Žeň objevů 2009

Věnováno památce RNDr. Zdeňka Ceplechy, DrSc. (1929-2009) z Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově a RNDr. Bohuslava Lukáče, CSc. (1943-2009) ze SÚH v Hurbanově.

(Motto Mezinárodního roku astronomie 2009): „Cenu dalekohledu neurčuje průměr optiky ani její kvalita, ale počet lidí, kteří se jím mohou podívat.“

John Dobson (*1915), vynálezce kvalitního a levného amatérského dalekohledu (1956 - 1978)

Úvodem

Rok 2009 se zapsal do astronomické historie hlavně tím, že z iniciativy Mezinárodní astronomické unie (IAU) a pod patronací OSN i UNESCO byl vyhlášen jako Mezinárodní rok astronomie s cílem přiblížit moderní astronomické poznatky nejširší veřejnosti od dětí v mateřských školách až po seniory. Podnětem pro výběr termínu bylo 400. výročí prvních Galileových pozorování oblohy jím sestrojeným dalekohledem, ale u nás jsme si při té příležitosti připomněli ještě dvě další výročí, a to 400 let od uveřejnění Keplerova spisu „Astronomia Nova“, v němž autor formuloval první dva Keplerovy zákony, jakož i padesátileté výročí objevu Příbramského meteoritu - prvního „meteoritu s rodokmenem“ na světě. Nejnovějším přírůstek do tohoto exkluzivního klubu pouhého tuctu meteoritů za půlstoletí zaznamenali ondřejovští astronomové na australské bolidové síti, osazené jejich automatickými kamerami. V témže roce se konalo XXVII. valné shromáždění IAU v Riu de Janeiro, které mj. poukázalo na to, že astronomie se nyní velmi úspěšně rozvíjí v zemích někdejšího třetího světa, především v Číně, Indii, Brazílii a Chile; počet členů IAU po kongresu v Riu překročil 10 tisíc.

Připomněli jsme si též 40. výročí prvního přistání člověka na Měsíci, kde od té doby stále fungují zrcadlové retroreflektory umožňující nyní měřit vzdálenost Měsíce od Země s udivující přesností ±1 mm. V květnu 2009 se uskutečnila velmi úspěšná poslední údržba a inovace přístrojů Hubbleova kosmického teleskopu (HST), jenž dosahuje v některých hodnotách až o dva řády lepších technických parametrů, než jaké měl v době svého vypuštění. Kosmická sonda Cassini získala v r. 2009 další pozoruhodné údaje o Saturnových družicích Titan, Enceladus aj. a přispěla k rozmnožení počtu přirozených družice Saturnu na rekordních 65 objektů. Nástup 24. cyklu sluneční činnosti v r. 2009 začal velmi rozpačitě, Slunce bylo po celý rok téměř bez skvrn, až to budilo obavy, zda nepřichází další „Maunderovo minimum“. Počet objevených exoplanet přesáhl už 400 objektů, některé z nich jsou doslova bizarní. Koncem dubna 2009 zazářil v souhvězdí Lva dosud nejvzdálenější zábleskový zdroj záření gama - zmíněné vzplanutí se odehrálo jen 630 mil. let po velkém třesku. Poprvé se podařilo díky radiointerferometrii určit trigonometrické vzdálenosti mezihvězdných mračen vzdálených řádově kiloparseky. Mimořádně zajímavé výsledky o zdrojích záření gama v blízkém i vzdálenějším vesmíru poskytla družice Fermi již po prvním roce provozu na oběžné dráze. Žeň astronomických objevů roku 2009 byla vskutku pestrá a bohatá.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

Kosmická sonda MESSENGER uskutečnila 6. října 2008 druhý průlet kolem Merkuru, přičemž získala téměř 1,2 tis. snímků v 11 spektrálních filtrech předtím nesledované části povrchu planety, určovala chemické složení povrchu i řídké atmosféry a vlastnosti její magnetosféry. Největší impaktní pánve na Merkuru se jmenují Caloris (průměr 1 550 km) a Rembrandt (průměr 715 km); obě pánve vznikly podle T. Watterse aj. před 3,9 mld. let na konci éry těžkého bombardování. Vzhled povrchu, zejména nápadné radiální praskliny v pánvích, ovlivňuji rovněž tektonické deformace způsobené vychládáním planety a jejím smršťováním.

B. Denevi aj. zjistili, že hladká část (asi 40 % povrchu) kůry Merkuru je vulkanického původu; tmavý (albedo 15 %) materiál se vyskytuje v impaktních kráterech a vyvrženinách z pánví. Zastoupení Fe a Ti na povrchu Merkuru se shoduje se zastoupením obou prvků na povrchu Měsíce. L. Kerberová aj. se domnívají, že Merkur vznikl z planetesimál, jež migrovaly zdálky do nitra Sluneční soustavy. Našli totiž stopy vody a oxidu uhličitého, které svědčí o možné přítomnosti sopek. V exosféře Merkuru byly objeveny atomy Mg, Ca a Na, které se tam dostávají vinou bombardování obnaženého povrchu planety slunečním větrem. Jejich zastoupení v magnetosféře se však mění více než o řád. Podle J. Slavina aj. se přenos energie slunečního větru do Merkurovy magnetosféry děje prostřednictvím rekonexe magnetických siločar. Magnetický dipól Merkuru je dobře definován, což znamená, že uvnitř planety funguje planetární dynamo.

B. Gladman a J. Coffey upozornili, že impakty kosmických projektilů na povrch Merkuru se odhrávají při rychlostech nárazu až 20× vyšších, než je úniková rychlost z planety. Následkem toho i materiál vymrštěný z povrchu Merkuru při impaktu mívá rychlost až šestkrát vyšší než je úniková (4,3 km/s), takže se poměrně často dostává na geocentrické dráhy a může nakonec spadnout i na Zemi. Měli bychom tedy při rýžování meteoritů semtam nalézt i meteority z Merkuru v množství zhruba třetinovém v porovnání s četností meteoritů z Měsíce či Marsu, jenže zatím neznáme izotopové složení hornin a minerálů na povrchu Merkuru, čili na jednoznačnou identifikaci si budeme muset ještě nějakou dobou počkat. Meteority, které dosáhnout právě jen únikové rychlosti, se zčásti zřítí na Slunce, ale větší úlomky se během následujících desítek let nakonec na povrch Merkuru vrátí.

Kdyby se byla měla sonda MESSENGER stát první umělou oběžnicí Merkuru přímým letem ze Země, musela by se po příletu k planetě ubrzdit o 7,1 km/s, takže v tomto směru je vytvoření umělé oběžnice Merkuru mnohem těžší než např. umístit oběžnici u Marsu. Právě proto byla zvolena strategie gravitačních praků, takže při usazení sondy na oběžnou dráhu v březnu 2011 bude stačit zbrzdění pouze o 0,9 km/s.

1.1.2. Venuše

Evropská sonda Venus Express se stala oběžnicí Venuše již 11. dubna 2006, kdy se usadila na velmi protáhlé eliptické dráze, kterou pak dalšími manévry změnila do začátku května na kvazipolární dráhu s oběžnou periodou 24 h a pericentrem ve vzdálenosti 250 km od planety, zatímco apocentrum se nachází ve vzdálenosti plných 66 tis. km. Podle D. Titova aj. se daří sedmi přístrojům na palubě sondy globálně sledovat atmosféru Venuše, projevy plazmatu a dále magnetické pole. V r. 2008 byly již publikovány vědecké výsledky měření v řadě předních mezinárodních vědeckých časopisů. Sonda mj. potvrdila výskyt elektrických bouřek v atmosféře Venuše. Bouřky vznikají díky vírovým pohybům mračen obsahujících síru. Mračna se nacházejí ve výšce 70 km nad povrchem planety. Podle Y. Yaira aj. by se měly ve vysoké atmosféře Venuše vyskytovat také elektrické výboje typu „duchů“ (sprites) a „skřítků“ (elves), odhalených ve vysoké atmosféře Země.

Sonda též potvrdila pozorování amerického astronoma-amatéra F. Melilla z 19. července 2008, že na 50° již. šířky se objevila jasná skvrna, která má průměr 1 tis. km. Nejpravděpodobněji šlo o výbuch sopky a interakci sopečných zplodin se slunečním větrem. Pozorování dává zpětně větší váhu pozorování G. Cassiniho z r. 1690, který spatřil na Venuši skvrnu temnou. Z dalších měření sondy Venus Express vyplývá, že hustou atmosféru Venuše vytvořila právě sopečná činnost. Venuše má své kontinenty i vyschlé mořské pánve, takže kdysi měla patrně i vodní oceán a deskovou tektoniku.

S. Sheppard a C. Trujillo prohlédli pomocí 6,5m Baadeho teleskopu na Las Campanas vnější část Hillovy sféry Venuše do mezní magnitudy R = 20,4 s cílem najít tam případné přirozené družice (měsíce) Venuše. Přestože pozorovali řadu planetek v blízkosti Venuše, nenašli žádnou stopu po měsíci s průměrem větším než 2 km.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

G. Maehl aj. zjistili, že kolísání zářivého výkonu Slunce během 11tiletého cyklu sluneční činnosti působí kolísání hodnoty sluneční konstanty s amplitudou 0,2 W/m2, ale to nestačí podle výpočtů na výrazné oteplení nebo ochlazení povrchových vod Pacifiku, protože změna teploty oceánu o 0,1°C by vyžadovala amplitudu 0,5 W/m2. Přesto však se toto kolísání projevuje jak v sezónním kolísání zastoupení ozonu ve vysoké atmosféře Země, tak v kolísání výskytu oblačnosti, teplotě povrchu tropického Pacifiku a množství srážek v blízkosti zemského rovníku, takže zřejmě existuje nějaký zesilovací mechanismus v samotné atmosféře Země. K. Grifantiniová uvedla, že více než kolísání sluneční konstanty ovlivňují klima na Zemi lidé, kteří přispívají k energetické bilanci zemské atmosféry výkonem 2,5 W/m2, ale současně produkují světlé aerosoly, jež od této hodnoty odečítají 1 W/m2. Hvězdy typu Slunce tráví průměrně 17 % svého života v tzv. Maunderových minimech, kdy je příslušná „hvězdná konstanta“ na minimu. Nicméně i tak nevýrazný pokles stačí na ochlazení severní polokoule, jak se mohli přesvědčit naši předci v době Maunderova minima (1645-1715).

Jak uvedli R. Vautard aj., za posledních 30 let se obloha nad Evropou vyjasnila, tj. výskyt mlh, období vysoké vlhkosti a kouřmo se zmenšily na polovinu; současně kleslo i zastoupení SO2 v ovzduší. Dny se tak staly teplejší až o 20 %, a to zejména ve východní Evropě. Nicméně v letech 1999-2008 se oteplování Země zpomalilo. Zatímco klimatické modely předvídaly zvýšení průměrné teploty povrchu Země o 0,20°C, ve skutečnosti se Země oteplila jen o 0,07°C. Na Zemi však bylo daleko tepleji před 60 mil. let, kdy průměrná roční teplota celé Země činila 32°C (nyní se pohybuje kolem 15°). Tehdejší fauna byla přitom velmi bohatá; např. největší hadi dosahovali hmotnosti přes 1 tunu! Nepotvrdily se však domněnky o velmi vysoké teplotě praoceánů před 3,5 mld. let, kdy měla mít voda v oceánech povrchovou teplotu až 80°C; dnes je už jisté, že oceány byly vždy chladnější než 40°C.

Před 34 mil. lety se povrch Země počal ochlazovat; teplota vody v oceánech poklesla ve vyšších šířkách z 20°C na 15°C a Antarktida se začala zaledňovat. Podle T. Naishe aj. se v Antarktidě dají doložit cyklické variace tloušťky sněhového příkrovu s periodou 40 tis. let, což souvisí s cyklickými změnami sklonu rotační osy Země k ekliptice. Poměrně teplo bylo v pliocénu před 5 – 3 mil. let, kdy zastoupení CO2 v zemské atmosféře dosáhlo 0,040 % (dnes činí kolem 0,039 %) a průměrná teplota byla o 3°C vyšší než nyní. Obdobný trend v kolísání tloušťky antarktického ledu za posledních 5 mil. let odhalili nezávisle též D. Pollard a R. DeConto. Středozemní moře bylo prakticky vyschlé ještě před 5,3 mil. let, ale pak se bleskurychle naplnilo vodou, neboť za pouhé 2 roky nateklo do prolákliny 90 % jeho dnešního objemu. Muselo jít fakticky o strašlivou geologickou katastrofu, protože hladina moře se tehdy zvedala tempem až 10 m za den!

R. Drysdale aj. zjistili, že poslední etapa velkého zalednění skončila před 141 tis. lety, příliš brzy na to, aby se dala vysvětlit zvýšeným osluněním díky precesi. Časný konec zalednění však odpovídá změně sklonu roviny oběžné dráhy Země k ekliptice. Sklon dráhy Země k ekliptice a jeho proměny má totiž největší vliv na průměrné teploty obou polárních čepiček. P. Clark aj. ukázali, že před 125 tis. lety stoupala hladina světového oceánu až o 9 mm/r na úroveň až o 9,4 m vyšší než dnes především proto, že průměrná teplota Země byla o 5°C vyšší než nyní. Následný pokles teplot vedl i k odpovídajícímu poklesu mořské hladiny. Autoři dále uvedli nové údaje o poslední ledové době, která vyvrcholila v období mezi 33,0 tis. a 26,5 tis. let před současností. Před 14,5 tis. let se začala odledňovat severní polokoule a hladina oceánů stoupla na současnou hodnotu. B. Vinther aj. zjistili, že v holocénu nastalo silné oteplení, které vyvrcholilo v rozmezí 9 – 6 tis. let před současností a vytvořilo tak příznivé podmínky pro rozvoj zemědělství. Projevilo se také mírným zeslabením tloušťky ledu v Grónsku. Ve XX. stol. se hladina oceánů opět zvedala tempem 2 mm/r.

Obsah kyslíku v zemské atmosféře se podle T. Lyonse a C. Reinharda prudce zvýšil (až o 2 řády!) před 2,4 mld. let zřejmě v důsledku neméně prudkého poklesu zastoupení methanu. Toto údobí dostalo anglický název GOE (Great Oxidation Event - Velké okysličení). Přitom fotosyntéza dokázala uvolňovat O2 již před 2,7 mld. let, ale přesto v době před 1,9 mld. let množství kyslíku v atmosféře Země opět výrazně pokleslo. Teprve před 650 mil. let bylo v atmosféře dost kyslíku a tudíž také ozonu, aby mohl život vystoupit z vody na souš. Naproti tomu M. Cuntz aj. tvrdí, že okysličení zemské atmosféry probíhalo po GOE plynule. Podle jejich měření obsahovala zemská atmosféra jen nepatrné stopy O2 (0,001 %) až do času 2,3 mld. let před současnosti. Pak přišel onen prudký nárůst (GOE), kdy se relativní zastoupení kyslíku zvedlo na 2 %, a od té doby kyslíku plynule přibývalo až na současnou hodnotu 21 %.

Stále nevyjasněný zůstává případný vztah mezi proměnným tokem galaktického kosmického záření, oblačností a změnami klimatu. Podle řady autorů totiž interakce kosmických paprsků v atmosféře Země zvyšuje podíl oblačnosti a světlé mraky pak odrážejí zpět do kosmického prostoru více slunečního záření, což vyvolává pokles průměrné teploty Země. Naproti tomu J. Pierce a P. Adams tuto vazbu z nových družicových dat zcela popírají. Neměli bychom ovšem zapomínat na to, že suverénně nejvýznamnějším skleníkovým plynem v zemské atmosféře je právě vodní pára!

A. Overholt aj. podrobili kritice jinou často diskutovanou domněnku o tom, že za dlouhodobé klimatické změny na Zemi na stupnici stovek milionů let může také občasný průchod Sluneční soustavy spirálními rameny Galaxie, která jsou více zaprášená mezihvězdným prachem než oblasti mezi rameny, kde se Sluneční soustava nachází právě nyní. Znalost průběhu spirálních ramen se totiž v posledních letech podstatně zlepšila díky výsledkům radioastronomických měření. Podle autorů studie porovnání polohy Sluneční soustavy s doloženými dlouhodobými změnami zemskému klimatu jednoznačně ukázalo, že žádná korelace mezi galaktickou polohou Sluneční soustavy a průměrnou teplotou Země neexistuje.

V r. 1979 bylo v období antarktického jara poprvé pozorováno oslabení ozonové vrstvy nad Antarktidou a v r. 1985 se podařilo pochopit mechanismus rozbíjení molekul ozonu pomocí aerosolů CFC, takže v r. 1987 přijaly státy tzv. Montrealský protokol, jenž výrobu těchto látek postupně utlumil a nakonec zcela zakázal. I když tento problém se tím podařilo zvolna zastavit a výhledově zmizí, ukázalo se, že zmíněné ozonové díry příspívají k oteplení Antarktidy i Austrálie, kde přibývá ničivých požárů v obdobích sucha.

Obsah a druh aerosolů v atmosféře Země ovšem teplotu atmosféry ovlivňuje mnohem výrazněji, jak nejnověji prokázali G. Myhre aj. Uhlíkaté aerosoly pohlcují účinně sluneční záření a zvyšují tak oteplení Země, kdežto sulfátové aerosoly sluneční záření odrážejí zpět do kosmického prostoru. V souhrnu převažují sulfátové aerosoly, takže tím se přibližně o polovinu zmírňuje efekt oteplování Země vinou rostoucího zastoupení skleníkového plynu CO2 v atmosféře. Měření obsahu aerosolů z družic však ukázalo, že uhlíkatých aerosolů vlivem činnosti člověka rovněž přibývá, takže ochlazovací efekt aerosolů se zmenšil na 60 % modelových hodnot a tento trend bude zřejmě dále pokračovat. Nesmíme ani zapomínat na samočistící zpětnou vazbu při vymývání CO2 ze zemské atmosféry povrchem světového oceánu. Plnou třetinu lidské produkce CO2 totiž oceány absorbují, takže za posledních 160 let se obsah CO2 v zemské atmosféře vinou lidské činnosti fakticky zvýšil jen nepatrně.

R. Stothers aj. porovnávali pozemní měření atmosférické extinkce pomocí fotometrie standarních hvězd s kosmickými měřeními optické hloubky statosférických aerosolů. Ukázali, že obě metody dávají prakticky shodné výsledky, což se nejlépe ukázalo při mimořádných erupcích sopek El Chichón (Mexiko, 1982) a Pinatubo (Filipíny, 1991). T. Hearty aj. využili měření ze spektrometru AIRS na družici AQUA k sestrojení průměrného spektra povrchu Země ve středním infračerveném pásmu 3,75 – 15,4 μm. Průměrné spektrum získali integrací přes všechna roční období se započtením vlivu mraků a rotace Země. Výsledná hodnota bude sloužit jako etalon pro porovnávání se spektry potenciálních terestrických exoplanet.

Úspěšný byl i pokus využít kamer kosmické sondy Deep Impact/EPOXI se 7 barevnými filtry ke snímkování Země ze vzdálenosti 50 mil. km v průběhu jejího otočení kolem osy dne 29. května 2008, kdy z pohledu sondy Měsíc přecházel přes zemský disk. Výsledky jsou docela příznivé, tj. na spektrálních snímcích Země lze rozlišit oceány od souše i rozložení světlých mračen a na Měsíci impaktní krátery

Podobně E. Pall aj. nalezli nové využití pro pozorování úplných zatmění Měsíce, protože v té době zatmělý Měsíc odráží přednostně zpět k Zemi jen to sluneční záření, které předtím prošlo zemskou atmosférou a poskytuje tak možnost zaznamenat transmisní spektrum atmosféry, na rozdíl od běžně měřeného spektra reflexního. Zatímco v reflexním spektru se Země jeví jako modrá planeta, v transmisním spektru je Země naopak načervenalá, jak ostatně vidí každý pozorovatel očima na barvě zatmělého Měsíce. Právě tak by ovšem viděli atmosféru Země případní mimozemšťané, kteří by se určitě snažili proměřit transmisní spektrum naší atmosféry stejně jako to děláme my, když studujeme transmisní spektra atmosfér exoplanet.

Během zatmění Měsíce 16. srpna 2008 autoři pozorovali pomocí dalekohledů WHT a NOT na Kanárských ostrovech poprvé v historii astronomie transmisní spektrum zemské atmosféry, jež se výrazně liší od spektra reflexního. V transmisním spektru zemské atmosféry jsou dobře patrné pásy O3, O2, H2, CO2 a CH4, dále pak stopy N2, OClO a NO2, jakož i slabá absorpce Ca II. Z výskytu O3 by mimozemšťané usoudili, že na Zemi jsou rostliny vydechující kyslík, čáry Ca II by prozradily, že Země má ionosféru a konečně pásy NO2 by jim naznačily, že na Zemi existuje technická civilizace znečišťující své životní prostředí spalinami. Jinými slovy, zmíněné transmisní spektrum atmosféry Země dobře poslouží jako vzorová matrice pro zjišťování výskytu života a civilizací na exoplanetách.

