Burlak a A. Henden zpracovali pozorování světelných křivek 80 nov v naší Galaxii, která byla shromážděna v archivu Americké společnosti pro pozorování proměnných hvězd (AAVSO) v letech 1986-2006. Pro 64 nov tak odvodili údaje o jasnost nov v maximu a v časech poklesu o 2 mag, resp. 3 mag po maximu (parametry t₂ a t₃). Odtud odvodili nový empirický vztah mezí absolutní hvězdnou velikostí nov v maximu (M_v max) a parametrem t₂, jenž pak umožňuje při znalosti mezihvězdné extinkce v daném směru určit poměrně přesně vzdálenost novy od nás: M_v max = -10,66 + 2,31 log t₂. Tímto způsobem mj. revidovali vzdálenost jasné novy V1974 Cyg na pouhých 1,4 kpc.

M. Henze aj. prohlédli pomocí vyhledávacího programu archivní snímky galaxie M31, pořízené 1,34m Schmidtovou komorou observatoře v Tautenburku (SRN) v letech 1960-1996. Našli tak 84 kandidátů nov, včetně jedné rekurentní. Bylo by zajisté skvělé, kdyby se podobně prohlédly archivy jiných širokoúhlých kamer, protože téměř určitě skrývají mnohé podobné objevy.

2.6.2. Fyzické proměnné a chemicky pekuliární hvězdy

Enigmatickou proměnnou hvězdu V838 Mon snímkovali v letech 2002-2005 W. Sparks aj. pomocí kamery ACS HST a objevili tak kolem ní silně polarizovaný prsten. Z rozšiřování světelné ozvěny výbuchu pak určili dosud nejpřesněji její vzdálenost (6,1 ±0,6) kpc ve výborné shodě s dosud užívanou, ale méně přesnou hodnotou pro mateřskou hvězdokupu (6,2 ±1,2) kpc. Odtud plyne, že hvězda dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -9,8 mag, tj. že v r. 2002 šlo o jednu z nejsvítivějších hvězd v Místní soustavě galaxií! Akreční disk kolem vybuchnuvší hvězdy zakryl podle V. Goranského a A. Žarovové horkou složku (sp. B3 V) těsné dvojhvězdy v prosinci r. 2006.

V polovině května 2008 objevil astronom amatér L. Berto Monard v galaxii NGC 300 zjasňující se bodový zdroj 14 mag v poloze 0055-3739 (Scl). Následná prohlídka archivů ukázala, že objekt byl ještě v únoru 2008 slabší než 18 mag a počal se zjasňovat v době, kdy hvězda byla kvůli úhlové blízkosti ke Slunci nepozorovatelná. Vynořila se ze sluneční záře koncem dubna jako objekt 16,5 mag a v jejím spektru se objevily silné emise vodíku a zakázaných čar Ca II. Dosáhla tak v maximu absolutní hvězdné velikosti -12,5 mag, což připomíná svítivost supernov spíše než nov, ale ostatní známky ji řadí spíše mezi vzácné objekty jako právě zmíněná záhadná proměnná V838 Mon. Po maximu její optická jasnost plynule klesala až do září 2008. Infračervená spektra pořízená pomocí teleskopu SST ukázala, že hvězda byla před zjasněním obklopena rozsáhlým (300 AU) chladným (300 K) prachovým obalem, takže celý úkaz lze nejlépe vysvětlit výbuchem mladé (≈10 mil. let) hvězdy s hmotností kolem 10 M_☉.

Koncem dubna 2008 se nápadně zjasnil eruptivní červený trpaslík EV Lac (klidová jasnost 10 mag; stáří 300 mil. let; vzdálenost 5 pc), takže podle R. Ostenové aj. by byl po dobu několik minut viditelný očima! Supererupce však byla objevena v rentgenovém oboru spektra družicí Swift. Příčinou výbuchu spatřují v existenci silného magnetického pole na povrchu trpaslík, asi o dva řády intenzivnějšího než je magnetické pole Slunce, a dále v rychlé rotaci hvězdy pouhé 4 dny.

A. Reiners a G. Basri měřili pomocí Zeemanova rozšíření absorpčních čar molekuly FeH ve spektrografu UVES VLT ESO magnetické pole nejbližšího eruptivního červeného trpaslíka (M5.6 V) Proximy Centauri. Magnetická indukce tam dosahuje hodnot 45 – 75 mT, čili je více než o dva řády vyšší než u Slunce.

G. Natale aj. porovnali současné modely prototypu δ Cephei s pozorováními jasnosti a spektra této nejznámější cefeidy pomocí HST. Všechny parametry modelu dobře souhlasí s pozorováním. Hvězda má střední poloměr 43 R_☉ a je od nás vzdálena 285 pc. Podíl hélia dosahuje 26 % a podíl kovů jen 1 %.

P. Kervella aj. využili okolnosti, že dlouhoperiodická (41 d) cefeida RS Pup je ponořena do reflexní mlhoviny, v níž lze zřetelně pozorovat světelné ozvěny proměnné jasnosti hvězdy. Pomocí aparatury EMMI NTT ESO tak získali mimořádně přesný údaj o její vzdálenosti (1,99 ±0,03) kpc.

A. Galejev aj. změřili radiální rychlost proměnné hvězdy V1327 Aql (R = 16 mag; 6,3 kK; Z =-1,05; per 13 h), jejíž světelná křivka prokázala, že jde o pulsující proměnnou typu RR Lyr. Hvězda je vzdálena od centra Galaxie 13 kpc a zároveň 4 kpc od její hlavní roviny, takže při radiální rychlosti -470 km/s se velmi pravděpodobně jedná o intergalaktický objekt, který naší Galaxií pouze prolétá.

Jiným potenciálním přivandrovalcem je podle N. Przybilly aj. rychlá hvězda HVS7, která má dle měření chemického složení spektrografem UVES VLT ESO o dva řády méně helia než Slunce a neměřitelné zastoupení prvků skupiny C,N,O. Naproti tomu vykazuje proti Slunci řádový přebytek prvků skupiny Fe a dokonce stonásobný přebytek prvků P, Co a Cl. Přebytek rtuti a vzácných zemin pak činí 4 řády v porovnáním se Sluncem! To jsou tak neobvyklé parametry chemického složení, že původ hvězdy se stává velkou záhadou.

L. Mathews aj. objevili pomocí radioteleskopu v Nancay rádiový protějšek ultrafialového chvostu Miry (ο Cet) v čáře H I a odhadli tak jeho hmotnost na 4.10^-3 M_☉ a stáří na 120 tis. let. Ukázali též pomocí soustavy VLA, že chvost o délce 0,4 pc se brzdí interakcí s mezihvězdným prostředím. Autoři se domnívají, že obdobné chvosty budou mít všichni červení obři s vysokou ztrátou hmoty hvězdným větrem.

H. Bruntt aj. využili australského interferometru SUSI k prvnímu určení základních parametrů nejjasnější rychle oscilující hvězdy α Cir (sp. roAp; 7,4 kK; 2,0 R_☉; 10,5 L_☉; 1,7 M_☉; perioda oscilací 7 min; vzdálenost 17 pc) a k objevu chemických skvrn (V, Eu, Co, Nd) na jejím povrchu. Hvězda má podle měření spektrografem UVES VLT ESO sluneční zastoupení prvků C, O, Si, Ca a Fe, ale přebytek prvků Cr, Mn a zejména pak Co, Y, Nd a Eu.

S. Ragland aj. zobrazili pomocí infračerveného interferometru IOTA (Mt. Hopkins, Arizona) poprvé nejjasnější symbiotickou miridu R Aqr (300 R_☉; vzdálenost 200 pc), kterou tvoří přinejmenším tři složky, tj. vlastní mirida, obálka bohatá na vodní páru a průvodce, jímž je nejspíš bílý trpaslík. Hvězda má efektivní teplotu 2,7 kK a vodní obálka, jež je 2,25krát rozsáhlejší než hvězda, 1,6 kK. Bílý trpaslík pravděpodobně má protáhlou dráhu s velkou poloosou kolem 16 AU, výstředností ≈0,5 a oběžnou dobou nad 30 roků. N. Tomov aj. analyzovali okolnosti výbuchu symbiotické hvězdy Z And (sp. M4.5 .III; vzdálenost 1,1 kpc), jenž se odehrál v letech 2000-2002. Zatímco v klidu ztrácí obří hvězda 1.10^-7 M_☉/r plynu hvězdným větrem, během výbuchu se rychlost větru zvýšila na 500 km/s a tempo ztráty hmoty stouplo 24krát. Podobně jako v předešlém případě je průvodcem obří složky bílý trpaslík o efektivní teplotě >100 kK, jehož hvězdný vítr má rychlost 60 km/s.

Z. Mikulášek aj. odhalili změny rotace chemicky pekuliární proměnné hvězdy V901 Ori (HD 37776; sp. B2 IV; rotační rychlost 1,54 d; stáří <2 mil. let) v období let 1976-2007. Rotační perioda se v té době prodlužovala tempem 0,54 s/r. Spektra z teleskopů CFHT a BTA ukázala na přítomnost silného kvadrupólového magnetického pole na povrchu hvězdy a výskyt chemických skvrn (He, Si), takže právě silné magnetické pole v rozsáhlé magnetosféře je zřejmě příčinou pozorovaného brzdění rotace hvězdy.

S. Ekström aj. upozornili, že hvězdy sp. třídy Be vesměs rotují rychlostmi blízkými kritické rychlosti roztržení odstředivou silou. To docela dobře vysvětluje vznik silných emisí v jejich spektru, ale klade novou otázku, odkud se ta vysoká rotační rychlost vzala?

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

S. Kwok aj. získali pomocí širokoúhlé kamery WFIC CFHT infračervené (2,1 μm) obrazy známých planetárních mlhovin „Činky“ (M27; Vul) a „Prstenec“ (M57; Lyr). Přestože na běžných optických záběrech se jejich morfologie výrazně odlišuje, trojrozměrná analýza ukázala shodnou trojnou kuželovou strukturu v čarách molekuly H₂.

M. Hajduk aj. pozorovali téměř tříletý zákryt jádra planetární mlhoviny M2-29, jež se nalézá ve výduti Galaxie, a o 9 let později sekundární minimum. Tyto úkazy interpretují jako zákryt těsné dvojhvězdy (vlastního jádra planetární mlhoviny s oběžnou periodou 1 měsíc) diskem, jenž kolem ní obíhá v periodě 18 let. Jde o vůbec první zákrytový případ pro hvězdu ve vývojovém stádiu po opuštění větve obrů, což dává potenciální možnosti určit fyzikální charakteristiky takové soustavy.

P. Dufour aj. objevili prvního pulsujícího bílého trpaslíka se silným magnetickým polem SDSS J1426+57. V jeho atmosféře se nevyskytuje žádné helium, ale jen uhlík, takže jej řadíme k typu DQ. Snadno měřitelný Zeemanův efekt ukazuje na vysokou indukci magnetického pole 120 T, což je první případ mezi dosud známými zhruba 200 pulsujícími bílými trpaslíky. Fakticky jde o obdobu hvězd roAp v kategorii bílých trpaslíků.

S. Vennes a A. Kawka ukázali, že nejhmotnější bílí trpaslíci (>1,1 M_☉) obsahují ve shodě s očekáváním málo vodíku, protože jejich předchůdci jsou hvězd s hmotností ≈6 M_☉. Tak hmotné hvězdy skutečně už většinu vodíku jednak spotřebovaly a jednak rozptýlily před zhroucením na velmi hmotné bílé trpaslíky.

3. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama (GRB)

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

3.1.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

R. Voss a G. Nelemans objevili předchůdce supernovy 2007on v eliptické galaxii NGC 1404 (For; stáří >4 mld. r.; 20 Mpc) v archivu rentgenových pozorování družice Chandra v poloze 0339-3535 v době, kdy do výbuchu supernovy (5. 11. 2007) zbývaly ještě 4 roky. Během výbuchu však rentgenové záření zaznamenáno nebylo. Autoři odtud soudí, že v tomto případě bylo příčinou výbuchu překročení Chandrasekharovy meze hmotnosti bílého trpaslíka složeného z prvků C a O, jehož stáří odhadl E. van den Heuvel na 0,2 – 2 mld. let, který nabíral vodík díky akreci z druhé složky těsné dvojhvězdy.

A. Soderbergové aj. se však poštěstilo ukázat, že ve skutečnosti optickému výbuchu supernovy může předcházet kratičký mocný rentgenový a ultrafialový záblesk. Autoři totiž sledovali 9. ledna 2008 pomocí družice Swift galaxii NGC 2770 (Lyn; 27 Mpc), v níž vybuchla supernova 2007uy třídy Ib, kterou na Silvestra 2007 objevil japonský astronom amatér Y. Hirose. Jelikož tato supernova se vyznačovala velmi silným rádiovým zářením, chtěli zjistit, jak se chová v energetických oborech elektromagnetického spektra, ale žádné rentgenové ani ultrafialové záření ze supernovy nezaznamenali.

Ke svému úžasu však objevili na protějším okraji téže galaxie rentgenový záblesk XRF 080109 s neuvěřitelným rentgenovým výkonem 6.10³⁶ W (vysoko nad Eddingtonovou mezí; o 4 řády více než dosud známé rekordní rentgenové zdroje!), který trval 400 sekund, přičemž maximum svítivosti se přesouvalo z rentgenového do ultrafialového pásma a celková vyzářená energie dosáhla 2.10³⁹ J. Družice Swift však nezaznamenala žádné zjasnění v pásmu gama.

Autoři okamžitě zburcovali obsluhy několika obřích přístrojů (HST, VLT, Gemini, VLA, Chandra), a tak se podařilo zjistit, že na tomto místě vybuchla další den supernova 2008D třídy Ibc s poměrně nízkou absolutní hvězdnou velikostí v maximu -16,7 mag. (Pravděpodobnost, že v téže galaxii vybuchnou dvě supernovy v intervalu 10 dnů, je jen 0,000 1! V téže galaxii byla pozorována supernova také v r. 1999.). V optickém oboru dosáhla supernova 2008D zmíněného maxima až po několika týdnech; rádiově se poprvé projevila 3. den po optickém vzplanutí. Původně hladké spojité optické spektrum se postupně měnilo na absorpční, v němž dominovaly čáry He I. Plynné obaly se rozpínaly kulově souměrně rychlostmi až 75 tis. km/s, což potvrdilo výjimečnost celého úkazu.

Podle všeho byla předchůdcem této supernovy Wolfova-Rayetova (WR) hvězda o počáteční hmotnosti 20 M_☉, která v době výbuchu měla poloměr jen 1 R_☉. Rentgenový záblesk vznikl ve chvíli, kdy rázová vlna rozbíjející hvězdu zevnitř dosáhla povrchu, což bylo v tomto případě jen několik minut po gravitačním zhroucení jádra hvězdy. Nízká absolutní hvězdná velikost v maximu je důkazem, že optický výbuch byl ve skutečnosti pouhým dosvitem mnohem mocnějšího rentgenového a neutrinového uvolnění energie hroutící se hvězdy. P. Mazzali aj. však soudí, že hmotnost předchůdce činila dokonce 30 M_☉ a celková energie exploze jen 10⁴⁴ J je následkem zhroucení centrální části hvězdy přímo na černou díru, když při explozi se rozptýlily vnější části hvězdy o hmotnosti jen ≈7 M_☉.

Podle K. Schawinského aj. nejde o jediný takový případ, protože družice GALEX zaznamenala již v březnu 2004 rentgenový záblesk, na jehož místě se objevila o dva týdny později optická supernova LS-04D2dc třídy II-P ve vzdálenosti 700 Mpc od nás. Autoři soudí, že v tomto případě byl povrch hvězdy ozářen rázovou vlnou ještě dříve, než přece jen pomalejší rázová vlna dospěla z centra k povrchu červeného veleobra o poloměru 70 mil. km. Na základě těchto objevů uvažuje NASA o sestrojení speciální rentgenové družice EXIST, která by tak v dostatečném předstihu objevovala až stovky budoucích optických supernov ročně.

V. Utrobin a N. Chugai se věnovali určení vlastností předchůdce supernovy 2005cs třídy II-P, která vzplanula 26. června 2005 ve ve známé spirální galaxii M51 (NGC 5194; CVn, 8,4 Mpc). Podle jejich výpočtu měl předchůdce na počátku své existence hmotnost 18 M_☉, ale těsně před výbuchem o 1 M_☉ méně; zato úctyhodný poloměr 2,8 AU. Při výbuchu vzniklo 0,008 M_☉ radionuklidu ⁵⁶Ni.

F. Patat aj. chtějí podobně hledat předchůdce supernov třídy Ia tím, že objeví cirkumstelární materiál, který bílý trpaslík získává před výbuchem od svého průvodce - červeného obra. To byl případ supernovy 2006X v galaxii M100, která vzplanula počátkem února 2006 a akrece hmoty byla pozorována spektrografem UVES VLT ESO. Téhož spektrografu využili C. Trundle aj. k potvrzení domněnky, že předchůdci supernov-kolapsarů jsou svítivé modré (sp. třídy O a B) proměnné LBV, které mají hmotnosti >40 M_☉ a intenzivně ztrácejí hmotu ještě dříve, než v nich začne termonukleární hoření helia, tj. asi 10⁵ roků před explozí supernovy, kdy se objekt stane hvězdou třídy WR.

Japonský astronom amatér K. Itagaki totiž pozoroval v říjnu 2004 v galaxii UGC 4904 (24 Mpc) nápadné zjasnění bodového zdroje, po němž teprve 11. října 2006 následovalo zhroucení jádra hvězdy a vlastní výbuch supernovy 2006jc, klasifikované hybridní třídou Ia/IIn. Podle S. Immlera aj. vyplynulo z měření družicemi Swift a Chandra, že při zjasnění v r. 2004 ztratila hvězda LBV asi 1 % M_☉. Výbuch supernovy pak způsobil, že explozí vymrštěný materiál brzy dohnal pomaleji se rozpínající slupku z předešlého výbuchu, nárazově ji ohřál na teplotu řádu MK a způsobil tak nové dlouhotrvající rentgenové zjasnění celé oblasti po zbytek r. 2006.

D. Leahy a R. Quyed upozornili, že známá supernova 2006gy byla v maximu více než o dva řády svítivější, než typické supernovy bývají, takže výbuch mohl být zesílen přeměnou vznikající neutronové hvězdy na hvězdu kvarkovou. Totéž by pak platilo pro supernovy 2005gj a 2005ap. Naproti tomu R. Waldman se domnívá, že vysokou svítivost supernovy způsobila vysoká hmotnost předchůdce až 130 M_☉, jež vyvolala díky interakci fotonů gama s atomovými jádry tvorbu párů pozitron-elektron na úkor tepelné energie i tepelného tlaku v oblasti hvězdného jádra. Následkem toho se železné jádro o hmotnosti 3 M_☉ začalo smršťovat, což vzápětí zvýšilo vydatnost termonukleárních reakcí při teplotě až 7 GK a hvězda vybuchla.

N. Smith aj. připomněli, že supernova 2006gy je v optickém oboru vůbec nejsvítivější známou supernovou a v infračerveném pásmu nezeslábla ani za rok od počátku exploze. Jelikož okolní mezihvězdné prostředí je velmi řídké, lze velkou svítivost objasnit buď vznikem párových nestabilit pozitron-elektron, anebo ohřevem již existujícího dříve vyvrženého materiálu, který rázová vlna výbuchu dostihla. Předem vyvržená slupka musí mít poloměr aspoň 0,3 pc, což znamená, že v posledním tisíciletí před výbuchem musela mateřské hvězda ztratit minimálně 10 M_☉.

N. Smith aj. nalezli v anonymní galaxii vzdálené od nás 300 Mpc další extrémně svítivou supernovu 2006tf, která během výbuchu vyzářila energii přinejmenším 7.10⁴³ J. Podle jejich výpočtů musela hvězda v několika dekádách před výbuchem ztratit až 6 M_☉ a v posledních šesti letech před výbuchem dokonce dalších 18 M_☉, takže zřejmě patřila k proměnným typu LBV s hvězdným větrem o rychlosti 190 km/s. Vysokou svítivost supernovy tedy způsobila interakce rychlejších cárů vlastního výbuchu s velkou hmotou materiálu, vyvrženého v posledním století před explozí supernovy.

J. Prieto aj. zjistili, že supernova 2008S v galaxii NGC 6946 (Ohňostroj; Cep/Cyg; 7 Mpc) objevená počátkem února britským astronomem-amatérem R. Arbourem jako objekt 18 mag byla doslova utopena ve vlastním prachu o hmotnosti 1 mM_☉ a teplotě 440 K. Ukázaly to archivní snímky kosmického teleskopu SST ve středním infračerveném pásmu 4,5 – 8 μm. Po tři roky před výbuchem se infračervená jasnost hvězdy v těchto pásmech neměnila; nebyla však vůbec viditelná v optickém a blízkém infračerveném oboru spektra. Z pozorování SST vyplývá, že její hmotnost před výbuchem dosahovala 10 M_☉ a její svítivost 3,5.10⁴ L_☉, takže šlo zřejmě o červeného veleobra, jenž vybuchnul jako supernova třídy IIn.

Ještě zajímavější je příběh supernovy 1996cr, která byla objevena šťastnou shodou okolností až celé desetiletí po vlastním vzplanutí. První známku, že našim přístrojům proklouzla supernova, poskytl F. Bauer, když pomocí družice Chandra objevil jasný proměnný rentgenový zdroj Cir X-2 (poloha 1413-6521) v blízké (3,8 Mpc) galaxii v souhvězdí Kružítka v r. 2001. Optické spektrum zdroje pomocí VLT ESO pořízené koncem ledna 2006 podezření na supernovu potvrdilo, a tak autor se svými spolupracovníky prohledali archivy mnoha dalekohledů, radioteleskopů i umělých družic, jelikož mateřská galaxie je astronomy poměrně ostře sledována. Tak se po úmorné práci podařilo zjistit, že supernova třídy IIn vzplanula někdy mezi koncem února 1995 a polovinou března 1996, pročež získala označení 1996cr. Podle všeho vybuchla v kosmickém vzduchoprázdnu, takže cáry výbuchu letěly prázdným prostorem nejméně 1,5 roku do vzdálenosti přes 6 kAU, než narazily na hustší mezihvězdný materiál, což se projevilo růstem rádiového i rentgenového záření na dvojnásobek. V přepočtu to však představuje o tři řády vyšší zářivé výkony, než poskytla známá supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu! Zdá se, že obě zmíněné supernovy si zkrátka kolem sebe důkladně vyčistily půdu před vlastním výbuchem a není vyloučeno, že jde o celkem běžný úkaz.

3.1.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

O. Krause aj. sledovali pomocí aparatury MIPS SST ve středním infračerveném pásmu 24 μm tenké vlákno mezihvězdného prachu a plynu v úhlové vzdálenosti 1,3° na severozápad od pozůstatku po supernově Cas A, jež vzplanula někdy kolem r. 1681, ale nebyla tehdy opticky pozorována, ačkoliv je od nás vzdálena jen 3,4 kpc. Vlákno mělo konstantní infračervenou jasnost mezi říjnem 2006 a lednem 2007, avšak na snímku z 20. srpna 2007 se nápadně zjasnilo, aby do ledna 2008 jeho jasnost proti maximu opět poklesla na pouhých 6 % maxima; zjasnění se přitom posouvalo západním směrem.

Souběžně byla zjasnění vlákna pozorována také v červeném oboru spektra pomocí 3,5m teleskopu na observatoři Calar Alto, kde v polovině září 2006 nebylo vidět nic, ale 6. října 2007 nastalo výrazné zjasnění. O tři dny později zaznamenal japonský 8,2m teleskop Subaru dokonce odlesk spektra výbuchu supernovy Cas A, v němž jsou vidět spektrální čáry Na I, Ca II a He I s typickými profily P Cygni. Odtud se podařilo odvodit i rychlost rozpínání plynných cárů supernovy 11 tis. km/s. Tangenciální složka vzdálenosti mezihvězdného vlákna od SNR činí 266 světelných let, takže odtud je zřejmé, že šťastnou shodou okolností se tak podařilo po 326 letech od exploze si ji „přehrát“ ze záznamu na vhodném kosmickém terči. Podle A. Fabiana to umožnilo jednak určit třídu zmíněné supernovy IIb a jednak charakter předchůdce. Šlo o červeného veleobra s hmotností 15 M_☉, který pohltil svého menšího průvodce ještě před výbuchem supernovy. Protože obdobných mezihvězdných vláken je v okolí povícero, bude tak postupně možné přehrávat průběh exploze opakovaně a z různých zorných úhlů.

A. Rest aj. využili týchž vláken jednak k pozorování světelných ozvěn od supernovy Cas A, ale též od Tychonovy supernovy z r. 1572, což v principu umožňuje stanovit vzájemnou vzdálenost obou supernov. Kromě toho se jim tak podařilo zjistit, že Tychonova supernova byla třídy Ia. Využili k tomu cíli 4m Mayallova teleskopu na Kitt Peaku. Autoři se domnívají , že přinejmenším sedm historických supernov v naší Galaxii budeme moci takto opakovaně sledovat pomocí odrazů na vláknech mezihvězdných mračen. (V naší Galaxii je v současné době známo na 250 SNR.)

Autoři objevili už v letech 2001-2005 obdobná plynoprachová vlákna ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) a zdařilo se jim vcelku úspěšně pozorovat na observatoři CTIO v Chile světelné ozvěny několika, bohužel anonymních, supernov. V r. 2008 nalezli pomocí teleskopu Gemini S světelnou ozvěnu od pozůstatku SNR 0509-675 ve VMM, v jehož spektru nalezli široké emisní i absorpční čáry a mohli tak určit třídu příslušné dávné supernovy (Ia). C. Badenes aj. pak zjistili, že zmíněná supernova vybuchla před 400 lety a kinetická energie jejího výbuchu dosáhla 1,4.10⁴⁴ J. Během výbuchu vznikla téměř 1 M_☉ v podobě radioaktivního nuklidu ⁵⁶Ni, jehož rozpad přispívá výrazně ke svítivosti supernov Ia po maximu výbuchu.

Podobně O. Krause aj. sledovali světelné ozvěny od Tychonovy supernovy pomocí 2,2m a 3,5m teleskopu na Calar Alto jakož i 8,2m teleskopu Subaru na interstelárním vláknu v úhlové vzdálenosti 3,15° od příslušného SNR. Světelnou ozvěnu zachytili 23.8. a 2.9. 2008 a potvrdili tak jednak třídu Tychonovy supernovy Ia a jednak změřili rychlost rozpínání plynných cárů supernovy až 30 tis. km/s. Současně výrazně revidovali vzdálenost supernovy od nás z dosud uváděných 2,5 kpc na minimálně 3,8 kpc. Podle H. Völka aj. se tím zvýšila energie exploze Tychonovy supernovy na 1,2.10⁴⁴ J.

Tyto velkolepé výsledky mají fakticky v astronomii dlouhou tradici, protože s nápadem studovat výbuchy supernov odrazem na vhodně rozložených prachoplynových mračnech přišel již r. 1940 známý vizionář F. Zwicky a nezávisle v r. 1964 jeho ruský protějšek I. Šklovskij. Jejich nápad se pokoušel využít v letech 1965-66 kanadský astronom S. van den Bergh, ale neuspěl kvůli nedostatečné citlivosti fotografických emulzí. Teprve zavedení polovodičových matic CCD a využití obřích dalekohledů umožnilo Zwickyho a Šklovského nápady velkolepě uskutečnit.

S. Reynolds aj. přichystali astronomické veřejnosti další nečekané překvapení, když díky rentgenové družici Chandra zjistili, že malý rádiový zdroj G1.9+0.3 ve směru k centru Galaxie je ve skutečnosti nejmladším pozůstatkem po supernově, která vzplanula před pouhými 150 lety v centru Galaxie ve vzdálenosti asi 8,5 kpc od nás. Jeho rentgenový obraz má úhlový průměr 100′. V r. 1985 činil úhlový průměr souměrné rádiové mlhoviny 84′ a rychlost jejího rozpínání dosahuje 15 tis. km/s, neboť její úhlový průměr vzrostl za posledních 23 roků o 15%. Na frekvenci 1 GHz dosahuje rádiový tok SNR hodnoty 0,9 Jy a dále roste. Vlastní výbuch supernovy zřejmě unikl pozornosti vinou silné extinkce směrem k centru Galaxie.

R. Enomoto aj. objevili pomocí aparatury CANGAROO-III měkké záření gama jak od SNR Cas A, tak od o 75 let staršího pozůstatku Keplerovy supernovy z r. 1604. Tím se podařilo potvrdit, že Keplerova supernova patří ke třídě Ia. Autoři uvádějí, že prakticky všechny galaktické SNR mladší než dvě tisíciletí vyzařují dosud fotony měkkého záření gama. Naproti tomu F. Aharonian aj. nenašli žádné tvrdé záření gama s energiemi >100 GeV pro pozůstatek Keplerovy supernovy, což dává spodní mez pro jeho vzdálenost 6,4 kpc, horní mez indukce magnetického pole 5 nT a celkovou energii urychlených protonů <10⁴² J.