Problematika globálního oteplování se stává čím dál častěji předmětem vzrušených debat mezi politiky a také v laické veřejnosti. Objevují se dokonce návrhy na zpomalení či dokonce zastavení trendu oteplování nákladnými technickými prostředky na základě názoru, že když člověk svou činností k oteplování významně přispívá, musí být schopen vymyslet techniky, které nárůst teploty zastaví nebo dokonce vrátí k mírnému ochlazení. Začalo se proto uvažovat o lapání CO2 a jeho ukládání do neprodyšných zásobníků, rozprašování světlých aerosolů či dokonce i miniaturních reflektorů ve vysoké atmosféře nebo o urychlování rozpadu CO2 pomocí silikátů nebo o jeho absorpci v karbonátech atp.

Na nebezpečí potenciálně velmi nákladných technických řešení však upozornili G. Hegerlová a S. Solomová: neznáme celou řadu skrytých vazeb mezi různými činiteli ovlivňujícími klima, takže i dobře míněné opatření může mít nečekané škodlivé důsledky pro stabilitu celoplanetárního životního prostředí. Ve stejném duchu se také nese oficiální vyjádření britské Královské společnosti. Historie mnoha prosperujících civilizací v posledních několika tisících letech ovšem ukazuje, jak k jejich zániku významně přispěly změny klimatu (sucho způsobilo úpadek dynastií v Číně i zánik prosperujících civilizací v Latinské Americe; ostatně i malá ledová doba v Evropě natropila mnoho škod).

S. Gibsonová aj. upozornili na vliv slunečního větru na zemské klima, který může zvýšit příliv energie ze Slunce do zemské atmosféry i v době minima sluneční činnosti. V r. 2008 totiž na Slunci prakticky nebyly skvrny, a přesto do se zemské atmosféry dostávalo velké množství tepelné energie během intenzivních závanů slunečního větru, jak zjistily specializované družice. Závany slunečního větru trvaly v průměru týden a byly vyvolány dlouhodobým výskytem velké koronální díry poblíž slunečního rovníku. Během závanů stoupá až šestinásobně rychlost slunečního větru v okolí Země a do vnějších radiačního pásů Země přilétá velké množství rychlých elektronů, což se projeví výskytem polárních září i v nižších magnetických šířkách.

Nečekanou souvislost mezi ději v zemské atmosféře a zemětřeseními se podařilo nalézt při studiu tzv. pomalých zemětřesení a mikroseismických jevů. Mikroseismy jsou zčásti vyvolávány sezónními změnami atmosférického tlaku a pomalá zemětřesení s trváním desítek minut až hodin jsou spouštěna hurikány nebo tajfuny. To je však pro nás výhodné, protože tato neškodná zemětřesení uvolňují napětí v zemské kůře, jež by se jinak po čase projevila klasickým ničivým zemětřesením.

Nové údaje o zemětřeseních mění i pohled na vnitřní stavbu Země. Uprostřed Země se nachází vnitřní tuhé jádro o poloměru 1,2 tis. km, obklopené vnějším tekutý jádrem o tloušťce 2,3 tis. km. V hloubkách 2,7 – 2,9 tis. km pod povrchem Země se nachází 200km rozhraní mezi jádrem a spodním plášťěm Země o tloušťce 2,0 tis. km. V hloubce 650 km pod povrchem začíná další rozhraní mezi spodním a svrchním pláštěm o tloušťce 250 km a nad ním je svrchní plášť o tloušťce 360 km a konečně kůra tenká jen 40 km. Polovina hmoty Země se nastřádala přibíráním (akrecí) planetesimál za necelých 10 mil. let, ale na současnou hmotnost dorostla až za 100 mil. let. Zatímco v plášti Země převládají silikáty, jádro je v podstatě kovové.

Zcela překvapivé je nejnovější zjištění o tom, že praskoty, které slyší posluchači rozhlasových stanic AM na středních vlnách při blížící se bouřce, nejsou vyvolány blesky, směřujícími z oblaků k zemskému povrchu, ale jejich nedávno objevenými protějšky, tj. výboji z mraků směrem do vysoké zemské atmosféry, jež dostaly název skřítci a duchové. Pokroky v přesnosti měření vzdáleností ve Sluneční soustavě radarem přinesly důkaz o tom, že se Země od Slunce sekulárně vzdaluje o 0,15 m/r. Délku astronomické jednotky 149 597 870 696 m tak nyní známe s přesností ±0,1 m/r , tj. s udivující relativní přesností ±7.10-13. Příčinou vzdalování jsou slapy v atmosféře Slunce vyvolané Zemí, jež zpomalují tempo 25-denní rotace Slunce o 3 ms za 100 let!

Dvojice kosmických sond STEREO umožňuje od r. 2007, jak známo, sledovat koronální výtrysky ze Slunce v trojrozměrném zobrazení. Tak se ukázalo, že tvar výtrysků se nejvíc podobá špičatým rohlíkům, a tak lze výrazně zpřesnit výpočty, kdy a které výtrysky vpadnou do zemské magnetosféry. Čas geomagnetických bouří tak lze nyní předpovídat s přesností na ±3 h; dosud byla předpověď nejistá na ±12 h.

James Lovelock proslul před 40 lety domněnkou Gaia, tj. že Země se chová jako živý organismus, který díky půdu sebezáchovy si udržuje celkové zdraví nutné pro přežití života. Kontroverzní domněnka však nyní ztratila podporu svého tvůrce: Lovelock totiž vydal v r. 2009 monografii, v níž dokazuje, že Země se řítí do záhuby a život zde brzy zanikne, zčásti též přičiněním člověka.

1.1.3.2. Bolidy a meteority

Mezinárodní společenství v oboru meteoritické astronomie si v květnu 2009 připomnělo v Praze půlstoletí od objevu meteoritu Příbram, což byl od 7. dubna 1959 první meteorit s rodokmenem na světě, neboť díky bolidovému snímkování observatoře v Ondřejově se podařilo poprvé z jeho přesné atmosférické dráhy spočítat původní dráhu tělesa ve Sluneční soustavě a prokázat tak, že meteority k nám přilétají z hlavního pásma planetek. Současně se tak slavilo 80. výročí narození světově proslulého šéfa ondřejovského programu Zdeňka Ceplechy. Je potěšitelné, že dr. Ceplecha si stihl v mezidobí vychovat skvělé žáky Pavla Spurného a Jiřího Borovičku, kteří i dnes udržují úroveň práce v české meteorické a meteoritické astronomii stále na světové špičce.

O tom svědčí zejména i nejnovější práce zmíněných autorů ve spolupráci s P. Blandem, kteří postupně uvedli do chodu Pouštní bolidovou síť (DFN) v poušti Nullarbor v Austrálii osazenou čtyřmi plně automatickými bolidovými kamerami AFO z Ondřejova. V síti DFN uvízl 20. 7. 2007 první úlovek - meteoroid o vstupní hmotnosti jen 22 kg, jenž začal svítit ve výšce 63 km nad Zemí a zhasl již ve výšce 30 km nad Zemí. Navzdory těmto nepříznivým parametrům se autorům podařilo nalézt dva úlomky meteoritu Bunburra Rockhole o hmotnostech 0,15 a 0,17 kg, z nichž první se nacházel jen 100 m na jih od ideálního výpočtu a druhý naopak jen 40 m severně od téže linie. Dráhové elementy meteoroidu ve Sluneční soustavě ukazují, že velká poloosa jeho dráhy spadá do pásma mezi Venuší a Zemí ve vzdálenosti 0,85 AU od Slunce při výstřednosti dráhy 0,25 a sklonu 9° k ekliptice. Oběžná doba meteoroidu činila jen 0,8 r a v přísluní se meteoroid hřál ve vzdálenosti jen 0,64 AU , zatímco v odsluní se vzdaloval na 1,06 AU od Slunce. Do zemské atmosféry vstoupil rychlostí 13,4 km/s. Mineralogicky jde o vzácný vyvřelý achondrit eukrit, který se tak stal teprve dvanáctým meteoritem s rodokmenem na světě.

Řada prací byla věnována unikátnímu pozorování miniplanetky 2008 TC3, objevené R. Kowalskim jako objekt 19 mag pomocí sledovacího systému Spaceguard observatoře Catalina na hoře Lemmon v Arizoně 8. října 2008. Podle výpočtů T. Spahra (kvůli poruše počítače to spočetl ručně!), L. Johnsona, S. Chesleye a D. Yeomanse se o 7 h později ukázalo, že miniplanetka směřuje ke srážce se Zemí, k níž došlo 20 h po objevu přesně podle výpočtu nad severním Súdánem. Dříve, než meteoroid vstoupil 1 h před dopadem do zemského stínu, se tak díky bleskovému zburcování pozorovatelů po celé severní polokouli podařilo shromáždit 570 pozorování jasnosti a polohy objektu. Astronomům na La Palmě se pomocí 4,2 teleskopu WHT dokonce zdařilo pořídit 2 h před dopadem spektrum meteoroidu - patří k vzácné třídě planetek typu F.

P. Jenniskens aj. uvedli též dráhové parametry miniplanetky před vstupem do zemské atmosféry. Její přísluní se nalézalo ve vzdálenosti 0,9 AU od Slunce, velká poloosa činila 1,3 AU, tj. výstřednost dráhové elipsy byla 0,3 a v odsluní se miniplanetka dostávala až za dráhu Marsu. Pohybovala se téměř v rovině ekliptiky se sklonem dráhy jen 2,5°. Miniplanetka vstoupila do zemské atmosféry pod úhlem jen 20° k obzoru, což bylo klíčové pro „přežití“ křehkých úlomků a dopad meteoritů na povrch Země.

Miniplanetka o průměru 4 m vstoupila do zemské atmosféry rychlostí 12,4 km/s a intenzivní brzdění odporem atmosféry způsobilo její výbuch ve výšce 37 km nad Zemí. Zaznamenané infrazvuky výbuchu posloužily k určení energie výbuchu na úrovni 1,5 kt TNT (6 TJ). Sonický třesk byl slyšitelný až v Keni. Jelikož se výbuch miniplanetky odehrál 7. října 2008 v 5:45 h místního času těsně po skončení muslimských ranních modliteb, viděli bolid o maximální jasnosti -20 mag četní očití svědkové poblíž hranic Súdánu s Egyptem a na nádraží v městě Vádí Galfa také výpravčí vlaků. Cenná byla i pozorování výbuchu bolidu posádkou dopravního letadla společnosti KLM na trase Johannesburg - Amsterdam, kterou na možnost spatřit záblesk upozornil včas holandský meteorolog.

Naděje, že nějaké úlomky dopadly na Zemi, se potvrdily při expedici, kterou zorganizovali počátkem prosince 2008 P. Jenniskens a M. Shaddad a jíž se zúčastnilo 45 studentů Chartúmské univerzity. První úlomek objevili studenti už 2 h po začátku pátrání a celkem v poušti poblíž stanice Almahata Sitta našli už během první výpravy celkem 280 úlomků o souhrnné hmotnosti 5 kg rozprostřených v dopadové elipse o délce hlavní osy 29 km. Geologická analýza ukázala, že jde o achondrit obsahující velmi vzácný ureilit, charakterizovaný vysokým zastoupením uhlíku. Podle P. Pravce by mohlo jít o úlomek planetky (152679) = 1998 KU2 o průměru 2,6 km.

Tím se stal tento případ unikátem, protože poprvé v historii astronomie byl meteoroid pozorován doslova v přímém přenosu téměř den před vstupem do zemské atmosféry již od vzdálenosti 480 tis. km od Země. Přesná předpověď místa a času dopadu umožnila sledovat vlastní průnik zemskou atmosférou pomocí špionážních i meteorologických družic i amatérských snímků svítících stop od rozprášeného materiálu a nakonec získat i dostatečné množství vzorků kosmického materiálu brzy po impaktu.

J. Borovička a Z. Charvát popsali podrobně interakci meteoroidu se zemskou atmosférou na základě pozorování úkazu meteorologickou družicí Meteosat 8, která snímkuje amtosféru i povrch Země v pětiminutových cyklech opakovaně ve čtyřech filtrech v pásmech 0,6 – 1,6 μm a dále ve středních infračervených pásmech 3,9 – 13,4 μm. Zánik meteoroidu se odehrál v čase 2:46 h UT během několika fragmentací v rozmezí výšek 44 – 36 km nad Zemí. Autoři zjistili okamžiky hlavních fragmentací díky odrazu záblesků od zemského povrchu, což družice snadno zaznamenala, protože záblesky dosahovaly -19 – -20 mag. Maximální barevná teplota meteoroidu ve výšce 45 km nad Zemí činila 3,6 tis. K a silikátový kouř výbuchu měl teplotu 1 tis. K; jeho úhrnná hmotnost byla celá 1 tuna. Autoři též odhadli poréznost meteoroidu na 50 %, jeho hmotnost při vstupu do zemské atmosféry na ≈50 t (skutečná hmotnost však byla patrně vyšší, tj. asi 80 t.) a hustotu na 2,3násobek hustoty vody. Snímky amerických špionážních družic údajně zaznamenaly průlet miniplanetky již od výšek 65 km nad Zemí, ale příslušné záběry nebyly publikovány.

O půldruhého měsíce později (20. 11. 2008) pozorovalo hodinu po západu Slunce krásný prérijní bolid nad kanadskými provinciemi Alberta, Saskatchewan a Manitoba asi 400 očitých svědků, což stačilo k upřesnění místa dopadu meteoritů. Již za týden se našel první úlomek poblíž osady Lone Rock v Saskatchewanu na malém zamrzlém jezírku. A. Hildebrand a E. Milleyová pak zorganizovali další sběr a v pádové elipse objevili více než tisíc úlomků, mezi nimi i dva 13kg balvany, což se E. Milleyové velmi hodí do její disertace o kanadských bolidech...Meteorit dostal název Buzzard Couley a zapsal se do pomyslné Guinessovy knihy rekordů právě zmíněným počtem úlomků.

T. Kenkman aj. popsali okolnosti pádu podivného meteoritu Carancas v Peru z 15. 9. 2007. Podivnost spočívá v tom, že nikdo nečekal, že by mohl balvan o průměru 1 m přežít vcelku průlet atmosférou a ještě vytvořit kráter o průměru 14 m. Šlo o denní bolid, který vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 13 m/s pod úhlem jen 20° vůči místnímu obzoru. Odpor vzduchu však trajektorii meteoroidu silně zakřivil směrem ke kolmici, takže poslední fáze letu se odehrávala již pod úhlem 50° k obzoru rychlostí jen 600 m/s a impakt se odehrál v nadmořské výšce 3,8 km, kde je ještě poměrně řídký vzduch. Kinetická energie meteoroidu činila <1 GJ, ale infrazvuky byly zaznamenány ještě 1,6 tis. km od místa dopadu. Naproti tomu G. Tancredi aj. udávají vstupní rozměr balvanu 2 m, vstupní hmotnost 10 t, vstupní rychlost 15 km/s a úhel vstupu 30° vůči obzoru, jakož i kinetickou energii bolidu 4 GJ. Na druhé straně efekty doprovázející impakt svědčí o podstatně vyšší energii rázové vlny až 320 GJ, takže autoři se domnívají, že šlo o průlet tělesa, které přiletělo spíše svisle pod úhlem 60° k obzoru a mělo závratnou dopadovou rychlost 23 km/s!!

N. Artemijeva a E. Pierazzová simulovaly ve třech rozměrech hydrodynamiku průletu kovového meteoritu, jenž vytvořil před 49 tis. lety proslulý Barringerův kráter (Canyon Diablo) v severní Arizoně. Předpokládaly, že kovové těleso složené z 90 % Fe, 7 % Ni a 0,4 % Co mělo při vstupu do zemské atmosféry rychlost 18 km/s, hmotnost téměř 1 Mt a průměr 50 m. K vytvoření kráteru o průměru 1,2 km a hloubce až 200 m byla potřebná energie 2,5 Mt TNT (10 PJ). Meteorit se v zemské atmosféře zpomalil na rychlost 12 km/s, kdy se vlivem destruktivních sil rozbil a ztratil tak přinejmenším polovinu své původní hmotnosti.

B. Hofmann aj. popsali vlastnosti šesti úlomků železného meteoritu Twanberg z Bernských Alp ve Švýcarsku, které byly nalezeny na okraji ledovce v letech 1984-2007. Jde vesměs o úlomky téhož meteoritu o hmotnostech 0,012 – 2,5 kg, které mají střední hustotu 8krát vyšší než voda a identické mineralogické složení s 5 % příměsí Ni a 2 % příměsí P. Od okamžiku dopadu přibližně před 20 tis. lety urazily po ledovci asi 150 km a v kosmickém prostoru byl meteorit před dopadem na Zem exponován asi 230 mil. let.

J. Koročanceová aj. určovali radiochronologií 40Ar/39Ar uzavřených bublin Marsovy atmosféry stáří čtyř shergottitů, které dopadly do pozemských pouští z Marsu. Příslušné horniny vznikly na Marsu v rozmezí 200 – 900 mil. roků, ale některé inkluze v nich jsou staré až 1,1 mld. let. V kosmickém prostoru mezi Marsem a Zemí byly exponovány 1,0 – 15,7 mil. let. Podobně V. Fernandesová aj. stanovili touž metodou stáří šesti meteoritů z bazaltických oblastí Měsíce. Nejmladší Elephant Moraine 96008 vznikl na Měsíci již před 2,65 mld. let a nejstarší Asuka 881757 dokonce před 3,8 mld. let. Kromě toho N. Zellner aj. měřili stáří vzorků měsíčních sklovitých hornin, které přivezla posádka Apolla 17 přímo z Měsíce. Jejich stáří je velmi různorodé, od 100 mil. roků až po 3,7 mld. let.

1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi

Patrně největší kosmické katastrofy se na Zemi odehrávaly v rané epoše její existence, tj. jednak při srážce s Praměsícem zhruba 50 mil. let po vzniku Země, a následně v období těžkého bombardování planet a měsíců Sluneční soustavy, tj. v intervalu 400 – 700 mil. let po vzniku Země. Tehdy byla četnost srážek Země s velkými planetesimálami asi o tři řády vyšší než v současnosti. U. Jorgensen aj. zjistili, že největší četnost impaktů spadá do období před 3,9 – 3,8 mld. let, což se projevuje na několikanásobně zvýšeném zastoupení iridia v tehdejších horninách, což je jasný důkaz jeho kosmického původu. Autoři spočítali, že na každý čtvereční metr zemského povrchu připadlo tehdy 1 tis. tun kosmického materiálu! Zmíněné údaje jsou v souladu s hodnotami, odvozenými z četnosti stejně starých impaktních kráterů na Měsíci.

Přesto je podle O. Abramova a S. Mojzsise možné, aby případný primitivní život hluboko pod povrchem Země i takové šoky přežil, zejména též proto, že i velká srážka sterilizovala nanejvýš třetinu povrchu Země a jen 10 % zemského povrchu se ohřálo na teplotu nad 500°C. Nemáme však zatím žádný přímý doklad, že v této epoše zvané Hadaikum už zde živé organismy byly, i když nepřímý důkaz poskytuje nález zirkonu v horninách z období před začátkem těžkého bombardování, kdy už Země vychladla po střetu s Praměsícem. Autoři proto soudí, že je docela pravděpodobné, že život na Zemi vznikl jenom jednou a mohl přežít i období těžkého bombardování.

Není ovšem jisté, že tu hned zpočátku byly oceány. Teprve těžké bombardování ledovými objekty z pásma planetek přineslo podle F. Albaredeho na Zemi potřebnou vodu, takže paradoxně právě tyto katastrofy umožnily následný rozvoj života na planetě zejména proto, že díky průsaku vody do zemského pláště máme na Zemi deskovou tektoniku. Podle současných nálezů v okolí tzv. černých kuřáků na dně oceánů je prokázáno, že některé organismy dokáží žít v silně stlačené vodě ještě při teplotě 110°C a možná i 121°C. Dále je téměř jisté, že zóna života v horninách sahá až do hloubek minimálně 4 km, kde se musí obejít bez slunečního záření i bez kyslíku.