S. Katsdua aj. využili archivních údajů rentgenové družice Chandra ke změření vlastního pohybu uzlíků v SNR Kepler a odtud odvodili rychlost pohybu rázové vlny 1,7 tis. km/s i úhlový průměr rentgenového pozůstatku 100′; jeho vzdálenost od nás odhadli na 3,3 kpc. Téhož archivu využil také J. Vik, jemuž vyšla vzdálenost 4 kpc a celková energie výbuchu Keplerovy supernovy <5.10⁴³ J. Velký rozptyl hodnot vzdáleností vzbuzuje ovšem pochybnosti o spolehlivosti dalších údajů o této proslulé supernově, které se tak zřejmě v budoucnu budou ještě výrazně měnit.

M. Salvati a B. Sacco zjistili z pozorování detektorem MILAGRO, že ve směru k anticentru Galaxie je vidět přebytek fotonů gama v pásmu TeV. Právě v tom směru se před 340 tis. lety nacházel rentgenový pulsar Geminga, jenž tehdy vybuchnul jako supernova a od té doby se sám velmi rychle pohybuje napříč Galaxií. Autoři proto usoudili, že výbuch Gemingy uvolnil energii 10⁴² J a přebytek záření gama je důkazem výronu kosmického záření s energií částic až 1 PeV během výbuchu. Podobně se F. Aharonianovi aj. podařilo objevit pomocí aparatury HESS v TeV pásmu gama SNR 3EG J1714-38. Tok netepelného záření gama vrcholí v severozápadní části SNR, kdežto v severovýchodní části pozůstatku po supernově dominuje tepelné rentgenové záření kompaktního zdroje v SNR. Zdroj vydává v pásmu TeV zářivý tok o hodnotě 3 % toku pro Krabí mlhovinu,

Teleskop MAGIC pracující v pásmu energií záření gama 60 GeV - 9 TeV sledoval SNR v Krabí mlhovině. Podle J. Alberta aj. je v tomto pásmu vidět stabilní bodový zdroj s největší intenzitou pro energii 77 GeV. To znamená, že v tomto pásmu nejsou pozorovatelné impulsní signály od pulsaru B0531+21; z předešlých měření jinými přístroji byly prokázány pulsy pouze do energie 27 GeV. E. Aliu aj. odtud odvodili indukci magnetického pole pulsaru 800 MT. A. Dean aj. zpracovali polarizační měření paprsků gama v Krabí mlhovině, získaná aparaturou SPI na družici INTEGRAL a ukázali, že v mlhovině vznikají relativistické elektrony v uspořádané struktuře blízko samotného pulsaru, přičemž elektrický vektor je souosý s rotační osou neutronové hvězdy. Z měření dále vyplývá, že zmíněné elektrony jsou urychlovány až na energie řádu PeV, tedy do pásma tzv. kolena ve spektrálním profilu kosmického záření. G. MacAlpine a T. Satterfield zjistili, že Krabí mlhovina je chudá na dusík, ale bohatá na uhlík, což znamená, že jádro předchůdce supernovy bylo bohaté na železo a hmotnost předchůdce přesáhla 9,5 M_☉.

P. Gröningsson aj. využili v říjnu 2002 (15,5 roku po explozi supernovy) spektrografu UVES VLT ESO k pořízení vysokodisperzních spekter vnitřního prstence SNR 1987A a odvodili tak jeho teplotu v rozmezí 6,5 – 24 kK. Hustota prstenu je v průměru téměř o čtyři řády nižší než hustota v oblastech, kde je materiál shrnut působením rázové vlny od výbuchu supernovy. Rázová vlna má rychlost až 500 km/s. K. Heng aj. zjišťovali pomocí rentgenové družice Newton v období od května 2003 do ledna 2007 chemické složení materiálu vyvrženého při výbuchu supernovy. V rentgenovém spektru nalezli čáry N, O, Ne, Mg, Si, S a Fe. V porovnání s průměrným hodnotami pro mezihvězdné prostředí ve Velkém Magellanově mračnu dostali deficit pro zastoupení prvků O, Ne, Mg a Fe, kdežto přebytek pro Si a S. V nejnovějších spektrech zesílily vysoce ionizované čáry O VIII, Fe XVII a Fe XVIII. Mezi lety 2004 a 2007 sledovala SNR 1987A také rentgenová družice Chandra. Podle D. Deweye aj. teplota rozpínající se mlhoviny v té době klesala, ale ve spektru byly stále vidět čáry Si, Mg a Ne, jakož i již zmíněné vysoce ionizované čáry kyslíku a železa.

3.1.3. Obecně o supernovách

I. Cherchneffová a S. Lilly ukázali pomocí modelových výpočtů, že hmotní předchůdci supernov-kolapsarů s nulovou metalicitou (hvězdy populace III) byli prvními dodavateli mezihvězdných molekul. Tak např. supernova z hvězdy populace III o původní hmotnosti 170 M_☉ rozmetá do mezihvězdného prostoru až 57 M_☉ v podobě molekul CO2, SiS, SO, SiO a H₂. Prach (SiO) pochází většinou jen z nejhmotnějších prvotních supernov, jak dokazuje zčervenání světla nejvzdálenějších kvasarů.

W. Zhang aj. zjistili, že výsledná hmotnost SNR je závislá na množství materiálu, který se po vlastním výbuchu supernovy vrátí na hustý zbytek po balistických drahách, protože nedosáhl únikové rychlosti. Uskutečnili totiž modelové výpočty pro hvězdy populace I a III s počátečními hmotnostmi v rozmezí 9 – 100 M_☉. Hvězdy populace III s počátečními hmotnostmi >25 M_☉ a energií uvolněnou při výbuchu <1,5 10⁴⁴ J skončí jako černé díry o hmotnostech až 40 M_☉. Pokud však hvězdy před výbuchem umožnily vznik většího množství dusíku, příslušná černá díra bude úměrně lehčí. U hvězd populace I však vznik černých děr není tak pravděpodobný. Pokud vůbec vznikne černá díra, dosáhne hmotnosti nanejvýš 15 M_☉. Z těchto hvězd ponejvíce vznikají neutronové hvězdy s bimodálním rozložením hmotností, přičemž funkce hmotnosti dosahuje maxim pro 1,2 a 1,4 M_☉.

I. Hachisu aj. počítali, za jak dlouho po vzniku dvojhvězdy vybuchne supernova třídy Ia v případě, že sídlem výbuchu je samotný bílý trpaslík. Zpoždění výbuchu zahrnuje široký interval od 100 milionů do 10 mld. roků podle toho, zda dodavatelem vodíku na bílého trpaslíka je hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 2,6 M_☉, anebo červený obr o hmotnosti 0,9 – 3 M_☉. V době, kdy bílý trpaslík tloustne díky akreci hmoty ze svého průvodce, je sám zdrojem silného hvězdného větru, jenž interaguje s průvodcem a postupně obnaží jeho vnitřní jádro. Touto souhrou nahodilých okolností autoři dostali plynulý průběh křivky životností předchůdců supernov bez nějakých skoků.

D. Sarkar aj. však ukázali na vzorku 192 supernov třídy Ia, že se pod touto klasifikací skrývají dva způsoby jejich vzniku, a to buď ranými, anebo odloženými výbuchy. Rané výbuchy zahrnují případy, že ve dvojhvězdě vznikli dva bílí trpaslíci, kteří obíhají tak blízko sebe, že se v kosmologicky krátkém čase srazí, čímž překročí Chandrasekharovu mez a vybuchnou docela mladí. Pozdní výbuchy se týkají průvodců v podobě hvězd hlavní posloupnosti nebo červených obrů. Mezi oběma skupinami supernov Ia jim (naštěstí pro kosmologii) vyšel statisticky nepatrný rozdíl v maximálních svítivostech.

T. Totani aj. využili údajů z přehlídek supernov 8,2m teleskopem Subaru (mezní hvězdná velikost I = 25,5 mag) a rentgenovou družicí Newton k porovnání četnosti raných a odložených výbuchů supernov třídy Ia v galaxiích, vzdálených od nás 1,3 – 2,6 Gpc. Ze vzorku 65 supernov se více než 4/5 nachází mimo centra mateřských galaxií. Porovnáním četnosti výskytu supernov pro různé vzdálenosti galaxií od nás jednoznačně vyplynulo, že pro takto staré galaxie převažují supernovy vzniklé splynutím dvou bílých trpaslíků, tedy scénářem, který se dosud nebral příliš vážně.

E. Aubourg aj. zpracovali pozorování 257 supernov Ia z přehlídky SDSS a podali tak jednoznačné důkazy, že mezi těmito supernovami se nacházejí i objekty mladší než 180 mil. roků, takže jejich předchůdci musely být hvězdy s hmotnostmi 3,5 – 8 M_☉. Sestavili totiž algoritmus VESPAS, jenž dovede z vícebarevných měření pro dostatečně velké červené posuvy z tento způsob vzniku potvrdit. To by ovšem znamenalo, že svítivost vzdálených supernov v maximu se bude lišit od svítivosti supernov s odloženými výbuchy, v rozporu s empirickým výsledkem skupiny D. Sarkara.

M. Botticellaová aj. revidovali závislost mezi četností výbuchů supernov obou základních tříd a vzdáleností mateřské galaxie od nás, od supernov v naší Galaxii až po supernovy v galaxiích vzdálených od nás 1 Gpc. Pro kolapsary jim vyšla dvojnásobná četnost takto vzdálených supernov v porovnání s nejbližším okolím Galaxie. Pro stejné vzdálenosti od nás je vždy více supernov třídy II v modrých galaxiích v porovnání s červenými galaxiemi. Naproti tomu supernovy třídy Ia mají tento poměr na vzdálenosti od nás nezávislý.

3.2. Rádiové pulsary

G. Bignami poukázal na výsledky mimořádně úspěšné družice Fermi, která odstartovala v červnu 2008. První výsledky jejího pozorování bodových zdrojů v oboru tvrdého záření gama <20 GeV byly zveřejněny již po čtyřech měsících. Vesměs se týkají objevů, popř. identifikace rádiových pulsarů. Z těchto pozorování se zdá, že svazek záření gama z pulsaru nemusí mířit týmž směrem jako svazek rádiového záření. Pozorované záření gama vzniká patrně až na vnějším okraji magnetosféry pulsaru. Tak se např. A. Abdovi aj. podařilo objevit pulsar v mladém (14 tis. roků) pozůstatku po supernově CTA 1 v poloze 0007+7303. Má impulsní periodu 0,32 s, vzdálenost 1,4 kpc; energii z brzdění neutronové hvězdy 4,5.10²⁸ W a indukci magnetického pole 1,1 GT.

F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS v Namibii tvrdé záření gama v pásmu 1 – 10 TeV z okolí pulsaru J1913+1011 (per. 36 ms; vzdálenost 4,5 kpc; zářivý výkon počítaný z brzdění neutronové hvězdy 3.10²⁹ W; stáří 170 tis. let) o intenzitě 0,1 Kraba. Optické těžiště zdroje záření gama se nalézá asi 70 pc od pulsaru, ale to lze vysvětlit rychlým vlastním pohybem pulsaru nevídanou rychlostí 1,4 tis. km/s. Jde zřejmě o interakci mezi hvězdným větrem pulsaru a mlhovinou, kterou za sebou pulsar při svém rychlém pohybu „vleče“.

Podobně J. Hessels aj. nalezli pomocí radioteleskopu v Arecibu mladý (21 tis. r.) pulsar J1856+0245 (per. 81 ms; disperzní míra 622 cm^-3.pc; vzdálenost 9 kpc; zářivý výkon z brzdění neutronové hvězdy 5.10²⁹ W; indukce magnetického pole neutronové hvězdy 200 MT), jenž je zřejmě totožný se zdrojem TeV záření gama HESS J1857+026. Také v tomto případě ozařuje vítr neutronové hvězdy mlhovinu, kterou za sebou pulsar táhne. Aparatura HESS již nalezla na 40 zdrojů energetického záření gama v pásmu 0,1 – 100 TeV, takže se zdá, že většina z nich souvisí s rychle letícími mladými pulsary.

S. LaMassaová aj. zkoumali okolí pulsaru Vela X (B0833-45; vzdálenost 290 pc; stáří 11 tis. roků; zářivý výkon z brzdění neutronové hvězdy 7.10²⁹ W), který je obklopen mlhovinou o úhlovém průměru 8° (!), přičemž její centrum se nachází 40′ od současné polohy pulsaru. Také u tohoto objektu nalezla aparatura HESS TeV záření gama z interakce hvězdného větru s mlhovinou, což vzápětí potvrdila i družice Fermi. Podle O. de Jagera aj. lze tedy nyní tento blízký pozůstatek po astronomicky nedávné supernově studovat ve všech spektrálních pásmech od rádiových vln až po energetické pásmo záření gama.

J. O'Brien aj. oznámili objev pulsaru J1410-6132 (per. 50 ms; vzdálenost 15 kpc; zářivý výkon z brzdění neutronové hvězdy 10³⁰ W; stáří 26 tis. let) pomocí 64m radioteleskopu v Parkesu. Pulsar leží v rovině Galaxie poblíž předtím neidentifikovaného zdroje záření gama z 3. katalogu aparatury EGRET družice Compton (3EG J1410-6147). Pulsar má nevídaně velkou dispersní míru 960 cm^-3.pc a rekordní rotační míru +2 400 rad.m^-2 (stáčení roviny polarizace záření mezihvězdnými magnetickými poli). Následkem toho je impulsní signál pulsaru rozmytý a je obtížné ho vůbec odlišit od pozadí. Proto se autoři domnívají, že řada dalších dosud neidentifikovaných zdrojů z katalogu EGRET budou ve skutečnosti vzdálené pulsary.

A. Pellizzoni aj. využili v říjnu 2006 družice Newton k pozorování rentgenového záření proslulého „relativistického“ binárního pulsaru J0737-3039 (per.: A = 23 ms, B = 2,8 s; 1,34 + 1,25 M_☉; oběžná doba 2,4 h; vzdálenost 500 pc). Soustava vysílá netepelné rentgenové záření v pásmu energií 0,2 – 3 keV s výkonem až 2.10²³ W. Bolometrický zářivý výkon pulsarů dosahuje 10²⁵ W. R. Breton aj. využili zákrytů pulsaru A pulsarem B (trvajícících 30 s) ke zpřesnění hodnoty relativistického stáčení periastra na 4,77°/r (jde přirozeně o rekordní relativistické stáčení ve vesmíru dosud pozorované), což souhlasí s výpočtem podle teorie relativity s chybou 13 %.

J. Verbiest aj. se celých 10 roků věnují milisekundovému pulsaru J0437-47 (per. 5,75 ms; hmotnost 1,8 M_☉; vzdálenost 157 pc), jehož průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,25 M_☉. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají po téměř dokonale kruhové dráze v periodě 5,7 d. Pozorování radioteleskopem v Parkesu ukázala, že periastrum dvojice se relativisticky stáčí o 0,02°/r, ale impulsní perioda pulsaru je mimořádně stálá a patrně překonává stabilitu nejlepších atomových hodin v pozemských laboratořích. Proto se jim těmito měřeními podařilo ověřit časovou stálost gravitační konstanty s přesností lepší než 2.10^-11/r. Jde o nejbližší a rádiově nejjasnější dosud objevený milisekundový pulsar.

A. Deller využili radiointerferometrie VLBI k trigonometrickému určení paralaxy zmíněného pulsaru s přesností lepší než 1 % a porovnali takto odvozenou vzdálenost s kinematickou vzdáleností, vypočítanou z měření příchodů impulsů od pulsaru, jeho vlastního pohybu a změny orbitální periody. Dostali tak nezávislý údaj o časové stálosti gravitační konstanty s přesností 5.10^-13/r, což se blíží přesnosti týchž měření pomocí laserových odrazů od retroreflektorů na Měsíci (4.10^-13/r). Současně odtud plyne, že ve Sluneční soustavě neexistuje další planeta o hmotnosti ≥1 M_j do vzdálenosti 226 AU od Slunce.

D. Champion aj. ohlásili objev binárního milisekundového pulsaru J1903+0327 (per. 2,15 ms; vzdálenost 6 kpc) na základě pozorování obřím 305m radioteleskopem v Arecibu. Jeho průvodcem je hvězda o hmotnosti 1 M_☉, která kolem pulsaru o hmotnosti 1,7 M_☉ obíhá v periodě 95 d po velmi výstředné (e = 0,44) dráze s délkou velké poloosy 30 mil. km. Tak podivný systém ještě astronomové nikdy nepozorovali; jak uvedl E. van den Heuvel, i mezi binárními pulsary platí výrok spisovatele T. H. Whitea, že cokoliv není zakázáno, je povinné! Neuvěřitelně velkou výstřednost dráhy velmi hmotné sekundární složky dvojhvězdy patrně zavinilo zatím neobjevené třetí těleso v soustavě.

P. Freire aj. sledovali po 19 let radioteleskopem v Arecibu milisekundové pulsary B1516+02 (A+B) v kulové hvězdokupě M5 (NGC 5904). Pulsary A a B mají po řadě impulsní periody 5,6 a 8,0 ms a jejich vlastní pohyby jsou totožné s vlastním pohybem těžiště kulové hvězdokupy. Pulsar B má navíc průvodce o hmotnosti <0,13 M_☉ a obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 6,9 d po dráze s výstředností e = 0,14. Celková hmotnost této soustavy dosahuje 2,3 M_☉, z čehož na pulsar B připadá plných 2,1 M_☉ (!). Autoři zjišťují, že obecně mají milisekundové pulsary vysoké hmotnosti, často dokonce výrazně přesahující Chandrasekharovu mez. Jejich stabilitu zachraňuje rychlá rotace, vyvolaná silným přenosem hmoty z druhé složky takto bizarní dvojhvězdy. Za uplynulá dvě desetiletí bylo v kulových hvězdokupách nalezeno více než 130 pulsarů, zejména pak těch milisekundových

V. Gvaramadze aj. měřili vlastní pohyb pulsaru B1508+55, který byl vyvržen z jádra husté mladé hvězdokupy, kde na jediný krychlový parsek připadá 10 milionů hvězd (!). V takovém případě jsou těsná setkání hmotných hvězd velmi častá a při takovém setkání 3-4 hvězd dojde snadno k vymrštění některé z nich únikovou rychlostí. Zmíněný pulsar se pohybuje Galaxií minimální rychlostí 1,1 tis. km/s a vznikl zřejmě souměrným výbuchem velmi hmotné hvězdy.

W. Zou aj. sledují 25m radioteleskopem v Urumqi v Číně už 20 let mladý pulsar B1737-30 (per. 0,6 s; stáří 20 tis. r.). Za tu dobu zaznamenali celkem 20 skoků v délce periody, což je patrně mezi skákajícími pulsary rekord. Amplitudy skoků v relativní míře vůči délce impulsní periody se pohybují od 10^-6 do 10^-9 a časové intervaly mezi skoky jsou rovněž výrazně proměnné.

D. Leany a W. Tian drasticky revidovali vzdálenost pulsaru J1846-0258 (per. 0,3 s) díky novým rádiovým měřením z 19 kpc na 6,5 kpc, což odstranilo problém s jeho mládím, určeným z tempa brzdění rotace neutronové hvězdy (723 let). Mlhovina Kes 75+PWN obklopující pulsar má pak přijatelné rozměry 3 pc a je zřejmě pozůstatkem supernovy, která vybuchla někdy na přelomu 13. a 14. stol. n.l., ale nebyla očima pozorovatelná, protože v daném směru je světlo vzdálených objektů podstatně zeslabeno mezihvězdnou extinkcí. Pulsar se občas projevuje silnými rentgenovými záblesky, takže jde nejspíš o magnetar.

3.3. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

T. Strohmayer zjistil z měření družice Chandra v pásmu vlnových délek 2,5 – 5,0 nm, že rentgenová dvojhvězda RX J0806+1527 (=HM Cnc; vzdálenost 500 pc) se skládá ze dvou bílých trpaslíků o hmotnostech 0,5 M_☉ a 0,27 M_☉, které kolem sebe obíhají rychlostmi 500 a 800 km/s ve vzdálenosti pouhých 80 tis. km v nejkratší známé oběžné periodě 5,4 min, přičemž vyzařují v pásmu energií 0,1 – 2,5 keV výkon 4.10²⁵ W. Oběžná perioda se zkracuje o 1,2 ms za rok vlivem vyzařování gravitačních vln. Z pohledu pozemského pozorovatele jde potenciálně o nejsilnější pozorovatelný zdroj gravitačního záření v Galaxii.

K. Blundellová aj. uveřejnili výsledky každodenní spektroskopie rentgenové dvojhvězdy SS 433 (Aql; vzdálenost 5,5 kpc). Pozorovali tak jednak proslulé stálé výtrysky hmoty o rychlosti 26 % rychlosti světla, které vycházejí z prstenu, obklopujícího celou dvojhvězdu, ale též stacionární složky čáry H-α, která pochází z hvězdného větru, jenž vane z akrečního disku a jehož rychlost směrem ven z disku vzrůstá. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají rychlostí kolem 200 km/s v periodě 13 d. Odtud vychází, že hmotnost kompaktního objektu včetně akrečního disku dosahuje 16 M_☉, zatímco optický průvodce má hmotnost 22 M_☉. Kompaktní složka je tedy zcela určitě hvězdnou černou dírou.

J. Gonzáles Hernández aj. využili spektrografu UVES VLT ESO k pořízení spektra sekundární složky rentgenové Novy Scorpii 1994 (GRO J1655-40). Zatímco poměrné zastoupení prvků Al, Ca, Ti, Fe a Ni v atmosféře hvězdy odpovídá slunečnímu, prvky Na, O, Mg, Si a S jeví nápadný přebytek proti zastoupení na Slunci. Autoři odtud vyvodili, že primární složka soustavy vybuchla jako hypernova o původní hmotnosti >30 M_☉, která se po výbuchu zhroutila na hvězdnou černé díru o hmotnosti 2 – 3,5 M_☉.

J. Miller aj využili družic Newton a Suzaku k prvnímu přesnějšímu určení velikosti spinu a (rotace) hvězdné černé díry CGX 339-4 (Ara; vzdálenost ≈ 4,5 kpc) v rozmezí a = 0,93 ±0,04. M. Nowak aj. měřili spin hvězdné černé díry 4U 1957+11 pomocí družic Chandra, RXTE a Newton a dostali tak maximální možnou hodnotu a = 1 za předpokladu, že objekt o hmotnosti 16 M_☉ je od nás vzdálen 22 kpc. Jeho vzdálenost je však velmi nejistá, takže pro vzdálenost 10 kpc vychází při hmotnosti černé díry jen 3 M_☉ spin a = 0,83.

Ze čtyřletých měření družice INTEGRAL vyplývá, že emise v pásmu gama o energii 511 keV pochází od dvojhvězd v naší Galaxii, v nichž jedna složka je buď neutronová hvězda nebo hvězdná černá díra, v jejímž okolí vznikají pozitrony, které posléze anihilují s mezihvězdnými elektrony. Podle G. Weidenspointnera aj. víme už třicet let, že anihilační čára 511 keV trvale přichází z centra Galaxie, ale rozložení intenzity této čáry v okolí centra není souměrné a odpovídá nesouměrnému rozložení rentgenových dvojhvězd s nízkými hmotnostmi (LMXB). Autoři odhadují, že z okolí každé takové dvojhvězdy uniká v průměru neuvěřitelných 10⁴¹ pozitronů za sekundu a jejich anihilace stačí k vysvětlení intenzity emise v různých částech Galaxie.

M. Siverman a A. Filippenko pořizovali pomocí Keckova teleskopu po dobu jednoho měsíce optická spektra rentgenové dvojhvězdy X-1 v galaxii IC 10 (Cas, vzdálenost 660 kpc), která je členem Místní skupiny galaxií. Dvojhvězda má viditelnou optickou složku, která patří mezi Wolfovy-Rayetovy hvězdy o hmotnosti 35 M_☉. Druhá složka je dosud nejhmotnější známá hvězdná černá díra o hmotnosti minimálně 23 M_☉, ale nejpravděpodobněji dokonce 33 M_☉. Obě hmotné hvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 35 h a rentgenový zářivý výkon soustavy dosahuje rekordních 10³¹ W.

I v r. 2008 pokračovala debata o tom, zda a jak vznikají v galaxiích intermediální černé díry (IMBH) o hmotnostech 100 – 10 000 M_☉ jako logický mezičlánek mezi hvězdnými černými děrami a černými veledírami v jádrech galaxií, které mívají minimálně 100 tis. M_☉. Mnozí autoři proto navrhovali, že tímto mezičlánkem jsou ultrasvítivé zdroje rentgenového záření (ULX XRS) se zářivým výkonem >2.10³² W, objevované hlavně v okolních galaxiích. Jak uvedli C. Berghes aj., pozorování družice Newton a zejména Chandra však nic takového nepotvrdila. Stejně tak dopadly modelové výpočty N. Madhusudhana aj. pro ULX XRS, i když Eddingtonova mez pro rentgenové zářivé výkony neutronových hvězd činí jen 10³¹ W a pro akreční disky kolem hvězdných černých děr o hmotnosti 10 M_☉ jen 1.10³² W. Modely naznačují, že dodavateli plynu pro rentgenové záření ULX mohou být hvězdy s počáteční hmotností jen 25 M_☉, které jsou členy dvojhvězd s oběžnými dobami v rozmezí 1 – 10 dnů.

Opět se také probírá možnost, že kromě klasických neutronových hvězd existují ještě hustší kvarkové hvězdy, protože v kulové hvězdokupě M5 byly objeveny dva milisekundové pulsary s hmotnostmi degenerovaných hvězd 1,9 a 2,7 M_☉, což je vysoko nad Chandraskharovou mezí. Jelikož stavová rovnice pro neutronové hvězdy je patrně tvrdší, než se dosud soudilo, byly by v těchto případech kvarkové hvězdy vítanou alternativou, protože čistě kvarková hvězda je více stlačitelná než hvězda neutronová. Někteří autoři proto navrhují, že možný vývojový scénář začíná s neutronovou hvězdou jako pozůstatku po kolapsaru (výbuchu supernovy), která však dále získává hmotu od svého průvodce akrecí, až se zhroutí na hvězdu kvarkovou. Přirozeně nebude snadné takový scénář ověřit. P. Kratsev totiž přišel s alternativním vysvětlením existence nadlimitních neutronových hvězd. Jestliže neutronová hvězda dostatečně rychle rotuje (>700 Hz), což je právě případ milisekundových pulsarů, může mít hmotnost v rozmezí 1,7 – 2,1 M_☉, aniž by se musela zhroutit na kvarkovou hvězdu.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Do čtyřicetiletých dějin pozorování GRB se zcela určitě zapíše 19. březen 2008, neboť během 24 h objevila družice Swift celkem pět GRB, což je sám o sobě nevídaný rekord. Navíc mezi těmi pěti objekty se vyskytl opticky vůbec nejjasnější GRB 080319B (Boo; z =0,94; vzdálenost 2,3 Gpc) pouhou půlhodinu po a v úhlové vzdálenosti jen 10° od GRB 080319A. Optický protějšek GRB 080319B byl v maximu viditelný očima (5,4 mag)! To dává v přepočtu rekordní absolutní hvězdnou velikost -34 mag (miliónkrát svítivější než supernovy v maximu)! Dosvit byl pochopitelně sledován v širokém (11 řádů) rozsahu frekvencí po celém světě; mj. i u nás v Brně ještě 20 h po vzplanutí byl dosvit zobrazen jako objekt 20 mag.

Podle J. Racusinové aj. směřoval výtrysk o vrcholovém úhlu 8° přímo k Zemi a jeho nejsvítivější jádro mělo vrcholový úhel jen 0,4°. Právě ten přesný zásah Země jádrem výtrysku byl příčinou rekordní optické jasnosti. Rychlost vyvržených částic v jádře výtrysku byla silně relativistická, tj. zpočátku jen o 150 m/s nižší než rychlost světla ve vakuu! Následkem tohoto pozorování je pravděpodobné, že GRB v raném vesmíru jsou až o dva řády četnější, než se dosud myslelo. Vidět očima objekt, jehož vzplanutí se odehrálo 3 mld. roků předtím, než vznikla Sluneční soustava ve vzdálenosti 7,5 mld. světelných let od Země, je opravdu dech beroucí povědomost.

B. Gendre aj. poukázali na zajímavý vztah mezi dosvity v optickém a rentgenovém oboru spektra a vzdáleností GRB od Země. Rozlišili v dosavadním pozorovacím materiálu tři třídy: jasný optický i rentgenový dosvit; slabý optický i rentgenový dosvit a opticky jasný, leč rentgenově slabý dosvit. Tyto třídy dovolují odhadnout celkovou vyzářenou energii ohnivé koule a odtud určit vzdálenost i těch GRB, jejichž červený posuv ve spektru se nepodařilo změřit. Stačí porovnat poměr rentgenového a optického toku v době jednoho dne po vzplanutí.