I po skončení epochy těžkého bombardování však neměl život na Zemi zdaleka vyhráno. Jedna z největších katastrof postihla život na Zemi v druhohorách na rozhraní permu a triasu před 252 mil. let, kdy vymřelo až 95 % druhů mořských a 70 % suchozemských živočichů včetně hmyzu. Příčina tak drastického vymírání, kdy měl život opravdu namále (přežil jen jeden exemplář života ze dvou set!), není dosud jednoznačně zjištěna. Uvažuje se o výrazném vulkanismu na Sibiři, uvolnění toxických plynů z oceánů vlivem populační exploze anaerobních bakterií, ale též o obřím impaktu kosmického tělesa. Nicméně i z této téměř smrtelné rány se život relativně brzo vzpamatoval, jak dokládají zkamenělé schránky hlavonožců amonitů, takže tito měkkýši vykazovali pestřejší druhovou skladbu než před katastrofou již 1 mil. let po epoše těžkého vymírání. Ostatní druhy se vrátily do koloběhu života na Zemi až po 10 mil. let od katastrofy.

F. Jourdan aj. uvedli, že na Zemi je dnes identifikováno již 174 impaktních kráterů a struktur, z nichž však jen 11 má spolehlivě určené stáří. Nejstarší a největší je 300 km kráter Vredeford v Jižní Africe, který je starý 2 mld. let. J. Klokočník připomněl, že některé velké impakty minulosti, tj. krátery Chicxulub (Yucatán; průměr 170 km; stáří 65 mil. let) a Popigaj (severní Sibiř; průměr 100 km; stáří 35,7 mil. r.) mají své sourozence, tj. že šlo o více těles na téže dráze, což přispělo k jejich nebezpečnosti pro život na Zemi. Není ostatně divu, protože v poslední době se ukazuje, že mnoho planetek křižujících zemskou dráhu, ale i planetek hlavního pásu je dvojitých a obě složky mají srovnatelné hmotnosti.

V současné době hrozí podle B. Napiera a D. Ashera největší impaktní riziko pro život na Zemi od objektů z Oortova oblaku které by se střetly se Zemí při svém prvním průletu do nitra Sluneční soustavy. Náraz tělesa o průměru kolem 2 km by se totiž odehrál při „kometární“ rychlosti 55 km/s. Není dokonce vyloučené, že takové nebezpečí představují i potenciální mladé meteorické roje od komet s velmi protáhlou drahou, kdy je těsně za jádrem komety soustředěn hustý oblak poměrně velkých meteoroidů. Existují totiž neurčité zprávy, že takové bombardování zasáhlo Severní Ameriku před necelými 13 tis. let, jenže archeologické vykopávky nic takového neprokázaly. Na druhé straně právě v té době vymřeli v Severní Americe náhle mamuti a průměrná teplota na severní polokouli se snížila o 6°C a propad teploty trval 1,4 tis. let. Podle některých odborníků by takovou katastrofu mohl vyvolat dopad kosmického projektilu o průměru pouhých 4 km na území Kanady.

S. Yoon aj. navrhli novou metodu, jak odvrátit srážku křížiče zemské dráhy pomocí výkonných laserů na kosmických sondách. Sondy nesoucí UV lasery, jejichž záření by bylo usměrňováno zrcadly o průměru pouhých 0,3 m, by byly navedeny na dráhy souběžné s křížičem a vypařovaly by vhodně vybrané oblasti na jeho povrchu z bezpečné vzdálenosti řádu 10 tis. km. Tím by se účinně změnila dráha tělesa, takže by Zemi netrefilo a v budoucnu by se už nikdy do kolizního kursu nedostalo.

1.1.3.4. Měsíc

Jak uvádí A. Chapman, pozoroval Měsíc dalekohledem jako první britský šlechtic Thomas Harriot již 26. 7. 1609, kdy byl Měsíc 5 dnů po novu. Dochovaly se jeho kresby map povrchu Měsíce, které toto prvenství potvrzují. Galileo patrně začal pozorovat Měsíc až v říjnu téhož roku, ale jeho zprávy vynikaly množstvím údajů a měly proto podstatně větší vědecký dopad.

J. Sandweiss aj. získali 15 g měsíčního prachu kvůli hledání tzv. strangeletů, tj. mimořádně těžkých atomových jader, která by podle některých domněnek měla být tvořena třemi dvojicemi kvarků u, d, s. Jejich hmotové spektrometry však žádné známky těžkých jader nenašly, objevily pouze atomy vápníku až gadolinia a elektrické náboje bóru až sodíku.

Vzorek měsíční horniny č. 76535, který našel jediný geolog na Měsíci H. Schmidt při letu Apolla 17, nyní posloužil I. Garrickovi-Bethellovi aj. k pozoruhodnému zjištění, že před 4,2 mld. roků měl Měsíc silné magnetické pole, tedy dynamo ve svém nitru, jinými slovy tekuté železné jádro o poloměru asi 350 km. Vzorek identifikovaný jako rázově nepřeměněný troktolit (obsahující minerály olivín a plagioklas), vznikl krystalizací v hloubce asi 50 km pod povrchem Měsíce, kde pak zůstal několik milionů let. Během chladnutí vzorku v něm „zamrzlo“ tehdejší magnetické pole Měsíce. Poté došlo k impaktu meteoritu, který vzorek nezničil, ale ohřál natolik, že při následném chladnutí se otisklo do části vzorku pozdější magnetické pole Měsíce. Z měření tedy plyne, že šlo o permanentní magnetické pole Měsíce o indukci zhruba 1μT, které ovšem do současnosti velmi zesláblo. Vzorek se zmíněným nárazem meteoritu navíc dostal až na měsíční povrch, kde si ho naštěstí všiml Schmidt pro jeho neobvyklé barevné vzezření.

Snad nejtrvanlivější odkaz program Apollo pro vědu však umožnila instalace tři koutových odražečů při letech Apolla 11, 14 a 15, jak uvedli J. Battat aj. První dva odražeče se skládají ze stovky křemíkových krychliček a hraně 38 mm, třetí dokonce ze 300 krychliček. Výhodou všech tří odražečů je znalost přesné polohy na Měsíci. Navíc totiž na Měsíci parkuje ještě sovětský Lunochod 2 s koutovým odražečem (14 krychliček s hranou 110 mm), ale jeho přesná poloha nebyla donedávna známa, takže se od něho dařilo získávat odrazy laserových záblesků jen tehdy, když byl Lunochod na neosvětlené části Měsíce.

První odrazy zaznamenali američtí astronomové pomocí 3m Lickova teleskopu, ale hlavní objem dat získává po celou dobu McDonaldova observatoř v Texasu se zrcadlem o průměru 2,7 m, k níž se v r. 2007 přidala observatoř Apache Point v Novém Mexiku se zrcadlem o průměru 3,5 m. Rovnocenným partnerem je však také francouzská observatoř na Azurovém pobřeží, která od r. 1984 získala vůbec nejvíce ozvěn pomocí zrcadla o průměru 1,5 m. V archivu jsou uložena všecha měření ozvěn za celé údobí 40 roků, ale 78 % dat pochází ze zrcadel Apolla 15. Celkem bylo k Měsíci vysláno už téměř 3 mil. laserových impulsů a v ozvěnách se navrátilo přes 190 tis. fotonů. Technický pokrok, zejména zkracování impulzů vysílacího laseru, umožnilo zlepšit průměrnou přesnost měření vzdálenosti Měsíce z počátečních 350 mm na současných 10 mm. Nicméně v posledních letech se iterační metodou (zpřesňováním měsíčních efemerid) tyto hodnoty dále až neuvěřitelně zlepšují: od dubna 2006 lze měřit ozvěny i kolem měsíčních úplňků a vzdálenost Měsíce s přesností na 1,8 mm a od září 2007 s přesností na 1,1 mm, což mj. vyžaduje měřit časové intervaly mezi vysláním a návratem fotonů s přesností na 7 ps. Relativní přesnost měření tak dosahuje hodnoty téměř 10-12 a to umožňuje využít těchto jedinečných pozorování jak pro zlepšení údajů o dráze, rotaci a vzdalování Měsíce od Země, tak také pro testování efektů obecné teorie relativity.

Japonská sonda Kaguya (Selene) odstartovala k Měsíci v polovině září 2007. Po příletu k Měsíci počátkem října téhož roku se postupně dostala na kruhovou polární oběžnou dráhu ve výši 100 km a následně uvolnila dva subsatelity (Okina a Ouna), které zajišťovaly přenos dat z hlavního modulu při letu nad odvrácenou stranou Měsíce. V únoru 2009 byly hlavní výsledky měření sondy publikovány v sérii článků v týdeníku Science. Odvrácená strana Měsíce má tlustší kůru než přivrácená. Největší impakt na Měsíci vytvořil kráter o průměru 2,5 tis. km a hloubce 13 km. Tvorba podpovrchových masconů (koncentrací hmoty) skončila před 3,55 mld. let. Okraje měsíčních moří se vyzvedly před 2,8 mld. let na konci období tektonického klidu, který trval asi 700 mil. roků. Bazalty na dně moří mají tloušťku jen stovek metrů.

Na měsíčních vysočinách a v 70 impaktních kráterech nalezla M. Ohtakeová aj. anortozit, což je téměř čistý plagioklas, jenž krystalizoval a zvločkovatěl v magmatickém oceánu a vyplul pak na povrch Měsíce. Rozpětí topografie na Měsíci dosahuje 19,5 km, takže je prakticky stejné jako na Zemi, ačkoliv poloměr Měsíce činí jen čtvrtinu poloměru Země. Na rozdíl od Země je však litosféra Měsíce suchá. Měsíční vulkanická činnost v podstatě skončila již před 3 mld. let, i když místy pokračovala ještě dalších až 500 mil. let. Je však zřejmé, že i v současnosti má Měsíc stále ještě malé kapalné jádro. Kaguya také dle J. Haruyamy zaznamenala v oblasti Marius Hill přírodní trubici o šířce 65 m a hloubce 90 m, která by se hodila jako úkryt pro případnou trvalou posádku na Měsíci.

M. Wieczorek a M. Le Feuvre ukázali, že synchronní rotace Měsíce by měla způsobit, že nejvíce impaktů se bud nacházet na polokouli Měsíce přivrácené k jeho orbitálnímu apexu, tj směrem na západ. Velké impakty v éře těžkého bombardování však mohly orientaci rotační osy Měsíce výrazně narušit, takže se překlopila o 180°, což je ve shodě s pozorováním rozložením velkých impaktních pánví na Měsíci s jasnou převahou na východní polokouli. Překlopení osy nejpravděpodobněji způsobil dopad tělesa o průměru minimálně 50 km, které vytvořilo dnešní Mare Smythii, jež se nalézá na rovníku a je tak v ideální poloze pro překlopení rotační osy Měsíce. Moře je starší než 3,8 mld. let.

S. Marchi aj uvedli podrobné údaje o stářírůzných oblastí Měsíce (v miliardách let). Nejstarší jsou vysočiny (4,35 ), dále kráter Descartes (3,92), Moře nektaru (3,9), Apenniny, Moře dešťů a Fra Mauro - místo přistání Apolla 14 (3,85), Moře klidu (3,80 a 3,58), oblast Taurus Littrow (3,70), Moře hojnosti (3,41), Moře nepokojů (3,22), Oceán bouří (3,15), krátery Koperník (0,80), Tycho (0,11) a Kuželový kráter (0,02). Podle T. Moroty aj. údaje ze sondy Kaguya dovolily zpřesnit stáří kráteru Giordano Bruno o průměru 22 km, o němž se před časem spekulovalo, že výbuch doprovázející impakt byl pozorován vizuálně v Británii 18. června 1178 n.l. Z těchto měření vyplývá, že kráter je minimálně 1 mil. let a možná i 10 mil. let starý; vyniká však soustavou světlých paprsků - je to vlastně nejmladší paprskový kráter na Měsíci. Zmíněný úkaz z r. 1178 byl nejspíš jasný bolid v zemské atmosféře, který se pozorovatelům v Británii promítl na okraj měsíčního disku. A. Crotts se zprávám o přechodných jevech na Měsíci věnuje soustavně a nyní shrnul, že i když zejména starší údaje nejsou příliš věrohodné, protože mohlo jít o osobní chyby pozorovatelů, anebo úkazy v zemské atmosféře, tak se na Měsíciobčas něco opravdu děje. Zhruba polovina pozorování přechodných jevů se totiž týká okolí kráteru Aristarchos a 16 % okolí kráteru Plato. Aristarchos o stáří 500 mil. let je tak jasný, že ho lze zahlédnout ze Země očima. Crotts z toho všeho usuzuje, že asi 4/5 zpráv a přechodných jevech na Měsíci má reálný podklad. Ostatně i v projektu Apollo a sondou Lunar Prospector byly občas pozorovány výrony radonu na týchž místech. Obvykle se pozoruje zjasnění nebo rozmlžení obrazu a jeho modravé či načervenalé až hnědavé zabarvení.

Koncem října 2008 odstartovala k Měsíci první indická sonda Chandrayaan-1, která se po třech týdnech usadila na kruhové oběžné dráze kolem Měsíce ve výšce 100 km nad povrchem. Nesla na palubě kameru s lineárním rozlišením 5 m na povrchu Měsíce a také miniaturní impaktní projektil o hmotnosti 29 kg. C. Pietersová aj. zjistili z mineralogického průzkumu spektrometrem Moon Mineralogy Mapper na palubě sondy, že povrch Měsíce byl kdysi zcela roztaven, protože z oceánu magmatu krystalizoval anortozit (bohatý na vápník a chudý na železo), který spektrometr MMM odhalil v kůře Měsíce. Sonda rovněž potvrdila, že celý povrch Měsíce je pokryt molekulami vody a hydroxylu OH. Protože jejich zastoupení kolísá během měsíčního dne, je pravděpodobnou příčinou tvorby molekul sluneční vítr, který buď vodní molekuly rovnou přinese, anebo si je vytvoří srážkami protonů slunečního větru s atomy kyslíku v měsíčním regolitu. Pokud se protony nepřilepí ke kyslíků v zrníčkách regolitu, tak odskakují od povrchu Měsíce rychlostí až 200 km/s.

V polovině června 2009 vyslala NASA k Měsíci sondu Lunar Reconnaissance Orbiter, která nesla kameru dosahující na povrchu Měsíce rozlišení 1 m a dále impaktor LCROSS pro hledání vody pod povrchem Měsíce. První slibné snímky povrchu Měsíce byly zveřejněny již 2. července a úplné zmapování Měsíce s vysokým rozlišením by mělo zabrat rok. Hned v polovině července kamera na sondě LRO zobrazila 5 přistávacích stanovišť z programu Apollo. Na snímku místa přistání Apolla 14 je vidět jak spodní část přistávacího modulu, která sloužila jako rampa pro zpětný start posádky, dále seismometr ALSEP a dokonce i stopy astronautů v měsíčním regolitu. Jsem věru zvědav, jak tyto snímky „vysvětlí“ obhájci názoru, že celý projekt Apollo byl nafilmován v holywoodském studiu.

Impaktor LCROSS skládající se z urychlovacího stupně Centaru rakety Atlas a samostatného modulu s kamerou, byl dne 9. října 2009 vystřelen směrem ke kráteru Cabeus o průměru 48 km poblíž jižního pólu Měsíce. Na západní část kráteru nikdy nedopadá sluneční světlo, takže se dalo očekávat, že právě tam se drží vodní led či aspoň jinovatka, které se nárazem projektilu při rychlosti 1,8 km/s odpaří. Očekávaný oblak a zjasnění se nepodařilo sice ze Země pozorovat, ale sledovací kamera vše zachytila a pokus tak byl podle A. Colapreteho aj. vědecky naprosto úspěšný. V zastíněných oblastech Měsíce se při teplotě pouhých 40 K dobře udrží vodní led, ale jeho zastoupení není tak oslnivé, jak se očekávalo. Navíc jsou ledové krystalky kontaminovány příměsemi včetně rtuti, čili jejich využití pro potřeby budoucích posádek na Měsíci by nebylo příliš výhodné. Impakt vytvořil na stěně kráteru miniaturní kráter o průměru 28 m.

T. Kwiatkowski aj. popsali dočasné zachycení miniplanetky 2006 RH120 (H = 30 mag; průměr 3 m), jež byla objevena 10m teleskopem SALT a dostala se v červenci 2006 do Hillovy sféry Země. Protáhlé těleso s poměrem hlavních os >1,4 patří patrně ke křížičům typu Amor nebo Apollo a nejspíš přežilo aerobrzdění ve vnější atmosféře Země a stalo se na rok druhým měsícem Země, než ho zase gravitační poruchy z Hillovy sféry vysvobodily.

E. Pitjeva a E. Standish navrhli zpřesnění poměru hmotností Měsíce k Zemi na 0,012 3, tj. Měsíc má hmotnost 7,348.1022 kg.

1.1.4. Mars

V lednu r. 2009 uplynulo již pět let od zahájení práce vozítek Spirit a Opportunity na Marsově povrchu v projektu NASA MER. Přestože plánovaná životnost vozítek se odhadovala na pouhé 3měsíce, jejich dlouhý provoz je příjemným překvapením, za který vděčíme tančícím dervišům - kornoutovým vírům v atmosféře při nestejnoměrném ohřevu povrchu planety, které svou špičkou obrácenou k povrchu dokáží čas od času zbavit sluneční panely vozítek usazujícího se prachu.

Vozítko Opportunity vyjelo počátkem r. 2009 po dvou letech průzkumu z kráteru Victoria (průměr 750 m), jenž se nalézá 6 km jižně od Meridiani Planum a směřovalo ke 12 km vzdálenému kráteru Endeavour o hloubce 300 m. Zastavilo se však a na místě otočilo 18. července, aby mohlo podrobněji prozkoumat meteorit „Black Island“, který míjelo. Meteorit o průměru 0,6 m je totiž kovový a složený z niklu a železa. Rover Opportunity se během roku 2009 nacházel asi 7,5 km od místa přistání, ale najel za těch 5 let celkem 15 km.

Vozítko Spirit zkoumalo basaltické horniny, což je současně jasný důkaz aktivní vulkanické činnosti v minulosti Marsu, ale v květnu 2009 uvízlo v sypkém písku, takže funguje už jen jako statická meteorologická a geologická stanice, přičemž se nalézá jen 3,5 km od místa přistání, ačkoliv urazil již skoro 8 km. V tomto směru uvvšem ani obě vozítka dohromady nemohou konkurovat někdejšímu sovětskému Lunochodu 2, jenž byl zaparkován až po ujetí plných 37 km v r. 1973.

A. Fairén aj. soudí, že obě vozítka potvrdila dokonce i novější přítomnost tekuté vody na povrchu Marsu během posledních 2 mld. let, zejména na planině Meridiani Planum a v kráteru Gusev. Jelikož ve vodě byly rozpuštěny zvětralé basalty, obsahující prvky Si, Fe, S, Mg, Ca, Cl, Na, K a Al, zůstávala tekutou i při okolní teplotě nižší než 0°C. Tyto objevy by se měly odrazit v přísnější sterilizaci sond, které letí k Marsu a zejména těch, které na něm přistávají. Protože, jak poznamenal J. Rummel, letět na Mars s cílem prozkoumat, jaký je mikrobiální život na Floridě, je trochu drahý špás.

S. Wernerová aj. probrali všechna data o změnách vulkanismu na Marsu, jak je postupně získávaly sondy Viking až Mars Odyssey pro vulkanické krátery, jež značkují globální vulkanismus na planetě. Ten se nejvíce rozmáhala v Noachiánské éře ve stáří větším než 3,7 mld let před současností. Hlavní sopky se nacházely v pásmech Tharsis, Elysium a Circum-Hellas a byly činné později než 3,7 mld. let. Pásmo Tharsis s nejvyšší sopkou Olympus Mons vydávalo horké magma, prach a plyn před 1,6 mld. let a bylo aktivní ještě před méně než stovkou mil. roků.

V létě 2009 bylo zveřejněno prvních pět prací o výsledcích přistávací laboratoře Phoenix. V atmosféře Marsu se tvoří během dne oblaka z ledových krystalků; v noci poletují při povrchu sněhové vločky a na laboratoři se tvoří námraza. Půda v místě přistání je mírně zásaditá (pH ≈ 7,7), ledové krystalky jsou zamrzlé do regolitu v hloubce 50 – 150 mm, dále je tam přítomen vápník ve vápenci, vodní minerály a soli.