D. Děnisenko a O. Těrechov nalezli v archivu optické přehlídky oblohy DSS (observatoře Mt. Palomar a Siding Spring) optický dosvit GRB 920925C, jenž byl pozorován v poloze 2203+2528 družicemi Watch, BATSE a sondou Ulysses v pásmu paprsků gama po dobu 282 s. Na snímku DSS pořízeném 6 h po vzplanutí je patrný objekt 18 mag, který není zaznamenám na starších palomarských přehlídkách POSS I a II. Pikantní na tomto sdělení je přirozeně skutečnost, že tento dosvit se zaznamenal téměř o 4,5 roku dříve, než byl přímo pozorován vůbec první optický dosvit GRB (28. února 1997).

S. Covino aj. sledovali po téměř celý měsíc optický a infračervený dosvit velmi dlouhého GRB 071010A (z = 0,98; vzdálenost 2,3 Gpc) v poloze 1912-3224. Optická světelná křivka dosáhla maxima 7 min po záblesku gama a podruhé se prudce zjasnila 14 h po maximu. Po dalších 10 h se však zlomila k prudšímu poklesu. Její průběh byl achromatický, čili stejný ve všech vlnových pásmech. Rentgenový dosvit se vynořil 10 h po vzplanutí.

R. Starling aj. upozornili na GRB 070616 v poloze J1955+2614, jehož rentgenové spektrum se podařilo získat již od času 131 s po záblesku gama a optické od času 142 s. Měření pak probíhalo plynule až do času 20 min po záblesku. M. Kasliwal aj. však ukázali, že tento rentgenový a optický protějšek je fakticky silně proměnný objekt, který je slabší než hvězdy třídy K v naší Galaxii, takže téměř určitě patří do naší Galaxie (galaktická šířka b = -1°). Spektrum i jasnost objektu se poněkud podobá proměnné V4641 Sgr, což je těsná dvojhvězda, kde jednou složkou je hvězdná černá díra. Výrazné variace jasnosti v optickém i rentgenovém oboru pokračovaly celý měsíc po vzplanutí, než objekt zeslábl pod hranicí citlivosti přístrojů.

Autoři se domnívají, že se jim podařilo definovat novou třídu rychlých rentgenových nov, jež se vyskytují i uvnitř naší Galaxie. Naproti tomu A. Castro-Tirado aj. soudí, že objekt je od nás dále než 3,7 kpc a patří do klasické skupiny magnetarů, jenž představuje chybějící vývojový mezistupeň směrem ke slabě zářícím osamělým neutronovým hvězdám. Tento názor vzápětí potvrdila optická pozorování, poukazující na epizody blýskání jasnosti. Během tří dnů v červnu se podařilo pozorovat 40 takových epizod.

S. Wachter aj. objevili pomocí Spitzerova teleskopu eliptický infračervený (pásmo 16 a 24 μm) prsten kolem magnetaru SGR 1900+14. Prsten zřejmě vznikl při výbuchu SGR 980827. SST nalezl v okolí magnetaru skupinu hmotných hvězd, jejichž vzdálenost autoři odhadli na 12 – 15 kpc. Y. Nakagawa aj. oznámili, že družice Swift zaznamenala dva krátké rentgenové výbuchy SGR 1900+14 se zářivými výkony až 10²⁸ W mezi dubnem a listopadem 2006.

E. Mazets aj. ukázali, že GRB 070201, pozorovaný družicemi a sondami Konus-Wind, INTEGRAL a MESSENGER je ve skutečnosti magnetar na periférii spirální galaxie M31 ve vzdálenosti 0,78 Mpc. Odtud vychází zářivý výkon v maximu 1,2.10⁴⁰ W a celková vyzářená energie výbuchu 1,5.10³⁸ J. K témuž závěru dospěli také E. Ofek aj., kteří marně hledali optický dosvit a rentgenového předchůdce zmíněného GRB. Naměřené hodnoty zářivého výkonu a vyzářené energie jsou v souladu s parametry výbuchů ostatních magnetarů, objevených vesměs v naší Galaxii. B. Abbott aj. se pokusili najít případné gravitační vlny o frekvenci kolem 150 Hz z výbuchu GRB 070201 v aparatuře LIGO z Hanfordu (ostatní aparatury bohužel v době vzplanutí nepracovaly), ale bezúspěšně.

S. Mereghetti shrnul údaje o nejsilnějších magnetických polích ve vesmíru, jež se vyskytují na povrchu opakujících se měkkých zdrojů rentgenového záření (SGR) a anomálních rentgenových pulsarů (AXP). Vesměs jde o neutronové hvězdy doslova napájené magnetickou energií, přičemž indukce magnetického pole musí dosáhnout minimálně 4,4 GT, tj. o 2-3 řády více než u standarních neutronových hvězd. Mladé magnetary mohou teoreticky mít pole o indukci až 100 GT! Není divu, že tak silná pole jsou hlavním zdrojem vyzařování magnetarů, jejichž výbuchy patří k největším katastrofám ve vesmíru vůbec. Dokonce i seismické vibrace při těchto výbuších uvolňují nepředstavitelnou energii. Magnetary jsou zásadně osamělými objekty a lze skutečně očekávat, že právě pozorování jejich výbuchů přinese první přímý důkaz existence gravitačních vln.

M. Muno aj. využívají archivů družic Newton a Chandra k hledání rozličných projevů neutronových hvězd. Některé se projevují jako rádiové pulsary s indukcí rotujícího magnetického dipólu v rozmezí 10 kT až 1 GT, další jako rentgenové pulsary, nabírající hmotu z akrečního disku, nebo rentgenoví blýskači (bursters) s epizodami termonukleárních reakcí na svém povrchu. Pokud jsou neutronové hvězdy součástí těsné dvojhvězdy, nabírají hmotu od svého průvodce. Osamělé neutronové hvězdy se mohou stát magnetary, pokud indukce magnetického dipólu přesahuje 10 GT, ale existují také chladnoucí neutronové hvězd zářící pouze v měkkém pásmu rentgenového záření. Autoři také odhadli, že četnost magnetarů v Galaxii přesahuje 10 % počtu rádiových pulsarů, takže jejich vzácnost je jen zdánlivá - nelze je zatím objevit v klidu a epizody výbuchů jsou krátké a opakují se po dlouhých přestávkách. Ve skutečnosti tedy představují rádiové pulsary a magnetary jedinou posloupnost vývoje neutronových hvězd.

G. Chincarini aj. pořizovali pomocí VLT ESO optická spektra GRB, objevených družicí Swift, což je technicky dosud nesnadné kvůli nutnosti pracovat bleskově a pořizovat spektra poměrně dlouhými expozicemi. V tomto směru se však na astronomy usmálo v r. 2008 štěstí díky již zmíněnému objevu opticky rekordně jasného GRB 080319B. Krátké SGRB nejsou nikdy doprovázeny výbuchem supernovy, ale zato se vyskytují ve všech typech galaxií. Vznikají zřejmě slitím degenerovaných hvězd, tj. převážně neutronových hvězd a hvězdných černých děr. Méně hmotná složka se slapovými silami roztrhá a vytvoří kolem černé díry akreční torus o hmotnosti 0,3 M_☉, jenž se posléze zřítí na černou díru, čímž se uvolní energie řádu až 10⁴³ J. Naproti tomu dlouhé LGRB vznikají zřejmě gravitačním hroucením hvězd s hmotnostmi >20 M_☉. Nejčastěji se vyskytují v mladých modrých galaxiích chudých na kovy a se zářivým výkonem kolem 10 % výkonu naší Galaxie. V nich musí probíhat překotná tvorba hvězd o nízké hmotnosti.

P. Kumar aj. popsali společné rysy světelných křivek rentgenových dosvitů LGRB 060413, 060607A a 070110 (průměrné trvání GRB dosáhlo 20 s), které po krátkém (1 min) maximu odpovídajícímu vlastnímu vzplanutí GRB vykazovaly strmý pokles, jenž se ale zcela zastavil zhruba po 10 min od začátku vzplanutí, takže křivka prošla fázi plató trvající necelé 3 h. Poté nastal další prudký pokles. Naproti tomu optická světelná křivka měla pomalejší náběh k maximu asi 5 min po vzplanutí a pak celkem plynulý pokles se sekundárním zjasněním v čase kolem 10 min po vzplanutí. Na základě pozorovaných údajů se autoři pokusili o modelování celého úkazu na základě předpokladu, že předchůdcem kolapsaru byla hvězda o hmotnosti 10 M_☉, která měla standardní strukturu, tj. jádro obsahující většinu hmoty o poloměru asi 90 tis. km, vnitřní obálku o poloměru 300 tis. km a vnější obálku o poloměru 1,5 mil. km.

Od začátku hroucení kolapsaru do vzniku černé díry z materiálu jádra hvězdy uplynulo asi 50 s. Ostatní materiál hvězdy vytvořil jednak akreční disk kolem černé díry a jednak byl vymrštěn směrem od ní zčásti na balistické, ale i na hyperbolické dráhy i relativistickými rychlostmi. Fáze plató tedy odpovídá akreci materiálu z disku a návratu plynu z balistických drah. Teprve pak dochází k druhému rychlému poklesu rentgenového záření dosvitu. Z předchůdce o hmotnosti cca 10 M_☉ tak vznikne černá díra o hmotnosti asi 5 M_☉, z toho asi 0,5 M_☉ získala zmíněnou sekundární akrecí, která tak výrazně pozměnila spád rentgenové a zčásti i optické světelné křivky dosvitu. Autoři odhadli uvolněnou energii při vzplanutí každého GRB na řádově 10⁴⁴ J, což je v dobrém souladu s pozorováním.

Nejasností kolem povahy GRB je však i nadále více než dost. Tak například M. Kistler aj. se pokusili ověřit všeobecně rozšířenou představu, že četnost dlouhých GRB souvisí s tempem tvorby hvězd v cizích galaxiích. Jenže rozbor výskytu 36 jasných GRB s červenými posuvy v rozmezí z 0 – 4 ukázal, že pro největší z přibývá GRB čtyřikrát rychleji, než odpovídá tempu tvorby hvězd v mladém vesmíru. Podle A. Lapiho aj. dlouhé GRB ve velmi vzdálených galaxiích souvisejí s rychle rotujícími hmotnými hvězdami s extrémně nízkou metalicitou. Vyskytují se nejčastěji v docela mladých (<50 mil. let), slabě svítivých (v čáře Ly-α<10³⁵ W) a málo hmotných (<100 GM_☉) galaxiích s velkým podílem mezihvězdného plynu a překotnou tvorbou hvězd tempem >100 M_☉/r. Jelikož asi třetina všech pozorovaných GRB je od nás vzdálena více než 3,8 Mpc (z >6), může pozorování vzdálených GRB napomoci určování tempa tvorby hvězd s metalicitou poloviční i ještě nižší, než je metalicita Slunce. Ve velkých vzdálenostech také roste zastoupení tzv. tmavých GRB, které se vůbec neprojevují v optickém a rádiovém spektru.

Podobně S. Campana aj. poukázali na skutečnost, že jen 1 % hmotných hvězd končí jako GRB; ostatní prostě vybuchnou jako supernovy třídy II. Pro výbuch GRB musí být splněny minimálně dvě další podmínky, tj. právě velmi nízká metalicita a současně rychlá rotace hmotné hvězdy před vzplanutím. Podle H. Yüksela aj. se díky družici Swift nyní rychle zlepšuje znalost funkce hmotnosti pro předchůdce dlouhých GRB pro velké vzdálenosti a tedy pro ranou epochu existence vesmíru. Ukazuje se, že funkce hmotnosti roste nepřímo úměrně stáří vesmíru minimálně do z = 6 (1,2 mld. let po velkém třesku).

I. Horváth aj. tvrdí na základě statistiky z pozorování družicí Swift, že existují nejméně tři různé typy GRB, lišící se délkou trvání: ke krátkým SGRB patří 7 % úkazů, k intermediálním IGRB 35 % a k dlouhým LGRB 58 %. Statistika je ovšem zkreslená výběrovými efekty. Y. Lu aj. poukázali na neobvyklé vlastnosti GRB 060614, pro něž nefunguje ani model kolapsaru, ani splynutí dvojhvězdy s degenerovanými složkami. Vzplanutí gama totiž trvalo 102 s a jeho světelná křivka vykazovala patrně periodické kolísání v trvání 9 s. Objekt se však nachází příliš daleko od jádra galaxie se z = 0,125 (vzdálenost 480 Mpc) a v jeho poloze se neobjevila následná supernova. Za předpokladu izotropie se ve výbuchu vyzářila energie řádu 10⁴⁴ J. Autoři se proto domnívají, že šlo o ojedinělý úkaz slapového rozpadu hvězdy v gravitačním poli intermediální černé díry o hmotnosti 20 kM_☉ a zmíněnou periodu pak lze vysvětlit jako precesní periodu akrečního disku, obklopujícího černou díru.

E. Del Monte aj. objevili pomocí italské družice AGILE vypuštěné v dubnu 2007, která měří tvrdé rentgenové záření v zorném poli 68° × 68° s poziční přesností na 1,5′, záblesk GRB 070724B v pásmu energií 40 keV. Záblesk však nebyl pozorován detektory AGILE v pásmech MeV a GeV. Když však po 19 h od záblesku byly známy přesné souřadnice, zamířila se tím směrem družice Swift a nalezla rentgenový dosvit. Optický ani rádiový dosvit se nepodařilo pozorovat. Jak uvedli A. Giuliani aj. a A. Rossi, tatáž družice pozorovala prodloužené tvrdé záření gama v pásmu energií až 30 MeV u GRB 080514B (z =1,8; 3 Gpc), jenž se projevil 7 s dlouhým zábleskem tvrdého rentgenového záření, ale současně nejméně 13 s trvajícím zábleskem tvrdého záření gama. Podobné chování GRB bylo pozorováno již dříve několikrát aparaturou EGRET na družici Compton, ale s horším časovým rozlišením. V každém případě jsou energie fotonů řádu MeV pro zdroje GRB velkou vzácností.

C. Wigger aj. zjistili, že velmi jasný GRB 021206 se projevil nečekaným ztvrdnutím spektra záření gama, jak ukázalo pozorování pomocí družice RHESSI, jež odhalila u tohoto záblesku fotony gama s energiemi >4,5 MeV, které postupně dosahovaly až energií 17 MeV. Autoři to považují za důkaz správnosti modelu „vystřelovaných dělových koulí“. Celkem už bylo nalezeno 8 GRB, které jeví podobné chování svého spektrálního vývoje.

G. Östlin aj. odhadli vlastnosti předchůdce jasného GRB 030329 (z = 0,17; vzdálenost 800 Mpc), jehož stáří v době výbuchu nemohlo být větší než 8 mil. let. Tomu odpovídá počáteční hmotnost >25 M_☉, ale pravděpodobnější je stáří jen 5 mil. roků, takže pak by měl předchůdce hmotnost dokonce 50 M_☉. Rádiový dosvit tohoto GRB dlouhodobě sledují A. van der Horst aj. pomocí radioteleskopů WRT a GMRT ve frekvenčních pásmech 0,32 – 8,4 GHz od 268. dne po vzplanutí. Viděli jej ještě o 2,4 roky později, protože jde o jeden z nejjasnějších rádiových dosvitů vůbec. Z těchto pozorování vyplývá, že rázová vlna vzplanutí vykazuje při rozpínání kulovou souměrnost. Podobně sledují dlouhodobě rentgenový a rádiový dosvit dosud vůbec nejbližšího GRB 980425 (z = 0,0085; vzdálenost 36 Mpc), jenž trval přes 100 s a je stále v dosahu rentgenových družic i radioteleskopů VLBI a LOFAR.

P. Chandra aj. využili multispektrálních údajů o GRB 070125 (z =1,55; vzdálenost 2,9 Gpc) ve frekvenčním rozsahu 11 řádů k podrobné analýze průběhu celého úkazu. Ke zlomu na světelné křivce v optickém oboru došlo po necelých 4 dnech, ale v rentgenovém oboru až po 10 dnech, což souvisí s rozevřením úzkých výtrysků do širokého vějíře. V rentgenovém oboru se významně uplatňoval inverzní Comptonův jev se zářivou účinností přes 60 %. Poloměr ohnivé koule po výbuchu dosáhl 2 bilionů km! Za předpokladu izotropního vyzařování by se tak ve výbuchu uvolnilo celkem 10⁴⁷ J, ale skutečná hodnota bude podle A. Updikeho aj. >7.10⁴⁴ J, protože výbuch byl zpočátku usměrněn do výtrysků. I tak jde ovšem o rekordní hodnotu pro jakoukoliv kosmickou explozi. Tito autoři objevili sekundární zvýšení jasnosti dosvitu v čase 2,2 h po vzplanutí, ale nenašli nikde ani stopu po supernově nebo mateřské galaxii.

T. Sakamoto aj. uveřejnili první katalog GRB, založený na pozorování aparaturou BAT družice Swift v období od prosince 2004 do poloviny června 2007. Katalog BAT1 obsahuje 237 GRB, jejichž trvání má maximum výskytu u 80 s a asi 60 % úkazů má maximum rozložení energie <100 keV. Přesnost poloh je pro 90 % úkazů lepší než 1,75′.

A. Bernui aj. zkoumali rozdělení 516 krátkých SGRB po obloze z katalogu BATSE a ukázali, že po odečtení systematických efektů je jejich rozdělení izotropní. A. Gal-Yam aj. snímkovali polohy krátkých SGRB v bohaté kupě galaxií A 1892, (z = 0,14; 530 Mpc), zejména SGRB 000607. Zjistili, že předchůdci těchto SGRB jsou staří několik miliard let; jsou tedy podstatně starší než předchůdci supernov třídy Ia. Odhadli, že SGRB po odečtení výběrových efektů představují asi čtvrtinu v porovnání s populací dlouhých LGRB. E. Troja aj. potvrdili, že nejlepším vysvětlením pro SGRB s tvrdým zářením gama představují modely se splynutím neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou v těsné dvojhvězdě. Tyto objekty s prodlouženou emisí měkčího záření gama se vyskytují na periférii mateřských galaxií, často bez pozorovatelného optického protějšku, protože se odehrávají v řídkém mezihvězdném prostředí.

Podobně B. Metzger aj. uvedli, že krátké SGRB mají tvrdou špičku intenzity paprsků gama o trvání 0,1 – 1,0 s, po níž s odstupem 3 – 10 s následuje měkčí chvost světelné křivky dlouhý 10 – 100 s. Podle názoru autorů pozorujeme v těchto případech vznik a raný vývoj silně magnetické a rychle rotující neutronové hvězdy následkem akrece materiálu na bílého trpaslíka, jenž se rázem zhroutí na neutronovou hvězdu. Může však jít též o splynutí a následné zhroucení páru bílých trpaslíků, popřípadě i dvou neutronových hvězd. Odhadují přitom počáteční rotační rychlost vzniklého magnetaru na 1 ms (!) a indukci dipólového magnetického pole magnetaru na 300 GT (!!).

A. Achterberg aj. prohlédli data z neutrinového detektoru AMANDA v Antarktidě za léta 1997-2003 s cílem najít případná mionová neutrina produkovaná za tu dobu více než 400 GRB na severní polokouli, ale nenašli žádný takový případ.

4. Mezihvězdná látka

V r. 1963 objevila G. Biegerová-Smithová v rádiovém oboru obří mezihvězdná mračna, pohybující se vůči nám vysokou radiální rychlostí (HVC - anglická zkratka pro mračna o vysoké rychlosti). Jelikož lineární vzdálenost HVC se nedařilo ani přibližně stanovit, zůstávala jejich povaha i vznik naprostou záhadou. Teprve interkontinentální radiointerferometrie VLBA přinesla v posledních letech aspoň mírný pokrok. Jedno z mračen HVC v souhvězdí Orla o úhlovém průměru neuvěřitelných 15° se nachází 8 kpc od centra Galaxie a 3 kpc na jih od její hlavní roviny, ale zato plných 12 kpc od Slunce, od něhož se navíc vzdaluje rychlostí 300 km/s. Přitom však směřuje k hlavní rovině Galaxie rychlostí 70 km/s, takže jí projde za 30 mil. roků. Jelikož hmotnost HVC dosahuje asi 1 MM_☉, není dodnes jasné, kde se vzalo a proč se pohybuje vůči nám tak vysokou rychlostí.

Díky interkontinentální radiointerferometrii VLBA, která dosáhla polohové přesnosti 0,13 obl. milivteřin, se podařilo M. Reidovi aj. poprvé přesně určit vzdálenost Velké mlhoviny v Orionu: (412 ± 6) pc. Předešlá určení její vzdálenosti měla chyby kolem 20 % a byla soustavně příliš vysoká. M. van den Ancker aj. zkoumali pomocí různých aparatur VLT ESO v několika oborech spektra chování McNeilovy mlhoviny kolem proměnné hvězdy V1647 Ori od doby počátku výbuchu hvězdy v r. 2003. Zjistili tak, že hvězda od času výbuchu intenzivně nabírala hmotu ze svého akrečního disku, což vzápětí rozzářilo okolní mlhovinu. Hvězda se znovu zjasnila o 6 mag na 16 mag koncem srpna 2008 a ve spektru se objevila silná emise v čáře H-α. Podle měření z poloviny září 2008 se kolem hvězdy rozpíná plynná obálka rychlostí 500 km/s, takže vše nasvědčuje tomu, že jsme svědky dalšího výbuchu mateřské hvězdy zmíněné mlhoviny.

M. Lombardi aj. odvodili kombinací údajů z katalogů 2MASS a Tycho vzdálenosti dvou komplexů mezihvězdných mračen; známá mračna v okolí hvězdy ρ Oph jsou od nás vzdálena 119 pc a mračna v souhvězdí Zajíce 155 pc. Výkonné širokoúhlé kamery u dalekohledu NTT a VISTA (ESO La Silla a Paranal) dokáží zobrazit i tmavá mračna (hvězdné kolébky) díky jejich byť slabému osvětlování již vzniklými hvězdami v jejich popředí. E. Pascale aj. využili cirkumpolárních letů stratosférického balónu BLAST v Arktidě v červnu 2005 a v Antarktidě v prosinci 2006, na jehož palubě se nacházela 2m parabola pro submilimetrová pásma 250, 350 a 500 μm, k objevu desítek kompaktních oblastí ionizovaného vodíku ve vzdálenostech 2,3 – 14 kpc od nás. Tyto zhustky H II mají hmotnosti 15 – 700 M_☉, jsou gravitačně vázány a mají teploty 12 – 40 K. Jejich zářivé výkony se pohybují v širokých mezích od 40 L_☉ do 10 tis. L_☉.

Doslova husarský kousek se podařil C. Salterovi aj., kteří pomocí obřího radioteleskopu v Arecibu pozorovali v pásmu centimetrových vln (frekvence 1 – 10 GHz) megamaser v interagující ultrasvítivé infračervené galaxii Arp 220 (Ser; 80 Mpc). V galaxii, která je sídlem překotné tvorby hvězd, totiž našli emisní čáry prebiotické molekuly metaniminu (CH2NH) a absorpce HCN, ¹⁸OH, kyseliny mravenčí (COOH) a methanolu (CH₃OH). Je to vůbec první objev prebiotických molekul ve vzdálené galaxii.

A. Remijan aj. objevili silné absorpce kyanformaldehydu (CNCHO) pomocí 100m radioteleskopu GBT v obřím molekulovém mračnu Sgr B2 na frekvencích 19 – 41 GHz. V témže mračnu, které je doslova rýžovištěm pro objevy složitých makromolekul, nalezli vzápětí A. Belloche aj. pomocí 30 radioteleskopu IRAM aminoacetonitril (NH₂CH₂CN), předchůdce nejjednodušší aminokyseliny - glycinu. Měření v pásmech 1,3; 2,0 a 3,0 milimetrů odhalila emisní čáry aminoacetonitrilu ve zhuštění mračna o teplotě 100 K a rozměru jen 0,1 pc. Hmotnost zhustku dosahuje 2,3 tis. M_☉ a relativní zastoupení aminoacetonitrilu dosahuje jen 2 miliardtin hmotnosti zhustku.

J. Nuth III aj. zjistili, že když je povrch mezihvězdných zrnek amorfních silikátů železa vystaven působení molekul vodíku, dusíku a oxidu uhelnatého při teplotách 500 – 900 K, vzniká na zrnkách uhlíkatý povlak díky Fischerově-Tropschově reakci, který by měl bránit pokračování této reakce. Autoři však zjistili, že ve skutečnosti je tento povlak lepším katalyzátorem než samotný silikát železa a urychluje tak vznik uhlíkových makromolekul, jež nacházíme v nejstarších meteoritech. To znamená, že prahvězdné mlhoviny obsahují obecně hodně organických látek.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdné asociace a hvězdokupy

J. Caballero využil masivní dvojhvězdy σ Ori AB s hmotnostmi složek 18 a 11 M_☉ v centru velmi mladé (<3 mil. let) hvězdokupy k určení dynamické paralaxy a tedy i vzdálenosti hvězdokupy od nás, která činí 330 pc. Jenže vzápětí W. Sherry aj. zkoumali stabilitu téže hvězdokupy a zjistili, že soustava navzdory svému mládí není gravitačně vázána, takže se rychle rozptyluje. Určování vzdálenosti hvězdokupy bylo až dosud značně nejisté - různí autoři udávali hodnoty od výše citovaných 330 pc až do 470 pc. Autoři se proto spolehli na studium rozložení hvězd podél hlavní posloupnosti a odtud odvodili vzdálenost 420 pc za předpokladu, že hvězdy mají nízkou metalicitu, a hodnotu 444 pc pro pravděpodobnější případ, že jde o hvězdy se sluneční metalicitou.

L. Loinard aj. za pomoci radiointerferometrie VLBA na vlnové délce 36 mm (frekvence 8,4 GHz) získali mimořádně přesnou hodnotu vzdálenosti jádra oblasti aktivní tvorby hvězd v souhvězdí Hadonoše. Sledovali totiž od léta 2005 po dobu celého roku pohyby dvou hmotných (6 a 2 M_☉) hvězd, které v této oblasti nedávno vznikly a patří k jejím nejsilnějším rádiovým zdrojům, a odtud dokázali určit jejich trigonometrické paralaxy. Zatímco předešlé údaje o asociaci v Hadonoši byly zatíženy jak systematickou chybou, tak i velkou statistickou chybou (zhruba 25 %), nová hodnota 120 pc je výrazně menší než předešlé odhady a přitom její statistická chyba činí jen 4 %. Navíc se ukázalo, že obě hvězdy jsou členkami těsných dvojhvězd, takže další měření umožní zmíněnou hodnotu dále zpřesnit a tím výrazně zlepšit naše vědomosti o okolnostech vzniku hvězd z mezihvězdných mračen.

M. Mesineová aj. našli pomocí spektrografu NIRSPEC Keckova teleskopu mladou velmi hmotnou otevřenou hvězdokupu ve směru k centru Galaxie v blízkosti zdroje záření gama HESS J1813-178. Hvězdokupa vzdálená od nás necelých 5 kpc je stará jen 7 mil. roků a měla původní hmotnost >2 kM_☉. Ve hvězdokupě vznikla i řada velmi hmotných hvězd, které se teď jeví jako Wolfovy-Rayetovy hvězdy, červení a modří veleobři a dokonce tam objevili jednak silně magnetický pulsar a jednak dva pozůstatky po supernovách. Odtud plyne, že v hvězdokupě vznikly i hvězdy s hmotnostmi až 30 M_☉.

S. Koposov aj. si položili otázku, kolik otevřených hvězdokup se v Galaxii nachází, protože zatím existují jen hrubé odhady o přibližně stovce tisíc hvězdokup, z nichž jsou dosud objevena jen 2 %. Věnovali se proto zkušebně jejich soustavnému vyhledávání pomocí multispektrální přehlídky na ploše 16° × 16° ve směru k anticentru Galaxie, kde lze očekávat nejmenší vliv výběrových efektů. Našli tak 15 předtím neznámých otevřených hvězdokup.

Nicméně z objevu kulové hvězdokupy ve směru k anticentru G. Petitem a S. Klionerem vyplývá, že i v tomto směru jsou výběrové efekty velmi výrazné. Našli totiž pomocí infračervených přehlídek 2MASS a GLIMPSE (Spitzerův teleskop) hvězdokupu o hmotnosti několika set tisíc M_☉ vzdálenou od nás asi 6 kpc v galaktické šířce b = -0,6°, přičemž optická extinkce v pásmu V činí v uvedeném směru plných 24 mag!

E. Noyolová aj. využili spekter kulové hvězdokupy ω Cen (vzdálenost 5 kpc od nás; slapový poloměr hvězdokupy 70 pc; úhrnná hmotnost hvězd 5 mil. M_☉) z HST a teleskopu Gemini-S k určení křivky radiálních rychlostí hvězd v závislosti na jejich vzdálenosti od centra hvězdokupy. Odtud odvodili, že v centru hvězdokupy se velmi pravděpodobně nachází intermediální černá díra (IMBH) o hmotnosti 40 tis. M_☉. Hvězdokupa se dále vyznačuje pekuliární retrográdní oběžnou drahou kolem centra naší Galaxie, takže autoři soudí, že jde fakticky o zbytek hmotnější (≈40 mil. M_☉) trpasličí galaxie, kanibalizované Mléčnou dráhou. Podobně A. Kiselev aj. soudí, že i v kulové hvězdokupě M15 (NGC 7078; Peg; vzdálenost 10 kpc; stáří 13 mld. let) se na základě měření křivky radiálních rychlostí dá prokázat IMBH o hmotnosti ≈5 tis. M_☉.

5.2. Naše Galaxie

Podle M. Reida aj. dosáhla nyní mezikontinentální radiointerferometrie VLBA takové zralosti, že umožňuje díky měřením relativní polohy rádiového zdroje Sgr A^* v centru Galaxie vůči vzdáleným kvasarům v pásmu 43 GHz (vlnová délka 7 mm) odhalit oběžný pohyb Slunce vůči centru Galaxie již během několikahodinových měření s polohovou přesností na úhlové mikrovteřiny! Tak se podařil zjistit, že Slunce v současné době cestuje rychlostí (7,2 ±0,4) km/s na sever od hlavní roviny Galaxie a jeho oběžná rychlost kolem centra Galaxie činí 210 km/s s chybou ±20 km/s. Mezitím se podařilo S. Doelemanovi aj. uskutečnit radiointerferometrická měření VLBI v okolí zdroje Sgr A^* na vlnové délce 1,3 mm (231 GHz), což dává ve vzdálenosti 8 kpc lineární rozlišení 50 mil. km (0,3 AU), přičemž Schwarzschildův průměr černé veledíry je právě poloviční (24 mil. km). Autoři tak zjistili, že většina silného rádiového záření zdroje Sgr A^* nepřichází z obzoru událostí černé veledíry, ale z akrečního disku nad tímto obzorem. Podle všech autorů není už nejmenších pochybností o tom, že centrum Galaxie reprezentuje prakticky nehybná černá veledíra.

D. Kornreich a R. Lovelace využili průlomu v numerických metodách modelujících splývání černých veleděr v rámci obecné teorie relativity, aby poukázali na velký lineární moment vyzařovaných gravitačních vln v závěru jejich splynutí. To se projeví v případě splynutí černých veleděr v jádře Galaxie pekuliární rychlostí splynuté soustavy až 4 tis. km/s vůči těžišti Galaxie. Pokud je tato pekuliární rychlost >600 km/s, unikne soustava z Galaxie za pouhých 100 mil. roků. Ve skutečnosti černá veledíra v Galaxii se vůči těžišti pohybuje rychlostí <200 km/s, takže fakticky jen mírně osciluje kolem těžiště a nejspíš tedy vznikla postupnou akrecí hvězdných černých děr, nikoliv ze dvou samostatných veleděr.

D. Porquet aj. pozorovali pomocí družice Newton rentgenovou „škytavku“ zdroje Sgr A^* dne 4. dubna 2007, kdy během půl dne krátkodobě vzrůstala rentgenová jasnost zdroje až o dva řády. Příčina těchto občasných škytání není zatím známa. Navzdory tomu je však obecně rentgenová jasnost černé veledíry mimořádně nízká.

Podobnou slabší škytavku zaznamenali již v červenci 2005 F. Aharonian aj., když souběžně pozorovali zdroj Sgr A^* jednak družicí Chandra a jednak teleskopem HESS v pásmu tvrdého (1 TeV) záření gama. Zatímco v rentgenovém oboru se jasnost zdroje náhodně zvyšovala až téměř o řád během deseti minut, v oboru gama se nic neměnilo. Protože zdroj záření gama leží ve vzdálenosti asi 100 Schwarzschildových poloměrů od veledíry, je zřejmé, že rentgenové škytání se musí odehrávat mnohem blíže k obzoru událostí černé veledíry.

Nejnovější určení hmotnosti této veledíry pochází z práce A. Ghezové aj., kteří shromáždili veškerá data o polohách a radiálních rychlostech hvězd v jejím bezprostředním okolí za léta 1995-2007 a obdrželi tak hmotnost (4,1 ±0,4) MM_☉. Hvězda S0-2 se díky výstřednosti své dráhy e =0,9 při oběžné době 16 let dostává v pericentru na vzdálenost jen 0,55 miliparseku (113 AU) od veledíry. Pokud je černá veledíra opravdu v klidu vůči barycentru Galaxie, činí její hmotnost 4,5 MM_☉ a vzdálenost od nás (8,4 ±0,4) kpc, takže Slunce obíhá kolem barycentra Galaxie rychlostí (220 ±20) km/s.

I. Bonnell a W. Rice se zabývali otázkou, kde se v bezprostředním okolí této černé veledíry bere více než tucet velmi hmotných hvězd (označované písmenem S a pořadovým číslem), které mají, jak známo, krátkou životnost, takže musely vzniknout zcela nedávno. Protáhlé „kometární“ oběžné dráhy hvězd S nám přitom výtečně slouží k určení hmotnosti černé veledíry podle 3. Keplerova zákona. Kromě toho do vzdálenosti 1 pc od veledíry se pozoruje další stovka hmotných hvězd, které nemohou být starší než 6 mil. roků. V takto blízkém okolí veledíry nejsou obří molekulová mračna jako kolébky hvězd dostatečně stabilní, protože je rychle rozbíjejí slapové síly černé veledíry. Autoři ukázali hydrodynamickými simulacemi vývoje obřího molekulového mračna, které padá zdálky na černou veledíru, že se mračno změní během několika milionů let na protáhlý eliptický prsten, jenž kolem veledíry obíhá. Zmíněné hvězdy patrně vznikají právě z tohoto prstenu. Zatímco v apocentru se materiál prstenu nachází ve vzdálenosti 3 pc od černé veledíry, v pericentru se přibližuje až na 0,1 pc a právě tam je jeho materiál doslova „rozžvýkán“ slapovými silami veledíry na obrovité chuchvalce, které stačí na vznik hmotných hvězd. Úhrnná hmotnost prstenu přesahuje 3 mil. M_☉, takže materiálu na vznik hmotných hvězd je víc než dost.

Témuž problému se věnovali také Z. Löckmann aj. Ukázali, že uvnitř centrálního parseku se nacházejí patrně dva hvězdné disky o poloměru jen 0,1 pc, které spolu navzájem dynamicky interagují a hvězdy v nich získávají efekty precese a Kozaiovy rezonance vysoké dráhové výstřednosti v náhodných směrech vůči centrální černé veledíře. Pokud se nacházejí ve dvojhvězdách, jsou během těsných přiblížení k černé veledíře roztrženy na samostatné složky, z nichž jedna zůstane uvězněna v těsné blízkosti veledíry jako hvězda typu S, zatímco druhá složka je odpálena z centra Galaxie rychlostí vyšší než únikovou.

R. O'Leary aj. se zabývali hyperrychlými hvězdami (angl. HVS), jež unikají z Galaxie rychlostmi až 2 tis. km/s následkem setkávání s hvězdnými černými děrami, které se hromadí do vzdálenosti 0,1 pc od centrální černé veledíry. První hvězda HVS objevena v r. 2005 a během dvou let jejich počet vzrostl podle M. Lópezové-Moralesové a A. Bonanose na 10 objektů. Jejich rychlost i směr pohybu lze ve všech případech vysvětlit právě gravitačním kopancem, který hvězdy obdržely ve skrumáži černých děr v blízkosti těžiště naší Galaxie. Přitom je dle zmíněných autorů nutné rozlišovat dva případy - urychlení prostorové rychlosti osamělé hvězdy a roztržení dvojhvězdy na dvě složky, z nichž jen jedna nakonec opustí Galaxii. Lze dokonce poznat, o který mechanismus urychlení HVS se jedná, a to podle rychlosti rotace hyperrychlé hvězdy, takže např. HVS 7 s rovníkovou rychlostí rotace 60 km/s pochází ze dvojhvězdy, kdežto HVS 8 s rotační rychlostí 260 km/s byla osamělá. Vyhledávání hyperrychlých hvězd je technicky velmi obtížné, ale s rostoucím výkonem přehlídkových dalekohledů lze očekávat, že jejich počet poroste. Z toho pak plyne, že intergalaktický prostor není hvězdoprostý, jak se až dosud mohlo zdát.

M. Juric aj. změřili tzv. fotometrické (přibližné) vzdálenosti pro 48 mil. hvězd, rozprostřených na úhlové ploše 6,5 tis. čtv. stupňů v galaktických šířkách nad 25° z přehlídky SDSS. Jejich fotometrické vzdálenosti se pohybují v rozmezí 100 – 20 000 pc a dávají tak zatím nejlepší představu o struktuře Galaxie. Vyplývá odtud, že halo Galaxie je výrazně zploštělé v poměru 0,64 : 1. Do hala je vnořen strukturovaný galaktický disk, skládající se ze dvou hlavních složek; vnitřní o tloušťce 300 pc a poloměru 2,6 kpc a vnější o tloušťce 900 pc a poloměru 3,6 kpc. Galaxie je zahuštěna hvězdami na úhlové ploše 1 tis. čtv. stupňů ve směru k bohaté blízké kupě galaxií v Panně a disk sám má proměnnou hustotu hvězd po svém obvodu. Podle E. Bella aj. ukázala přehlídka SDSS, že Galaxie je navíc doslova korunována „tiarou“ 3 mil. hvězd, která poukazuje na dosud nestrávené zbytky trpasličích galaxií (satelitů), jež byly naší Galaxií v minulosti pohlceny.

J. Vallée se pokusil určit podrobněji průběh magnetické indukce i ve spirálních ramenech Galaxie pomocí disperzní míry pro více než 550 rádiových pulsarů. Ukázal tak, že magnetické siločáry sledují kruhové dráhy interstelárního plynu i ve spirálních ramenech, která se nacházejí ve vzdálenostech 3,8 – 12 kpc od centra Galaxie. T. Dame a P. Thaddeus objevili při mapování rozložení CO v Galaxii nový oblouk spirálního ramene souběžný s klasickým ramenem ve vzdálenosti 3 kpc od centra. Oblouk o úhlové délce >20° se od hlavního ramene navíc vzdaluje relativní rychlostí 50 km/s. Obě ramena jsou dobře patrná také v rádiové čáře H I (211 mm; 1,4 GHz). Autoři odtud vyvozují, že Galaxie má podobně jako mnohé jiné spirální galaxie centrální příčku.

5.3. Místní soustava galaxií

A. Bonanos aj. zjistili, že hyperrychlá hvězda (HVS) HE 0437-5439 o heliocentrické rychlosti +720 km/s a rotační rychlosti 54 km/s je od centra naší Galaxie vzdálena 61 kpc. Pokud by byla bývala vymrštěna z centra Galaxie, dostala by se do této vzdálenosti až za 100 mil. roků, jenže vzhledem k její sp. třídě B2 IV-III nemůže být starší než 35 mil. let. Autoři se proto domnívají, že byla ve skutečnosti vymrštěna z Velkého Magellanova mračna (VMM), ale v jeho nitru se podle současných vědomostí žádná černá veledíra, která by ji dokázala katapultovat, nevyskytuje. Podobně N. Przybilla aj. zjistili, že metalicita hvězdy nesouhlasí s metalicitou hvězd v centru naší Galaxie, ale zato velmi dobře odpovídá metalicitě hvězd ve VMM. Proto se všichni zmínění autoři snaží vysvětlit její rychlý pohyb tím, že ve VMM mohou být intermediální černé díry (IMBH) o hmotnostech řádu kM_☉, které by prý na urychlení hvězdy stačily; jejich existence je však zatím nejistá, a tak je dokonce možné, že se hvězdy dají urychlit na únikové rychlosti i nějakým jiným mechanismem, který černou díru velké hmotnosti nevyžaduje.

B. Sherwin aj. posuzovali možnosti objevu hvězd HVS, které by pocházely z galaxie M31. Posuzovali účinnost různých mechanismů vymrštění hvězd s přispěním černé veledíry, IMBH nebo skrumáže hvězdných černých děr v okolí centra M31. Zjistili, že nejúčinnější je vymršťování složek dvojhvězd z okolí černé veledíry, takže na cestě k naší Galaxii by mohlo být asi tisíc HVS takto vzniklých. IMBH k tomu přidají ještě dalších ≈400 HVS, takže v měřitelném dosahu by mělo být několik stovek HVS dostatečně blízko naší Galaxie, které by se k nám měly přibližovat rychlostmi <500 km/s. Kromě toho bychom mohli případně objevit několik jasných obřích HVS v halu galaxie M31.

G. Di Benedetto využil ke zpřesnění vzdálenosti Velkého Magellanova mračna měření úhlových rozměrů cefeid a Baadeho-Wesselinkovy metody určování jejich vzdáleností ze spektroskopicky určených lineárních poloměrů. Obdržel tak velmi přesnou vzdálenost VMM 51,6 kpc. Jenže mezitím M. Catelan a C. Cortés vypočítali o 0,06 mag jasnější absolutní hvězdnou velikost prototypu proměnných hvězd RR Lyr, protože se podařilo zpřesnit její vzdálenost od nás. Jelikož se proměnné tohoto typu vyskytují často ve VMM, znamená to ovšem nepříjemné snížení vzdálenosti VMM na 48,8 kpc.

Téhož roku ale O. Szewczyk aj. v rámci projektu ARAUCARIA určovali vzdálenost VMM z infračervené fotometrie proměnných RR Lyr pomocí spektrografu SOFI na teleskopu NTT ESO a dostali tak podstatně větší vzdálenost 52,0 kpc. Jelikož vzdálenost VMM představuje důležitou spodní příčku kosmologického žebříku vzdálenosti, má tento rozpor závažné důsledky pro celou kosmologii. V rámci téhož projektu určili W. Gieren aj. vzdálenost osamělé nepravidelné trpasličí galaxie WLM (Wolf-Lundmark-Melotte) z infračervené fotometrie cefeid na 960 kpc s chybou jen 3 % a G. Di Benedetto stanovil svou metodou vzdálenost galaxie NGC 4258 na 7,2 Mpc (daleko za hranicí Místní soustavy) ve výborné shodě s přesnou maserovou hodnotou, což dává jeho postupu punc větší věrohodnosti.

C. Grecová aj. objevili v přehlídce SDSS další sféroidální trpasličí galaxii, která je satelitem Galaxie. Pomocí proměnných hvězd typu RR Lyr určili její vzdálenost od nás 160 kpc. Je to již dvacátý satelit typu dSph, obsahující mj. tzv. modré loudaly (blue stragglers), kteří se při své hmotnosti opožďují ve vývoji vůči standardním hvězdám hlavní posloupnosti. S. Walsh aj. určili pomocí teleskopu MMT parametry dalšího slabě svítícího satelitu naší Galaxie Bootes II. Je od nás vzdálen jen 42 kpc, má o dva řády nižší metalicitu než Slunce a rozměry 36 × 33 pc. Absolutní hvězdná velikost dosahuje jen -2,2 mag, takže není vyloučeno, že jde spíše o kulovou hvězdokupu.

L. Strigeri aj. využili zejména přehlídky SDSS k rozpoznání dalších přinejmenším 23 slabě svítících satelitů Galaxie. Jejich svítivosti se pohybují v rozmezí 10³ – 10⁸ L_☉ a souhrnné hmotnosti v rozmezí 10³ – 10⁹ M_☉. Navzdory těmto rozdílům v hmotnostech a svítivostech, vychází z měření oběžných rychlostí hvězd, že v centrálních 300 pc každého satelitu je soustředěna vždy zhruba stejná hmotnost 10 MM_☉, což zároveň znamená, že právě nejméně svítivé galaxie obsahují nejvyšší podíl skryté látky. Autoři odtud dále zjistili, že konec šerověku vesmíru, kdy se kosmický prostor znovu rozsvítí a látka v něm ionizuje, odpovídá červenému posuvu z = (11,0 ±1,4), tj. času (420 ±50) mil. let po velkém třesku.

E. Tollerud aj. odvodili z výsledků přehlídky SDSS, že je v ní výrazně podceněn počet satelitů naší Galaxie, takže ve skutečnosti se do vzdálenosti 400 kpc od centra Galaxie nalézá 300 – 1 000 satelitů. což by odpovídalo modelům, založeným na standardní kosmologii velkého třesku. Halo naší Galaxie pak vznikalo splynutím hal těchto malých satelitů.

M. Irwin aj. nalezli podobně pomocí teleskopu INT malou sféroidální galaxii, která je XVII. satelitem galaxie M31 v Andromedě. Od nás je vzdálena 790 kpc a od centra M31 celých 44 kpc. Metalicita jejích hvězd je téměř o dva řády nižší než metalicita Slunce a její absolutní vizuální hvězdná velikost dosahuje jen -8,5 mag. V její blízkosti se nacházejí tři kulové hvězdokupy. K. Howley aj. počítali dynamiku pohybu známého satelitu NGC 205 u galaxie M31. Z našeho pohledu se trpasličí eliptická galaxie nalézá za galaxií M31 a pohybuje se vůči ní radiální rychlostí 400 km/s, která je blízko rychlosti únikové, takže z toho lze usoudit, že jde o vůbec první přibližování satelitu k obří galaxii. V rozložení její jasnosti jsou už patrné slapové síly vyvolané M31.

Pokroky pozorovací techniky umožnily dle A. Alksnise aj. nalézt za posledních 7 let v hustých hvězdných polích galaxie M31 již 19 nov. Zdá se, že tento počet se bude v dalších letech zvyšovat, jak ostatně ukazují skvělé výsledky K. Hornocha, docilované s poměrně malými dalekohledy o průměru zrcadel <0,6 m. To má velký význam jak pro poznávání mechanismu výbuchů nov tak také pro zlepšení údajů o vzdálenosti M31, která tvoří třetí příčku kosmologického žebříku vzdáleností.

J. Liu aj využili teleskopu Gemini N a rentgenové družice Chandra k zaměření úhlu osy rotace černé díry X-7 v galaxii M33. Dostali tak jednak přesnou hodnotu její hmotnosti 15,6 M_☉ a jednak i dobrou hodnotu jejího spinu a = (0,77 ±0,05).

5.4. Cizí galaxie

A. García-Varela aj. využili v rámci projektu ARAUCARIA přehlídky 23 cefeid v galaxii NGC 247 s periodami světelných křivek v rozmezí 17 – 131 d a odvodili tak vzdálenost galaxie 3,63 Mpc. Galaxie patří do nejbližší sousední skupiny galaxií v souhvězdí Sochaře. Jelikož vzdálenost dalších dvou uvažovaných členů této soustavy, galaxií NGC 300 a NGC 55 je přibližně poloviční, je však jejich příslušnost k této skupině pochybná. Možná jde o slapové vlákno ze skupiny vybíhající.

V. Magerová aj. opravili pomocí kamery WFC HST proměřením špičky větve červených obrů v Seyfertově galaxii NGC 4258 (M106; CVn) její vzdálenost na 7,2 Mpc, což se shoduje s nezávislým určením vzdálenosti pomocí cefeid a mezihvězdných maserů.

D. Mello aj. zjistili díky pozorováním z družice GALEX a kamery ACS HST, že mezi známými galaxiemi M81 a M82 ve Velké Medvědici se vyskytuje osm oblastí překotné tvorby hvězd ve slapově vybudovaném mostu mezi oběma galaxiemi. Obě galaxie i most vykazují shodný červený posuv z = 0,004, tj. vzdálenost 17 Mpc. V mostu se vyskytují dvě populace hvězd, mladá o stáří <10 mil. let a stará s věkem >1 mld. roků. Stará populace vznikla v hlavních discích obou galaxií. Při těsném přiblížení obou galaxií k sobě před 250 mil. let byly hvězdy z obou disků katapultovány do intergalaktického prostoru. Naproti tomu mladá populace vznikla nedávno ze zbylého slapově vymrštěného plynu, jenž se dosud uchoval v jinak prázdném prostoru mezi oběma galaxiemi. Podařilo se tak nalézt vývojový mezičlánek mezi obřími mosty s překotnou tvorbou hvězd u splývajících obřích galaxií a slaboučkými mosty, jež pozorujeme mezi Magallanovými mračny.

E. Sabbi aj. zkoumali pomocí kamery ACS HST satelitní galaxii Holmberg IX poblíž M81 a našli v ní asi pětinu hvězd mladších než 200 mil. roků, ale také mnohem starší červené hvězdy, které jsou slapovým pozůstatkem z galaxie M81. Autoři se dommívají, že galaxie Holmberg IX vznikla během posledního sblížení galaxií M81 a M82. J. Liu a R. di Stefanová zkoumali vlastnosti ultrasvítivého rentgenového zdroje o výkonu >10³² W v galaxii M81 a porovnáním s optickým protějškem na archivním snímku HST dospěli k závěru, že jde pravděpodobně o záření z okolí intermediální černé díry o hmotnosti >1 kM_☉.

V. Acciari aj. pozorovali aparaturou VERITAS záření gama s energií >250 GeV z oblasti centra galaxie M87 (vzdálenost 16 Mpc) v kupě v souhvězdí Panny. Zdroj je patrně bodový a proměnný - světelná křivka koreluje během ročního pozorování s proměnnosti rentgenového záření z téhož směru. J. Albert aj. zjistili pomocí aparatury MAGIC v pásmu energií 350 GeV, že v únoru 2008 se jádro galaxie výrazně zjasnilo. J. Wang aj. pozorovali v 10TeV pásmu záření gama rychlou proměnnost centra M87. Domnívají se, že kolísající energetické záření vzniká v bezprostředním okolí černé veledíry o hmotnosti 3,2 GM_☉ ve vzdálenostech 5 – 10 Schwarzschildových poloměrů veledíry. Taková pozorování jsou velmi cenná pro diagnostiku vlastností černých veleděr.

J. Kenney aj. uvedli, že v okolí obří eliptické galaxie M86 z kupy v Panně je mezihvězdné prostředí silně narušeno celou sítí vláken zářících v čarách H-α a [N II], spojující tuto galaxii s její sousedkou NGC 4438, vzdálenou od M86 přes 120 kpc. Galaxie M86 je rádiově tichá, takže v ní asi v současné době nevznikají hvězdy, protože srážka obou galaxií již fakticky začala a projevuje se ohřátím mezihvězdného plynu, který se pak nemůže hroutit na prahvězdy.

N. Nowak aj. pozorovali pomocí infračerveného spektrografu SINFONI VLT ESO galaxii NGC 1316 v kupě galaxií v souhvězdí Chemické pece (Fornax) Docílili tak úhlového rozlišení 0,08′ a odtud odvodil přibližnou hmotnost černé veledíry v jejím centru 150 mil. M_☉. To je mimořádně nízká hodnota pro tak hmotnou galaxii.

I. Saviane aj. revidovali vzdálenost proslulé interagující soustavy galaxií „Tykadla“ (NGC 4038/4039) pomocí špičky větve červených obrů, které se podařilo v galaxiích pozorovat. Zatímco dosud se udávala vzdálenost 20 Mpc, z těchto měření vyplývá že Tykadla jsou vzdálena jen 13,3 Mpc s chybou <1 %. Jejich práci však vzápětí kritizovali F. Schweizer aj., kteří vzdálenost Tykadel určovali pomocí Supernovy 2007sr a vyšlo jim plných 22 Mpc. Tvrdí, že předešlí autoři se dopustili chyby při určení nulového bodu větve červených obrů a doporučují pro vzdálenost Tykadel užívat zaokrouhlenou hodnotu 22 Mpc.

S. van den Bergh využil parametrů 80 galaxií vzdálených od nás <10 Mpc a porovnal je s parametry galaxií v kupách v Panně a ve Vlasech Bereniky (vzdálenost 99 Mpc). Zjistil, že bez ohledu na různé vzdálenosti je vztah mezi jasností a průměrem galaxie týž. M. Disney aj. z podobných statistik odvodili, že existuje jednoznačná závislost mezi hmotností, momentem hybnosti, zastoupením baryonů, stářím a rozměry galaxií, přičemž řídícím parametrem pro všechny závislosti je hmotnost celé galaxie.

P. Väisänen aj. zkombinovali optický snímek HST dvou interagujících galaxií IRAS 1911-2124 (vzdálenost 200 Mpc) zvaných podle vzhledu „Pták“ s infračerveným záběrem kamery NACO VLT ESO a ukázali, že ve skutečnosti jde o srážku tří galaxií: spirální galaxie s příčkou a nepravidelná galaxie vytvářejí trup ptáka, kdežto jeho hlavičku tvoří třetí svítivá infračervená galaxie, v níž probíhá překotná tvorba hvězd úžasným tempem 200 M_☉/rok! Hlavička však odlétá od trupu ptáka vysokou rychlostí 400 km/s a ptačí křidélka dokládají silné slapové vlivy na dráhy hvězd všech zmíněných galaxií v průběhu vlastní srážky. Nic podobného dosud astronomové nepozorovali.

N. Hathi aj. využili snímků HUDF k nalezení 47 galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 5 – 6 (stáří 0,95 – 1,20 mld. let po velkém třesku) a ke srovnání intenzity tvorby hvězd v nich. Ukázali, že tempo tvorby hvězd ve zmíněném časovém rozmezí se nemění, což je ve shodě se standardním kosmologickým modelem.

R. Jimenéz aj. porovnali vzhled vzdálených galaxií z přehlídky SDSS s morfologií blízkých galaxií pro statistický soubor 40 tis. objektů. Poukázali tak na výrazný vliv velmi hmotných galaxií na ohřev interstelárního plynu, který následkem toho nemůže kondenzovat do hvězd, dokud se nezašpiní těžšími prvky z velmi hmotných hvězd, jež v galaxiích již prodělaly celý životní cyklus a rozptýlily tuto „špínu“ do mezihvězdného prostoru. Naštěstí pro další vývoj vesmíru probíhá ve zmíněných galaxiích tvorba hvězd dříve a rychleji než v galaxiích trpasličích, takže přibližně 3 mld. let po velkém třesku se zbylý interstelární plyn ochladí a zapojí do dalšího kola vzniku hvězd ve vesmíru, jak ostatně vyplývá z pozorování.

R. Sommervilleová aj. uveřejnili model společného vývoje galaxií, černých veleděr a AGN, v němž ukázali, jak akrece plynu na černé veledíry vyvolává vyzáření značné energie, což zpětně omezuje další růst hmotnosti veledíry z akrece, ovlivňuje sílu galaktického větru a odstraňuje z galaxií studený plyn. Mocné výtrysky plynu z okolí veledíry ohřívají intergalaktickou atmosféru obklopující skupiny i celé kupy galaxií. Omezování růstu černých veleděr pak přirozeně vysvětluje empirický vztah mezi hmotností centrální veledíry a hmotností výdutě příslušné galaxie. Model velmi dobře souhlasí pro bližší galaxie a kupy galaxií, ale souhlas se zhoršuje, když se ponoříme do minulosti vesmíru (stáří <2 mld. let po velkém třesku).

L. Bradley aj. objevili kombinací snímků z HST a SST rekordně vzdálenou galaxii s červeným posuvem z = 7,6, což odpovídá vzdálenosti 4,0 Gpc (stáří 700 mil. let po velkém třesku). Její hmotnost odhadli na (2 – 3) GM_☉ a tempo tvorby hvězd <8 M_☉/r. Stáří hvězd v galaxii se pohybuje v rozmezí 45 – 320 mil. roků, takže nejstarší hvězdy tam vznikaly již 380 mil. let po velkém třesku. K rekordu přispěla šťastná shoda okolností, že obraz zmíněné galaxie je výrazně zesílen efektem gravitační čočky, kterou v tomto případě představuje kupa galaxií Abell 1689 se z = 0,18 (vzdálenost 670 Mpc). Vzápětí A. Henryová aj. uveřejnili domněnku o možná ještě vyšším červeném posuvu anonymní galaxie, pozorované jednak spektrografem NICMOS HST a jednak SST. Na infračervených snímcích jsou totiž vidět nápadné skoky ve spojitém spektru galaxie jednak na vlnové délce ≈1,2 μm a jednak mezi vlnovými délkami 3,6 a 4,5 μm, které autoři interpretují jako kosmologicky posunutý Lymanův, resp. Balmerův skok. Pokud mají pravdu, tak z toho vyplývá červený posuv z v rozmezí 7 – 9, tj. vzdálenost 3,95 – 4,02 Gpc (stáří >560 mil. let po velkém třesku).

D. Stark aj. využili gravitační čočky (z 0,7; zesílení 28x) a laserové adaptivní optiky u Keckova dalekohledu k podrobnému zkoumání galaxie J2135-0102 (z =3,1; vzdálenost 3,5 Gpc; stáří 2,1 mld. let po velkém třesku) s rozlišením 100 pc. Objevili tak v centru galaxie kompaktní obří molekulové mračno o průměru 1,3 kpc, v němž vznikají hvězdy rychlým tempem 40 M_☉/r a vytvářejí tak sféroidální výduť galaxie.