V r. 2004 byl k překvapení odborníků objeven v atmosféře Marsu plynný methan. Methan je totiž v atmosféře Marsu nestabilní, takže musí být neustále doplňován z nějakého konkrétního zdroje pod povrchem planety. Podle M. Mummy aj. se nyní podařilo takový zdroj najít pomocí pozemních infračervených spektrometrů ve výronech z hornin bohatých na jílové minerály na vysočině Arabia Terra, v příkopech Nili Fossae aj. Z jednotlivých zdrojů uniká až 0,6 kg methanu za sekundu a v létě se v atmosféře Marsu nad severní polokoulí odhaduje množství methanu na 19 kilotun. Podle F. Lefevra a F. Forgeta se koncentrace methanu mění jak na daném místě, tak v daném čase na různých místech. Přesto však zatím nevíme, jak a kde se tento methan opět z atmosféry ztrácí. Jde o tak palčivou otázku, že NASA a ESA uvažují o vyslání společné speciální sondy k Marsu již v r. 2016.

Spektrometr GRS pro detekci záření gama na orbitální sondě Mars Odyssey přinesl důkaz o tom, že na planetě existoval v dávné minulosti oceán, pokrývající třetinu povrchu planety (byl dvacekrát větší než plocha Středozemního moře), a o něco mladší menší oceán. Na jejich březích se podařilo prokázat přebytek draslíku, železa a thoria. Spektrometr GRS „prohlédne“ do hloubky 0,3 m pod povrch planety a na severní polokouli našel ve vysokých areografických šířkách všude led. Čistý led se také postupně nachází v mladých impaktních kráterech; je ho tam mnohem více, než se čekalo. M. Balme aj. objevili na povrchu Marsu polygonální útvary oddělené od sebe trhlinami. Jejich morfologii vysvětlují cykly tání a mrznutí tekuté vody, které probíhaly ještě před 2 mil. let. Evropská sonda Mars Express nalezla kolem 45° jižní areografické šířky hory, kde pod povrchem z prachu úspěšně stékají z hor ledovce. Podle N. Jevdokimové aj. získala sonda i další doklady o výskytu tekuté vody na povrchu Marsu v minulosti. Totéž potvrzují i snímky oběžné sondy MGS z r. 1997.

Po velké erupci na Slunci v říjnu 2003 se dočasně snížila hustota atmosféry Marsu o řád. Zato za posledních 30 let došlo na Marsu k solidnímu globálnímu oteplení, neboť průměrná teplota povrchu planety se zvýšila o 1,7°C. Jelikož Mars dostává v průměru od Slunce o 43 % méně záření a přitom má v porovnání se Zemí velmi řídkou atmosféru, je pravděpodobně, že je citlivější na variace sluneční činnosti než Země. To by ovšem znamenalo, že globální oteplování pozorované na Zemi odráží celoplanetární „klima“, a to si nedá poroučet.

1.1.5. Jupiter

Australský astronom amatér Anthony Wesley oznámil 19. 7. 2009 objev malé tmavé skvrny poblíž jižního pólu planety svým 0,35m teleskopem. Objev vzápětí nezávisle potvrdil japonský astronom amatér T. Mišina. K vytvoření skvrny došlo Příslušnou oblast pak o 22 h později sledovali P. Kalas aj. pomocí Keckova teleskopu v infračerveném pásmu spektra a zaznamenali tam jasnou skvrnu v jovigrafické délce 305°, jejíž plocha dosáhla závratných 200 mil. čtv. kilometrů. O týden později sledoval oblast skvrny také teleskop VLT ESO a na snímcích v pásmu 2,5 μm se ukázalo, že skvrna se rozdělila na dvě jasné části vzdálené od sebe 8° a její vývoj v čase zcela odpovídal podobnému vývoji skvrn po dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 shodou okolností právě o 15 let dříve. Jak uvedli G. Orton aj., byli jsme tedy shodou šťastných okolností svědky dopadu dalšího kosmického projektilu (jádra komety nebo planetky) o průměru stovek metrů na Jupiter, což naznačuje, že Jupiter dostává daleko více takových zásahů, než jsme si donedávna mysleli. Zejména tím získalo na ceně pozorování tmavé skvrny na Jupiteru, kterou objevil V. Zlatinski v severní tropické zóně planety 18. 8. 1917 pomocí 0,11m refraktoru. Objev byl o týden později potvrzen známým amatérem P. Fauthem, jenž se dlouhodobě pozorování Měsíce věnoval.

X. Asay-Davis aj. zjistili, že lineární průměr dlouhodobě pozorované Velké červené skvrny v atmosféře Jupiteru se během deseti let od r. 1996 zmenšil o 15 %, ale její obvodová rychlost se přitom nezměnila. R. Helled aj. srovnali několik metod určení periody rotace Jupiteru a dostal lehce rozdílné výsledky. Z měření polohy hladiny konstantního atmosférického tlaku planety jim vyšlo 9 h 54 min 30 s, kdežto z průletu sond Pioneer a Voyager hodnota přesně o 1 min delší a z velikosti zploštění Jupiteru hodnota o 50 s delší v porovnání s první metodou.

V listopadu 2009 dostala družice Jupiteru s předběžným označením S/2003 J 17 jméno Herse a oficiální označení Jupiter L, tj. jde o jubilejní 50. družici planety.

V. Lainey aj. propočítali velikost energie ze slapového tření v Jupiterově družici Io a dokázali, že je postačující pro vysvětlení mohutného vulkanismu na povrchu tohoto jedinečného tělesa v Jupiterově soustava družic. Slapy totiž produkují tepelný výkon 90 TW, což dává na povrchu Io tepelný tok přes 2 W/m2. Nitro Io je přitom v termodynamické rovnováze. Pro výpočet byla velmi užitečná přesná astrometrie pohybu družice již od r. 1891. Io se sice od Jupiteru vzdaluje z téhož důvodu jako se Měsíc vlivem slapového tření vzdaluje od Země; podobně se od Jupiteru sekulárně vzdalují i družice Europa a Ganymed. U Jupiteru však existuje i další silný efekt opačného znamení, takže výsledkem tohoto přetahování je pomalé přibližování Io k Jupiteru, které asi za 100 mil. roků způsobí, že silný vulkanismus na Io ustane.

Dne 23. června 2009 se odehrál zákryt Jupiterovy družice Amalthea družicí Io. Šlo dokonce o totální zákryt, který trval 94 sekund a byl sledován pomocí série 5s expozic. Při dnešní přesnosti astrometrie lze takové úkazy dobře předvídat a jejich sledování přispívá jak k dalšímu zpřesnění drah obou družic tak i ke zkoumání jejich exosfér.

1.1.6. Saturn

Neobyčejně úspěšná kosmická sonda Cassini pokračovala plynule v průzkumu Saturnu, jeho družic i prstenců i po skončení své zaručené životnosti 2004-2008. Zvlášť velké množství výsledků přinesly další těsné průlety sondy kolem Saturnových družic, především Enceladu, kde se při průletu počátkem října 2008 podařilo získat snímky jeho povrchu s lineárním rozlišením až 12 m. J. Waite aj. získali díky hmotovému spektrometru na sondě údaje o výskytu celkem 28 sloučenin na povrchu a ve výtryscích Enceladu, počínaje vodou a konče uhlovodíky, ale také čpavku. Poblíž trhlin, z nichž tryskají gejzíry vody a zrníček vodního ledu, byly naměřeny teploty nad 180 K a při těchto teplotách tvoří voda s příměsí čpavku nebo methanu nemrznoucí směs.

Již při průletu koncem listopadu 2005 zaznamenali M. Hedman aj. výtrysk sahající až výšky 300 km, v němž ledem obalená zrnka prachu o průměru řádově mikrometry tryskala z jícnu gejzíru rychlostmi až 160 m/s, tj. až 2/3 únikové rychlosti z družice. Někteří autoři se proto domnívají, že Enceladus má podpovrchový vodní oceán, ale pozorování tomu příliš nenasvědčují, protože podle N. Schneidera aj. ve zmíněných gejzírech nebyl zjištěn z pozemních pozorování sodík, tj. vystřelované kapičky vody nejsou slané. Naoproti tomu podle F. Postberga aj. byly slané sloučeniny NaCl, NaCO a NaCO2 objeveny na okrajích trhlin Encleadu poblíž jeho jižního pólu během dosavadních průletů sondy a jelikož se další průlety ještě uskuteční, je pravděpodobné, že se dosud protichůdné údaje podaří zlepšit a zmíněnou otázku jednoznačně rozhodnout. Počátkem listopadu 2009 proběhl další těsný průlet sondy ve výšce 99 km nad povrchem Encelada a tak se podařilo spočítat, že slapové tření uvnitř družice dává tepelný výkon kolem 100 MW, což by mohlo stačit pro ohřev vody v hypotetickém podpovrchovém oceánu.

Také největší družice Saturnu Titan byla sledována sondou Cassini při několika dalších těsných průletech. Podle J. Mitchella má Titan zcela určitě podpovrchový oceán tekuté vody, protože se to projevuje kolísáním rychlosti rotace družice. Oceán tepelně izoluje hmotné jádro Titanu od jeho ledové kůry o tloušťce kolem 100 km. Tekutina snižuje moment setrvačnosti povrchu družice. Sezónní výměna momentu hybnosti mezi hustou atmosférou Titanu a jeho povrchem ovlivňuje délku rotační periody družice. Atmosféra Titanu totiž vykazuje tzv. superrotaci, tj. přebytek rychlosti až 100 m/s. R. Lorenz a J. Radebaughová prozkoumali radarové snímky 16 tis. segmentů dun na 8 % povrchu Titanu v úhlové vzdálenosti až 30° od rovníku. Duny jsou seřazeny ve směru od východu na západ, což svědčí o neobvyklém retrográdním vanutí větru.

Další důkaz o existenci podpovrchového oceánu poskytla podle C. Béghina aj. měření modulu Huygens, protože průběh změn elektrického náboje během sestupu odrážel interakci magnetického pole Titanu s atmosférou i nitrem Titanu. Z měření vyplývá, že kůra družice má tloušťku jen několika desítek km, a že oceán obsahuje kromě vody také čpavek, který mimo jiné (jako „fridex“) snižuje bod tání kapaliny v oceánu.

V atmosféře Titanu jsou podle S. Rodrigueze aj. pozorovatelná uhlovodíková mračna na jižní, tj. nyní letní, polokouli, zatímco na chladnější severní polokouli zcela chybějí. Léto a zima se na polokoulích Titanu střídají zhruba po 15 letech. Výskyt mračen je tedy ovlivněn globální cirkulací Titanovy atmosféry. Mračna se dají dokonce pozorovat ze Země ve výškách až 45 km nad Titanem, což se podařilo díky Spitzerovu kosmickému teleskopu, ale též díky teleskopům Gemini N a IRTF na Havaji v infračerveném spektrálním pásmu. Na jaře 2008 byl dokonce díky oběma teleskopům pozorován hurikán v jižní šířce 15°. Podle E. Schallera aj. a C. Griffithové aj. se bouřková mračna objevila po několikaleté přestávce i v troposféře nad rovníkem ve výškách pod 26 km a jelikož jsou tvořena kapičkami uhlovodíků (především methanu), může na Titanu pršet. Na chladnější severní polokouli se vyskytují ethanová mračna.

D. Jennings aj. ukázali, že povrchová teplota na Titanu jen nepatrně závisí na úhlové vzdálenosti od rovníku. V oblasti rovníku, kde přistál modul Huygens, byla naměřena jasová teplota 94 K, která směrem k pólům klesá jen o 2 K. Na jižní polokouli jsou léta kratší, a proto i chladnější. Hloubka uhlovodíkových jezer přesahuje 10 m a podle profilu dna jezer v létě vyschlých dosahuje i stovek metrů. Když se na severní polokouli Titanu blíží léto, začnou se jezera stěhovat ze severu na jih a během severního léta se zcela vypaří. D. Cordier aj. dokázali zpřesnit díky měřením plynového chromatografu na modulu Huygens a také pomocí radaru na sondě Cassini údaje o chemickém složení kapaliny v jezerech, které se podstatně liší od původních hrubých modelů. V jezerech se vyskytuje v průměru 78 % ethanu (C2H6), 8 % propanu (C3H8), 5 – 10 % methanu (CH4), 2 – 3 % kyanvodíku a po 1 % butenu (C4H8), butanu (C4H10) a acetylenu (C2H2).

O. Mousis aj. se věnovali otázce, kde se na Titanu bere methan, jenž dává jeho atmosféře oranžové zbarvení, ale současně se nepřetržitě rozkládá slunečním zářením takovým tempem, že k jeho průběžnému doplňování by nestačila jezera na povrchu Titanu. Dospěli k závěru, že methan získal tato obří družice již při svém vzniku před 4,5 mld. let, takže v jejím nitru je dosud nejméně o tři řády více methanu než v jeho atmosféře. Cirkulace methanu mezi nitrem, povrchem a atmosférou dokonce napovídá možnosti výskytu života na odlišném principu, než je koloběh vody na Zemi, jak se dosud většinou uvažovalo.

C. Nixon připomněl, že atmosféra Titanu byla objevena při pozorováních ze Země již v r. 1907 a díky sondě Voyager 1 víme od r. 1980, že hlavní složkou atmosféry je dusík a tlak na povrchu družice přesahuje dvakrát tlak atmosféry na povrchu Země. Projevuje se tam i podobný skleníkový efekt, jenž umožňuje výskyt kapalné vody na zemském povrchu, jenže se v tomto případě týká methanu. X. Gu aj. dokonce zjistili na základě modelových výpočtů, že v atmosféře Titanu se vyskytuje triacetylén (HC6H), který tvoří zřejmě významnou součást oparu nad uhlovodíkovými jezery a hraje podobnou úlohu ochrany povrchu před ultrafialovým zářením Slunce, jakou má na Zemi ozon. Proto bude podle H. Lammera aj. asi zapotřebí rozšířit definici ekosfér (obydlitelných pásem) zejména kolem trpasličích hvězd pozdních spektrálních tříd.

J. Lebreton aj. a Nelson aj. popsali výsledky studia povrchu Titanu jednak při sestupu sondy Huygens a jednak při následných těsných průletech sondy Cassini v blízkosti Titanu. Odtud vychází, že povrch Titanu je geologicky mladý, a tudíž se rychle proměňuje. Během let 2004-2005 byly pozorovány změny infračervené odrazivosti povrchu na ploše přes 70 tis. čtv. kilometrů kolem 78° západní délky a 26° jižní šířky. Patrně jde o důsledek sezónního kolísání výskytu čpavkové jinovatky na této obrovské ploše. Podle H. Zebkera aj. vyplývá z radarových měření sondy Cassini, že Titan má prakticky přesně kulový tvar o poloměru 2574 km.

Pokud jde o další družice Saturnu, pokrok je i v těchto případech znamenitý. T. Roatsch aj. publikovali atlasy a schválenou nomenklaturu útvarů na povrchu družic Mimas, Tethys a Japetus s rozlišením lepším než 800 m/pixel. V březnu 2009 byl zveřejněn objev další družice Saturnu s předběžným označením S/2008 S1, která byla pozorována sondou Cassini mezi červnem 2007 a únorem 2009, odkud vyšly parametry oběžné dráhy: a = 167,5 tis. km; e = 0,000; i = 0,001°; oběžná perioda 0,8 d a odhadovaný průměr 0,25 km. Družice vykazuje dráhovou rezonanci 7:6 se známou družicí Midas a nachází se v oblasti Saturnova prstenu G. V květnu 2009 obdržela definitivní označení: Saturn LIII Aegaeon.

Během roku 2009 stoupl díky sondě Cassini počet Saturnových družic s ověřenými drahami na 61, ale některá z těles jsou podobně nepatrná jako Aegaeon, takže se patrně blíží chvíle, kdy bude asi potřebí nějakého administrativního zásahu, oddělujícího přirozené družice od kamenných či ledových úlomků. Cassini je zkrátka v tomto směru příliš horlivá sonda, a to také díky spolupráci s astronomy-amatéry, kteří začali objevovat minidružice díky dlouhým stínům, které vrhají na Saturnovy prstence.

Do sledování Saturnu se však poněkud překvapivě zapojil i Spitzerův kosmický teleskop SST, který díky infračerveným snímkům vzdáleného okolí planety umožnil A. Verbiscerové aj. odhalit gigantický prsten ve tvaru tlustého disku s vnitřním okrajem nanejvýš 128 poloměrů Saturnu Rs (7,7 mil. km) a vnějším dokonce alespoň 207 Rs (12,5 mil. km). Příčná tloušťka disku skloněného pod úhlem 27° k rovině Saturnova rovníku dosahuje 40 Rs (4,8 mil. km). Prsten se skládá z nepatrných prachových zrníček o průměru do 100 mikronů, ale jeho plocha je o čtyři řády větší než u klasických Saturnových prstenců A a B. Podle všech známek je prsten výsledkem bombardování povrchu družice Phoebe, která obíhá Saturn retrográdně po dráze skloněné pod úhlem 175° k oběžné rovině planety v průměrné vzdálenosti 215 Rs (13 mil.km). Jeho existenci předpověděl v r. 1974 americký astrofyzik S. Soter.

S. Charnoz aj. se věnovali otázce, zda Saturnovy prstence mohly vzniknout v epoše těžkého bombardování planet Sluneční soustavy před 4 mld. let. Myslitelné jsou dva mechanismy, tj. srážka dvou již existujících přirozených družic Saturnu, anebo slapové rozpady dorážejících kometárních jader. Autoři zjistili, že bombardování kometami bylo v té době dostatečně vydatné, takže i tento scénář je reálný, ale v tom případě by podobně bohatou soustavu prstenců musely mít i ostatní obří planety. Proto nakonec dávají přednost srážce dvou již existujících družic Saturnu.

Odstavec o pozoruhodných prstencích Saturnu uzavírám poznámkou o Galileových pozorováních dalekohledem , který sice neumožnil objevit jejich podstatu, ale stačil na zahlédnutích Saturnových „sluhů“ v létě 1610 a znovu od r. 1616. Zajisté udivený Galileo je však nemohl nalézt při pozorováních v r. 1612 a znovu sluhové zmizeli v r. 1626. Těžko mohl tušit, že jde o prstence, které se během Saturnovy oběžné dráhy naklápějí od největšího rozevření až po prakticky skutečné zmizení, když je pozorujeme zboku, protože jejich příčný rozměr je opravdu zanedbatelný vůči jejich poloměru v poměru více než sedmi řádů!

Sonda Cassini podle L. Ioria umožnila díky přesným měření poloh Saturnu v letech 2004-2006 objevit nečekanou odchylku v rychlosti sekulárního perihelu Saturnu od výpočtu, který postihuje známé efekty Newtonovy i Einsteinovy teorie včetně rušivého působení 20 transneptunských objektů. Odchylka od výpočtu činí (-0,006 ±0,002)′/století, což je ovšem právě na hranici trojnásobku střední chyby a lze jen těžko odhadnout, jak se bude tato veličina měnit v průběhu dalších let. Z tohoto důvodu by bylo jistě skvělé, kdyby sonda Cassini mohla měřit polohy Saturnu co možná nejdéle.

R. Helled aj. užili pro určení rotační periody Saturnu těchže metod, kterými počítali periodu rotace Jupiteru. Pro Saturn tak dostali hodnoty v rozmezí 10 h 31 min 49 s až 10 h 32 min 35 s, takže navrhují uvádět nadále průměrnou hodnotu 10 h 32 min.

1.1.7. Uran a Neptun

O. Benvenuto aj. ukázali, že obří plynné planety Sluneční soustavy počínaje Jupiterem a konče Neptunem vznikly rychleji, než se dosud soudilo, během několika málo milionů let z kamenných zárodků tvořených přibíráním (akrecí) planetesimál o typických rozměrech 30 – 100 m. Tyto zárodky pak na sebe nabalily obrovské množství prvotního plynu, převážně vodíku a hélia.

T. Widemann aj. zpracovali výsledky mezinárodní pozorovací kampaně z 8. září 2001, kdy Uranova družice Titania zakryla hvězdu 7. mag (HIP 106829; sp. K0 III; poloměr 10 R☉; vzdálenost 170 pc). Na kampani se podílelo 57 pozorovatelů na třech kontinentech; z pozorování vybrali nejlepších 27 záznamů, a tak zjistili, že Titania nemá atmosféru a není zploštělá; její poloměr dosahuje 788 km a rotuje s periodou 8,7 dne. Hustota 1,7násobek hustoty vody prozrazuje, že jde o kamenné těleso s velkým obsahem vodního ledu. C. Miller a N Chanover využili okolnosti, že Uranova družice Umbriel zakryla 15. srpna 2007 Titanii a o 4 dny později také Ariela k odvození přesných poloměrů všech tří družic, tj. Umbriel má poloměr 585 km, Titania 789 km a Ariel 579 km.