P. Capak aj. potvrdili neuvěřitelný rekord >1 kM_☉/r v tempu překotné tvorby hvězd u extrémně hmotné a svítivé galaxie typu SMG zásluhou pozorování v submilimetrovém pásmu spektra. Zářivý výkon galaxie s červeným posuvem z = 4,5 (vzdálenost 3,8 Gpc; stáří 1,35 mld. let po velkém třesku) dosahuje 10 TL_☉, což lze vysvětlit díky dobré morfologii soustavy jako důsledek probíhající srážky dvou galaxií, která započala před 5 mil. let. Zmíněný rekord však neměl dlouhého trvání, protože vzápětí nalezli D. Weedman a J. Houck pomocí SST v pásmu 7,7 μm infračervenou galaxii s rekordním zářivým výkonem téměř 10⁴⁰ W, čemuž odpovídá tempo tvorby hvězd 3,4 kM_☉/r.

J. Cooke aj. objevili prakupu galaxií s červeným posuvem z = 3,0, která se skládá z minimálně tří složek, obklopených společným halem o hmotnosti 10 TM_☉. Autoři se domnívají, že jde o příklad předchůdce bohatých kup galaxií o dnešních hmotnostech v rozmezí 10¹⁴ – 10^14.5 M_☉. Podobně G. Brunetti aj. pozorovali pomocí radioteleskopu GMRT na frekvencích 240 – 610 MHz obrovské rádiové halo kolem kupy galaxií Abell 521 (z = 0,25; vzdálenost 900 Mpc), jejíž složky splývají. Hmotnost hala o objemu 10 Mpc³ odhadli na 1 PM_☉ horkého plynu o teplotě 100 MK.

G. Lamer aj. ohlásili objev patrně největší kupy galaxií pomocí rentgenové družice Newton a binokulárního teleskopu LBT v poloze J0830+5241. Objekt ve vzdálenosti 2,4 Gpc známý také z infračerveného katalogu 2MASS má hmotnost řádu 10¹⁵ M_☉ a rovněž rekordní svítivost mezi všemi dosud známými kupami galaxií.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

A. Constantinová aj. zjistili, že AGN se nejčastěji vyskytují v prolukách (angl. voids) velkorozměrové struktury vesmíru, zatímco na stěnách proluk jsou vzácné. Není divu, že AGN nevykazují známky silné akrece intergalaktické látky, na rozdíl od silné akrece na běžné typy galaxií, jež se naopak koncentrují právě podél stěn (lívanců) velkorozměrové struktury.

J. Albert aj. využili nové aparatury MAGIC k objevu prvního zdroje vysokoenergetického záření gama J2032+4130 v pásmu energií řádu TeV. Potřebovali k tomu expozici dlouhou 4 dny, ale přesto je povaha zdroje zatím neznámá. F. Aharonian aj. však oznámili, že aparatura HESS nenašla do konce r. 2007 žádné stálé záření gama v pásmu 230 – 590 GeV pro 18 sledovaných AGN, přičemž citlivost přijímačů dosáhla 5 % intenzity záření gama z Krabí mlhoviny.

Úspěšnější byly teleskopy HESS při hledání energetických paprsků gama u blazarů. Podle týchž autorů zaznamenal HESS v letech 2005-06 slabé záření gama v pásmu 0,22 – 1,3 TeV na úrovni 3 % Kraba u blazaru PG 1553+113 (vzdálenost 1 Gpc). Spektroskopie pomocí VLT ESO v březnu 2006 nenašla však u tohoto zdroje žádné emisní ani absorpční čáry v blízké infračervené oblasti spektra. Podobně se podařilo zachytit během podzimu 2007 celkem 173 fotonů s energií >300 GeV u blazaru RGB J0152+017 (vzdálenost 320 Mpc), který je znám také jako proměnný zdroj rádiového záření.

Zato S. Vercellone aj. pozorovali v červenci 2007 silné zjasnění blazaru 3C-454.3 v pásmu energií 0,03 – 50 GeV pomocí italské družice AGILE. V maximu šlo dokonce o vůbec největší tok tvrdého záření gama od kvasaru, který byl kdy pozorován. Vzplanutí bylo viditelné také v oboru měkkého záření gama 18 – 60 keV a posléze i opticky. Tatáž družice zaznamenala v říjnu 2007 podle P. Giommiho aj. a A. Chena aj. ve spolupráci s družici Swift velké zjasnění blazaru S5 0716+714 (vzdálenost 1 Gpc) ve všech přístupných oborech spektra. Také u teleskopu VERITAS pozorovali V. Acciari aj. počátkem března 2008 výbuch blazaru W Comae (vzdálenost 400 Mpc) v pásmu gama >200 GeV.

J. Albert aj. spatřili pomocí teleskopu MAGIC velmi silný výbuch kvasaru 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc) v pásmu záření gama s energiemi 80 – 300 GeV, jenž se odehrál koncem února 2006. Jde o pozorování vysokoenergetických paprsků gama v rekordní vzdálenosti od Země, což svědčí o tom, že vesmírný prostor je pro vysokoenergetické záření gama průhledný daleko více, než se čekalo. Souběžně s tímto zvýšením toku v oboru energií >100 GeV se kvasar nacházel v silně vybuzeném stavu i v optickém oboru spektra.

A. Marscher aj. využili radiointerferometrie na velmi dlouhých základnách (VLBA) s úhlovým rozlišením 0,000 1′ ke zkoumání výtrysku z prototypu blazarů BL Lac (vzdálenost 275 Mpc). Shodou okolností je právě tento výtrysk namířen k Zemi, takže vidíme doslova do jeho jícnu o úhlovém průměru 0,000 5′. Z polarimetrie vyplývá, že ve výtrysku o průřezu 0,6 pc se nalézá tuhé šroubovicové magnetické pole, jež urychluje vyvrhované elektricky nabité částice na relativistické rychlosti. Zkroucení pole je nejspíš způsobeno rotací magnetosféry, anebo diferenciální rotací akrečního disku obklopujícího černou veledíru. Uvnitř výtrysku jsou také patrné jasné oblasti, které vydávají díky vysoké teplotě široké spektrum elektromagnetického záření od optických fotonů až po paprsky gama o energiích až 1 TeV.

F. Rieger a F. Aharonian tvrdí, že proměnné vysokoenergetické (<1 TeV) záření gama u klasických AGN vzniká díky elektronům odstředivě urychlovaným v těsném okolí černých veleděr, kde Lorentzovy faktory L dosahují hodnot řádu 10⁸! Nejhmotnější veledíry mají přitom při hmotnosti 3 GM_☉ Schwarzschildovy poloměry až 9 mld. km (60 AU, což odpovídá vnějšímu poloměru Edgeworthova-Kuiperova vnějšího pásu planetek). D. Alexander aj. ukázali, že pro AGN s červenými posuvy z ≈ 2 (vzdálenost ≈ 3 Gpc; stáří ≈ 10 mld. let; rentgenový zářivý výkon ≈ 10³⁷ W) vychází průměrná hmotnost černých veleděr v jejich centru na 100 MM_☉. Odtud vyplývá, že následkem akrece mohly do současnosti jejich hmotnosti vzrůst až na 400 MM_☉. Podle M. Kishimota aj. je zdrojem záření AGN opticky tlustý akreční disk, která je ohříván disipací gravitační energie černé veledíry.

M. Gierlinski aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton (pásmo 0,3 – 10 keV) v AGN RE J1034+396 (vzdálenost 170 Mpc) kvaziperiodické oscilace o délce přibližně 62 min, které lze patrně vysvětlit jako periodicky proměnnou dodávku hmoty do akrečního disku centrální černé veledíry o úctyhodné hmotnosti 10 GM_☉. Je to vůbec první případ kvaziperiodických oscilací u černé veledíry.

C. Hu aj. probrali optická a ultrafialová spektra 4 tis. kvasarů z přehlídky SDSS až do vzdálenosti 2 Gpc od nás. Ve spektrech se vyskytují soustavně červeně posunuté široké emise Fe II s rychlostmi 400 – 2 000 km/s a také červeně asymetrická vodíková čára H-β. To lze jednoduše vysvětlit tím, že veškerý zářící materiál padá na černé veledíry v centru kvasarů.

A. Weiss aj získali pomocí submilimetrového bolometru LABOCA radioteleskopu APEX pracujícího na vlnové délce 0,87 mm mapy oblastí překotné tvorby hvězd v aktivních galaxiích NGC 253, NGC 4945 a Cen A. Dostali tak při úhlovém rozlišení 20′ rozložení chladného prachu ve zmíněných galaxiích až do vzdálenosti 7,5 kpc od jejich center. Teplota prachu 17 – 20 K je prakticky táž jako v naší Galaxii, avšak v centrech překotné tvorby hvězd stoupá až na 40 K. Hmotnost plynu ve zmíněných galaxiích činí po řadě 2; 4 a 3 GM_☉; z toho teplejší plyn představuje asi desetinu uvedené hmotnosti. V nejzajímavější AGN Centaurus A dosahují elektrony urychlené v okolí jádra galaxie rychlosti až 0,5c ve vzdálenosti 2,6 kpc od centra, takže září synchrotronově.

M. Ackermann aj. se snažili pomocí aparatur AMANDA II (19 kabelů s 677 fotonásobiči, spuštěných do hloubek 1,5 – 2,5 km v ledu na jižním zeměpisném pólu) objevit kosmická neutrina, která by teoreticky mohla přicházet od AGN. Potenciální signál je však příliš slabý na to, aby se dal odlišit od mionů z kosmického záření. Jelikož pro neutrina s energiemi >10 PeV je Země neprůhledná, zaměřili se na oblast energií kolem 100 TeV, kde neutrina už bezpečně procházejí Zemí, takže kvůli odlišení šumu se berou v úvahu jen neutrina, přicházející do antarktických fotonásobičů ze zdrojů na severní polokouli. V letech 2000 a 2002 nenašli žádné signály od vysokonergetických neutrin, takže zatím lze blízká AGN vyřadit ze seznamu možných zdrojů kosmických neutrin.

A. Evans aj. využili nového detektoru HARP u mikrovlnného radioteleskopu JCMT na Havaji k objevu spektrálních čar HCN, CO a HCO⁺ v ultrasvítivé infračervené galaxii (ULIRG) Mrk 231 (vzdálenost 175 Mpc), v níž probíhá extrémně intenzivní tvorba hvězd a akrece plynu na centrální černou veledíru. Podařilo se jim totiž proniknout v tomto pásmu hustými oblaky plynu a prachu, jež značně omezují možnosti optických sledování dokonce i tak výkonnou kamerou, jakou je ACS na HST.

S. Bianchi aj. pozorovali pomocí HST a družice Chandra galaxii Mrk 463 (vzdálenost 200 Mpc) typu ULIRG a odhalili v jejím centru dvě svítivá jádra o rentgenových výkonech 1,5.10³⁶ W a 3,8.10³⁵ W. Jádra jsou od sebe navzájem vzdálena minimálně 4 kpc. Obě jádra lze klasifikovat jako AGN. Jde sice teprve o druhý známý případ binárního jádra v galaxiích (předtím byla dvě jádra objevena u ULIRG NGC 6240 [Oph; vzdálenost 120 Mpc] ve vzájemné vzdálenosti minimálně 1 kpc), ale podle názoru autorů musí být takové páry jader ve skutečnosti poměrně časté kvůli způsobu, jakým ULIRG vznikají.

Neméně zajímavý je podle S. Komossy aj. kvasar SDSS J0927+2943 (vzdálenost 2 Gpc), jenž se v optickém spektru honosí dvěma sestavami emisních čar. První z nich se vyznačuje velmi úzkými čarami, které jsou posunuty k modrému konci spektra vůči čarám týchž prvků (Balmerova série vodíku a vysoce ionizované zakázané čáry těžších prvků), jež vykazují naopak velmi široké spektrální profily. Autoři to interpretují jako projevy přítomnosti dvou černých veleděr, které původně obíhaly kolem sebe po zužující se spirále, ale nakonec nesplynuly, neboť ve shodě s modelovými výpočty založenými na numerické relativitě byla jedna veledíra vymrštěna z centra kvasaru vysokou rychlostí; v tomto konkrétním případě jde o rychlost minimálně 2650 km/s, což je dokladem silně anizotropního vyzařování gravitačních vln v původním těsném páru veleděr.

C. Impellizzeriová aj. objevili vodní maser na frekvenci 22 GHz v blízkosti černé veledíry uprostřed kvasaru MG J0414+0534 v rekordní vzdálenosti 3,4 Gpc díky značnému zesílení maserového signálu mezilehlou gravitační čočkou. Jeho zářivý výkon je dvakrát vyšší než u lokálních vodních maserů, což svědčí o tom, že před 11 mld. let byla obří molekulová mračna četnější a zářivější než dnes.

V. Dokučajev aj. se zabývali otázkou, jakým způsobem vznikají černé veledíry ve velmi raném vesmíru. Předpokládali, že tehdy bylo asi jedno promile hmotnosti vesmíru skryto v podobě kompaktních shluků prvotních černých děr, jež vznikly následkem fázových přechodů v extrémně raném vesmíru. Rozložení těchto shluků souhlasí také s centry kondenzací skryté látky vesmíru. Ke vzniku protogalaxií je zapotřebí shluků černých děr o hmotnostech na úrovni 10⁵ M_☉ v čase ≈270 mil. let po velkém třesku. Protogalaxie o typickém poloměru těsně pod 2 kpc a hmotnostech kolem 200 MM_☉ mají ve svých centrech již slité prvotní černé díry a svým vzhledem se podobají pozorovaným sféroidálním trpasličím galaxiím.

Slévání protogalaxií s haly skryté látky o hmotnostech těsně nad 200 MM_☉ pak vede k pozorované velkorozměrové struktuře vesmíru a růstu hmotnosti centrálních černých děr na výsledné veledíry. Takto posílené protogalaxie se pak dále slévají na současné galaxie, což vysvětluje, proč existuje přímá úměrnost mezi hmotnostmi černých veleděr galaxií a galaktických výdutí. Jelikož se během růstu odehrává až 10 tis. postupných slévání černých děr, je téměř nemožné najít dnes velkou a hmotnou galaxii, která by ve svém nitru neměla černou veledíru. Dnešní velké galaxie také oplývají haly skryté látky o hmotnostech až 1 TM_☉!

Autoři rovněž navrhli zvláštní scénář pro vznik aktivních kvasarů, v nichž slitý shluk prvotních černých děr dále roste díky akreci plynu ze svého okolí. Takto narůstající černá veledíra je obklopena halem skryté látky, což je sice poměrně vzácný jev, ale přesto dobře vysvětluje relativní zastoupení galaxií s aktivními jádry (AGN) v současném vesmíru.

Také J. Wang aj. počítali, co se děje s prvotními černými děrami o hmotnostech řádu 1 kM_☉ od času 140 mil. let do reionizace vesmíru v čase 750 mil. let po velkém třesku. Hmotnost prvotních černých děr se za tu dobu zvýší řádově stokrát a na jejich další růst do hmotnosti černých veleděr, které sídlí v nitrech kvasarů, stačí akrece lehce nad Eddingtonovou mezí. Životnost kvasarů, jejichž zdrojem energie je akrece na černou veledíru, se pak pohybuje na úrovni 1 mld. let. Černé veledíry také výrazně regulují tempo tvorby hvězd v galaxiích nejméně po dobu 3 mld. let po velkém třesku.

M. Vestergaard aj. odvodili z přehlídky SDSS DR3 na ploše 1644 čtv. stupňů oblohy funkci hmotnosti pro černé veledíry ve vzdálených kvasarech s výraznou aktivitou v bezprostředním okolí veleděr v jejich centru. Obdrželi tak pro 14,5 tis. kvasarů jasnějších než i ≈ 19 – 20 mag, jejichž vzdálenosti od nás se pohybují v rozmezí 1 – 3,8 Gpc, dobré odhady hmotnosti příslušných veleděr. Rekordní hmotnost veledíry v tomto statistickém souboru činí 3 GM_☉. Předpoklad, že zdrojem velkého zářivého výkonu kvasarů je akrece interstelární látky na velmi hmotnou černou díru, vyslovili jako první E. Salpeter, J. Zeldovič a I. Novikov již v r. 1964. Dnes už je to učebnicový poznatek.

S. Salviander aj. využili obřího 9,2m teleskopu HET v Texasu k podrobnému spektroskopickému studiu vzdálených (z až 0,3; tj. vzdálenost až 1 Gpc) osamělých galaxií z přehlídky SDSS. Zjistili tak, že většina z nich jeví velký rozptyl radiálních rychlostí v různých částech své struktury, což svědčí o vysokých hmotnostech příslušných centrálních černých veleděr. Dostali tak rozptyly až 444 km/s, čemuž odpovídá hmotnost příslušné černé veledíry 10 GM_☉. Současně zjistili, že pro hmotnosti veleděr >5 GM_☉ přestává platit přímá úměrnost mezi hmotností veledíry a výdutě dané galaxie; rovněž tak se zastaví růst zářivého výkonu galaxie v závislosti na hmotnosti příslušné veledíry.

M. Valtonen aj. předpověděli, že dráhy černých veleděr blazaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc) by měly vykazovat dva efekty obecné teorie relativity, vyplývající z jejich oběhu kolem společného těžiště, a to stáčení přímky apsid a zkracování oběžné periody. Na archivních snímcích od r. 1891 je totiž pozorovatelné výrazné podvojné (časový odstup 1 – 2 roky) zjasnění objektu až o 2 mag vždy po 12 letech, což je dobrý indikátor oběžné periody zmíněných černých veleděr. V polovině 90. let minulého století vznikla domněnka, že příčinou těchto zjasnění je „těsná dvojdíra“ složená z černých veleděr, jež kolem sebe obíhají po silně výstředné dráze. To nyní autoři skvěle potvrdili, když ukázali, že primární černá veledíra má rekordní hmotnost 18 GM_☉ a Schwarzschildův poloměr 350 AU, kdežto sekundární veledíra je proti ní úplný drobeček s hmotností i poloměrem 180krát menším, tj. 100 MM_☉ a 2 AU.

Sekundární veledíra na dráze o velké poloose 9,3 kAU a výstřednosti e = 0,66 tak během 12letého oběhu dvakrát protíná oblast akrečního disku kolem primární veledíry a to vede k dramatickým vzplanutím svítivosti ve všech myslitelných oborech spektra. Na základě předešlých vzplanutí v letech 1994 a 1995 autoři předpověděli, že v r. 2007 dojde v případě platnosti OTR ke zkrácení oběžné doby o 20 dnů, jednak díky vyzařování gravitačních vln ze soustavy a jednak kvůli stáčení přímky apsid o plných 39° za jediný oběh. To se na den přesně potvrdilo, když k maximu zjasnění kvasaru došlo 12. září 2007 a intenzita výbuchu byla větší než při předešlém maximu před 12 lety. Příští výbuch by měl začít v lednu 2016. Autoři také vypočítali, že obě veledíry se vinou gravitačního vyzařování slijí již za 10 tis. roků.

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

B. Scott Gaudi aj. vysvětlili záhadné zjasnění hvězdy GSC 3656-1328 (Cas; klidová jasnost 11 mag; sp. A0 V; vzdálenost 1 kpc) o 3,9 mag (40krát) v oboru V, které se odehrálo koncem října 2006. Světelná křivka zjasnění v trvání 10 d byla totiž krásně souměrná a achromatická, takže autoři dokázali, že šlo o výjimečný úkaz gravitační mikročočky, způsobený anonymní hvězdou o extrémně nízké hmotnosti, nebo dokonce pouhým hnědým trpaslíkem. Jelikož šlo o jasnou hvězdu a úkaz se odehrál kolem amerického svátku Halloween, byl v literatuře znám jako Záhada Halloween. Rozluštění záhady však může inspirovat trpělivé astronomy-amatéry k soustavnému číhání na podobně nápadné krátkodobé úkazy po celý rok.

Mimořádnou trpělivostí museli být obrněni J. Fohlmeisterová aj., když dlouhodobě sledovali proměnnost jasnosti čtyř čočkovaných obrazů kvasaru J1004+4112 (Einsteinův kříž; rozteč složek 15′; z = 1,73; vzdálenost 3,0 Gpc) od října 2006 do června 2007. Zjistili tak, že nejprve přichází signál od složky C, za ním se zpožděním 2,25 roku signál od B, načež o 41 d později signál od složky A a konečně minimálně o 3,4 roky později signál od složky D! Proměnnost kvasaru se tak dá sledovat opakovaně jakoby ze záznamu v celkovém intervalu téměř 6 let, což je přirozeně dosavadní rekord. Autoři odhadli hmotnost černé veledíry zmíněného kvasaru na 300 MM_☉.

Počet objevených dokonalých gravitačních čoček dosáhl v r. 2008 úctyhodných 50 Einsteinových prstýnků, za což vděčíme zejména přehlídce SDSS. Snad nejzajímavější je podle R. Gavazziho aj. případ čočky SDSS J0946+1006 v souhvězdí Lva, kde se čočkující galaxie nalézá ve vzdálenosti 0,8 Gpc od nás (z =0,2) a ta gravitačně zobrazuje trpasličí galaxii vzdálenou 1,7 Gpc (z =0,6; poloměr E. prstenu 1,4′) a ještě další slabounkou galaxii vzdálenou zhruba 3,4 Gpc s poloměrem E. prstenu 2,1′, což umožní jednak ověřit, jak se mění tempo rozpínání vesmíru v závislosti na čase, ale též zpřesnit stavovou rovnici skryté energie.

Jak uvedli N. Inada aj., počet všech gravitačních čoček v dosahu přehlídky SDSS bude zřejmě ještě daleko vyšší. V katalogu 3. vydání přehlídky na ploše 4,2 tis. čtv. stupňů nalezli celkem 46 tis. kvasarů a z nich vybrali 22,7 tis. těch, které v blízkém infračerveném oboru i byly jasnější než 19 mag. Jejich červené posuvy z se pohybovaly v rozmezí 0,6 – 2,2 (vzdálenosti 1,7 – 3,2 Gpc). V tomto souboru nalezli celkem 220 gravitačních čoček s úhlovými roztečemi čočkovaných obrazů kvasarů 1 – 20′, ale 90 % objektů vykazuje rozteče <2′. J. Hennaw aj. využili téže přehlídky k objevování obřích svítících oblouků, což jsou rovněž projevy gravitačního čočkování. Na ploše 8 tis. čtv. stupňů tak nalezli 240 kup galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 0,1 – 0,6 (vzdálenosti 0,4 – 1,7 Gpc) a mezi nimi 16, které čočkují obří oblouky a dalších 12 kup, u nichž je to pravděpodobné.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

A. Stockton aj. ukázali, že již v raném vesmíru se vyskytovaly hmotné obří galaxie, jež musely zřejmě vzniknout „shora dolů“, tj. zhroucením gigantických oblaků plynu, i když větší část galaxií vznikala spíše „zdola nahoru“, tj. postupným sléváním a kanibalizací trpasličích galaxií. T. di Matteová aj. shrnuli, že současný standardní kosmologický model doplněný o vliv kosmologické konstanty Λ v podobě skryté energie dává obecně dobrý souhlas s pozorováním velmi vzdáleného vesmíru. Autoři přitom zdůrazňují, že již raný vývoj vesmíru silně ovlivnily černé veledíry o hmotnostech >100 MM_☉. Nemusí však být totožné s dnes vůbec nejhmotnějšími černými veleděrami.

S. Driver aj. spočítali hustotu zářivé energie vesmíru v rozsahu 0,1 – 1 000 μm, na níž se v současné době největší měrou podílí vyzařování hvězd. Vyšlo jim, že v naší Galaxii činí tato hustota záření (1,6 ±0,2).10³⁵ W/Mpc³. Přes polovina tohoto záření uniká rovnou do intergalaktického prostoru vesmíru. Ještě krátká historická poznámka. V dubnu 2008 se dožila „penzijního“ věku 60 let zatím stále nejúspěšnější teorie o vzniku a vývoji vesmíru. Tehdy totiž vyšla v časopise Physical Review 77 (1948), str. 803-804 práce R. Alphera, H. Betheho a G. Gamowa: „The Origin of Chemical Elements“, která byla fakticky shrnutím hlavního výsledku Alpherovy doktorské disertace, tj. že v horkém raném vesmíru vznikly všechny chemické prvky postupným přibíráním neutronů k vodíku. Školitelem Alphera byl Gamow, který si byl vědom toho, že jde o průlom v popisu začátku existence vesmíru, a protože řecká abeceda začíná písmeny alfa-beta-gama, připsal mezi spoluautory slavného fyzika H. Betheho také proto, že práce vyšla přesně na Apríla...

Práce, které došla do redakce časopisu 18. února 1948, je dnes proto často označována jako αβγ a když později byla kritizována (název „Big Bang“ vymyslel kritik teorie F. Hoyle jako posměšek), Bethe napsal Gamovovi, že uvažuje o tom, že se dá přejmenovat na Zachariáše... Další výzkumy totiž ukázaly, že Alpherem navržený mechanismus vzniku chemických prvků nefunguje; troskotá na tom, že ve žhavém a hustém vesmíru tak nemohou vzniknout prvky s počtem nukleonů 5 a 8, takže se zadrhne hned po vzniku nepatrného množství lithia, berylia a bóru.

Alpher však ve své disertaci správně určil podíl prvotního vodíku a hélia (3:1 podle hmotnosti) a v pozdější práci společně s Gamowem a R. Hermanem dokonce předpověděl existenci rádiové ozvěny velkého třesku, jenže teorie αβγ měla tehdy tak špatnou pověst, že předpověď navzdory Alpherově snaze nikdo nebral vážně. Znechucený Alpher opustil v r. 1955 akademickou půdu a odešel do průmyslu.

Jak známo, Alpherem předpověděná rádiová ozvěna velkého třesku byla v r. 1965 bezděčně objevena A. Penziasem a R. Wilsonem jako tzv. reliktní záření. Bethe ovšem již v r. 1939 spočítal, že těžší chemické prvky mohou vznikat při termonukleárních reakcích ve hvězdách (Phys. Rev. 55, 434) a Hoyle společně se svými žáky manžely Burbidgeovými a americkým fyzikem W. Fowlerem ukázali v r. 1957 v historické práci B²FH (Rev. Modern Phys. 29, 547: „Synthesis of the Elements in Stars“), že přibírání neutronů funguje při výbuších supernov pro prvky počínaje mědí a konče uranem. Bethe, Penzias a Wilson i Fowler za své podíly na těchto objevech Nobelovy ceny získali, ale na Alphera, Gamowa a Hoyla se jaksi zapomnělo, přestože Alpherova doktorská obhajoba v r. 1948 byla společenskou událostí prvního řádu (v zasedací místnosti se tísnilo na 300 posluchačů včetně novinářů, kteří pak hlavní Alpherův výsledek publikovali v celostátních novinách pod palcovými titulky).

6.2. Problém skryté hmoty (angl. dark matter + dark energy)

L. Calderová a O. Lahav rekapitulovali vývoj fyzikálních názorů na povahu a vlastnosti gravitační interakce ve vesmíru. Názor, že gravitace by měla ubývat s druhou mocninou vzdáleností, vyslovil jako první v r. 1640 Ismael Bullialdu (1605-1694), kdežto I. Newton původně uvažoval o tom, že gravitace je přímo úměrná vzdálenosti objektů (Principia 1687, problém 77, teorém 37), k čemuž ho nejspíš inspiroval Hookeův zákon pružnosti těles z r. 1674. Newton se však i po vlastním objevu gravitačního zákona, v němž přitažlivá síla dvou hmotných těles klesá s 2. mocninou jejich vzdálenosti, domníval, že soustava hvězd je konečná, kdežto prostor vesmíru je nekonečný a za hvězdnou koulí je prázdný!

Nyní se možnost existence síly, která se vzdáleností těles lineárně roste, vrátila do kosmologie oklikou díky objevu skryté energie (dark energy), která se v nejjednodušším případě projevuje jako odpudivá síla rostoucí lineárně se vzdáleností, přičemž platí, že poměr w = (tlak/hustota) = -1. V tom případě se hustota skryté energie nemění s časem, takže během vývoje vesmíru postupně začíná převažovat nad hustotami zářící a skryté látky (dark matter).

Tušení o této možnosti měl již A. Einstein, když v r. 1917 zavedl do svých rovnic kosmologickou konstantu Λ a napsal, že pozorovací možnosti zatím nestačí na určení její velikosti. Od té doby se pozorovací možnosti astronomie nesmírně zlepšily a v současnosti už víme, že kosmologická konstanta určená z pozorování je docela blízká nule a je pravděpodobně konstantní v čase. Jak však zjistil v r. 1989 S. Weinberg, existuje příkrý nesoulad mezi hodnotou Λ z astronomických pozorování a z kvantové teorie - jde vůbec o nejhorší výsledek v dějinách přírodních věd vůbec, protože teoretická hodnota kosmologické konstanty je o 120 řádů (!!) vyšší, než astronomové měří.

Objev skryté energie tak vrhá temný stín na celou moderní kosmologii, ale ani astronomové ani fyzici kvůli tomu nevěší hlavu; naopak je to inspiruje k novým pozorováním i teoretickým úvahám o povaze vesmíru a podmínek, které v něm panují. Velmi nadějně probíhá projekt hledání baryonových akustických oscilací pomocí studia velkorozměrové struktury velmi vzdálených galaxií u australského teleskopu AAT. Studiem oscilací s charakteristickým rozměrem 150 Mpc lze totiž odhalit vliv skryté energie na tyto struktury. Náročný projekt má být dokončen už v r. 2010.

L. Guzzo aj. získali jasný údaj o zlomu v tempu rozpínání vesmíru měřením červených posuvů pro 10 tis. slabě svítících galaxií. Zlom, „zaviněný“ rostoucím vlivem skryté energie na tempo rozpínání vesmíru, nastává pro z = 0,8, tj. pro stáří vesmíru zhruba 7 mld. let po velkém třesku, což výborně souhlasí s údajem, který byl zveřejněn nezávisle již dříve díky svítivým supernovám třídy Ia a díky měřením fluktuací reliktního záření.

Pokud jde o skrytou látku, její projevy se začínají hledat i ve fyzikálních laboratořích. Podle Y. Butta totiž teorie naznačuje, že by částice skryté látky (WIMP) o hmotnostech až 600krát vyšších, než je hmotnost protonu, měly slabě interagovat s látkou zářící, ale zatím se žádné interakce nepodařilo pozorovat. K nejslibnějším projektům v tomto směru patří spektrometr AMS v ceně 1,5 mld. dolarů, jenž má být umístěn na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) a dále možnost „vyrobit“ WIMPy v obřím urychlovači LHC v laboratoři CERN. Mezitím S. Aadler aj. oznámili, že v prostoru mezi Zemí a Měsícem je nanejvýš 1,5.10¹⁵ kg skryté látky.

K nejnadějnějším výsledkům uveřejněným v r. 2008 patří pozorování z experimentu ATIC uskutečněná NASA při 14denních výstupech balónu v Antarktidě do výšky 35 km v letech 2000 a 2002. Podle J. Changa aj. zaznamenala aparatura v balónu třetinový přebytek elektronů a pozitronů v energetickém pásmu 300 – 800 GeV (s vrcholem pro energie 620 GeV a ostrým poklesem u 800 GeV), za který by případně mohly interakce zářící látky s WIMPy. Podobný přebytek pozitronů v pásmu energií 10 – 100 GeV zaznamenala podle P. Picozzy aj. také italská družice PAMELA, která pracuje na eliptické oběžné dráze 350 × 610 km od léta r. 2006.

L. Strigeri aj. zjistili při podrobném sledování 23 satelitů naší Galaxie o svítivostech v rozmezí 10³ – 10⁸ L_☉, že v jejich centrálních 300 pc se nachází vždy stejné množství hmoty 10 MM_☉. Přitom sféroidální trpasličí galaxie obsahují velmi málo plynu, takže v této centrální oblasti už hvězdy nevznikají a optická svítivost těchto satelitů je neobvykle nízká. To znamená, že převážnou část jejich hmotnosti tvoří skrytá látka s hustotou 0,1 M_☉/pc³.

V současné době se do středu pozornosti kosmologů dostávají „horké“ kupy galaxií, jejichž geometrický rozsah se pohybuje v rozmezí 1 – 3 Mpc a úhrnné hmotnosti dosahují 10¹⁴ – 10¹⁵ M_☉. Ukazuje se, že v průměru 80 % jejich hmotnosti představuje skrytá látka a zbylých 20 % difuzní horké vnitrokupové plazma, takže na hvězdy, mezihvězdný prach a studený plyn připadá zcela zanedbatelný zlomek hmotnosti kupy!

6.3. Základní kosmologické parametry

S. Allen aj. využili pozorování 42 horkých kup galaxií rentgenovou družicí Chandra, vzdálených od nás v rozmezí 0,2 – 2,5 Gpc, k určení podílu látky a skryté energie na hustotě hmoty vesmíru. Dostali tak podíl látky (zářící a skryté dohromady) Ω_m = (0,28 ±0,06) a skryté energie Ω_Λ = (0,86 ±0,21), přičemž konstanta stavové rovnice skryté energie w = (-1,14 ±0,31) naznačuje, že její hustota se nemění s časem. Pokud se tyto výsledky zkombinují s nezávislými údaji získanými pomocí měření jasnosti vzdálených supernov třídy Ia a s měřením fluktuací reliktního záření pomocí družice WMAP, dostáváme ostřejší meze, tj. Ω_m = (0,25 ±0,02) a w = (-0,98 ±0,07). N. Inada aj. a M. Oguri aj. využili k témuž cíli přehlídky SDSS DR3, z níž vybrali údaje o téměř 23 tis. kvasarech jasnějších než 19 mag na ploše téměř 4,2 tis. čtv. stupňů oblohy. V tomto obsáhlém souboru pak našli 220 kvasarů, zobrazených mezilehlými gravitačními čočkami, když jednotlivé obrazy kvasarů se nacházely v úhlových roztečích 1 – 20′. Odtud pak dostali parametry Ω_m = 0,26; Ω_Λ = 0,74 a w = -0,1.

A. Barrau aj. využili pozorování četnosti paprsků gama v energetickém pásmu 0,1 – 10 TeV k určení spodní meze hodnoty H₀ = 74 km/s/Mpc. N. Liang aj. odvodili z údajů o 42 zábleskových zdrojích záření gama (GRB) ve vzdálenostech 2,8 – 3,9 Gpc (z v rozmezí 1,4 – 6,6) následující kosmologické parametry nezávislé na kosmologickém žebříku vzdáleností: Ω_m = 0,25; Ω_Λ = 0,75 a w = -1,05.

J. Coles aj. využili zpoždění signálů podél různých drah od 11 vzdálených kvasarů zobrazených gravitačními čočkami k odhadu stáří vesmíru a obdrželi tak hodnotu 13,7 mld. let s chybou 13 %. Podobně C. Vuissoz aj. sledovali po dobu tří let (březen 2004 až květen 2007) změny jasnosti čtyř čočkovaných obrazů kvasaru WFI J2033-4723 (z = 1,7; vzdálenost 3 Gpc) a odtud obdrželi H₀ = (65 ±2) km/s/Mpc.

G. Tammann aj. porovnali vzdálenosti 24 galaxií, v nichž lze pozorovat jak vrchol větve červených obrů, tak proměnné typu RR Lyr a cefeidy a odvodili tak dosti přesnou hodnotu Hubbleovy konstanty H₀ = (62 ±5) km/s/Mpc, která však v mezích chyby nesouhlasí s hodnotou H₀ odvozenou z klíčového projektu HST a s pozorováním reliktního záření. Rozdíl by prý mohl být způsoben tím, že proslulá kosmologická konstanta Λ se ve skutečnosti s časem mění, takže jde o tzv. kvintesenci.

G. Tammann aj. se v navazující práci zabývali určováním H₀ ve vzdálenostech 4,5 – 30 Mpc, kde se podle jejich názoru nyní podstatně zlepšily možnosti přesných měření vzdáleností. Spodní mez vzdálenosti je dána skutečností, že pro bližší galaxie nelze odlišit rozpínání vesmíru od náhodných (pekuliárních) radiálních rychlostí galaxií, kdežto horní mez je dána končícím souběhem jednotlivých souborů údajů: hvězdy typu RR Lyr lze pozorovat jen do vzdálenosti 6 Mpc a cefeidy jen do 15 Mpc. Pro větší vzdálenosti tak zbývají jen červení obři a supernovy Ia jako dobré standardní svíčky. Do vzdálenosti 30 Mpc tak mohli spolehlivě určit vzdálenosti 279 galaxií, jednak pomocí cefeid, ale též díky proměnným typu RR Lyr, supernovám tříd II a Ia a určováním polohy špičky větve červených obrů v diagramu H-R. Autoři tak dostali pro proměnné typu RR Lyr hodnotu H₀ = 63 v jednotkách km/s/Mpc, kdežto pro cefeidy H₀ = 63 a pro supernovy Ia H₀ = 61 v týchž jednotkách. Vážený průměr pak činí H₀ = (62 ±1,3), opět ve zřetelném rozporu s kanonickou hodnotou z HST a družice WMAP (H₀ = 73). Linearita Hubbleova vztahu mezi červeným posuvem a vzdáleností je podle nich zaručena až do vzdálenosti 286 Mpc (z ≈ 0,07).

Autoři ve své práci rovněž připomněli rozhodující zásluhu W. Baadeho, jenž na základě pozorování 2,5m teleskopem na Mt. Wilsonu v průběhu druhé světové války (kdy měl k dispozici neomezené množství pozorovacího času a v Los Angeles bylo nařízeno zatemnění) zjistil, že nulový bod závislosti vztahu jasnosti a svítivosti proměnných třídy RR Lyr byl silně podceněn, takže následkem této korekce prakticky ztrojnásobil vzdálenost galaxie M31.

M. Rowan-Robinson rekapituloval dějiny konstrukce astronomického žebříku vzdáleností od starověku, kdy ve III. stol. před n.l. uměl Eratosthenes určit rozměry Země s přesností na 10 %. O století později dokázal Hipparchos změřit vzdálenost Měsíce s chybou pouhých 2 %. M. Koperník v XV. stol. znal vzdálenost Slunce s přesností na 5 % a F. Bessel změřil v r. 1838 vzdálenost hvězdy 61 Cyg rovněž s chybou 5 %. Další příčky astronomického žebříku vzdáleností poskytla fotometrie a spektroskopie. Nejprve v r. 1912 objevila H. Leavittová proslulý vztah mezi periodou P a zářivým výkonem (svítivostí L) pro cefeidy v Malém Magellanově mračnu. Vztah P-L se podařilo brzy kalibrovat pomocí cefeid v naší Galaxii a měl rozhodující význam pro kosmologii, zejména když E. Hubble našel v r. 1924 cefeidy v galaxii M31 a v r. 1929 objevil závislost červeného posuvu z ve spektru galaxií na jejich vzdálenosti od nás.

Souběžně našli A. Fridman v r. 1922 a G. Lemaitre v r. 1927 řešení Einsteinových rovnic pro vesmír, což po Hubbleově objevu z r. 1929 vedlo k propracování modelů rozpínajícího se vesmíru, v nichž klíčovou roli hraje Hubbleova konstanta H₀, která automaticky určuje i stáří vesmíru. Bohužel, počáteční určení hodnoty H₀ bylo zatíženo velkou soustavnou chybou, protože nulový bod stupnice vzdáleností cefeid byl výrazně chybný až do r. 1954. Následkem toho byly vzdálenosti galaxií soustavně podceněny téměř o řád, takže vycházelo nesmyslně krátké stáří vesmíru necelé 2 mld. let. V r. 1958 zjistil A. Sandage, že část chyby pochází z chybné identifikace jasných hvězd v cizích galaxiích. Ve skutečnosti šlo o jasné uzlíky mezihvězdného vodíku (H II). Sandage tak snížil hodnotu H₀ na cca 75 km/s/Mpc, čemuž odpovídá přijatelné stáří vesmíru kolem 10 mld. let.

Z klíčového projektu HST vyšlo v r. 2001 W. Freedmanové a R. Kennicuttovi H₀ = (72 ±8) km/s/Mpc a z pozorování družice WMAP z r. 2007 vyplývá (73 ±3), tj. chyba pod 5 %, přičemž systematické chyby jsou zcela potlačeny. K tomu je ovšem třeba připočítat nedávný objev zrychleného rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadního věku, které vede nakonec k velmi přesné hodnotě stáří vesmíru 13,7 mld. let s chybou pouhého 1 %.

6.4. Reliktní a kosmické záření

Na základě pětiletých údajů z družice WMAP odvodili G. Hinshaw aj., že v době 380 tis. let po velkém třesku se skládala hmota vesmíru ze 63 % skryté hmoty; 15 % energetických fotonů; 12 % baryonů a 10 % neutrin. Podíl jednotlivých složek hmoty vesmíru se pak měnil, tj. podíl skryté hmoty (skrytá látka plus skrytá energie) plynule vzrůstal na úkor ostatních složek hmoty vesmíru vinou (či zásluhou?) vzrůstajícího podílu skryté energie, která dnes představuje již (72 ±1,5) % hmoty vesmíru, kdežto skrytá látka stagnuje na (23 ±1) % a podíl zářící hmoty vesmíru klesl na pouhých (4,6 ±0,15) %. Šerověk vesmíru skončil v době 500 – 800 mil. let po velkém třesku. Stáří vesmíru činí dnes (13,73 ±1,3) mld. let.

Podle C. Bennetta aj. měření WMAP rovněž potvrdila, že kosmologická inflace (rozfouknutí vesmíru) se odehrála v čase 10^-32 s po velkém třesku, čímž se „vyhladily vrásky“ novorozeného vesmíru. Nejpřesnější hodnota teploty reliktního záření vychází na 2,725 K a geometrie vesmíru je skutečně plochá. Z rozboru akustických vrcholů fluktuací teploty reliktního záření dostáváme též poměr baryonní (zářící) a nebaryonní (skryté) látky 1:5,5.

M. Poje aj. měřili poměr mezi slunečním a galaktickým kosmickým zářením v zemské atmosféře při leteckých pozorováních. Ukázali, že do výšky 1 km nad terénem je hlavním zdrojem ionizace vzduchu radon, vyvěrající ze země. Nad touto výškou je však převažující příčinou ionizace atmosféry galaktické kosmické záření, ale sluneční složka není úplně zanedbatelná, zejména během maxim sluneční činnosti. Kosmické záření ve vysoké atmosféře se skládá z 86 % z urychlených protonů a 11 % částic alfa (jader helia), dále 2 % elektronů a 1 % těžších jader.

K. Murase aj. ukázali, že rázové vlny při akreci materiálu a splývání objektů v kupách galaxií mohou být zdrojem urychlených protonů s energiemi mezi „druhým kolenem“ (10^17,5 eV) a „kotníkem“ (10^18,5 eV) energetického spektra kosmického záření, což by se dalo nepřímo ověřit v nových experimentech detekce neutrinového pozadí v Antarktidě a pod hladinou Středozemního moře. G. Benford a R. Protheroe se domnívají na základě modelových simulací, že zdrojem extrémně energetického (>10 EeV) kosmického záření jsou usměrněné výtrysky plazmatu z galaxií s aktivními jádry (AGN). Šroubovicové magnetické pole v kuželovitém výtrysku prý dokáže urychlit elektricky nabité částice až na energie řádu ZeV, tedy dokonce nad mez GZK (Greisenova-Zacepinova-Kuzminova mez), jež je způsobena interakcí extrémně energetického kosmického záření s fotony reliktního záření. V některých výtryscích je tak utajena energie až řádu 10⁵³ J (při výbuchu supernovy Ia se uvolňuje energie 10⁴⁴ J). Podle T. Heina a F. Spaniera hraje energetické kosmické záření z výtrysků významnou roli při přenosu energie v eliptických galaxiích a podle M. Jubelgase aj. též zvyšuje tlak v interstelárním prostředí i v naší Galaxii.

G. Schilling komentoval první vědecké výsledky, získané mezinárodní Observatoří Pierra Augera v provincii Mendoza v Argentině, jejíž modulová výstavba byla dokončena před Vánoci 2008. Na výstavbě Observatoře se podílelo 90 vědeckých institucí z 18 států Evropy, Severní i Jižní Ameriky a Austrálie, mezi nimiž je také Česká republika. První vědecká měření však byla získávána už od ledna 2004, když bylo v činnosti 750 z celkového počtu 1 600 pozemních Čerenkovových detektorů a polovina z plánovaných 24 světelných komor pro sledování fluorescenčních záblesků spršek energetického kosmického záření v zemské atmosféře. Do konce r. 2007 tak byly získány údaje o 27 primárních částicích kosmického záření s energiemi >57 EeV. Při tak vysokých energiích lze získat dosti přesné údaje o poloze zdroje, z něhož vylétají částice o rychlosti jen nepatrně menší, než je rychlost světla (na vzdálenost 1 světelného roku se proti fotonům opozdí jen o 46 nanometrů!).

Koncem r. 2008 byla Observatoř uvedena do plného provozu. Výhodou experimentu je vzájemná kalibrace dat z pozemních a atmosférických detektorů kvůli přesnějšímu určení směru příletu a energie příslušných elektricky nabitých částic primárního kosmického záření. Lze očekávat, že během prvních 10 let provozu budou k mání statisticky významné údaje o rozmístění zdrojů tohoto nevídaně energetického záření ve vesmíru. Pak by se totiž mohlo konečně zdařit objasnit mechanismy urychlování těchto částic na energie nesrovnatelně vyšší, než dokážeme získat v podzemních obřích urychlovačích (≈10 TeV).

P. Sokolsky oznámil, že mezinárodní konsorcium amerických a japonských odborníků uvedlo za 17 mil. dolarů počátkem r. 2008 do provozu novou aparaturu TA (Telescope Array) pro sledování kosmického záření extrémních energií (0,03 – 10 EeV) v západním Utahu, když na ploše 730 km² rozmístili v mříži o rozteči 1,2 km 576 plastových scintilátorů, jež zaznamenávají příchod sekundárních spršek kosmického záření. Souběžně je tatáž oblast monitorována třemi teleskopy, které zaznamenávají fluorescenční záblesky při průletu sekundárních spršek zemskou atmosférou.

6.5. Kosmologické principy

C. Graney se věnoval dobovým pokusům slavných astronomů ověřit Koperníkův princip (Země nemá ve vesmíru výsadní postavení) pozorováním. Tak např. Galilei si myslel, že vidí hvězdy jako kotoučky, protože jasnější hvězdy se mu v jeho dalekohledech zdály úhlově větší, v rozmezí od zlomků až do několika obloukových vteřin. Pochopitelně pak počítáním hvězd různých magnitud dostal funkci četnosti, která Koperníkovu principu rovnoměrného zaplnění vesmíru hvězdami vyhovovala. Z pozorování dvojhvězdy Mizar v r. 1617 usoudil, že jasnější složka má úhlový průměr 3′ a slabší 2′, takže při rozteči 10′ mezi nimi mu vyšlo, že dvojhvězda je od nás asi 300krát dál než Slunce. Odtud odhadoval, že jasnější hvězdy jsou od nás vzdáleny stovky AU, kdežto slabší až 2 kAU. Ve skutečnosti byla rozlišovací schopnost Galileových teleskopů v nejlepším případě 2′, takže všechny tyto odhady podceňovaly vzdálenosti hvězd minimálně o 3 řády. Podobně ztroskotal Tycho Brahe, jenž sice ověřil počítáním hvězd různých jasností, že hvězdy jsou nejspíš podobné Slunci, ale pak vyrukoval s naprosto neudržitelnou představou, že sice planety Sluneční soustavy obíhají kolem Slunce, ale Slunce s nimi obíhá kolem Země.

V posledních letech se někteří pozorovatelé pokoušejí ověřit domněnku, že kosmologický princip o stejných vlastnostech vesmíru neplatí jen v prostoru, ale také v čase. K tomu cíli je nutné změřit hodnotu některé fyzikální konstanty v laboratoři nebo v blízkém kosmickém okolí Země a porovnat ji s hodnotou získanou astrofyzikálními pozorováními ve velmi vzdáleném vesmíru. Několik takových pokusů se týká konstanty jemné struktury α, kterou lze charakterizovat sílu elektromagnetické interakce. Lze ji vypočítat přesným změřením náboje elektronu, Planckovy konstanty h a rychlosti světla. Ze současných měření známe její velikost (≈1/137) s relativní přesností 4.10^-10. Podle M. Murphyho lze případnou časovou proměnnost α ověřovat pozorováním absorpčních spekter kvasarů vzdálených až 3,5 Gpc. Pozorování spektrografem UVES ESO dává pro relativní časovou změnu α v intervalu 10 mld. roků hodnotu (-0,06 ±0,06), čili nejspíš se α v čase nemění s relativní přesností (6 ±4).10^-6. M. Murphy aj. také ukázali pozorováním molekulových absorpcí ve spektru kvasaru B0218+357, že za posledních 7 mld. let se poměr hmotností protonu a elektronu v relativní míře změnil nanejvýš o 1,8.10^-6.

Celá řada vlastností vesmíru se jeví čím dál tím více jako velmi přesně vyladěná pro možnost existence života a zejména pak člověka na Zemi. To vede na jedné straně k posilování významu proslulého antropického principu („vesmír předem věděl, že přijdeme“), ale odpůrci tohoto filosofického postupu stále častěji a hlasitěji tvrdí, že vesmír je jen prvkem tzv. multiversa, množiny navzájem nesouvisejících „vesmírů“, v nichž většinou tak přesně vyladěné podmínky neplatí - v tom případě se nemůžeme divit, že jsme vyhráli první cenu ve vesmírné loterii. B. Carr a G. Ellis však v r. 2008 kritizovali domněnku o multiversu jako nevědeckou, protože si nedovedou představit, jak by se dala dokázat. Háček je ve zmíněné nesouvislosti vesmírů - abychom domněnku o multiversu mohli experimentálně ověřit, potřebovali bychom prokázat nějakou fyzikální interakci „cizího“ vesmíru s „naším“ vesmírem, ale od toho okamžiku by bylo nevyhnutelně nutné začlenit tento konkrétní „cizí“ vesmír do „našeho“ vesmíru.

6.6. Astročásticová fyzika

Astročásticová fyzika se v uplynulých dvaceti letech konstituovala jako průnik kosmologie, částicové fyziky a astrofyziky. Od r. 1992 má už svůj vlastní časopis (Astroparticle Physics) s vysokým impaktním faktorem (4,1). To je důvod, proč tomuto stále významnějšímu oboru věnuji od Žní v r. 2006 samostatný odstavec. V r. 2006 vznikla evropská iniciativa ASPERA (akronym ze slov AStro Particle ERAnet) 17 států včetně Česka. V září 2008 se konalo v Bruselu zasedání, na němž byla schválen plán rozvoje astročásticové fyziky v Evropě v rámci 7. výzkumného programu EK, který zahrnuje experimenty v CERN, výzkum neutrin, kosmického záření, astronomii záření gama, skryté látky a gravitačních vln.

E. Rollinde aj. se pokusili vysvětlit skutečnost, že nuklid ⁶Li je v současných hvězdách zastoupen o tři řády hojněji, než jak vyplývá z modelů nukleogeneze ve velmi raném vesmíru. Ukázali, že o nadbytek jader Li, Be a B se postaraly supernovy, jež po výbuchu vysílají také dostatečně intenzivní proud energetických částic kosmického záření, jež rozbíjejí v intergalaktickém prostoru jádra C, N a O, a tak zvyšují zastoupení zmíněných lehkých jader ve hvězdách dalších generací.

V r. 1957 publikovali E. a G. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle v časopise Reviews of Modern Physics 29 (1957), 547 pod titulem „Synthesis of the Elements in Stars“ jednu ze stěžejních prací v astrofyzice uplynulého století (práce až dosud získala přes 1 100 citací). K 50. výročí publikace uveřejnil G. Burbidge v časopise Science v březnu 2008 osobní vzpomínku na okolnosti vzniku a ohlasu zmíněné klíčové práce. První verzi práce napsali manželé Burbidgeovi, ale text pak přepsali W. Fowler a F. Hoyle, který byl školitelem Burbidgeových. Výslednou verzi pak rukou společnou a nerozdílnou redigovali všichni čtyři autoři. Jak známo, v r. 1983 byl za tuto práci poctěn Nobelovou cenou za fyziku jen W. Fowler (druhou polovinu ceny tehdy získal S. Chandraskhar za své studie o stavbě bílých trpaslíků), což však podle Burbidgeova názoru byla zjevná křivda na Hoyleovi, protože autoři společné práce se velmi významně opírali o předešlé Hoyleovy průkopnické studie z let 1946 a 1954, jež v práci B²FH pochopitelně citovali.

M. Ackermann aj. instalovali v antarktickém projektu pozorování vysokoenergetických neutrin AMANDA 19 svislých kabelů v ledu do hloubky 2,5 km. Na kabelech je v pravidelných roztečích zavěšeno celkem 677 fotonásobičů. Během let 2000-2002 hledali Čerenkovovy záblesky od neutrin s energiemi >100 TeV, leč bezúspěšně. Kvůli vyloučení vlivu kosmického záření totiž registrují jen neutrina, která přišla do Antarktidy „zespodu“, tj. skrze celé těleso zeměkoule, jenže případný signál zaniká v přívalu sekundárních mionů kosmického záření, které do detektoru přicházejí „shora“. Nepřítomnost silnějšího signálu od kosmických neutrin však téměř vylučuje možnost, že by zdroji kosmických neutrin byly galaxie s aktivními jádry (AGN). Podobně negativně dopadl pokus R. Abassiho aj. nalézt známky průchodu elektronových neutrin „zespodu“ v americkém detektoru kosmického záření HiRes II v Utahu.

Zato V. Dadykin a O. Rjažskaja oznámili, že v záznamech detektoru slunečních neutrin LSD (pod Mt. Blankem) byla zachycena 4 energetická (5 – 11 MeV) neutrina od supernovy 1987A (VMM) 23. února 1987 ve 2:53 h UT v rozmezí 10 s. O 4:42 h později následovalo 12 neutrin s energiemi 6 – 35 MeV v japonském detektoru Kamiokande v rozmezí 12 s a souběžně 8 neutrin v americkém detektoru IMB v rozmezí 6 s s energiemi 20 – 40 s. O minutu po nich zaznamenal LSD přílet dalších dvou neutrin. E. Aleksejev a L. Aleksejeva k tomu připojili údaje, získané v týchž časech pomocí scintilačních detektorů v Baksanské observatoři pod horou Andyrči na Kavkaze v hloubce 850 m pod povrchem. Podle nich bylo v čase 2:52 UT zachyceno 5 neutrin v experimentu LSD, ale též 2 neutrina v Baksanu, a to v souhrnném intervalu 50 s. V Baksanu pak zaznamenali dalších 5 neutrin v rozmezí dvou minut počínaje 7:35 UT. Na jedné straně je potěšitelné, že teorie výbuchu supernov byla těmito unikátními pozorováními ve čtyřech experimentech od Japonska přes Kavkaz a Evropu až po USA v zásadě potvrzena, ale na druhé straně popsaný průběh neutrinového vzplanutí ve dvou epizodách oddělených bezmála pěti hodinami v čase je naprosto záhadný.

Zatímco výzkum neutrin se dále rozvíjí jak v laboratorním měřítku, tak při studiu neutrin přicházejících z kosmu, astrofyzika vysokých energií prodělává krizi zejména vinou rozhodnutí vlád USA a Velké Británie, které omezily podporu projektů astročásticové fyziky. Ve Spojených státech kvůli šetření uzavřeli v r. 2008 lineární urychlovač SLAC na Stanfordově univerzitě v Kalifornii a též urychlovač se vstřícnými svazky elektronů a pozitronů CESR na Cornellově univerzitě. Zastaven byl též projekt Stellarator (řízená termonukleární fúze) v Princetonu, jenž měl být dokončen v r. 2013. Podobně se neustále zpožďuje výstavba velkého mezinárodního tokamaku ITER, protože původní rozpočet 5 mld. dolarů z r. 2001 byl zřejmě nerealistický, takže v r. 2008 byl odhad nákladů zvýšen na 12 mld. dolarů a dokončení výstavby odsunuto na r. 2018.

Uvažuje se i o brzkém ukončení činnosti obřího urychlovače Tevatron ve Fermilabu, který v r. 2008 oslavil 25 let provozu. Snížil se též podíl USA na financování budoucího mezinárodního obřího lineárního urychlovače ILC, jenž by měl stát asi 7 mld. dolarů a o jehož výstavbu usilují zejména Japonci. Velká Británie dokonce v r. 2008 z projektu ILC zcela vycouvala. Zpozdilo se však i dokončení největšího urychlovače na světě, tj. LHC v CERNu, když Velká Británie omezila svou podporu tohoto ambiciózního evropského projektu za 5 mld. euro, na jehož činnosti se však hodlá podílet dokonce i 1,3 tis. amerických fyziků!

První protony sice úspěšně proběhly kruhovou trubicí urychlovače LHC počátkem září 2008, ale při dalším pokusu 19. září došlo k těžké havárii, kdy se vinou nedokonalého svaru u supravodivého Ti-Nb magnetu ohřál spoj mezi magnety na teplotu >2 K, takže kapalné hélium v jeho okolí ztratilo supravodivost a spojovací kabel dlouhý 1 m se během milisekundy roztavil proudem 9 kA. Vzniklý oblouk prorazil vakuovou nádobu, následkem čehož se kapalné hélium změnilo v plyn, magnet o hmotnosti 35 t byl vyrván ze svého betonového lože a 6 t hélia se vypařilo do tunelu, přičemž bylo poškozeno celkem 53 magnetů, každý z nich v ceně 700 tis. euro. Oprava si vyžádala pozvolné ohřátí celého oktantu 154 magnetů na pokojovou teplotu, což trvalo měsíc. Pak následovala složitá operace vytažení poškozených magnetů o délce 15 m svislou šachtou na povrch, kde se pak od začátku listopadu 2008 magnety opravovaly, čistily od sazí, nebo postupně vyměňovaly. Opravy v ceně 23 mil. euro probíhaly až do léta 2009. Rozsahem, složitostí a technologickými inovacemi se ovšem výstavba LHC přirovnává k americkému projektu pilotovaných letů Apollo z let 1961-72.