Spektrometr CRIRES na VLT ESO potvrdil výskyt plynného methanu v řídké atmosféře Neptunovy družice Triton a odhalil také pásy CO v blízké infračervené oblasti spetkra kolem 2,3 μm.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO), Kentauři

E. Lellouch aj. zkoumali vlastnosti spodní atmosféry (134340) Pluta jednak pomocí spektrografu HIRES na Keckově teleskopu a jednak během zákrytů hvězd Plutem. Hlavní složkou spodní atmosféry Pluta je molekulový dusík s 0,5% příměsí plynného methanu, jenž se však převážně koncentruje těsně u povrchu trpasličí planety. Tím lze vysvětlit teplotní inverzi v atmosféře Pluta ve svrchní atmosféře, kde teplota vzrůstá na 100 K. Tlak atmosféry při povrchu kolísá od 0,6 do 2,4 Pa.

Trpasličí planeta s předběžným označením 2003 EL61, která díky dvěma objeveným družicím (objeveným Keckovým dalekohledem na Mauna Kea na Havaji) má nyní dobře určené rozměry (poloměr 700 km) i hmotnost (4.1021 kg, tj. 6 % hmotnosti našeho Měsíce), dostala název (136108) Haumea podle havajské bohyně plodnosti. Její družice obdržely ve shodě s tím jména Hi'iaka (bohyně zrozená z úst Haumey) a Namaka (bohyně vod a moří zrozená z těla Haumey). Podle W. Frasera a M. Browna mají všechna tři tělesa podle spekter pořízených NICMOS HST podobný povrch, takže vznikla naráz při jediné srážce, nikoliv zachycením družic Haumeou. Jde zatím o jedinou rodinu planetek se společným původem mezi tělesy TNO, přičemž Haumea je právě největším a nejhmotnějším členem své rodiny.

D. Ragozzine a M. Brown zjistili z pozičních snímků HST a Keckova teleskopu, že bližší družice Namaka s excentricitou e = 0,25 nemá keplerovskou dráhu, kdežto vzdálenější družice Hi'iaka ano, ačkoliv dráhy obou družic jsou koplanární, ale současně obě obíhají retrográdně se sklonem drah 113° a 126°. Namaka prodělávala v uplynulých letech jednak přechody přes kotouček Haumey a jednak také zákryty. Obě družice se vzájemně zakrývaly v červenci 2009 a zmíněné geometrické úkazy pochopitelně pomohly zpřesnit parametry všech zúčastněných těles. Velká poloosa dráhy Namaky činí 26 tis. km, kdežto Hi'iaky 50 tis. km. Namaka má poloměr 80 km a hmotnost 2.1018 kg, zatímco Hi'iaka je dvakrát větší a o řád hmotnější. Průměrná hustota družic je srovnatelná s hustotou vody v pozemských podmínkách, což nasvědčuje tomu, že jde převážně o ledová tělesa s mírnou porézností.

A. Heinze a D. deLahunta zpracovali světelnou křivku další trpasličí planety (136472) Makemake (předběžné označení 2005 FY9), která se barvou podobá Plutu. Z periodického kolísání její jasnosti s amplitudou 0,03 mag obdrželi její rotační periodu 7,8 h. Je pozoruhodné, že k vizuálnímu rozlišení Pluta a Charonu stačí reflektor o průměru zrcadla 0,45 m při zvětšení 500krát, ovšem za vynikajícího klidu atmosféry vysoko v horách. K vizuálnímu pozorování Makemake (17,0 mag) a Haumey (17,4 mag) je zapotřebí 0,9m reflektor, takže vizuální dohlednost pomocí dalekohledu do vzdálenosti 45 AU od Slunce je nyní dobře možná.

C. Morea Dalle Ore aj. zkoumali pomocí SST a VLT infračervená spektra TNO (50000) Quaoar. Prokázali tak na jeho povrchu s teplotou 30 K krystalický vodní led a dále led methanu a možná i ethanu. V zrníčkách hornin se však vyskytuje i amorfní vodní led vznikající ozařováním krystalického ledu slunečním zářením. Quaoar s červeným vzezřením podobným Plutu je patrně menší, než se původně soudilo, protože má poměrně vysoké albedo 20 %, takže jeho poloměr činí jen něco přes 400 km. Quaoar se vyznačuje poměrně malou výstředností dráhy (e = 0,04) se sklonem 8° a velkou poloosou a = 43,6 AU.

Koncem září 2009 se podařilo pomocí HST prokázat podvojnost šesti TNO, konkrétně objektů s předběžným označením 2007 TY430, 1999 XY143, 1999 RY214, 2002 VT130, 2000 WT139 a 2003 YU 179. Úhlová rozteč mezi složkami se pohybovala od 0,06′ do 0,4′.

Podle B. Gladmana aj. překročil počátkem r. 2009 počet objevených transneptunských těles hranici tisíc objektů, a to jen 79 let po objevu prvního z nich - Pluta. U planetek hlavního pásu, které jsou nesrovnatelně blíž a tedy mnohem jasnější, dosáhli astronomové téže mety za 124 let od objevu první planetky Ceres. Je to výmluvný doklad toho, jak se za dvě poslední století zlepšily technické možnosti výzkumu Sluneční soustavy. B. Gladman aj. také ohlásili objev prvního TNO s retrográdní drahou, který našli v přehlídce pomocí dalekohledu CFHT. Jde o objekt 2008 KV42 o průměru 50 km se sklonem oběžné dráhy k ekliptice 104°, velké poloose dráhy 42 AU a výstřednosti 0,5. Podle názoru autorů se směr obíhání změnil na retrográdní následkem poruch dráhy od Uranu a Neptunu během nějakých 30 mil. let po vzniku zmíněného TNO.

W. Fraser a J. Kavelaars využili úžasných parametrů přehlídkové kamery Suprime u japonského 8,2m teleskopu Subaru k vyhledání všech TNO jasnějších než R = 26,8 mag v zorném poli o ploše 0,33 čtv. stupně. Našli tak celkem 36 TNO, a odtud odvodili zlom funkce svítivosti pro TNO s poloměrem 30 km a dále odhadli celkovou hmotnost Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP) na několik setin hmotnosti Země. Jde tedy o pás zhruba o dva řády hmotnější, než je hlavní pás planetek, jehož hmotnost dosahuje jen 3.1021 kg, tj. asi 4 % hmotnosti našeho Měsíce.

R. Gil-Hutton aj. vysvětlují zlom ve funkci svítivosti fázovým přechodem mezi amorfním a krystalickým ledem, který podle nich nastává u těles s poloměrem 35 km. Haumea je podle autorů pokrytá tenkou (1,2 mm) ledovou krustou, ale v hloubce 16 mm pod povrchem se prý už nachází původní materiál pásu EKP.

D. Jewitt se zabýval vývojem drah Kentaurů v prostoru mezi Saturnem a Uranem a ukázal, že jejich životnost v tomto pásmu je poměrně krátká. Zdrojem nových Kentaurů je zmíněný pás EKP a medián jejich velkých poloos činí 12,4 AU. S rostoucí aktivitou Kentaurů se přísluní jejich drah zkracují. Průměrná velikost přísluní pro 9 nyní aktivních Kentaurů, jejichž prototypem je (2060) Chiron občas kamuflující kometu, dosahuje jen 5,9 AU. Naproti tomu více než 4/5 z 92 známých Kentaurů aktivních není, a jejich přísluní mají v průměru 8,7 AU. Jewitt ukázal, že aktivita Kentaurů souvisí s fázovým přechodem amorfního ledu na krystalický. Dlouhodobým následkem je pak pád Kentaurů do Slunce, anebo jejich únik do mezihvězdného prostoru.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a křížiči

R. Duffard aj. srovnali na rozsáhlém vzorku střední rotační rychlosti pro planetky hlavního pásu (6,95 h), objekty TNO (6,88 h) a Kentaury (6,75 h). Střední hustota těchto těles vychází na 1,1násobek hustoty vody. Pak se dá ukázat, že většina těchto objektů vyhovuje podmínce hydrostatické rovnováhy, čili se tím fakticky kvalifikují do nově zavedené třídy trpasličích planet!

Podle M. Bushe se nečekaným pomocníkem při studiu planetek hlavního pásu stává submilimetrová aparatura ALMA (ESO, Atacama), která umožní díky úhlovému rozlišení 0,005′ změřit rozměry 700 největších planetek hlavního pásu a dokonce i stovky největších Trojanů Jupiteru v relativně dohledné budoucnosti pěti let.

Jak uvedli J. Chambers aj., jsou totiž právě geometrické rozměry planetek klíčem k tomu, abychom se dozvěděli, jakým mechanismem vznikaly v rané Sluneční soustavě samotné planety. Z nepatrných zrnek vznikají zejména elektrostatickým přitahováním zhruba centimetrová tělíska. Přechod od centimetrových zrn k metrovým kamenům je však ztížen faktem, že v době I. fáze obsahovala Sluneční soustava kromě tuhých tělísek ještě i větší množství plynu, který rotuje kolem Slunce tím pomaleji, čím dále se od mateřské hvězdy nalézá a působí odporem prostředí na zkracování oběžných dob všech těles budoucího hlavní pásu planetek. Následkem toho se rostoucí kameny spíše přibližují ke Slunci a nakonec se na Slunce zřítí.

Během existence Sluneční soustavy ztratil tak hlavní pás planetek plných 99,9 % původní hmotnosti - zařídily to dále i gravitační poruchy vyvolané Jupiterem. Tak se už zpočátku vytřídila a zachovala jedině větší tělesa o průměru >100 km. V další fázi většina z nich začala splývat na planetární embrya o hmotnostech Měsíce až Marsu. Převážná část tohoto materiálu však byla z hlavního pásu vypoklonkována buď směrem ke Slunci, anebo dokonce mimo Sluneční soustavu. Podle A. Morbidelliho aj. zbyly jen ty největší planetky o průměrech stovek km, které se dodnes srážejí při vysokých vzájemných rychlostech, takže se drtí na prach či malé objekty - jde o členy čím dále rozsáhlejších rodin planetek.

Proto dalším klíčem k poznávání vývoje Sluneční soustavy je studium současných a minulých drah planetek, protože gravitace planet zřetelně ovlivňuje dráhy planetek a moderní výpočetní technika dokáže tyto vlivy čím dál tím podrobněji sledovat. Již v r. 1867 vysvětlil D. Kirkwood existenci mezer v rozložení planetkových drah orbitálními rezonancemi s Jupiterem. Nyní se však podle D. Mintona a R. Malhotraové ukazuje, že ani v pásmu stabilních drah (mimo mezery) nejsou dráhy planetek rozloženy stejnoměrně, což souvisí s nedávno zjištěnou skutečností, že obří planety Sluneční soustavy migrovaly před 4,5 – 4,0 mld. let jak směrem ke Slunci, tak také směrem opačným.

Zatímco Jupiter se nakonec přisunul o 0,2 AU ke Slunci. Saturn se vzdálil o 0,8 AU, Uran o 3 AU a Neptun dokonce o 7 AU! Tím se pochopitelně posouvaly i vzdálenosti rezonančních drah planetek, což nejvíce ovlivnilo rezonance oběžných dob 5:2, 7:3 a 2:1. Velmi silná rezonance těles ve vzdálenosti vnitřního okraje hlavního pásu (2,1 AU) se Saturnem dokonce vyvolala závěrečné těžké bombardování terestrických planet a Měsíce před 3,8 mld. let. Rozložení drah planetek se tak stává dobrým indikátorem migrací planet v dávné minulosti Sluneční soustavy.

V současné době je známo už 445 tisíc planetek a roční přírůstky počtu se pohybují kolem 10 %. V první stovce mil. let existence Sluneční soustavy byl hlavní pás o tři řády hmotnější než později. Vymetení způsobily již zmíněné migrace Jupiteru a Saturnu, zejména pak rezonance 3:1 s Jupiterem, ale také srážky s obřími planetkami. Migrace obřích planet měly rovněž vliv na vznik a strukturu Edgeworthova-Kuiperova pásu planetek za drahou Neptunu. Vnější okraj pásu je dán rezonancí 2:1 s Neptunem a rezonance také vysvětlují, proč v pásu existuje skupina těles s dynamicky excitovanými drahami, zatímco migrace planet silně omezila úhrnnou hmotnost Edgeworthova-Kuiperova pásu. Tzv. Nicejský model (2005), na němž se podílela řada autorů (H. Levison, R. Gomes, K. Tsiganis a A. Morbidelli), jenž popisuje zmíněný sběh událostí v době budování Sluneční soustavy, byl v r. 2009 potvrzen D. Nesvorným a D. Vokrouhlickým.

P. Vernazza aj. se zabývali vztahem mezi barvou meteoritů a jejich mateřských planetek. Tyto planetky jsou totiž soustavně červenější než meteority nalezené na Zemi. Všimli si totiž toho, že planetky (1270) Datura a (21509) Lucascavin, které vznikly jako samostatná tělesa následkem srážky jiných větších planetek před milionem let, jsou už stejně červené jako jejich starší kolegyně. Podle autorů je příčinou zčervenání planetek sluneční vítr, jenž neustále bombarduje regolit planetek, který tak fakticky zvětrává. Rychlost zčervenání však závisí na chemickém složení a velikosti zrnek regolitu. D. Vokrouhlický aj. změřili rotační periodu 3,4 h Datury, která je hlavním tělesem stejnojmenné rodiny planetek. Určili také velmi pomalou rotaci (24 h) dalšího člena této rodiny 2003 CL5. Odtud upřesnili stáří rodiny na 0,5 mil. roků.

H. Levison aj. rozebírali příčiny velké rozmanitosti objektů hlavního pásu planetek, jenž vlastně představuje prsten obklopující Slunce v rozmezí 2,1 – 3,3 AU. Je sice pravděpodobné, že většina pozorovaných planetek v pásu vznikla, takže se skládá z akumulovaných hornin, ledu a vyvřelých hornin. Nicméně pás byl postupně znečištěn tělesy TNO, které přinesly vysoký podíl organických sloučenin. takže snadno podléhaly drcení při nevyhnutelných následných srážkách s původními planetkami pásu. Poznáváme to na základě rozdílu mezi izotopovém složením mikrometeoritů a velkých meteoritů. Mikrometeority zřejmě pocházejí z TNO rozbitých v hlavním pásu.

V. Reddy aj. kritizovali výpočty W. Bottkeho aj. z r. 2007, podle nichž měla být planetka (298) Baptistina mateřským tělesem obřího meteoritu, který způsobil katastrofické vymírání života na Zemi před 65 mil. lety (impaktní kráter Chicxulub v Mexickém zálivu). Infračervená měření vlastnosti povrchu planetky teleskopem IRTF totiž prokázala, že planetka patří k typu S (převaha silikátů), nikoliv Xc, takže její složení nesouhlasí se složením zmíněného meteoritu.

D. Vokrouhlický zkoumal dráhy planetek (3749) Balam a 2009 BR60 a zjistil, že se od sebe oddělily před necelým milionem roků. Planetka Balam je zřejmě hlavní úlomek minirodiny, která vznikla nikoliv srážkou, ale štěpením, přičemž planetka 2009 BR60 je jen jedním z více malých úlomků. D. Vokrouhlický a D. Nesvorný také ukázali, že planetky (6070) a (54827) mají příbuzné dráhy a společný průsečík před 17 tis. lety, takže jde o pohrobky takto dávné srážky, která se odehrála nepatrnou rychlostí 170 mm/s.

P. Michel aj. oznámili, že planetka (25143) Itokawa snímkovaná zblízka japonskou sondou Hajabusa má nezvykle hladký povrch, na němž zcela chybějí impaktní krátery s průměry <10 m. Odtud vyplývá, že planetka existuje jako samostatné těleso minimálně 75 mil. let, ale asi není starší než 1 mld. let.

O. Winter aj. posuzovali stabilitu soustavy satelitů planetky (87) Sylvia (střední průměr 280 km; a = 3,5 AU; e = 0,1; i = 11°. Satelity Romulus (průměr 18 km) a Remus (průměr 7 km) obíhají ve vzdálenostech 1 360 a 710 km od planetky; mají své dráhy navzájem „uzamčeny“, protože Sylvia má protáhlý tvar a tím zabezpečuje stabilitu drah obou satelitů. V hlavním pásu už byly objeveny čtyři planetky, které mají po dvou satelitech. Poslední z nich byla rozpoznána v srpnu 2009 díky pozorováním Keckova teleskopu vybaveného adaptivní optikou. Jde o planetku (93) Minerva o průměru 145 km, kolem níž obíhají průvodci o průměrech 3 a 4 km ve vzdálenostech 380 a 630 km od planetky.

Koncem listopadu se podařilo díky snímkům z teleskopu Gemini-N vybaveného adaptivní optikou objevit průvodce planetky (317) Roxane, jež je potenciální mateřskou planetkou meteoritu Pena Blanca Spring, který v r. 1946 dopadl v Texasu do plaveckého bazénu. Průvodce o průměru 5 km obíhá planetku o průměru 19 km v minimální vzdálenosti 254km. P. Descamps aj. využili fotometrie planetky (121) Hermione pomocí obřích teleskopů VLT ESO a Keck ke zpřesnění hlavních parametrů planetky i jejího průvodce. Hermione má průměr 187 km a její průvodce 32 km. Planetka je 1,4krát hustší než voda, avšak její poréznost dosahuje 1/3. Titíž autoři také využili zákrytů binární planetky (90) Antiope v letech 2007-08 k objevu obřího impaktního kráteru na planetce se střední hustotou 1,3násobku hustoty vody. To svědčí o poréznosti 50 %, což vlastně planetku o průměru jen 88 km (její průvodce má průměr 84 km) zachránilo před zničením, protože impaktní kráter má průměr téměř 70 km, ale vysoká poréznost explozi dostatečně ztlumila. Z toho též vyplývá, že impaktor měl průměr >17 km, ale náraz se odehrál rychlostí <4 km/s.

V dubnu 2009 byla v hlavním pásu (q = 2,1 AU) objevena planetka 2009 DD47 (bez nejmenších stop kometární aktivity) s velmi protáhlou drahou (e = 0,9!; a = 16 AU!; oběžná doba 66 let!). Hlavním překvapením je však její retrográdní dráha (i = 106°) kolem Slunce. O měsíc později se podařilo nalézt planetku 2009 HC82 opět s retrográdní drahou (i = 155°) a vysokou výstředností (0,8), která má velkou poloosu dráhy a = 2,4 AU a oběžnou dobu 3,8 let. V přísluní se však dostává do vzdálenosti jen 0,5 AU od Slunce. V prosinci se k nim přidala planetka 2009 YS6 s přísluním ve vzdálenosti 1,3 AU, velkou poloosou dráhy 5,3 AU, výstředností 0,8, oběžnou periodou 12 let a sklonem 144°. V listopadu však byla objevena planetka 2009 UG89 ve vzdálenosti 5 AU od Země, která má opět velmi výstřednou dráhu (e = 0,9) a obíhá kolem Slunce rovněž retrográdně (i = 131°) po dráze s velkou poloosou 74 AU v periodě 640 let. Nicméně toto těleso jeví kometární aktivitu, takže vzniká otázka, zda i v předešlých případech nejde nakonec spíše o spící kometární jádra, než opravdové planetky.

H. Hsieh aj. se zabývali vyhledáváním komet v hlavním pásu planetek a uspěli: prototypem je planetka (7968), známější jako periodická kometa 133P (Elst-Pizarro), jež patří do rodiny planetek Themis. Dynamicky tedy patří k planetkám, ale díky uvolňování prachové vlečky ke kometám. Autoři se domnívají, že ve skutečnosti jde o normální planetku pokrytou ledem. Autoři dále pročesávali rodiny planetek Koronis, Veritas a Karin a našli tak další aktivní planetku/kometu 176P (LINEAR). Navrhují zavést novou třídu komet hlavního pásu (MBC - Main-Belt Comets), jež mají řádové kilometrové rozměry a nízké sklony k ekliptice a jejichž kometární aktivita pochází ze srážek s balvany o metrových rozměrech. Podle jejich odhadu obsahuje hlavní pás planetek na stovku takových obojakých objektů.

B. Schmidt aj. pořídili pomocí HST snímky velké planetky (2) Pallas, charakterizované jako trojosý elipsoid s délkou os 294 × 278 × 250 km. Na jejím povrchu objevili velký impaktní kráter, svědčící o dávné srážce. Odtud pak pochází rodina planetky Pallas, jejímž největším úlomkem je planetka (5222) Ioffe o průměru 22 km.

E. Pitjevová a E. Standish navrhli revidovat hmotnosti tří největších planetek v poměru ke Slunci (v závorce uvádím též percentuální změny proti dosavadní hodnotě: Ceres (4,7.10-10; +7 %), Pallas (1,0.10-10; -6 %) a Vesta (1,35.10-10; -8 %). Ceres o hmotnosti 9,35.1020 kg má asi třetinu hmotnosti celého hlavního pásu planetek, což ovšem představuje dohromady pouhá 4 % hmotnosti našeho Měsíce!

Sluneční sonda STEREO snímala v polovině června 2009 kamerou SECCHI planetku (3200) Phaeton, jež je mateřským tělesem vydatného meteorického roje Geminid. Z pozorování vyplývá, že planetka má protáhlý tvar a během průchodu přísluním ve vzdálenosti 21 mil. km od Slunce se zjasnila na 10 mag. O několik hodin později zeslábla na 13,5 mag.

Radarová měření planetky (136617) = 1994 CC výkonnými radary v Goldstonu (8,6 GHz; 35 mm) a Arecibu (2,4 GHz; 126 mm) při jejím přiblížení k Zemi v červnu 2009 ukázala, že planetka je fakticky trojitá, přičemž průměry složek navzájem vzdálených 0,5 – 1,2 km jsou po řadě 650, 50 a 100 m. Hlavní složka rotuje v periodě 2,4 h.

Počátkem března proletěla nad Pacifikem ve vzdálenosti 64 tis. km od povrchu Země miniplanetka 2009 DD45, která dosáhla maximální jasnosti 10 mag. V největším přiblížení urazila za minutu 0,5°. Přesto se ji podařilo pozorovat 3m infračerveným teleskopem IRTF na Havaji a odtud se podařilo určit její typ S (skládá se převážně ze silikátů) a průměr 20 m. Svou drahou patřilo ke křížičům typu Apollo (v odsluní je od Slunce dále než Země). Pravděpodobně se navrátí k Zemi v r. 2067.

R. Binzel aj. zkoumali spektrální vlastnosti povrchu dnes už proslulého křížiče (99942) Apophis o průměru 250 m a zjistili, že jde o obyčejný chondrit skupiny LL (nízký obsah kovů včetně železa) o hmotnosti 20 Mt s porézností dosahující 40 %. V případě impaktu by se zmařila kinetická energie odpovídající 375 Mt TNT (1,5 EJ), tj. zhruba o dva řády vyšší než při dopadu Tunguského meteoritu. Při těsném přiblížení planetky k Zemi na vzdálenost 37 tis. km v pověstný pátek 13. dubna 2029 záleží podle A. Žabotina a J. Medvěděva na tom, zda planetka prolétne „klíčovou dírkou“ ve tvaru elipsy o rozměrech os 390 × 16 km - v tom případě by se podle M. Królikowské aj. mírně zvýšila pravděpodobnost srážky planetky se Zemí v dubnu 2036, nebo 2037, popř. v r. 2076. Pokud však klíčovou dírku mine, tak se nesrazí se Zemí ani v tomto ani v příštím století.

V současné době se odhaduje pravděpodobnost srážky Apophise se Zemí v r. 2036 na 0,004 promile. Budoucí dráhy planetky půjde podle L. Sokolova aj. zlepšit až v r. 2012. Změna v trajektorii průletu planetky v r. 2029 o pouhý ±1 km však znamená změnu dráhy v rozmezí ±30 000 km v r. 2036. Proto O. Kočetovová aj. navrhují upevnit pomocí robotické sondy na povrch Apophis rádiový vysílač, který by umožnil zpřesnit dráhu planetky a tím rozhodnout o potřebě případné obrany proti srážce. Vhodná startovní okna pro takovou sondu připadají na r. 2013, popř. 2020-21.

V. Ivaškin a K. Stichno propočítali rozličné technické scénáře, které by srážku Apophise se Zemí definitivně odvrátily. K odklonu dráhy planetky by stačil náraz 700kg pasivního projektilu ¸ la Deep Impact v r. 2026. Ten by musel odstartovat ze Země buď v r. 2013 nebo v r. 2021. Lepší by však byl „gravitační traktor“, jenž by se usadil na oběžné dráze kolem Apophise a působením raketových motorů střídavě zapínaných a vypínaných po dobu několika měsíců by postupně odtáhl Apophise tak, aby se místo Země srazil najisto s Měsícem. S. Yoo aj. navrhli napadnout nebezpečný kosmický projektil formací minisond, vybavených zrcadly s průměrem 0,3 m a výkonnými ultrafialovými lasery, které by obklopily projektil a ozařovaly ho naprogramovanými záblesky ze vzdálenosti 10 tis. km. Vypařování zasažených oblastí planetky by vedlo k raketovému efektu a tudíž i potřebné změně dráhových parametrů projektilu. Y. Chjubier aj. však tvrdí, že na změnu dráhy planetky Apophis je už pozdě, a jedině účinná metoda obrany spočívá v jejím rozdrcení na neškodné úlomky.

A. Vítek shrnul, že od r. 1914 astronomové zaznamenali 38 průletů planetek ve vzdálenosti menší než Měsíc, z toho 11 průletů ve vzdálenostech do 100 tis. km od Země. Tím, jak se zlepšuje pozorovací technika, četnost objevů stoupá; v r. 2008 bylo zaznamenáno plných 11 průletů; technický zlom přišel už v r. 1998. Před několika lety dostala NASA za úkol najít do roku 2020 90 % potenciálně nebezpečných planetek (PHA - Potentially Hazardous Asteroids) s průměrem >140 m, ale už nyní je zřejmé, že se tohoto cíle nedá dosáhnout včas.

Rozhodující pro takové přehlídky je zabezpečení dalšího financování radaru v Arecibu, a dále optických přehlídkových systémů PanSTARRS a LSST. Jak však uvedli A. Milani aj., lze sice už dnes spočítat dráhy PHA téměř na dvě století dopředu, ale výpočet není příliš přesný, jelikož taková tělesa předtím vícekrát těsně proletí kolem Země, která pokaždé pozmění dráhu křížiče. Tím se opakovaně zhoršuje přesnost výpočtu průběhu budoucích rizikových přiblížení, protože řadu jemných efektů (rotace planetky, její tvar a rozložení hmoty uvnitř, efekt Jarkovského - YORP aj.) nelze dostatečně přesně předem propočítat. P. Vereš aj. proto navrhli, aby do kosmu byl vynesen širokoúhlý přehlídkový teleskop, jenž by obíhal Slunce uvnitř zemské dráhy, a potlačil tak slepé skvrny při sledování nejnebezpečnějších křížičů

Evropská kosmická agentura ESA plánuje ve spolupráci s japonskou agenturou JAXA projekt Marco Polo, v němž by robotická kosmická sonda měla odebrat kolem r. 2020 vzorky z povrchu křížiče typu Apollo (162173) = 1999 JU3 a dopravit je v návratovém pouzdru k Zemi v r. 2023. Planetku (162173) zkoumali H. Campins aj. pomocí Spitzerova teleskopu ve středním infračerveném pásmu 5 – 38 μm a odtud odvodili její průměr 1 km a nízké albedo A = 0,07. Planetka patří k nejběžnějšímu typu C (převaha uhlíkatých sloučenin), což odpovídá jejímu nízkému albedu. Odtud lze odvodit, že tepelná setrvačnost jejího regolitu bude extrémně vysoká.

P. Abell aj. navrhli, aby se o sběr vzorků z planetek pokusili astronauti, protože dokáží lépe a rychleji než autonomní roboty reagovat na konkrétní situace, k nimž při choulostivých manévrech v blízkosti planetek nutně dochází. Dráhy některých známých křížičů jsou tak výhodné, že by zpáteční let ze Země do bezprostřední blízkosti křížiče trval nanejvýš půl roku, z čehož týden až dva by astronauti strávili odběrem vzorků. Jde zároveň o důležitý mezikrok před uskutečněním daleko obtížnějšího pilotovaného letu k Marsu.

1.2.3. Komety

Počátkem ledna 2009 prošla kometa 2007 N3 (objevená v červenci 2007 na tajvanské observatoři Lulin) přísluním ve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce. Kromě vlastního „zkrouceného“ chvostu bylo možné pozorovat i protichvost. V té době byla kometa na hranici viditelnosti očima, ale její jasnost se dále zvyšovala až na 5 mag, protože koncem února se přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,4 AU. Počátkem února se chvost načas utrhl od komy, zřejmě v důsledku předchozí interakce se slunečním větrem. Kometa Lulin obíhá kolem Slunce po retrográdní dráze (i = 178°) v oběžné periodě kolem 40 tis. let.

Během roku byla znovu pozorována řada starých i nových periodických komet (periody <200 let), takže koncem roku dosáhl jejich celkový počet 232. Hodně pozornosti stále budí periodická kometa 9P/Tempel 1, která se počátkem července 2005 stala terčem půltunového měděného projektilu sondy Deep Impact. Náraz projektilu na jádro komety uvolnil totiž 200 tis. tun prachu a vodní páry, řádově téměř stokrát více materiálu, než se čekalo. Oblak prachu tak znemožnil pozorovat tvar a velikost impaktního kráteru. Odborníci se shodli na tom, že projektil zasáhl pod povrchem jádra komety vrstvu amorfního ledu, který může existovat při teplotách nižších než -125 °C, a vinou ohřevu nárazem se náhle změnil na led krystalický, takže vlastně vybuchl.

Podobnou příčinu měl podle W. Altenhoffa aj. také výbuch komety 17P/Holmes, k němuž došlo 23,8. října 2007, tj. 173 dnů po jejím průchodu přísluním ve vzdálenosti 2,05 AU. Při předešlém pozorovaném výbuchu počátkem listopadu 1892 měla kometa přísluní ve vzdálenosti 2,2 AU od Slunce, ale k sublimaci ledu začíná docházet již ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce. Menší hodnota přísluní v r. 2007 proto způsobila vzrůst sublimace ledu na dvojnásobek v porovnání s r. 1892, a to byla příčina relativně dřívějšího výbuchu v porovnání s r. 1892. Při posledním přiblížení se totiž jádro komety o průměru 3,2 km nacházelo téměř rok před výbuchem pod hranicí 2,5 AU.

Autoři dále ukázali, že jádro komety (ze 60 % porézní) je překryto tlustou vzduchotěsnou prachovou pokrývkou, takže sublimace ledu probíhá se zpožděním, daným pomalým vedením tepla v pokrývce. Poréznost jádra zvětšuje sublimační povrch pod pokrývkou, takže po jeho oteplení došlo k výbuchu amorfního ledu, který odhodil plát prachové pokrývky o mocnosti asi 20 m, čímž kometa přišla asi o 3 % své hmotnosti. Tyto údaje autoři odvodili z mikrovlnných měření následků výbuchu bolometrem MAMBO na 30m radioteleskopu Pico Veleta (Španělsko) na frekvenci 250 GHz (1,2 mm). Ke stejnému závěru o povaze výbuchu komety Holmes dospěli také B. Yang aj., kteří koncem října 2007 sledovali výbuch v blízkém infračerveném oboru spektra 3m teleskopem IRTF na Havaji. Zjistili tak, že prachová zrnka měla teplotu 360 K, zatímco ledové krystalky v rozšiřujícím se oblaku kolem jádra zůstaly studené a tepelně oddělené od prachu.

Z. Lin aj. ukázali na základě optických pozorování na observatoři Lulin, že kometa se zjasnila o 14,5 mag (téměř o 6 řádů!) během pouhých 42 h a prachový oblak se přitom rozpínal tempem 0,6 km/s. D. Schleicher připomněl, že periodická kometa 17P (průměrná oběžná doba 6,9 d) byla sice po objevu při výbuchu v r. 1892 pozorována při následujících dvou návratech v r. 1899, kdy však dosáhla jen 13 mag, a v r. 1906 (16 mag). Pak se však ztratila z dohledu až do r. 1964, kdy se však jevila mnohem slabší (19 mag). Při výbuchu v r. 2007 se uvolnila voda, CN, C2, C3 a NH. Hmotnost rozpínající se prachové složky odhadl na 2 % hmotnosti jádra komety.

Nejpodrobněji se mechanismem megavýbuchů komety Holmes v letech 1892-93 a 2007 zabýval Z. Sekanina v sérii tří prací publikovaných během r. 2009. Odhadl v nich hmotnost vymrštěných plátů až na 100 Mt, k čemuž stačí ohřev amorfního ledu pod povrchem na teploty 130 – 150 K. Plát se tlakem výbuchu nadzvedne nad jádrem a po zpětném dopadu se roztříští na mikroskopický prach a zrníčka ledu. Tato směs je pak vymrštěna subkilometrovými rychlostmi jako rozpínající se obálka. Na konci prvního dne po výbuchu dosáhla produkce prachu do obálky tempa 1 kt/s!, ale pak se tempo výrazně zmírnilo. Nicméně ještě v r. 2009 byla kometa stále až o 4 mag jasnější, než tomu bývalo při klidných návratech do odsluní.

Autor současně ukázal, že v celém sledovaném období 115 let zcela určitě nedošlo k dalším výbuchům, ale je možné, že se velký výbuch odehrál při návratu v r. 1885, kdy ovšem kometa ještě nebyla objevena. Poukázal také na souvislost příčiny výbuchů komety Holmes se zcela zapomenutým megavýbuchem komety 1P/Halley v r. 1836, který se odehrál 68 dnů po průchodu komety přísluním ve vzdálenosti 1,44 AU od Slunce. Kometa se tehdy během několika dnů zjasnila minimálně o 3,5 mag a vyvržená prachová obálka dosáhla hmotnosti 60 Mt. Tehdejší megavýbuch tak podstatně překonal relativně slabý, ale dobře dokumentovaný výbuch téže komety v únoru 1991.

V r. 2009 byla pozorována zjasnění periodické komety 33P/Daniel (q = 2,2 AU; e = 0,46; per. = 8,1 r) o 3 mag v druhé polovině ledna a znovu o 1 mag v polovině února proti klidové hodnotě 18 mag; tj. zhruba půl roku po posledním průchodu přísluním koncem července 2008. K. Meechová aj. si položili otázku, jak je možné, že komety jeví v mnoha případech silnou aktivitu (krátkodobé kolísání své jasnosti) již dlouho před průchodem přísluním, tj. už ve vzdálenostech 5,8 – 14 AU od Slunce, kdy nemůže mít sublimace vodního ledu žádný patrný význam.

Pokusy s amorfním ledem jim odhalily silnou emisi plynu hluboko pod kritickou hodnotou 137 K, kdy začíná hrát významnou úlohu fázový přechod amorfního ledu do krystalické (kubické) fáze. Uvolňování plynu souvisí s temperováním amorfního ledu ve vzdálenosti, která odpovídá teplotě, při níž kometa vznikla, což dává zároveň možnost tuto teplotu zjistit pozorováním počátku kometární aktivity. Pokud se při uvolnění plynu z jádra komety dostávají do komy větší zrnka prachu, vede to ke zvolnění růstu jasnosti komety při jejím přibližování do přísluní; jinak naopak pozorujeme krátkodobá zjasnění. Autoři si experimentální údaje ověřili při rozboru světelných křivek před přísluním pro dvě dlouhoperiodické a tři dynamicky nové komety.

J. Elsila aj. oznámili, že ve vzorcích kometárního prachu, odebraných sondou Stardust v lednu 2004 při průletu kolem komety Wild 2 a navrácených na Zemi v lednu 2006, nalezli aminokyselinu glycin, jež je zcela určitě kometárního původu.

N. Kaib aj. objevili v přehlídce SDSS objekt 2006 SQ372 s přísluním ve vzdálenosti 24 AU (mezi Uranem a Neptunem) a výstředností 0,96, takže v odsluní se dostává do vzdálenosti bezmála 800 AU. To znamená, že se nachází na pomyslném rozhraní mezi rozptýleným diskem Edgeworthova-Kuiperova pásu a okrajem vnitřního Oortova oblaku komet, přičemž jeho dráha je nestabilní na časové stupnici 200 mil. roků. Autoři se proto domnívají, že fakticky objevili nejvzdálenější známou kometu, která v době objevu byla 22 mag v oboru R.

Jako na zavolanou M. Duncan ukázal, že komety vzniklé před 4,5 mld. let ve vnitřní části Oortova oblaku (vzdálenost 3 – 10 kAU) se mohou vinou slapů od centra Galaxie přemístit na bližší dráhy za planetou Saturn, odkud se však následkem planetárních poruch dostávají až do vnějšího Oortova oblaku (vzdálenost 20 – 100 kAU). Ani tam však nejsou v bezpečí, protože již zmíněné slapy je vracejí do vnitřních partií Sluneční soustavy. Tyto komety přímo pozorujeme nejprve jako panenské komety z Oortova oblaku, ale jejich odsluní se postupně přibližují ke Slunci, takže se z nich stávají dlouhoperiodické komety.

A. Sosa a J. Fernández spočítali hmotnosti 10 komet se známými rozměry jejich jader pomocí velikosti negravitačních sil na jádra působících. Zatímco hustoty jader činí v průměru 40 % hustoty vody v pozemských podmínkách a nikdy nedosáhnou dvojnásobku střední hustoty, takže poréznost materiálu jader je zřejmě vysoká, hmotnosti jader se pohybují velmi širokých mezích 0,3 – 400 mld. tun.

D. Prialniková a E. Rosenberg sledovali pomocí počítačových simulací vývoj krátkoperiodické komety 133P/Elst-Pizzaro, jež byla objevena v r. 1979 jako planetka hlavního pásu, která dokonce dostala katalogové číslo (7968). Nachází se totiž během celého svého oběhu kolem Slunce v hlavním pásu planetek s velkou poloosou a = 3,2 AU, ale malou výstředností dráhy e = 0,16, takže má oběžnou periodu jen 5,6 r a podle měření SST průměr 4 km. Jenže v r. 1996 v blízkosti přísluní si vytvořila kometární chvost, takže byla překlasifikována na kometu. Při dalším návratu do přísluní se kometární vzhled opět obnovil, ale v odsluní vypadá jako bodový zdroj podobný planetkám těchto miniaturních rozměrů. Podle obou autorů vzniklo těleso v hlavním pásu planetek současně s ostatními již před 4,6 mld. let a skládalo se z ledu i prachu. Pokud je led na povrchu v přísluní exponován, chová se těleso jako kometa, kdežto v hloubce 50 – 150 m pod povrchem si led uchovává krystalickou strukturu, a těleso má tehdy vzhled klasické planetky. Zdá se, že takových planetek podobojí bude v hlavním pásu víc, ale zatím se těžko dohledávají.

V srpnu 2008 pozorovali C. Lisse aj. krátkoperiodickou kometu Jupiterovy rodiny 103P/Hartley 2 pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) ve středním infračerveném pásmu (22 μm). Odvodili tak poloměr jádra 0,3 km a albedo jeho povrchu 3%. I když kometa má jen setinu hmotnosti a pětinu poloměru komety Tempel 1, která byla v r. 2005 cílem projektu Deep Impact, stala se druhým cílem téže kosmické sondy pod novým názvem EPOXI v říjnu 2010 z toho důvodu, že téměř celý její povrch je aktivním zdrojem vypařování plynu a úniku prachu. Podle měření SST dosahuje hmotnost jádra komety 1 Gt, ale kometa ztrácí při každém oběhu 1 Mt své hmotnosti, takže se odhaduje, že by mohla přežít ještě stovku obletů kolem Slunce, tj. zhruba 7 století.

Na počátku r. 2009 pozorovali R. Barber aj. pomocí 3,8m teleskopu UKIRT blízké infračervené spektrum krátkoperiodické komety 8P/Tuttle, jež byla v té době 1,1 AU od Slunce, a našli tak řadu molekulových pásů vody, která unikala z jádra komety tempem 1,4.1028 mol./s. Souběžně s ní se vymršťuje z povrchu jádra do prostoru led a prachová zrnka, neboť již ve vzdálenosti 3 AU od Slunce se povrch jader komet ohřívá na teplotu >200 K. Kometa 8P má dvojité jádro s úhrnným průměrem 7,5 km a obíhá kolem Slunce v periodě 13,5 r. Je mateřskou kometou „vánočního“ meteorického roje Ursid, který znovuobjevil A. Bečvář na Skalnatém Plese v r. 1945.

1.2.4. Meteorické roje a bolidy

J. Trigo-Rodriguez aj. zaznamenali v r. 2007 zvýšenou činnost nepravidelného meteorického roje κ-Cygnid, jenž byl poprvé pozorován M. Konkolym v r. 1874 a 1877 a potom W. Denningem v letech 1885-87. Moderní pozorování pocházejí až z r. 1993, ale nejlepší údaje získali až zmínění autoři pomocí celooblohových videokamer s čipy CCD. Vrchol činnosti připadl na 18. srpna 2007, kdy bylo zaznamenáno několik jasných bolidů roje. Dráha roje je prakticky totožná s několika křížiči (2001 MG; 2004 LA12; 2008 ED69), což jsou nejspíš spící komety. Porovnání četnosti bolidů v r. 1993 a 2007 poukazuje dle autorů na postupnou fragmentaci jádra původní komety na zmíněné křížiče a drobné úlomky v podobě chondritů, jak ukázalo spektrum velmi jasného bolidu z r. 2007.