Současné domněnky o povaze skryté látky (dark matter) ve vesmíru se točí kolem předpokladu o existenci velmi hmotných částic WIMP slabě interagujících se zářící (baryonovou) látkou. Y. Butt soudí, že z pozorovaného přebytku elektronů při energiích kolem 620 GeV (viz odst. 6.2.) vyplývá, že platí Kaluzova-Kleinova domněnka o vícerozměrové povaze prostoru spíše než supersymetrická teorie SUSY. V tom případě by mohl urychlovač LHC v CERN částice WIMP pozorovat; jejich energie by měly být v rozsahu 300 – 800 GeV a hmotnosti kolem 600násobku hmotnosti protonu.

Částice WIMP se hledaly také v experimentech CDMS II v podzemní laboratoři v dole Soudan ve státě Minnesota a XENON 100 v italském pohoří Gran Sasso. V experimentu CDMS II by se měly interakce WIMP s částicemi baryonové látky měly projevit vibracemi obřích krystalů Ge a Si (B. Sadoulet aj.); v citlivějším experimentu XENON 100 se používá 100 kg kapalného xenonu, v němž by mělo několikrát do roka docházet k pružnému rozptylu WIMP na jádrech atomů xenonu (E. Aprileová aj.). Oba experimenty však zatím nezaznamenaly ani jedinou interakci.

6.7. Relativistická astrofyzika

T. Philbin aj. ukázali, že teoreticky předvídané Hawkingovo vyzařování na horizontu černé díry lze simulovat pomocí světlovodu. Jestliže vznikají vlny v prostředí, které se nezávisle na vlnách pohybuje, pak v něm vznikne umělý horizont v okamžiku, kdy rychlost pohybu prostředí překročí vlnovou rychlost. Prostoročasová geometrie černé díry připomíná řeku, jejíž rychlost toku nad vodopádem se zrychluje. Pokud proti proudu řeky postupují vlny konstantní rychlostí, tak na přepadu vodopádu je rychlost říčního proudu už tak vysoká, že vlny už nedokáží postupovat proti proudu a rychlý proud řeky je strhává zpět. Přepad vodopádu má tudíž analogické postavení jako obzor událostí černé díry. Naopak teče-li řeka do oceánu, postupně se poblíž ústí své delty zpomalí. Vlny, postupující z oceánu proti proudu řeky se v jejím ústí zastaví, protože nedokáží překonat stále rychlejší říční proud ve vnitrozemí, což je analogie bílé díry, do níž nemůže nic spadnout.

Jelikož Hawkingovo záření standardních černých děr má nižší teplotu, než je teplota reliktního záření, není naděje, že bychom ho objevili pozorováním v kosmickém prostoru. V laboratoři však můžeme využít světlovodů, kde na stálý svazek infračerveného záření působíme v protisměru krátkými optickými impulsy, čímž vytvoříme na čele optického impulsu horizont bílé díry, který podle Hawkingova modelu musí vydávat modře posunuté záření optického impulsu, což se autorům vskutku podařilo pozorovat. Souběžně s experimenty pokročilo v letech 2005-06 výrazně také programování v tzv. numerické relativitě, které umožňuje poprvé realisticky simulovat jevy, související s dynamikou pohybu černých děr a veleděr. Jak uvedli A. Gualandrisová a D. Meritt, lze vymrštit černou veledíru o hmotnosti až 10 GM_☉ z jádra galaxie rychlostí až 4 tis. km/s, což je více než 1 % rychlosti světla. To znamená, že taková černá veledíra opustí hranice mateřské galaxie nejpozději za 100 mil. let a takové svižné černé veledíry se mohou v intergalaktickém prostoru zcela nepozorovány stále potulovat.

K. Belczynski aj. ukázali, že splývání neutronových hvězd s hvězdnými černými děrami, resp. dvou hvězdných černých děr, je velmi vzácné a týká se nanejvýš jen 1 % takových soustav, pokud mají příslušné černé díry nízký spin. Jakmile však spin černé díry stoupne na hodnotu >0,5, může se kolem ní vytvořit akreční torus, který pak usnadní splynutí, což se projeví zejména jako krátké vzplanutí GRB. Ideální by bylo u takových objektů odhalit gravitační vlny a odtud by se dal zpětně určit počáteční spin zmíněných černých děr.

S. Koide a K. Arai shrnuli údaje o základních mechanismech, jimiž lze z ergosféry kolem rotující černé díry čerpat energii, vyzářenou do okolního vesmíru. Jednou možností je Penroseův magnetohydronamický proces, kdy se pozorovaná částice rozštěpí na dvě, z nichž jedna zapadne pod hranici obzoru událostí, zatímco druhá získá velkou energii a vrátí se do volného kosmického prostoru. Druhou možnost nabízí Blandfordův-Znajekův mechanismus, kdy se energie pro vnější vesmír získává z magnetického napětí v ergosféře rotující černé díry. Autoři k tomu přidali i další možnost, totiž přestavbu (rekonexi) magnetického pole v ergosféře. Všechny tři procesy se zřejmě ve vesmíru významně uplatňují.

Pro ověřování teorie relativity má velký význam přesné určování času, resp. časových intervalů a frekvencí. Zatímco kolem r. 1970 byla tato relativní přesnost krátkodobě řádu 10^-12, zvýšila se nedávno na neuvěřitelných 10^-16. To vedlo ke zvýšení přesnosti navigačních systémů typu GPS, kde se pro přesné určení polohy musí počítat s nejrůznějšími efekty obecné teorie relativity včetně změn gravitačního červeného posuvu v různých výškách družic soustavy GPS a pozorovatele na povrchu Země. A. Ludlow aj. sestrojili v americké laboratoři JILA v Boulderu optické hodiny, kde se srovnávají frekvence mřížky Sr a Ca s relativní přesností 1.10^-16 a ještě dál pokročili T. Rosenband aj. z NIST v Boulderu, kteří postavili optické hodiny na bázi iontů Al⁺ a Hg⁺, jež dosahují relativní přesnosti 5.10^-17. Tím mj. prokázali, že konstanta jemné struktury α se nemění o více než (-2 ±2).10^-17/rok (viz též odst. 6.5.).

V r. 1935 publikovali A. Einstein, B. Podolsky a N. Rosen v časopise Phys. Rev. 47, str. 777 provokující práci, v níž se tázali, zda lze kvantově-mechanický popis reality považovat za úplný. Odpověď autorů byla záporná, protože nechtěli připustit „přízračnou akci na dálku“, jež by se odehrávala okamžitě, tj. nekonečnou rychlostí. Práce vešla do dějin moderní fyziky pod názvem Paradox EPR a jeho teoretické vyjádření nalezl v r. 1964 J. Bell v podobě tzv. Bellových nerovností. Série měření v letech 1972-1981 potvrdila, že kvantová mechanika narušuje Bellovy nerovnosti, takže autoři E+P+R se fakticky mýlili (myslím, že každý fyzik by si přál publikovat tak inspirativní omyl).

V r. 2008 to ověřili D. Salart aj. experimentálně, když umístili v Ženevském jezeře světelný zdroj, jenž vysílal fotony do přijímačů instalovaných ve švýcarských vesničkách Satigny a Jussy na protějších březích jezera ve vzdálenosti 18 km od sebe. Měřili rychlost přízračné akce po dobu celých 24 h a zjistili, že je minimálně desettisíckrát vyšší než rychlost světla a tedy velmi pravděpodobně okamžitá, a dále že intenzita akce nezávisí vůbec na vzdálenosti! Vysvětlení spočívá v provázání (entanglement) kvantových stavů dvou částic, vyslaných zároveň opačnými směry z téhož zdroje. Poznamenávám, že A. Einstein obdržel v r. 1921 Nobelovu cenu za „služby teoretické fyzice, zejména pak za objev zákona fotoelektrického jevu“, což je ovšem ukázkový kvantově-mechanický zákon, objevený r. 1905, tedy v době, kdy název kvantová fyzika ještě neexistoval. S odstupem času je patrné, že Nobelův komitét projevil tehdy mimořádnou jasnozřivost.

7. Život ve vesmíru

Program sdíleného počítání SETI@home, v němž dobrovolníci využívají šetřičů obrazovky k hledání potenciálních umělých rádiových signálů v záznamech obřího 305m radioteleskopu v Arecibu, je čím dál tím populárnější a dosáhl úctyhodného počtu 5 milionů zájemců. Jenže proud nových dat z Areciba dosahuje 300Gb/d, takže ani tento dav nestačí zpracovat nové údaje, čili kdo máte chuť, každé PC je vítáno.

J. Learned a S. Pakvasa přišli s nápadem, že zelení pidimužíci možná komunikují prostřednictvím neutrin, takže teoreticky by takové vzkazy mohla zachytit neutrinová observatoř IceCube v Antarktidě. Pidimužíci jistě vědí, že detektor je nejcitlivější pro neutrina s energiemi 6,3 PeV, které nevznikají nikde ve vesmíru přirozenou cestou, ale pouze umělým urychlováním. Je to ovšem energie řádově tisíckrát vyšší, než dokážeme docílit v nejlepších pozemských urychlovačích na protonech, takže by muselo jít o technicky mimořádně zdatné pidimužíky. Pak se ovšem vynořuje otázka, zda by stáli o kontakt s tak zaostalou civilizací, jakou v jejich očích zajisté jsme.

V souvislosti s objevy četných exoplanet vzniká podle D. Spiegela aj. potřeba nově definovat pojem ekosféry - zóny obydlitelnosti kolem mateřských hvězd. Zatím se většinou uvažovalo o mezikoulí, na jehož vnitřním povrchu se veškerá voda vypaří (vodní čára) a na jehož vnějším povrchu veškerá voda zmrzne (sněhová čára). Pokud však toto kritérium použijeme pro Zemi, zjistíme, že naprostá většina hmoty Země neleží v ekosféře, protože 99 % zemské látky je teplejší než 1 tis. kelvinů a tudíž zcela nevhodných pro život. Pro každou planetu či exoplanetu bude potřebí, pokud to okolnosti pozorování umožní, sestavit klimatické modely a ověřit, zda jsou dlouhodobě vyvážené a odolné proti efektu sněhové koule (totální zmrznutí povrchu). Pestrost světa exoplanet nás nabádá k opatrnosti, abychom poznatky o obydlitelnosti planet a měsíců Sluneční soustavy příliš nezevšeobecňovali.

B. Jackson aj. si všimli velkého významu slapového tření jako zdroje tepla pro chladné planety a jejich družice. Příklad Jupiterovy družice Io prokázal, že slapové tření může být daleko významnější složkou energetické bilance než radiogenní ohřev hornin. V případě Io je však uvolňovaná tepelná energie tak vysoká, že prakticky znemožňuje výskyt jakékoliv formy života v tomto tělese či na jeho povrchu. Naproti tomu družice Europa má téměř jistě podpovrchový oceán bohatý na vodu. Těkavé látky, které odtud unikají, přispívají k udržování atmosféry družice. Dalším nebezpečím pro život mohou být koronální výtrysky hmoty z mateřské hvězdy, jež nezřídka dosahují intenzit o řády vyšších, než jak to vidíme u Slunce.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická astronomie

Koncem září 2008 uplynulo 400 let od chvíle, kdy si holandský oční optik Hans Lippershey podal v Haagu žádost o patent na čočkový dalekohled. Patent sice nedostal, protože prý zhotovení teleskopu bylo příliš snadné, než aby se dalo patentovat, ale peníze za zhotovené binokulární dalekohledy ano. Jeho jednoduché teleskopy dosahovaly trojnásobného zvětšení. O necelý rok později si na základě zpráv o Lippersheyově objevu začal Galileo Galilei stavět čím dál tím výkonnější dalekohledy, dosahující až třicetinásobného zvětšení, kterých pak využíval ke svým epochálním astronomickým objevům. Nejpilnějším brusičem astronomické optiky byl patrně William Herschel, jenž během svého života vybrousil optiku pro více než 400 dalekohledů. Jeho největší zrcadlový dalekohled měl průměr primárního zrcadla 1,26 m a ohnisko 12 m.

Slavný reflektor o průměru 60 palců (1,52 m), jenž byl postaven ve spolupráci G. Haleho a G. Ritcheyho v r. 1908 na Mt. Wilsonu v Kalifornii, se dožil neuvěřitelného stoletého jubilea 8. prosince 2008. Byl to první zrcadlový dalekohled, který svým rozměrem a hlavně výkonem překonal metrové čočkové dalekohledy z konce 19. století a stal se tak inspirací i pro vybudování neméně proslulého 2,5m reflektoru téže observatoře, jímž prošlo první světlo počátkem listopadu 1917. Jen o půl roku mladší je však rovněž stále fungující kanadský Plaskettův teleskop se zrcadlem o průměru 1,8 m, jenž byl uveden do chodu na Dominion Astrophysical Observatory ve Victorii, B.C. počátkem května 1918. Užívá se téměř výhradně pro spektroskopii a v jeho archivu se dnes nachází asi 90 tis. spekter hvězd. Menší McKellarův teleskop téže observatoře s průměrem zrcadla 1,2 m je v provozu již téměř půl století a v jeho archivu je na 16 tis. spekter. Nedávno byl robotizován.

R. Suzuki aj. popsali novou plně kryogenní infračervenou kameru MOIRCS pro japonský teleskop Subaru na Mauna Kea. Kamera pracuje v rozsahu 0,85 – 2,5 μm buď pro přímé zobrazování, anebo jako spektrometr. Má zorné pole 4′ × 7′ a dosáhne téměř 24 mag v pásmu J a více než 22,5 mag v pásmu K. R. McMahon aj. uvedli v Nasmythově ohnisku teleskopu UT3 (Melipal) ESO do chodu novou kameru DAZLE, jež využívá mezer mezi atmosférickými čarami hydroxylu (OH) v pásmu 0,8 – 1,8 μm ke sledování velmi vzdálených galaxií s červeným posuvem z ≈ 7,5 (vzdálenost 4 Gpc; stáří 700 Mr po velkém třesku). Ještě předtím byla u teleskopu UT4 (Jepún) instalována mimořádně citlivá infračervená kamera HAWK-I, která zobrazuje pole o rozměrech 7,5′ × 7,5′ s rozlišením 0,1′/pixel.

Tím byla dle T. Zeeuwa dokončena obměna I. generace přístrojů v ohniscích teleskopů VLT na hoře Paranal při příležitosti 10. výročí prvního světla teleskopu UT1 (konec května 2008). Také dalekohledy VLT prodělaly omlazovací kůru, jednak možností rychlého navádění na přechodné jevy jako jsou GRB, ale zejména zavedením systémů adaptivní optiky a integrací do interferometru VLTI. Interferometr dociluje úhlového rozlišení 0,001′, ale další úpravy umožní zvýšit rozlišení až na desítky obl. mikrovteřin.

Na základě pozorování teleskopy VLT ESO bylo za uplynulé desetiletí publikováno 2,2 tis. vědeckých prací v recenzovaných časopisech. Potvrdily se též vynikající astronomické podmínky na Paranalu, kde bývá do roka téměř 90 % jasných nocí převážně s výtečnou kvalitou obrazu (seeing). Při použití adaptivní optiky dávají dalekohledy VLT lepší úhlové rozlišení než HST na oběžné dráze, protože mají větší průměr zrcadel.

V lednu 2008 prošlo první světlo obřím binokulárním teleskopem LBT na hoře Graham v Arizoně. Mamutí přístroj přitom zobrazil galaxii NGC 2770 (Lyn; vzdálenost 27 Mpc). LBT tvoří dvě identická zrcadla o průměru 8,4 m ve společné montáži i kopuli, takže jejich úhrnná sběrná plocha odpovídá jedinému zrcadlu o průměru 11,8 m, čili v tuto chvíli jde o největší dalekohled světa, který vybudovalo nákladem 120 mil. dolarů konsorcium Arizonské univerzity s přispěním italských a německých astronomických institucí.

V rotační sklářské peci na Univerzitě v Arizoně byl mezitím během 4 měsíců odlit skleněný disk o hmotnosti 23,5 t pro 8,4m zrcadlo. Poslední 3 dny tavícího procesu pec rotovala úhlovou rychlostí 7 otáček za minutu, čímž se výrazně zkrátila doba pro broušení a leštění optického povrchu primárního zrcadla budoucího přehlídkového teleskopu LSST (Large Synoptic Survey Telescope), jenž má být pod vedením J. Tysona uveden do zkušebního provozu na Cerro Pachón v Chile do r. 2014. Podle P. a R. Jedickových bude mít sekundární zrcadlo LSST průměr 3,4 m a terciární dokonce 5 m. Navíc budou v optické cestě zabudovány 3 čočky, z nichž největší bude mít rekordní průměr 1,5 m. Teleskop v ceně téměř 400 mil. dolarů získal podporu i od soukromých mecenášů z firmy Microsoft. C. Simonyi věnoval projektu 20 mil. dolarů a B. Gates dalších 10 mil. V ohnisku teleskopu bude umístěna obří kamera CCD s kapacitou 3,2 gigapixelů. LSST dokáže během 15 s expozic přehlédnout celou oblohu každé 3-4 noci při mezní hvězdné velikosti 24 mag. Paradoxně LSST otevře svými veřejně přístupnými daty novou příležitost pro astronomy-amatéry, kteří budou moci podrobněji sledovat objekty <16 mag, na jejichž proměnnost přehlídka LSST upozorní.

Podle R. Fienberga mají astronomové-amatéři nad profesionály stále navrch, pokud jde o celkovou sběrnou plochu optických dalekohledů. Když se sečtou plochy profesionálních zařízení, vydalo by to plochu pomyslného 46m zrcadla. Naproti tomu sběrná plocha amatérských přístrojů by v přepočtu dala 130m zrcadlo! Nicméně do r. 2020 se profesionálům pravděpodobně podaří své zaostávání zmenšit, když dosáhnou ekvivalentního průměru zrcadla 73 m. Lze totiž očekávat, že do r. 2020 se zvětší rozměry astronomických zrcadel až čtyřikrát a jejich souhrnná sběrná plocha až patnáctkrát.

Pozemní dalekohledy s průměrem zrcadla v rozmezí 8 – 10 m začínají být totiž standardem, a tak se konstruktéři optických zrcadel vážně zabývají možnostmi postavit v příští dekádě přístroje, kterou budou mít až o řád větší sběrnou plochu. Nejambicióznějším projektem v tomto směru je Evropský extrémně velký dalekohled (E-ELT) složený z 984 segmentů s průměrem 1,45 m a tloušťkou jen 50 mm, dávajících výsledný průměr zrcadla 42 m. Jeho o něco menší konkurenty by chtěla postavit konsorcia vedená americkými institucemi, tj. Giant Magellan Telescope (GMT) složený ze 7 zrcadel o průměru 8,4 m na observatoři Las Campanas v Chile, a dále Thirty-Metre Telescope (TMT), složený ze 492 segmentů o průměru 1,4 m, jenž by měl stát na sopce Mauna Kea na Havaji. Kromě složitých technických problémů, jejichž řešení nebude vůbec jednoduché, vzniká i svízelná otázka financování, protože každý z těchto projektů vyžaduje investici řádu 1 mld. dolarů. Proto se určitě nenaplní optimistické termíny dokončení kteréhokoliv z dalekohledů už v r. 2016 a je dokonce možné, že jeden z amerických projektů se vůbec nespustí.

Na opačném konci rozměrového řady teleskopů stojí robotický dalekohled KELT (the Kilodegree Extremely Little Telescope), který zhotovili J. Pepper aj. pro Winerovu observatoř (1 500 m n.m.) poblíž Sonoity v Arizoně. Objektiv teleskopu má průměr 42 mm (!) a světelnost f/1,9. Dokáže vykreslit pole 26° × 26°. Je vybaven digitální kamerou s čipem CCD o ploše 4k × 4k pixelů s nejvyšší kvantovou účinností kolem 600 nm. Používají též teleobjektiv s průměrem čočky 71 mm a světelností f/2,8, jenž vykreslí zorné pole 11° × 11°. KELT je určen především pro vyhledávání a sledování transitů exoplanet kolem mateřských hvězd s jasnostmi 8 < V < 10 mag. Za 34 nocí v r. 2005 autoři získali zmíněným teleobjektivem světelné křivky 69 tis. hvězd v okolí hvězdokupy Praesepe (Jesličky = M44; Cnc), přičemž objevili 58 dlouhoperiodických proměnných hvězd a 152 periodických proměnných s kratšími periodami.

8.2. Hubbleův kosmický teleskop

V r. 2008 se měla uskutečnit poslední (5.) údržba HST (STS-125) pod vedením zkušeného astronauta J. Grunsfelda. Předešlé návštěvy astronautů se uskutečnily v prosinci 1993 (STS-61); únoru 1997 (STS-82); prosinci 1999 (STS-103) a březnu 2002 (STS-109). Cílem poslední mise měla být výměna akumulátorů a všech gyroskopů, opravy přístrojů ACS a STIS, výměna pointeru FGS a tepelné izolace, jakož i instalace nových přístrojů: kamery WFPC3 a spektrografu COS. Zvýšení dráhy a zmíněná údržba by měla prodloužit životnost HST minimálně o pět let.

Start raketoplánu byl však z různých technických příčin odsouván tak dlouho, až koncem září 2008 se o další odklad postaralo nečekané selhání palubního počítače, který řídí na HST práci jednotlivých vědeckých přístrojů a přenos dat. Bylo to jen dva týdny před plánovaným startem raketoplánu, ale vinou této závažné poruchy se musel servis odsunout až na r. 2009. Naštěstí se technikům podařilo po měsíční přestávce nahodit koncem října 2008 na palubě HST záložní počítač, takže až do okamžiku startu raketoplánu Atlantis v květnu 2009 mohl dalekohled plnit standardně své vědecké poslání. Svým způsobem šlo o štěstí v neštěstí, protože kdyby k poruše došlo až po původním termínu letu, anebo dokonce v jeho průběhu, byla by to doslova katastrofa. (Záložní počítač čekal ve skladu na svou příležitost více než 18 let, takže jeho oživení a pečlivé testování před startem zabralo pochopitelně hodně času.)

8.3. Rádiová astronomie

Submilimetrový 15m teleskop JCMT na Mauna Kea dostal v r. 2008 novou kameru II. generace o hmotnosti 4 t, nazvanou SCUBA 2 (akronym Submillimetre Common-User Bolometer Array). V jejím ohnisku se nachází matice 10 tis. minidetektorů, chlazených na teplotu 0,1 K. Nejcitlivější submilimetrová kamera na světě je výsledkem spolupráce odborníků z Velké Británie, Kanady, USA a Holandska.

Obří mikrovlnná anténní soustava ALMA pro pásmo 0,3 – 3 mm se z původního projektu ESO v poušti Atacama v Chile stala mezinárodní, takže na stavbě přesných radioteleskopů s parabolami o průměru 12 m se nyní podílejí též mimoevropské státy: USA, Japonsko, Kanada a Tajvan. Všechno nasvědčuje tomu, že termín dokončení výstavby v r. 2012 se podaří dodržet. Asijské státy Japonsko, Jižní Korea a Čína se dále dohodly na vybudování radiointerferometru o velmi dlouhé základně (VLBI) od Japonska po jihozápadní Čínu. Celkem má být na jejich území postaveno 5 identických parabol o průměru 21 m.

E. Pascale aj. popsali úspěšné testy výškového balónu BLAST, uskutečněné v Arktidě v červnu 2005 a v Antarktidě na základně McMurdo v prosinci 2006. Balon z polyethylénu se pohyboval ve výšce 30 km v Arktidě po dobu 100 h a v Antarktidě dokonce po dobu 250 h, během nichž obkroužil jižní pól ve výšce 38 km. Na jeho palubě byla 2m parabola pro chlazené (0,3 K) submilimetrové bolometry, měřící v pásmech 0,25; 0,35 a 0,5 mm. Tvrdé přistání po skončení druhého letu sice zničilo aparaturu, ale autorům se podařilo zachránit neporušené HDD se záznamy údajů o galaxiích, jež intenzivně září v submilimetrovém pásmu elektromagnetického spektra.

8.4. Astronomické umělé družice

Úspěšná americká družice Swift, která se věnuje zejména objevování zábleskových zdrojů záření gama (GRB) v pásmu 0,1 – 200 keV, má na své palubě také kameru UVOT pro detekci ultrafialových a optických protějšků GRB. Podle T. Poolea aj. pracuje kamera v rozsahu 160 – 800 nm v zorném poli 17′ × 17′. Za tři roky činnosti nalezla celkem 284 GRB a díky rychlému předání přibližné jejich polohy pozemním robotickým dalekohledům se podařilo určit červené posuvy z pro téměř stovku GRB. Koncem srpna 2007 však byla družice Swift vinou selhání gyroskopů dva měsíce mimo provoz, ale zásluhou techniků se vzpamatovala a měří plynule dál.

Koncem dubna 2008 byl indickou raketou vypuštěn na polární dráhu dánský minisatelit AAUSat 2 o hmotnosti 1 kg! Na své palubě má 0,2kg detektor GRB pro pásmo energií 5 – 300 keV. V polovině června 2008 odstartovala 4,5t družice GLAST v ceně 690 mil. dolarů, která po úspěšném vypuštění dostala jméno Fermi. Projekt vede S. Ritz z GSFC NASA. Na palubě družice se nachází kalorimetr LAT, jenž sleduje naráz pětinu oblohy v pásmu 20 MeV – 300 GeV a dokáže přitom odlišit protony od elektronů. Každé čtyři hodiny tak prohlédne celou oblohu a zjistí všechny variace jasnosti případných zdrojů. Druhý přístroj GBM monitoruje zábleskové zdroje záření gama (GRB) v pásmu 10 keV – 25 MeV. Družice tedy sleduje pásmo záření gama a rentgenového v rozsahu 7 řádů energie fotonů, což je světový rekord. Očekává se, že získá důležité údaje zvláště pro pásmo 10 – 100 GeV, které je dosud málo prozkoumáno.

Koncem srpna 2007 došla zásoba kapalného helia na palubě japonské družice AKARI, která od února 2006 prohlédla 94 % plochy oblohy v dalekém infračerveném pásmu 50 – 180 μm pomocí reflektoru o průměru zrcadla 0,7 m. Poté byla překalibrována na „teplý“ provoz na kratších vlnových délkách.

8.5. Kosmické sondy

Americká kosmická sonda Deep Impact, jež bombardovala v červenci 2005 kometu Tempel 1, měla být díky dostatečné zásobě paliva nasměrována k další kometě 85P Boethin s plánovaným průletem v prosinci 2008, ale kometa se v mezidobí rozplynula. Proto NASA zvolila počátkem listopadu 2007 náhradní cíl - kometu 103P Hartley 2 v projektu s názvem EPOXI. Akronym jednak připomíná rozšíření prvotního úkolu sledování komet a jednak fotometrii mateřských hvězd exoplanet, kterou sonda průběžně provozuje na své dlouhé cestě k cíli. Sonda tak využila koncem r. 2007 gravitačního praku Země k přesměrování k novému cíli s plánovaným průletem počátkem listopadu 2010.

Mezitím skončil dlouhý a úspěšný provoz kosmické sondy Ulysses, kterou od startu v r. 1990 společně provozovaly kosmické agentury NASA a ESA. Náklady na sondu přesáhly částku 1,1 mld. dolarů, ale roční provoz stál jen 8 mil. dolarů. Sonda zejména opakovaně zkoumala polární oblasti Slunce. Ještě v lednu 2008 se Ulysses pohyboval nad severním pólem Slunce v době končícího minima 23. a nástupu 24. cyklu sluneční činnosti, ale to už vinou snížené účinnosti radioaktivního zdroje na palubě mu zamrzlo palivo pro korekční trysky.

Koncem května 2008 měkce přistála na povrchu Marsu sonda Phoenix asi 30 km od plánovaného místa na severní planině. Její sestup na padáku zachytila na snímku oběžná sonda Mars Reconnaissance Orbiter ze vzdálenosti 760 km. Sonda Phoenix fungovala na povrchu Marsu do srpna 2008 a naposledy se krátce ozvala ještě počátkem listopadu, kdy už ji umlčela nastupující zima.

Naproti tomu úspěšná oběžnice Saturnu sonda Cassini, jejíž životnost byla plánována do července 2008, dostala k dobru další 2 roky činnosti, během nichž oběhne planetu ještě 60x a uskuteční dalších 26 průletů kolem družice Titan, 7 průletů kolem Encelada a dále se zblízka podívá na družice Dione, Rhea a Helene.

Indická agentura ISRO vypustila koncem října 2008 první indickou sondu k Měsíci jménem Chandrayaan-1, která se po dvou týdnech letu dostala na oběžnou dráhu u Měsíce ve výšce 100 km. Sonda též vypustila miniaturní (0,4 m) projektil, který tvrdě narazil na povrch Měsíce 14. listopadu 2008. Na palubě sondy se nacházely přístroje zkonstruované v Indii, USA, ESA a Bulharsku. Cílem sondy je zmapování povrchu s vysokým rozlišením, studium rozložení minerálů a zkoumání výskytu vodního ledu v polárních oblastech Měsíce.

J. de Diego shrnul současný stav problému, který se obvykle nazývá „anomálií Pioneer“, protože efekt byl objeven při sledování trajektorií kosmických sond Pioneer 10 a 11 ve vzdálenostech >10 AU od Slunce. Se sondami bylo udržováno spojení až do ledna 2003, resp. listopadu 1995, kdy byly ve vzdálenostech 95,5 AU, resp. 76 AU od Slunce. Sondy měly velmi kvalitní navigační systém, a tím více udivovaly anomálním zrychlením směrem ke Slunci o průměrné hodnotě (9 ±1).10^-10 m/s² proti výpočtu založeném na přesné platnosti gravitačního zákona. Rovněž při sledování průletů dalších sond u Země využívajících pro své nasměrování k cíli efektu gravitačního praku byly pozorovány anomálie ve změnách rychlosti až o několik mm/s, které se rovněž nedaly objasnit aplikací gravitačního zákona. Šlo o sondy Galileo (průlet 8. 12. 1990); NEAR (23. 1. 1998); Cassini/Huygens (8. 8. 1999); Rosetta (4. 3. 2005) a Messenger (2. 8. 2005). Dodnes nemáme všeobecně přijímané vysvětlení pozorovaných anomálií, i když je vysoce pravděpodobné, že jde o přístrojové efekty, nikoliv o novou fyziku.

8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

Jak známo, antický astronom Hipparchos přispěl svými astrometrickými pozorováními k objevu fenoménu, který dnes nazýváme precese. Země je těžký setrvačník s rotační osou šikmo skloněnou k rovině oběhu Země kolem Slunce, takže na ni působí dvojice sil (gravitace Měsíce a Slunce), která podle fyzikálních zákonů vede k periodické změně orientace rotační osy Země vůči vzdáleným hvězdám. Zemská rotační osa tak vykonává krouživý pohyb, při němž opisuje plášť kužele s vrcholovým úhlem 47° a periodou 26 tis. let. Díky precesi se v současné době blíží Polárka k severnímu nebeskému pólu; nejblíže k pólu (27′) bude počátkem r. 2102. Pak se začne od pólu vzdalovat a kolem r. 3000 ji vystřídá Alrai (γ Cep), kolem r. 7800 Alderamin (α Cep), kolem r. 14000 Vega (α Lyr) a kolem r. 23000 Thuban (α Dra). Thuban byl Polárkou v době rozkvětu starověkých civilizací na Dalekém východě a na pobřeží Středozemního moře. Naproti tom v blízkosti nebeského jižního pólu jsou v současnosti nejjasnější hvězdy slabší než 5 mag. Proto se k určení polohy jižního pólu používá slavné souhvězdí Jižního kříže, které v době antických civilizací bylo díky precesi vidět i z krajin kolem Středozemního moře.

F. van Leeuwen si dal tu práci a během 10 let identifikoval různé zdroje chyb v určení hvězdných paralax z dat družice HIPPARCOS. Mezi příčiny chyb patřily zejména nárazy 80 mikrometeoritů na těleso družice během 3,5 let měření a dále změny parametrů optiky ve stínu Země a při osvětlení Sluncem. Po Leeuwenově revizi mají opravené vzdálenosti hvězd relativní chyby <5 % až do vzdálenosti 185 pc.

Dalším skokem v přesnosti trigonometrických vzdáleností hvězd se mohou stát až zpracované údaje budoucí astrometrické družice GAIA s plánovaným startem koncem r. 2011, které lze očekávat kolem r. 2020. Podle A. Browna aj. bude družice pracovat na oběžné dráze 5 let a měla by za tu dobu pořídit trigonometrické paralaxy miliardy hvězd do 20 mag a radiální rychlosti objektů do 17 mag. Navíc dokáže určit vlastní pohyby hvězd do 15 mag s přesností ≈20 obl. mikrovteřin.

J. Barron aj. upozornili na možnost určit přibližné datum pořízení anonymních snímků oblohy díky tomu, že dnes známe s vysokou přesností vlastní pohyby všech jasnějších hvězd na celé obloze. Stačí tedy změřit diferenciální souřadnice hvězd zobrazených na kterémkoliv historickém snímku a odtud odvodit datum expozice s přesností na ±3 roky (podle D. Hogga aj. dostanete příslušné údaje díky jejich programu již za 1 s potom, co jim oskenovaný snímek pošlete; viz webová adresa velmi užitečná pro jakékoliv snímky hvězdné oblohy: Astrometry.net ).

Pro budoucí potřeby astrometrie je totiž podle C. Abada nezbytně nutné digitalizovat v dohledné době veškeré dostupné fotografické snímky oblohy, zejména z velkých přehlídek minulosti. Moderní mikrodensitometry dokáží zaznamenat polohy hvězd na fotografických negativech s přesností lepší než 1 μm. V nejhorším případě stačí i běžné komerční skenery, které však mívají i systematické chyby a náhodné chyby dosahují ±4 μm.

T. Zwitter aj. publikovali II. vydání údajů z přehlídky radiálních rychlostí hvězd RAVE, k níž využívají spektrografu 6dF u Schmidtovy komory UKST na australské AAO. S přehlídkou začali v dubnu 2003 a zpracovaná data sahají až do března 2005. Za tu dobu získali radiální rychlosti a spektra 49 tis. hvězd s jasností I v rozsahu 9 – 12 mag. Chyby v určení radiálních rychlostí činí v průměru ±1,3 km/s; chyby efektivních teploty ±400 K a chyby v metalicitě hvězd ±15 %.

J. Adelmanová-McCarthyová aj. uveřejnili 6. vydání přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey; observatoř Apache Point, N.M.; zrcadlo o průměru 2,5 m; zorné pole 3°; mozaika CCD o kapacitě 126 Mpix; rozsah 300 – 1 000 nm; data za období duben 2000 - červen 2006), jež pokrývá mj. celou oblast severní polární čepičky Galaxie na ploše 9,6 tis. čtv. stupňů oblohy. V této části se zobrazilo 287 mil. objektů a pro 1,3 mil. hvězd na ploše 7,4 tis. čtv. stupňů byla pořízena spektra. V r. 2009 začne již III. fáze projektu SDSS, rozplánována až do r. 2014. Jejím cílem je trojrozměrné mapování oblohy pomocí spektroskopie hvězd a galaxií.

V nejbližší době však má SDSS dostat konkurenci v podobě čínského přehlídkového teleskopu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fiber Spectroscopic Telescope) v Xinglongu, 170 km na severovýchod od Pekingu. Jde o obří Schmidtovu komoru s nehybným 6m primárním zrcadlem a 4m korekčním zrcadlem v ceně 40 mil. dolarů. Digitální kamera je napájena 4 tis. optickými vlákny a zobrazí pole o ploše 20 čtv. stupňů v pásmu 370 – 900 nm. Mezní hvězdná velikost přístroje bude o 1,5 mag hlubší než v přehlídce SDSS.

C. Kochanek aj. upozornili na slabinu dosavadních přehlídek které se omezují na případy, kde se nějaký objekt během opakovaných měření zjasní. Zcela tak unikají opačné případy, kdy během času některý objekt zeslábne či zhasne. Typickým příkladem může být soubor zhruba milionu pozorovatelných veleobrů, kterým se na konci jejich aktivního života nezdaří vybuchnout jako supernovy, ale naopak se prostě tiše vytratí.

Astronomové ve spolupráci s fyziky a specialisty pro telekomunikace řeší zapeklitý problém přestupných sekund, jež se od ledna 1972 občas vkládají do času UTC, aby se tak vyrovnaly změny rychlosti zemské rotace, které vyvolávají odchylky UTC od rovnoměrně plynoucího atomového času TAI. Po delší přestávce byla totiž do UTC vložena další, v pořadí již 34. přestupná sekunda, na přelomu let 2008/2009. Problém přestupných sekund spočívá v tom, že moderní navigační pomůcky (GPS) musí používat času TAI, aby dosáhly požadované přesnosti v určení polohy pozorovatele, jenže jeho náramkové hodinky ukazují v podstatě čas UTC. G. Petit a S. Klioner ukázali, že k divergenci obou časových stupnic nepřispívá relativistická dilatace času, jak tvrdili S. Deines a C. Williamsová v r. 2007. D. McCarthy aj. připomněli, že definice (atomové) sekundy v soustavě SI pochází z r. 1967, kdežto pro občanskou potřebu je významnější (proměnná) délka dne (LOD). Současná LOD je následkem zpomalování rotace Země o celé 2,5 ms delší, než byla v r. 1820. LOD totiž vzrůstá tempem 1,7 ms/století. Není však jasné, jak nejlépe se s touto časovou schizofrenií v budoucnu vyrovnat.

W. van Altena shrnul perspektivy přesné astrometrie v blízké budoucnosti, kdy se dá očekávat v optickém i rádiovém oboru úhlová přesnost měření na obloukové mikrovteřiny. To výrazně zlepší určení trigonometrických vzdáleností „standardních svíček“ - proměnných typu RR Lyr a cefeid. Následkem toho se podstatně zlepší určení vzdálenosti centra Galaxie, obou Magellanových mračen i všech galaxií v Místní soustavě. Budeme tak schopni změřit hmotnosti většiny hvězdy s přesností ±1 % a výrazně zpřesnit geometrické a fyzikální parametry exoplanet. Pro zpřesnění vlastních pohybů se nejlépe hodí velké pozemní teleskopy měřící po desítky let polohy bližších hvězd s přesností na obloukové milivteřiny.

V současné době získává nejpřesnější polohy ±0,2 obl. milivteřiny pointer FGS na HST. V závěsu za ním jsou početné údaje z družice HIPPARCOS s polohovou přesností ± 0,5 obl. milivteřin. Lze téměř s jistotou očekávat, že do r. 2020 se přesnost v určování poloh hvězd jasnějších než 20 mag zlepší téměř o dva řády, což je velká příležitost pro nejmladší generaci profesionálních astronomů. Stejný pokrok lze dle T. Steinmetze aj. očekávat i v optické spektroskopii při určování radiálních rychlostí, kdy pomocí nedávno vynalezených laserových frekvenčních hřebenů (J. Hall a T. Hänsch, Nobelova cena za fyziku, 2005) bude možné měřit radiální rychlosti hvězd s přesností ±10 mm/s. Jak uvedl C. H. Li, dosud nejpřesnější astronomické spektrometry dosahují přesnosti ±600 mm/s, ale k objevu exoplanety o hmotnosti Země ve vzdálenosti 1 AU od hvězdy o hmotnosti Slunce je potřebí přesnosti radiálních rychlostí právě oněch ±10 mm/s. Femtosekundový laser nutný pro tak přesná měření musí pracovat ve spektrálním rozsahu 0,6 – 1,2 μm.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Pokud není uvedeno jinak, zemřely následující osobnosti v průběhu r. 2008: Ronald BRACEWELL (1921-2007; radioastronomie); Arthur CLARKE (*1917; vizionář); Frank EDMONDSON (*1912; planetky); Edward LORENZ (*1917; deterministický chaos); Philip MORRISON (1915-2005; jaderný fyzik, iniciátor programu SETI); John MULHOLLAND (*1934; dynamická astronomie); Yuval NE'EMAN (1925-2006; astročásticová fyzika); Graham ODGERS (*1921; hvězdná astrofyzika, CFHT); Steven OSTRO (*1946; blízkozemní planetky, radar); Miroslav PLAVEC (*1925; těsné dvojhvězdy); Izold PUSTYLNIK (*1938; těsné dvojhvězdy); Edwin SALPETER (*1924; astrofyzika, ABM, neurobiologie); Vjačeslav SLYŠ (*1936; radioastronomie); Philip SOLOMON (*1939; molekulová astrofyzika); Emil ŠKRABAL (*1906; doyen ČAS, strojař), John TEMPLETON (*1912; filantrop); Yoji TOTSUKA (*1942; neutrinová astronomie); Bengt WESTERLUND (*1921; ESO, hvězdy a galaxie); John WHEELER (*1911; obecná teorie relativity); John WILD (*1923; sluneční radioastronomie); Vladimír ZNOJIL (*1941; meziplanetární látka, medicína).

9.2. Ceny, vyznamenání, olympiády a soutěže

Domácí ocenění českých a slovenských astronomů a studentů byla v r. 2008 docela početná: Ivan HUBENÝ (Nušlova c.; ČAS); David VOKROUHLICKÝ (Kopalova přednáška; ČAS); Zdeněk MIKULÁŠEK (Littera astronomica; ČAS); Jiří GRYGAR (m. AV ČR); Róbert BARSA (zlatá m.; I. IOAA, Thajsko); Peter VANYA (bronzová m., II. IOAA, Indonézie); Jana SMUTNÁ a Stanislav FOŘT (bronzová m.; XIII. MAO, Terst), Ľubomír URBANČOK (19. roč. soutěže EU - pobyt na ESO v Chile; 4. místo z 1500 soutěžících, Intel - ISEF (Atlanta), Jan HOVAD (astrofotograf roku, ČAS); Jerzy SPEIL (Šilhánova c.; ČAS).

Ze světových ocenění vyjímám: Maarten SCHMIDT a Donald LYNDEN-BELL (Kavliho c.: kvasary a černé veledíry); Sidney VAN DEN BERGH (m. Bruceové, ASP); John BARROW (Faradayova m., RS); Joseph SILK (Zlatá m.; RAS); Alan WATSON (Darwinova př.; RAS); Michel MAYOR a Tim DE ZEEUW (čestní čl.; RAS); Michael HELLER (Templetonova c.); c. E. Wilsona (komety): Tao CHEN a Xing GAO.

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

Proslulá megalitická observatoř Stonehenge je zajímavá tím, že její stavitelé museli na stavbu dopravit balvany o hmotnosti až 45 t ze vzdálenosti 30 km. Vznikla kolem r. 2500 př. n.l., takže jde o nejstarší dochovanou astronomickou observatoř na světě. Tehdejší stavitelé by se nejspíš hodně divili, že o 4,5 tis. let později se řada zemí intenzivně věnuje rozvoji astronomických pozorování v Antarktidě, která je nejstudenějším, ale i nejvyšším a nejsušším kontinentem, ponořeným každoročně do tmy po dobu téměř půl roku. Čína chce mít trvalou observatoř na návrší Dome A ve vzdálenosti 1 300 km od pobřeží a 950 km od jižního pólu. Ve spolupráci s americkými a australskými odborníky zde Číňané testují robotický dalekohled v nadmořské výšce 4,1 km, jímž zjistili, že turbulentní vrstva atmosféry sahá jen do výšky 5 m nad okolní terén. Hodlají zde postavit 4m zrcadlový dalekohled v ceně 40 mil. dolarů.

Australané také testují pozorovací podmínky na návrší Dome C, kde chtějí do r. 2012 postavit dálkově ovládaný 2,4m reflektor ve věži o výšce 35 m, protože testy ukázaly, že teprve tam se vyhnou přízemní turbulenci. Na návrší již funguje společná italsko-francouzská observatoř Concordia, kde pracuje 0,4m teleskop pro fotometrii a 0,25m parabola pro mikrovlnný obor. Podle J. Lawrence aj. panují na observatoři velmi příznivé podmínky pro využívání adaptivní optiky. Spojené státy mají od února 2007 přímo na jižním pólu 10m parabolu pro milimetrové a submilimetrové rádiové vlny, kterou pozorují hlavně reliktní záření.

C. Stalin aj. uveřejnili výsledky měření kvality ovzduší na indické observatoři v Hanle v Himálaji, kde je umístěn 2m teleskop Chandra. Obloha je temná ve všech spektrálních pásmech a průzračnost atmosféry vynikající. O. Hlad připomněl 80. výročí otevření Štefánikovy hvězdárny v Praze na Petříně a pohnutou historii jejího přejmenovávání. V létě skončila činnost slavné Observatoře Davida Dunlapa v kanadském Torontu. Budovu observatoře a pozemek na Richmond Hill univerzita prodala za 68 mil. dolarů.

Evropští astronomové se rozhodli napodobit své americké kolegy a zveřejnili koncem r. 2008 „cestovní mapu“ ASTRONET, tj. plán rozvoje evropské astronomie v příštím desetiletí. Evropské státy včetně ESO a ESA dávají na astronomii ročně zhruba 2 mld. euro a podle doporučení komise, kterou vedl britský astronom M. Bode, by tato částka měla stoupnout asi o 20 %. Nejvyšší prioritu má projekt 42m teleskopu E-ELT a dále rádiová soustava SKA (4 tis. parabol na ploše 1 km²). Dalším velkým projektem je 4m sluneční dalekohled a soustava teleskopů pro sledování energetického záření gama. Z kosmických plánů mají nejvyšší prioritu kosmický triangl LISA pro měření gravitačních vln a astrometrická družice GAIA, dále pak vozítko ExoMars a sondy k Jupiteru a Saturnu.

V červenci 2008 bylo do svazku Evropské jižní observatoře ESO přijato Rakousko jako 14. členský stát. V říjnu oslavila agentura NASA půlstoletí své existence. V témže roce byl prezidentem britské Královské astronomické společnosti zvolen Andrew Fabian (*1948), odborník na výzkum galaxií a kup galaxií. 16. výroční konference JENAM Evropské astronomické společnosti (EAS) se uskutečnila počátkem září 2008 ve Vídni pod názvem „Nové výzvy pro evropskou astronomii“. Mezinárodní astronomická unie (IAU) ustavila na svém kongresu v Praze 55. komisi „Předávání astronomických poznatků veřejnosti“, jejímž prvním presidentem se stal D. Crabtree z Kanady, od něhož převzal vedení Ian Robson z Velké Británie.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

J. Klokočník aj. ukázali, že v obecně přijímaném navázání Mayského kalendáře na gregoriánský je chyba, kterou se podařilo odhalit v letech 1996-99 bratřím B. a V. Böhmovým studiem Drážďanského kodexu. Mayské datování se tak posouvá k současnosti o 104 let (avizovaný konec světa proto nebude v r. 2012, ale až v r. 2116; to jsme si oddechli!).

Všeobecně se traduje, že první planetárium postavili v Zeissových závodech v Jeně v r. 1924. V týdeníku Nature nyní vyšla zpráva, že kyvadlem poháněné planetárium postavil holandský astronom-amatér Eise Eisinga ve Franekeru ve svém obývacím pokoji již v r. 1774 a tento přístroj dosud funguje!

V r. 2008 vydala v New Yorku Ingrid D. Rowlandová spis o Giordanu Brunovi (1548-1600), který je všeobecně považován za mučedníka vědy, neboť prý byl upálen kvůli svému učení o mnohosti obydlených světů. Autorka podrobně popisuje životaběh tohoto kontroverzního dominikána, básníka a filosofa, který se však nikdy nezabýval přírodními vědami. Pro své teologické názory i prchlivou povahu byl vlastně od r. 1576 neustále na útěku napříč celou Evropou (včetně Prahy), protože se pravidelně dostával do sporů i se svými příznivci a podporovateli, takže byl postupně exkomunikován i řadou protestantských církví. V r. 1591 se vrátil do Itálie pod ochranu G. Moceniga v Benátkách. I s ním se však dostal do sporu, takže právě Mocenigo ho vydal do rukou tamější inkvizice, ale až římská inkvizice ho odsoudila na smrt počátkem r. 1600 jako nenapravitelného kacíře kvůli jeho teologickým názorům na hostii, neexistenci pekla a bezcennost modliteb i kvůli jeho příklonu k magii a esoterice, ale rozhodně ne kvůli jeho názorům na vesmír a povahu hvězd.

Týž římský inkvizitor kardinál Robert Bellarmine se pak podílel na přípravě procesu s Galileim, při němž správně namítal, že předpovědi poloh planet v Ptolemaiově geocentrické soustavě jsou přesnější než v heliocentrické soustavě Koperníkově. Galilei pak u církevního soudu vůbec nepoužil argumentace Keplerovými zákony, která by tuto námitku lehce smetla se stolu a hájil se fyzikálně chybnými argumenty o přílivu a odlivu na moři a o pasátových větrech, čímž chtěl dokázat, že se Země otáčí kolem své osy. Mimochodem, teprve koncem r. 2008 se potvrdilo porovnáním vlasů ostatků v neoznačeném hrobě ve Fromborku s vlasy v Koperníkových knihách, že ostatky skutečně patří Koperníkovi. Ostatky, které byly nalezeny po delším pátrání teprve v r. 2005, budou exhumovány a slavnostně uloženy do téhož - již označeného - hrobu ve Fromborku v r. 2010.

R. Coates se vrátil k teologicko-astronomickému evergreenu o povaze Betlémské hvězdy. S domněnkou, která má stále navrch, přišel v r. 1606 jako první J. Kepler, který spočítal, že v r. 7 př n.l. došlo ke třem konjunkcím Jupiteru se Saturnem v souhvězdí Ryb. Autor upozornil na možnou úlohu hvězdy α Aqr (3 mag), která v Jeruzalémě kulminovala o půlnoci v polovině července ve výšce 47° nad obzorem (zeměpisná šířka Jeruzaléma je 32°), kdežto v září zvečera těsně po 20 h. Její heliakický východ nastává každoročně v únoru, čili to samo by k vypravení karavany s mudrci od východu nestačilo. Velmi pravděpodobně tedy start výpravy vyvolala právě první Keplerova planetární konjunkce koncem května 7 BC, která je ostatně zaznamenána i na babylonským tabulkách z té doby. Autor proto podporuje Keplerův výpočet, že mudrci dorazili do Jeruzaléma v září. Jelikož Betlém je jen 8 km směrem na jihojihozápad od Jeruzaléma, zdálo se jim při cestě, která mohla zabrat asi 2 h, že α Aqr „stojí nad nimi“ právě proto, že byla v kulminaci.

V dubnu 2007 si proslulý britský fyzik S. Hawking vyzkoušel v Kennedyho centru na Floridě 25 s trvající beztížný stav v nákladovém prostoru letadla společnosti Zero Gravity Corporation a tato fotka pochopitelně obletěla celý svět. Jak známo, Hawking je od r. 1979 prestižním Lucasiánským profesorem matematiky na Universitě v Cambridži, ale koncem r. 2008 byl na jeho následovníka vypsán konkurs, protože se přiblížil čas Hawkingova penzionování. Hawking má proto namířeno do Kanady, kde byl v říjnu téhož roku zřízen ve Waterloo, Ont., nový „Perimeter Institute for Theoretical Physics“, řízený kosmologem Neilem Turokem (*1958), jenž předtím pracoval rovněž v Cambridži. Hawking zde bude působit jako hostující profesor.

Slavný americký astronaut se slovenskými a českými předky Eugene Cernan byl v polovině června 2008 již pošesté na návštěvě v Praze a měl při té příležitosti mimo jiné velmi zajímavou besedu se studenty v Panteonu Národního muzea, kde mj. předpověděl, že pokud se příštím americkým prezidentem stane B. Obama, zruší projekt pilotovaného letu na Mars.

Koncem r. 2007 vyšla v nakl. Springer obrovitá Biografická encyklopedie světových astronomů v rozsahu 1341 str. Editorem vydání je T. Hockey aj. a na napsání biografických hesel se podílelo asi 400 žijících astronomů. Publikace je k mání za 400 euro (ve dvou vázaných svazcích), anebo jako paperback v internetovém knihkupectví Amazon za 29 dolarů, ale samotný seznam astronomů s biografiemi je na webu nakladatelství volně přístupný. Našel jsem tam naše astronomy A. Bečváře, Tadeáše Hájka z Hájku, Z. Kopala, A. Mrkose a F. Nušla.

Metody hodnocení kvality vědeckých pracovníků ve všech oborech přírodních věd jsou dnes, jak známo, založeny na jejich publikační aktivitě v mezinárodních recenzovaných časopisech, zejména těch s nejvyššími impaktními faktory. Postupem doby se zejména grantové agentury snaží ukazatel kvality vědeckého pracovníka vyjádřit jediným snadno zjistitelným číslem. Původně to byly počty prací, případně váhované impaktními faktory časopisu a/nebo nepřímo úměrně počtu spoluautorů. Pak se přešlo na počty citací a nedávno k tzv. Hirschovu faktoru, který však výrazně handicapuje talentované mladé vědce. Proto se nyní ve Velké Británii rozhodli přejít na další snadno se nabízející ukazatel, tj. průměr počtu citací na publikovanou práci daného autora.

V časopise Nature popsali pracovní den amerického biologa Johna Reeda (*1960), který v té době získal 11 různých grantů především na výzkum buněčné apoptózy. Badatel vstává denně ve 3 h a do 6 h píše vědecké práce. Pak si jde na půl hodiny zaběhat (uběhl v životě 10 maratonů a 20 půlmaratonů) a v 7:30 h je v práci. Večer má obchodní večeře a schůze, ale obden je doma s rodinou. O víkendech vstává až ve 4:30 h. Je opravdu produktivní - jeho práce za posledních 10 let získaly neuvěřitelných 24 tis. citací. (Ten se má!)

V březnu 2008 došlo k výměně stráží ve vedení prestižního amerického vědeckého týdeníku Science. Dosavadní šéfredaktor Donald Kennedy odešel po 8 letech řízení časopisu do důchodu a jeho nástupcem byl jmenován Bruce Alberts, biochemik z Kalifornie a bývalý prezident Národní akademie věd USA. Je v pořadí teprve 18. šéfredaktorem Science od jejího založení v r. 1880. Podobně po 8 letech skončil v řízení populárního astronomického měsíčníku Sky and Telescope Richard Fienberg a novým šéfredaktorem se stal Robert Naeye. Nejvýznamnější světový astrofyzikální časopis The Astrophysical Journal, založený v r. 1895 a vydávaný dlouhá desetiletí Univerzitou v Chicagu změnil vydavatele, jímž se stala dobročinná nadace Institute of Physics Publishing v USA. Časopis vychází 3x měsíčně a rozsah jednoho čísla často překračuje 1 tis. tištěných stran! Proto koluje vtip, že při tomto tempu bude v regálech Národní knihovny USA přibývat kolem r. 2050 svazků časopisu rychlostí světla, ale spor s teorií relativity nenastane, protože informace v časopise obsažené nebude nikdo stačit číst. Ve skutečnosti je pravděpodobné, že daleko dříve přestanou být vědecké časopisy tištěny na papíře a budou publikovány výhradně elektronicky, jako se tomu již děje s přílohou Letters jiného prestižního časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

10. Závěr

Rozsah Žně 2008 (v přepočtu 220 normalizovaných stran) zřetelně ukazuje, že navzdory rostoucím problémům s financováním astronomických výzkumů nejenom v našich státech, ale i v bohaté evropské a severoamerické cizině, se světová astronomie rozvíjí do šířky i do hloubky nevídaným tempem. Nastupují totiž nové generace kvalifikovaných astronomů ze zemí, které toho ještě nedávno v astronomii mnoho neznamenaly. Už před časem takto zazářili Španělé, ale v poslední době se do čela tlačí zejména Číňané a Brazilci. Podpora vědy v těchto zemích je vskutku velkorysá a tato politika přináší své ovoce.

U nás navíc svízelně zápolíme s veřejným míněním, které je zřetelně nakloněno esoterice a pavědě a o skutečné vědě se vyjadřuje kriticky až opovržlivě. Politici přirozeně těmto náladám veřejnosti odezírají ze rtů, takže není divu, že podpora vědy vládami a parlamenty je vlažná až nicotná. Astronomie má přitom ještě tu výhodu, že je spolu s medicínou ve veřejnosti docela populární, i když si ji mnoho lidí docela snadno splete s astrologií.

To je důvod, proč u nás nemáme nouzi na kandidáty Bludných balvanů Sisyfa, zatímco ve spřátelené cizině udělují na Harvardově univerzitě v USA už od r. 1991 ceny Ignáce Nobela „za výzkum, kterému se člověk nejprve zasměje, ale pak se nad ním zamyslí“. Zpočátku však tyto ceny na Harvardu dávali „za výzkum, který se neměl vůbec uskutečnit a pokud se tak už stalo, neměl by se nikdy opakovat“, což byl statut docela blízký našim bludným balvanům.

Podívejte se tedy, zač byly 3. října 2008 uděleny ve vyprodané velké aule Harvardovy univerzity za přítomnosti laureátů opravdových Nobelových cen výroční Igceny:

• Fyzika: Matematický důkaz faktu, že rozmotané klubko nití se nevyhnutelně zauzluje.
• Chemie (ex aequo):
  • Američtí vědci dokázali, že Coca-Cola zabíjí spermie.
  • Tajvanští vědci dokázali, že to není pravda.
• Biologie: Experimentální důkaz, že psí blechy skáčou výš než blechy kočičí.
• Medicína: Důkaz, že dražší neúčinné léky jsou účinnější než lacinější neúčinné léky.
• Ekonomie: Závislost velikosti spropitného exotických tanečnic na fázi jejich menstruačního cyklu.
• Mír: Občané Švýcarska rozhodli v referendu, že také rostliny mají svou důstojnost.

Děkuji všem čtenářům, že se tou nekonečnou ságou prokousali až k závěru, který patří důmyslnému výroku Alberta Einsteina: Problémy nelze vyřešit tím myšlenkovým postupem, který je vytvořil.