P. Atreya a A. Christou předpověděli na 11. října 2007 krátkodobé (1,5 h) zvýšení činnosti nepravidelného meteorického roje Aurigid s maximální četností 200 met/h. V předpověděný čas byly Aurigidy zpozorovány v San Francisku, i když jen s poloviční hodnotou maximální četnosti. Maximum nastalo o 21 min. dříve, než autoři předpovídali, a hodně meteorů bylo jasných, v rozmezí -2 – +1 mag. Pozorováním ze dvou stanic se podařilo určit trajektorie 5 Aurigid odpovídající elementům dráhy mateřské extrémně dlouhoperiodické (per ≈ 2 tis. let!) komety Kiess (C/1911 N1), přičemž pozorované meteoroidy byly vyvrženy z komety při jejím předešlém návratu do přísluní v r. 83 př. n. l.! Vstupovaly do zemské atmosféry vysokou rychlostí 66 km/s a nejvyšší zaznamenaná výška začátku svítící dráhy dosáhla neuvěřitelných 137 km. Aurigidy byly předtím pozorovány jen v letech 1935, 1986 a 1994, protože se dosud nestačily rozptýlit podél celé obrovité eliptické dráhy mateřské komety.

L. Shrbený a P. Spurný shrnuli údaje o bolidech Leonid, pozorovaných v Evropské bolidové síti v letech 1998 až 2006. Získali tak přesné heliocentrické dráhy pro 34 Leonid, které ve výšce 111 km nad Zemí měly průměrnou absolutní magnitudu -2 mag. Odtud odvodili roky původu jednotlivých bolidů, kdy se příslušné meteoroidy uvolnily z jádra komety při jejich návratech do přísluní: r. 1333 (bolidy v r. 1998); r. 1699 (2001); r. 1733 (2000); r. 1767 (2001 a 2002); r. 1866 (1999, 2000 a 2002); r. 1899 (1999); r. 1932 (2000 a 2006). V listopadu 2008 se Leonidy opět poněkud nečekaně vytáhly, když 17. 11. ve 21:43 h UT dosáhly četnosti minimálně 120 met/h; krátkodobě až 500 met/h. Šlo o meteoroidy vyvržené z jádra mateřské komety Tempel-Tuttle v r. 1466 n.l.

K. Lee aj. objevili staré korejské záznamy o pozorování komety C/1490 Y1, které jim pomohly spočítat její dráhové elementy. Kometa prošla přísluním 8. ledna 1491 ve vzdálenosti 0,8 AU od Slunce. Výstřednost její dráhy 0,75 a velká poloosa 3 AU ukazovaly, že jde o krátkoperiodickou kometu s oběžnou periodou 5,3 r, která má sklon dráhy 70° k ekliptice, tj. parametry shodné s elementy dráhy meteorického roje Kvadrantid. S rojem však patrně souvisí také planetka 2003 EH1, což může být vyhaslý úlomek jádra zmíněné komety.

D. Čapek a J. Borovička zjistili, že meteoroidy z rojů, které mají přísluní blíže než 0,2 AU od Slunce, tam přicházejí o sodík, který pak chybí ve spektrech meteorů z těchto rojů při jejich setkávání se Zemí. Týká se to především známých Geminid, kde je ztráta sodíku úplná pro meteoroidy s rozměry <0,1 mm, ale také Monocerotid, δ Akvarid a denních Arietid.

J. Kikwaya aj. vyvinuli speciální televizní okruh LLLTV pro pozorování mikrometeoroidů ze dvou stanic.V květnu 2004 uskutečnili pozorování na 5km základně v Londonu, Ont. v Kanadě a v říjnu 2007 použili touž aparaturu na 118km základně ve švédské Kiruně. Kamery měly zorné pole o průměru 6° a jejich mezní hvězdná velikost dosáhla 8 – 11 mag. Tomu odpovídalo rozmezí hmotností zaznamenaných mikrometeoroidů 0,4 – 4 mg! Nalezli tak trajektorie celkem 42 mikrometeoroidů s relativně velmi vysokými hustotami. Jejich dráhy ve Sluneční soustavě vycházely z hlavního pásu planetek, popř. z kometárních drah Jupiterovy rodiny komet.

J. Younger aj. uvedli, že v letech 2006-07 pracovaly na jižní polokouli meteorické radary na frekvenci 33 MHz jednak v Antarktidě (Davis, 69° j.š.) a jednak v Austrálii (Darwin, 12° j.š.). Za 727 dnů měření na stanici v Davisu získaly 6,5 mil. pozorování a v Darwinu za 605 dnů dokonce 8,8 mil. pozorování radarových ozvěn od meteorů. Nalezli tak celkem 37 meteorických rojů a pro 31 rojů se jim podařilo určit dráhové parametry; 9 rojů bylo do té doby neznámých. Na XXVII. kongresu IAU v Riu de Janeiru schválila 22. komise IAU oficiální jména a trojpísmenné zkratky pro 64 meteorických rojů.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

Podle L. Burlagy aj. se kosmická sonda Voyager 2 pohybovala v srpnu r. 2007 již poblíž jižního okraje závěrečné rázové vlny meziplanetárního magnetického pole, kdy se sluneční vítr brzdí díky interakci s intergalaktickým polem v pouzdře magnetického pole Sluneční soustavy. Rázová vlna je evidentně prostorově zvlněná, takže sonda jí procházela celkem pětkrát v průběhu tří dnů ve vzdálenosti 84 AU od Slunce. Podle M. Ophera aj. je osa magnetického pouzdra skloněna asi o 30° k rovině Galaxie a indukce interstelárního magnetického pole kolísá zhruba o pětinu kolem střední hodnoty 0,5 nT. V této vzdálenosti od Slunce je již indukce interstelárního magnetického pole silnější než indukce interplanetárního magnetického pole a jejich osy jsou navzájem skloněny o 25°. Protože sonda Voyager 1 prošla závěrečnou rázovou vlnou na jejím severním okraji již v prosinci r. 2004 ve vzdálenosti 94 AU, plyne odtud podle E. Stonea, že interplanetární magnetické pole je nesouměrné a tato nesouměrnost se nejspíš mění s časem.

V listopadu 2009 byla v americkém vědeckém týdeníku Science uveřejněna řada studií, založených na měřeních družice IBEX (Intestellar Boundary Explorer), která byla vypuštěna v říjnu 2008 na velmi protáhlou eliptickou dráhu s přízemím ve vzdálenosti 7 tis. km a odzemím ve vzdálenosti 320 tis. km od Země. Úkolem družice je zejména zmapovat fyzikální interakce na rozhraní pouzdra magnetického pole Slunce a interstelárního magnetického pole. Poprvé se tak podařilo srovnat pozorování s trojrozměrnými modely této interakce slunečního větru s větrem interstelárním. V místech střetu obou větrů se pozorují pásové struktury, obsahující neutrální atomy, zářící až třikrát více než je běžné.

S. Portegies Zwart aj. zjistili z rozboru dynamiky jednotlivých složek Edgeworthova-Kuiperova pásu, že „sluneční hvězdokupa“ měla v době vzniku Sluneční soustavy průměr menší než 5 pc a hmotnost v rozmezí 0,5 – 3 kM☉. Dnes jsou hvězdy této hvězdokupy rozptýleny v obecném galaktickém poli, ale autoři soudí, že možná až 50 z nich je dosud tak blízko, že v rozsáhlých přehlídkách prostorových rychlostí hvězd vůči Slunci bychom je jednou mohli ještě dohledat, protože galaktocentrické dráhy všech členů hvězdokupy jsou stále navzájem podobné. Hmotné hvězdy, jež ve hvězdokupě vznikly mohly vzniknut o 4 – 10 mil. let dříve než Slunce, stačily vybuchnout jako supernovy právě v době, která způsobila gravitační hroucení zhustku prachoplynové mlhoviny, z níž vzniklo Slunce a planety Sluneční soustavy. Autoři odhadují, že příslušná supernova vybuchla ve vzdálenosti 0,02 – 1,6 pc od sluneční pramlhoviny a její hmotnost před výbuchem činila 15 – 25 M☉.

S. Sahijpal a G. Gupta ukázali, že Sluneční soustava se ve zmíněné mladé hvězdokupě utvořila vzápětí po výbuchu anonymní Wolfovy-Rayetovy hvězdy jako supernovy třídy Ib/c. Při výbuchu byly totiž do protoplanetárního disku vstřeleny krátkožijící radionuklidy 26Al (poločas rozpadu 0,74 mil. roků), 41Ca (0,1 mil r.), 36Cl (0,3 mil. r.), 53Mn (3,7 Myr) a 60Fe (1,5 mil.r.). Supernova však nesměla vybuchnout příliš blízko, jelikož v tom případě by patrně sluneční pramlhovinu rozmetala. Hvězdokupa se musela rozptýlit během prvních 10 mil. let po výbuchu, protože kdyby trvala déle, byly by dráhy planet Sluneční soustavy velmi protáhlé.

A. Trinquierová aj. uvedli, že v protoplanetárním disku Sluneční soustavy se mezihvězdná látka dobře promíchala s materiálem sluneční pramlhoviny. Terestrické planety totiž vznikaly z ohřátých zrnek, jejichž nuklidy 46Ti a 50Ti jsou v nich zastoupeny stejně jako v interstelárních mračnech, tedy odlišně od zastoupení týchž nuklidů v protoplanetárním disku. O dobrém míchání materiálu ve sluneční pramlhovině svědčí také dle G. Israeliana aj. nápadný deficit lithia ve sluneční atmosféře. Autoři totiž pořídili pomocí spektrografu HARPS ESO na La Silla spektra 451 hvězd slunečního typu a zjistili, že podobný deficit lithia jako u Slunce má právě 70 z nich - jsou to vesměs hvězdy, kolem nichž prokazatelně obíhají exoplanety. Naproti tomu osamělé hvězdy mají stejné zastoupení lithia, jaké známe z pozorování meteoritů ve Sluneční soustavě, tj. asi 140krát více lithia, než kolik ho pozorujeme na Slunci. Autoři se proto domnívají, že planety v raném stádiu vývoje hvězdné soustavy promíchají materiál zárodečné pramlhoviny natolik, že se prohloubí konvektivní zóna mateřské hvězdy a lithium se z jejího povrchu dostává až hluboko do hvězdného nitra, kde je pozorováním nedostupné.

S. Kenyon a B. Bromley prokázali rozsáhlými modelovými výpočty (25 let času CPU na běžných superpočítačích a dalších 10 let času CPU na superpočítači Hydra), že k rychlému vytvoření jader obřích plynných planet Sluneční soustavy přispěla koagulace zrnek tuhých látek v plynném protoplanetárním disku. Brzdění úlomků plynem totiž způsobí, že úlomky se často srážejí a drtí na drobný prach, jenž pak klesá do hlavní roviny disku a zde se tak zahustí, že koaguluje na protoplanety o typických rozměrech 1 tis. km za pouhých 10 mil. let. Jejich slepováním se vytvoří zárodečné „superzemě“ během 1 – 2 mil. roků a na ně se pak nabalí plyn, čímž vzniká obří plynná planeta jako Neptun nebo dokonce Jupiter. Také O. Benvenuto aj. potvrdili, že obří plynné planety vznikly ze zárodečných kamenných planetesimál o rozměrech 30 – 100 m, jež se vytvořily koagulací a postupně splývaly až na kamenné zárodky zmíněných obřích planet.

T. Bethell aj. se věnovali otázce, kde se v protoplanetárním disku vzala voda, která pak zkondenzovala na povrchu terestrických planet. Podle jejich názoru musíme hledat původ této vody v nejvzdálenějších vrstvách disku, kde je tvorba molekul vody intenzivnější než jejich rozpad fotolýzou. To pak umožňuje existenci vodní páry ve vnitřních teplejších oblastech disku, z nichž vznikají terestrické planety.

Pro současný výskyt vody na terestrických planetách je rozhodující poloha tzv. sněhové čáry ve Sluneční soustavě, která je dána vzdáleností od Slunce, v níž veškerá tekutá voda zmrzne na jinovatku, sníh a led. V současné době se nachází ve vzdálenosti 2,0 – 2,5 AU od Slunce, ale v rané Sluneční soustavě se nalézala až ve vzdálenosti 5 AU od Slunce. To znamená, že tekutá voda mohla být tehdy přítomna na planetkách hlavního pásu a dokonce Trójanech Jupiteru jakož i na Marsu. Jde však o to, kde se voda na těchto tělesech vůbec vzala. Největší zásobárnu vody v podobě ledu představují zmrzlá jádra komet v Oortově oblaku, odkud se však musela nejprve dostat migrací na bližší dráhy do nitra Sluneční soustavy.

J. Laskar a M. Gastineau se zabývali budoucími drahami terestrických planet Sluneční soustavy. Přesné výpočty změn drah s využitím obecné teorie relativity jsou vinou dráhového chaosu možné je na desítky milionů roků do budoucnosti. Už I. Newton věděl, že problém interakce mnoha těles v teorii gravitace přesahuje možnosti lidské mysli, ale v průběhu 18. stol. vyvinuli L. Euler, J. Lagrange a P. Laplace v rámci klasické gravitační teorie poruchový počet, jenž umožňuje předvídat dráhy těles poměrně dobře, pokud lze problém zjednodušit na silné vzájemné působení dvou těles, kdežto ta ostatní jenom „kibicují“. H. Poincaré ovšem v r. 1889 ukázal, že už problém tří těles nemá rigorózní analytické řešení. Záležitost se pak znovu zásadně zkomplikovala po publikaci obecné teorie relativity A. Einsteinem v r. 1915.

Zmínění autoři nyní ukázali, že největší riziko pro terestrické planety představuje Merkur, jenž se vinou sekulární rezonance oběžné periody s Jupiterem postupně vzdaluje od Slunce. Pokud by v budoucnu překročil dráhu Venuše, povede to k chaosu drah všech terestrických planet Sluneční soustavy, ačkoliv podle G. Laughlina to není v nejbližších třech miliardách let příliš pravděpodobné. Jak uvedli J. Chambers aj., tak výpočty dráhy Merkuru pomocí Newtonovy gravitace vedou k přiblížení Merkuru ke Slunci nebo k Venuši, což by drasticky změnilo jeho dráhu a Merkur by pak prakticky zlikvidoval s pravděpodobností 60 % všechny terestrické planety. Když se však užívá rovnic teorie relativity, sníží se riziko ničení planet na pouhé 1 %!

Nicméně výpočty Laskara a Gastineaua naznačují, že k destabilizaci drah terestrických planet dojde za 3,34 mld. let, protože výstřednost dráhy Merkuru se zvětší natolik, že se buď Merkur, anebo Venuše či Mars přece jen srazí se Zemí. Pokud budou pozemšťané existovat, tj. přežijí oteplení povrchu Země nad 100 °C vinou plynule se zvyšujícího zářivého výkonu Slunce zhruba za 1 mld. let, čeká je další hrozba v podobě této drtivé maxisrážky, kterou by život na Zemi zaručeně nepřežil.

L. Iorio se zabýval otázkou, zda lze vyvrátit či prokázat existenci hypotetického obřího tělesa (planety či dokonce hnědého nebo červeného trpaslíka, resp. druhého Slunce) na periférii Sluneční soustavy, kterému se pod vlivem ujetých mediálních výstřelků začalo říkat Nemesis. Zjistil, že případná existence Nemesis by nejvíce ovlivnila dráhu Marsu, zejména stáčení jeho přísluní. Jestliže po řadě předpokládáme hmotnost Nemesis rovnou hmotnosti Marsu, Země, Jupiteru, hnědého trpaslíka (80 MJ) a hvězdných trpaslíků o hmotnostech 0,5 a 1,0 M☉, lze při přesnosti dnešních astrometrických poloh Marsu vyloučit existenci Nemesis do vzdáleností 85 AU (Mars), 175 AU (Země), 1 200 AU (Jupiter), 5 170 AU (80 MJ), 9,5 tis. AU (0,5 M☉) a 12 tis. AU (Slunce).

1.4. Slunce

Jak uvedli E. Pitjevová a E. Standish, základ veškerých astronomických měření vzdáleností ve vesmíru, tj. střední vzdálenost Země od Slunce (1 AU) je nyní zejména díky radarovým měřením vzdálenosti Venuše od Země známa s chybou pouze ±3 m! To znamená, že 1 AU =149 597 870 700 m (s relativní chybou 2.10-11). Podle A. Kilcika aj. odpovídá vzdálenosti 1 AU úhlový poloměr Slunce 959,22′±0,04′, jak se podařilo změřit při úplném zatmění Slunce 29. 3. 2006.

J. Tatum uveřejnil zajímavou tabulku o nejdřívějších a nejpozdějších východech a západech Slunce v různých zeměpisných šířkách severní polokoule. Tak například vychází Slunce ráno nejpozději na 25° s.š. až 13. ledna, kdežto na 65° s.š. připadá jeho nejpozdější východ již na 23. prosince. Podobně Slunce nejdříve zapadá na 25° s.š. až 29. prosince, na 65° s.š. se kritické datum posouvá na 19. prosince. V létě Slunce vychází na 25° s.š. nejdříve už 8. června, kdežto na 65° s.š. až 20. června, zatímco nejpozdnější západ nastává na 25° s.š. až 3. července, kdežto na 65° s.š. již 21. června.

V. Kutvickij aj. publikovali údaje o neutrinovém toku ze Slunce v průběhu let 1990-1992 zaznamenaném aparaturou SAGE v Baksanské observatoři pod horou Andyrči na Kavkaze. Uvedli, že ve zmíněném období byl tento tok prakticky stálý; okamžité hodnoty toku však tehdy jevily větší rozptyl než v letech následujících.

M. Rempel aj. zjistili, že v umbře slunečních skvrn probíhají siločáry magnetického pole vodorovně, avšak na vnějším okraji umbry se zanořují pod fotosféru. Jakmile dosáhne sklon siločar úhlu 45° vůči povrchu Slunce, přechází umbra v penumbru. Indukce lokálního magnetického pole ve skvrnách dosahuje až 0,4 T.

C. Raftery aj. uveřejnili údaje o sluneční erupci ze dne 26. 3. 2002, sledované aparaturami na družicích RHESSI, GOES a TRACE. Na počátku erupce v chromosféře pozorovali proudění plazmatu v čáře Fe XIX vzhůru do koróny rychlostí 90 km/s. Plazma se během 10 min. ohřálo na teplotu přes 13 MK a za dalších 5 min. se vyzařováním ochladilo na 8 MK. Během impulzní fáze erupce pozorovali v čarách He I a O V i proudění plazmatu směrem dolů k fotosféře rychlostí 80 km/s.

H. Mészárosová aj. objevili ve vláknitých vzplanutích z července 2005, pozorovaných ondřejovským rádiovým spektrografem na decimetrových rádiových vlnách (frekvence 1,6 – 1,8 GHz) ze Slunce, tzv. tažné pulce (drifting tadpoles) s periodou 81 s driftující rychlostí -7 MHz/s. Spatřují v nich důkaz výskytu magnetoakustických vlnových stop podél hustého vlnovodu sluneční erupce. Pulci byli předvídáni už delší dobu a k jejich objevu došlo díky výtečné časové rozlišovací schopnosti ondřejovského spektrografu (0,1 s).

D. Jess aj. objevili na La Palmě pomocí dalekohledu SST vybaveného adaptivní optikou, jež umožňuje lineární rozlišení až 110 km, dlouho hledané Alfvénovy torzní vlny slunečního plazmatu ve fotosféře. Vlny jsou nestlačitelné a řízené magnetickým napětím; projevují se zkroucenými oscilacemi jasných skvrn ve fotosféře na ploše přes 400 tis. čtv. km. Zkroucení vln vůči směru magnetických siločar dosahuje úhlů až ±22°; amplituda oscilací 2,6 km/s a jejich perioda 126 – 700 s. Vlny postupují vzhůru do koróny rychlostí přes 20 km/s. Přenášejí tak energii potřebnou k dosud neobjasněnému ohřívání sluneční koróny na teploty řádu až 10 MK.

N. Mittal aj. využili obsáhlého pozorovacího materiálu o koronálních výronech látky (CME) v letech 1996-2007, které získala aparatura LASCO na družici SOHO, k změření počátečních rychlostí jejich vymrštění ze sluneční koróny v závislosti na fázi 23. cyklu sluneční činnosti. Na počátku cyklu dosáhl medián rychlostí jen 237 km/s, ale s blížícím se maximem stoupnul až na 478 km/s v r. 2003 a pak opět klesal až na 240 km/s ke konci 23. cyklu. Aritmetický průměr rychlostí CME v r. 2003 dosáhl dokonce 544 km/s. Kolísala i samotná četnost CME, na začátku a konci cyklu činila jen 200 úkazů za rok, kdežto v maximu stoupla až na 1 644 případů za rok.

K poznání struktury CME nyní podle R. Colaninna a A. Vourlidase přispěly sondy STEREO A (Ahead) a B (Behind), které se od sebe vzdalují úhlovým tempem 22,5°/rok. Dokázaly tak od konce r. 2007 sledovat prostorovou strukturu CME a odtud se podařilo odvodit i jejich hmotnosti čistě na základě měření integrální hustoty elektronů v koronálním výtrysku. Autoři obdrželi pro pozorované struktury CME hodnoty v rozmezí 3 – 8 bil. kg. M. Aschwanden aj. dokázali díky sondám STEREO poprvé rekonstruovat trojrozměrnou strukturu koronálních smyček v rozsahu teplot od 10 kK do 10 MK. Je to cenný příspěvek k řešení zapeklité otázky, proč je sluneční koróna tak horká, když vrstvy pod ní jsou fakticky jen vlažné s teplotami 5 – 30 kK.

Jak uvedli B. de Pontieu aj., příčinu teplotní inverze takového rozsahu lze hledat v souhře konvekce a magnetického pole poblíž fotosféry, která ve svém důsledku vede k ukládání netepelné energie v koróně. Družice Hinode a SOHO nalezly slabé toky horkého plazmatu po celém povrchu Slunce směrem od fotosféry do koróny s rychlostmi 50 – 100 km/s. Tytéž rychlosti pozorujeme také u spikulí II. typu, vystupujících z chromosféry. Spikule vznikají při magnetických rekonexích a trvají jen 10 – 100 s, takže proto dlouho unikaly pozornosti pozorovatelů. Spikule II mají souhrnně tolik hmoty, že mohou bez problémů ohřát korónu na pozorované vysoké teploty. Naproti tomu výše zmíněné koronální smyčky na ohřátí koróny zřejmě nestačí.

M. Xapsos a E. Burke objevili díky měření obsahu 14C v letokruzích velmi starých stromů a dále díky obdobným měřením zastoupení 10Be v jádrech ledu z hloubkových vrtů v Antarktidě a v Grónsku, že existuje velmi dlouhá perioda sluneční činnosti zhruba 6 tis. let. Proměnnost sluneční činnosti lze tak sledovat až do minulosti před 11,4 tis. let.

R. Arlt prohlédl kresby slunečních skvrn, které pořídil J. Staudacher v letech 1749-1796, kdy zakreslil polohy téměř 6 300 skvrn v 999 dnech. Pokryl tam svými bezmála půlstoletými pozorováními období cyklů 0 až 4 sluneční činnosti. Autor tak zjistil, že v cyklech 0 (1744-1755) a 1 (1755-1766) jevily skvrny koncentraci výskytu směrem k rovníku a v 2. cyklu se již projevil náběh jejich časového výskytu ke známému motýlkovému diagramu. Klasický motýlek vykazují cykly 3 a 4. Autor odtud usoudil, že v cyklech 0 a 1 mělo Slunce nikoliv dipólové, ale kvadrupólové magnetické pole. I. Usoskin aj. upozornili, že v sérii raných cyklů se vyskytuje mimořádně dlouhý cyklus 1784-1799, ale ve skutečnosti jde jen o chybějící data o počtech slunečních skvrn v závěru předešlého cyklu. Nyní se podařilo dohledat několik klíčových pozorování skvrn a sestrojením motýlkového diagramu se tak podařilo prokázat, že cyklus počínající r. 1784 skončil již r. 1793 a na něj navázal další kratší cyklus 1793-1800. Délka slunečních cyklů totiž náhodně kolísá mezi 9 a 14 lety.

C. Fröhlich aj. uvedli, že sluneční konstanta (TSI = ozáření čtverečního metru plochy kolmé ke směru ke Slunci ve vzdálenosti 1 AU nad hranicí zemské atmosféry) se v minimu sluneční činnosti v r. 2008 zmenšila o 0,2 W/m2, tj. o 0,15 promile, zatímco v maximu stoupá tato hodnota proti průměru o celé promile. Zvýšení obstarávají jasná fakulová pole, obklopující tmavší a chladnější skvrny. Změna postihla též globální magnetické pole Slunce, které podle R. Zimmermana pokleslo o 65 % proti průměru. Přesná měření TSI pomocí družic jsou k dispozici teprve od r. 1978, takže nevíme, jak tomu bylo např. v proslulém dlouhodobém Maunderově minimu sluneční činnosti v letech 1645-1715. Víme však, že v té době bylo na severní polokouli zřetelně chladněji; zvláště zimy byly velmi tuhé.

L. Morris uveřejnil v r. 2009 zajímavé údaje o pozadí ojedinělého experimentu při pozorování úplného zatmění Slunce 30. června 1973, kdy k prodloužení doby totality astronomové pod vedením P. Lény využili nadzvukové dopravní letadlo Concorde 001 pilotované nadšeným astronomem-amatérem A. Turcatem. Akce se účastnilo 7 astronomů, 2 asistenti, fotograf a 4 členové posádky. Start Concordu z mezinárodního letiště na ostrově La Palma musel být přesně naplánován, jelikož letadlo mohlo dosáhnout rychlosti „jen“ 2 145 km/h, zatímco stín Měsíce letěl po povrchu Země rychlostí 2 500 km/h. Z letiště na Kanárských ostrovech stroj skutečně odstartoval na sekundu přesně, takže právě ve chvíli, kdy letadlo překročilo rychlost zvuku, uviděli 1. kontakt, tj. tzv. diamantový prsten, který mohli pozorovat téměř celou minutu! Hlavní fázi zatmění pozorovali z výšky 16 km nad Mauretánií po dobu 74 minut!! Nadzvuková část letu trvala přes 3 h a letoun pak přistál v Čadu. Diamantový prsten však mohla pozorovat i japonská sonda Kaguya 9. 2. 2009, kdy sonda obíhala Měsíc a během polostínového zatmění Měsíce. pozorovaného zakryla Země z pohledu sondy zcela Slunce. Vzniklo tak působivé video uveřejněné na webu japonské kosmické agentury JAXA.

Za mimořádný pokrok při dynamickém studiu sluneční koróny lze však označit až snímky sluneční koróny z uplynulého desetiletí, pořizované a zpracované brněnským matematikem M. Druckmüllerem, jež vykazují neobyčejné podrobnosti, dynamický rozsah i časové rozpětí změn v koróně. V červnu 2009 se jeho snímek sluneční koróny ocitl dokonce na titulní stránce 7428. čísla britského vědeckého týdeníku Nature. V téže době vyšla studie o vzhledu bílé koróny při zatmění Slunce 1. 8. 2008, kterou připravili J. Pasachoff, M. Druckmüller aj., v níž je rozebrána díky zmíněné nové metodě zpracování snímků dynamika koróny v průběhu 19 min, neboť se podařilo slícovat snímky koróny z Mongolska a Ruska. Bílá koróna byla viditelná až do vzdálenosti 20 R☉ od Slunce s rozlišením lepším než 1′. Vzhled koróny nasvědčoval tomu, že již započal 24. cyklus sluneční činnosti. Na snímcích je dále zachycen povrch Měsíce v novu ve slunečním světle odraženém Zemí, hvězdy do 12 mag a kometa C/2008 O1, která patří mezi komety Kreutzovy rodiny komet. Snímky v optickém oboru se rovněž podařilo navázat na odpovídající záběry Slunce z družic SOHO, Hinode, TRACE a STEREO.

Podle údajů ze slunečních sond STEREO skončil 23. cyklus sluneční činnosti v prosinci 2008. První magnetickou aktivitu 24. cyklu objevily družice STEREO počátkem května 2009. Odtud prý lze odhadnout, že maximum cyklu nastane někdy v květnu 2013. Podle D. Dalaberta aj. dokazují helioseismologická měření slunečních oscilací, že příznaky nového cyklu sluneční činnosti se objevily pod povrchem Slunce již ve druhé polovině r. 2007, i když na povrchu Slunce ještě dozníval předešlý 23. cyklus sluneční činnosti. Podle M. Švandy začal 24. cyklus oficiálně již 4. 1. 2008. R. Zimmerman však uvedl, že přechod mezi 23. a 24. cyklem je neobvykle dlouhý. V průměru trvá vlastní minimum, kdy na Slunci nejsou pozorovatelné žádné skvrny, kolem 485 dnů, ale nynější rozhraní cyklů dosáhlo rekordu přes 840 dnů beze skvrn.

Jako na zavolanou proběhlo během rozpačitého začátku 24. cyklu sluneční činnosti mimořádně dlouhé úplné zatmění Slunce 22. 7. 2009, které trvalo až 6:39 min. - delší zatmění v maximálním trvání 6:55 min. uvidí až naši vzdálení potomci 13. 7. 2132. Mnoho výprav zejména do Číny však ztroskotala na špatném počasí - většinou tam v pásu úplného zatmění lilo jako z konve. Přesto se však mnoha skupinám podařilo získat dobré snímky, buď díky operativním přesunům podle údajů meteorologických stanic, anebo díky prozíravému výběru pozorovacích stanovišť mimo Čínu (např. již zmíněný prof. Druckmüller pozoroval korónu těsně po minimu sluneční činnosti z atolu Enewetak na Marshallových ostrovech, kde totalita trvala 5:41 min).

V r. 2009 uplynulo 65 let od průkopnické publikace radioamatéra G. Rebera, v němž popsal výskyt rádiového šumu ze Slunce v pásmu metrových vln (ApJ 100, str. 279), tj. na frekvenci 160 MHz. Šlo o měření, jež Reber vykonal svou 9m parabolou na zahradě rodinného domu ve Wheatonu ve státě Illinois. Když zaslal svou práci do redakce, byl jejím recenzentem holandský astronom B. Bok, který žil za války v USA. Jelikož Reber byl v astronomických kruzích neznámý, Bok se rozhodl přesvědčit se na místě, že jeho pozorování jsou věrohodná; vzal sebou do Wheatonu dokonce i šéfredaktora ApJ a tak se ubezpečili, že lze Reberova průkopnická měření publikovat v prestižním časopise. (Reber už předtím potvrdil Janského měření rádiového záření, které přichází z centra Galaxie.)

Koncem května (29. 5.) 2009 jsme si připomněli 90. výročí úplného zatmění Slunce s totalitou v délce 6,5 min, během níž dvě britské výpravy ověřily pomocí hvězd v Hyádách správnost předpovědi obecné teorie relativity o ohybu světla hvězd v gravitačním poli Slunce. Zpracování měření vedl proslulý britský astrofyzik A. Eddington, jenž už v lednu a únoru 1919 fotografoval Hyády v Oxfordu týmiž dalekohledy, aby tak získal referenční polohy hvězd v době mimo zatmění. Jak vtipně poznamenal J. P. McEnvoy, „nová teorie o povaze vesmíru. jež se zrodila v hlavě německého Žida pracujícího v Berlíně, aby byla potvrzena anglickým kvakerem na malém africkém ostrově“. Podle P. Ferreiry aj. se 29. 5. 2009 konala oslava experimentu na Princově ostrově při západoafrickém pobřeží (druhá britská expedice pořizovala snímky v brazilském Sobralu).

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Výzkum exoplanet i hnědých trpaslíků se v r. 2009 rozvíjel nevídanou měrou, takže tomuto tématu by bylo zajisté možné věnovat zbytek této Žně objevů. Přestože jsem se snažil popsat jen ty nejdůležitější objevy, odstavec se rozrostl na obří kapitolu, takže prosím čtenáře o trpělivost, popřípadě o čtení na přeskáčku.

2.1.1. Objevy pomocí gravitačních mikročoček

Tři studenti z Leidenu napsali program pro automatické vyhledávání exoplanet na světelných křivkách gravitačních mikročoček a vyzkoušeli jeho funkci na veřejně dostupných datech z projektu OGLE II (1997-2000). Podařilo se jim tak najít exoplanetu na světelné křivce mikročočky OGLE2-TR-L9 v souhvězdí Lodního kýlu, na níž byl patrný 2h pokles jasnosti o 1 % během přechodu exoplanety přes kotouček hvězdy. Jejich objev potvrdili přesnou fotometrií dalšího transitu exoplanety i spektroskopicky I. Snellen aj. pomocí aparatur GROND (La Silla) a FLAMES VLT ESO, takže příslušná exoplaneta o hmotnosti minimálně 4,5 Mj a poloměru 1,6 Rj obíhá kolem rychle rotující mateřské hvězdy (sp. F3; teplota 7 kK; vzdálenost 900 pc; 1,5 M☉; metalicita Z = -0,05; stáří 0,7 Gr) ve vzdálenosti 0,03 AU v periodě 2,5 d.

S. Dong aj. pozorovali pomocí HST gravitační mikročočku OGLE-2005-BLG-071L, kde bylo možné z rozboru světelné křivky během čočkování zjistit její vzdálenost od nás 3,2 kpc. Z těchto pozorování vyplynulo, že hlavní složka mikročočky je červený trpaslík sp. třídy dM o hmotnosti 0,5 M☉ a planetární složka mikročočky má hmotnost 3,4 Mj. Exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti 2,1 AU a její povrchová teplota činí 70 K. Hmotnost exoplanety je tudíž vůči hmotnosti mateřské hvězdy překvapivě vysoká.

S. Wang a G. Zhao zjistili, že kolem mikročočky OGLE-2006-109L obíhají dokonce dvě obří exoplanety v oběžných periodách 5 a 14 let ve vzdálenostech 2,3 a 4,6 AU, přičemž vzdálenější exoplaneta má výstřednou dráhu (e = 0,11). Hmotnosti exoplanet dosahují 0,7 a 0,3 Mj. Současně se tak ukázalo, že v databázích světelných křivek gravitačních mikročoček je ukryta řada podobných případů, kdy lze tímto způsobem objevit exoplanety i v poměrně velkých vzdálenostech ve vesmíru.

2.1.2. Tranzitující exoplanety

Objevování exoplanet metodou transitů ostatně nabírá na tempu díky dvěma specializovaným družicím CoRoT a Kepler, jež dovolují měřit změny jasnosti hvězd s přesností na zemi nedosažitelnou. CoRoT sbírala údaje o světelných křivkách 12 tis. hvězd po dobu 5 měsíců s přesností na miliontinu magnitudy (!) od ledna 2007 a družice Kepler odstartovala počátkem března 2009. Jejím úkolem je mj. měřit opakovaně dvakrát za hodinu jasnosti více než stovky tisíc hvězd v oblasti souhvězdí Lyry a Labutě po dobu 3,5 roku. D. Kipping aj. dokonce tvrdí, že přesnost fotometrie dosáhla citlivosti postačující pro objevy přirozených družic (měsíců) exoplanet s hmotností >0,2 Mz v ekosférách mateřských hvězd. V zorném poli družice Kepler je odhadem takových družic na 25 tisíc!

Vynikající databázi tranzitujících exoplanet zřídila Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti na webu: var2.astro.cz/ETD/index.php, kterou vzhledem k rychlému a rozsáhlému pokroku v pozorování exoplanet doporučuji všem zájemcům o aktuální stav tohoto oboru. Počátkem r. 2009 dosáhl počet objevených tranzitujících exoplanet 40 a počet všech známých exoplanet překročil hranici 300 objektů, ale koncem téhož roku bylo známo již kolem 400 exoplanet, z toho více než 320 exoplanet bylo objeveno metodou radiálních rychlostí, 60 pomocí tranzitů, přímým zobrazením 9, pomocí gravitačních mikročoček 7 a u pulzarů 4. 2009 bylo známo 350 exoplanet a z toho 50 tranzitujících, ale to hlavní je evidentně před námi. Lze očekávat, že v průběhu nejbližších let bude tento počet konkurovat počtům exoplanet, objevených ostatními metodami. Navíc tranzity obecně poskytují o dané exoplanetě nejvíce geometrických i fyzikálních údajů v porovnání s ostatními metodami jejich pozorování.

Jak uvedli U. Wolter aj., při spektroskopické tomografii dokážeme dnes na povrchu hvězdy hlavní posloupnosti rozlišit světlé či tmavé skvrny o rozměrech alespoň desítek tis. km, avšak při přechodu exoplanety stoupá tato rozlišovací schopnost alespoň o řád, jak prokázali u hvězdy CoRoT-2 (Aql; sp. G; rotační per. 4,5 d), kolem níž obíhá exoplaneta v periodě 1,74 d. Během 79 pozorovaných tranzitů od května do října 2007 autoři objevili řadu změn na světelné křivce, což jednak ukázalo, že exoplaneta obíhá po dráze skloněné o 7° k hvězdnému rovníku, a jednak že hvězda je pokryta velkými tmavými skvrnami proměnlivými v čase.

I. Snellen aj. využili optické fotometrie z družice CoRoT ke sledování tranzitující exoplanety (1 Mj; a = 0,025 AU) u mateřské hvězdy CoRoT-1 (Mon, 14 mag; G0 V; 6 kK; 1,0 M☉; 480 pc) během jejího oběhu kolem hvězdy v periodě 1,5 dne. Jelikož lze očekávat, že takto blízké exoplanety rotují synchronně s oběžnou dobou, natáčejí tak k mateřské hvězdě stále stejnou polokouli a tím se zvyšuje kontrast mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí; v tomto případě natolik, že lze pozorovat fázové změny jasnosti hvězdy s udivující přesností 0,1 promile. Protože světlo odražené přivráceným povrchem exoplanety se rozptyluje zpět směrem ke hvězdě, je tento jasový kontrast ještě zesílen a tak se ho skutečně podařilo v tomto případě zřetelně zaznamenat při sledování hvězdy během 36 po sobě následujících oběhů exoplanety. Jinými slovy, družice CoRoT pozorovala změny fází obíhající exoplanety přesně tak jako právě před 400 lety objevil Galileo v dalekohledu změny fází Venuše. Odtud též vyplynulo, že albedo povrchu exoplanety je nižší než 20 % dopadajícího záření.

V srpnu 2009 oznámili W. Borucki aj., že díky přesné světelné křivce z družice Kepler objevili fázové změny u exoplanety hvězdy HAT-P-7 (Cyg, 10 mag; F8 V; 6,4 kK; 320 pc). Exoplaneta o hmotnosti 1,8 Mj; poloměru 1,4 Mj, hustotě 0,9 hustoty vody a teplotě 2,7 kK patří k nejžhavějším jupiterům, takže není divu, že fotometr na družici nalezl pokles jasnosti hvězdy o více než 10-4 její jasnosti v době, kdy je exoplaneta hvězdou zatmělá. Příčinou poklesu je okolnost, že těsně před zatměním a po něm vidíme exoplanetu téměř v úplňku, a protože jde o tak horkou exoplanetu, je deficit jejího světla během zákrytu dobře patrný. Vzápětí J. Winn aj. a N. Narita aj. zjistili, že exoplaneta obíhá kolem hvězdy po retrográdní kruhové dráze o poloměru 0,038 AU (5,7 mil. km) v periodě 2,2 d.

D. Latham aj. objevili exoplanetu o hmotnosti 1,5 Mj a poloměru 1,5 Rj u hvězdy HAT-P-8 (Peg, sp. F6 V; 10 mag; 1,3 M☉; 1,6 R☉; 3,3 L☉; Z = 0; rotační rychlost >12 km/s; 230 pc; stáří 3 Gr), která kolem ní obíhá po kruhové dráze v periodě 3,1 d ve vzdálenosti 0,05 AU (7,5 mil. km). Její hustota dosahuje 0,6násobku hustoty vody a samotná exoplaneta je na povrchu rozpálena na neuvěřitelných 1,7 kK vinou blízkosti k mateřské hvězdě. Exoplaneta je následkem toho silně nafouklá proti standardním modelům exoplanet téže hmotnosti. Je to jediná exoplaneta objevená v zorném poli G205 fotometrického programu HATnet, zatímco všech ostatních 27 nadějných kandidátů museli autoři vyřadit, protože se ukázalo, že šlo nakonec o těsné zákrytové nebo spektroskopické dvojhvězdy.

G. Bakos aj. nalezli soustavu dvou substelárních objektů u hvězdy HAT-P-13 (11 mag; sp. G4 V; teplota 5,6 kK; 1,2 M☉; 1,6 R☉; Z = +0,4), z nichž bližší na dráze s oběžnou dobou 2,9 d podléhá tranzitům v trváních 3,1 d. Odtud vyplývá její poloměr 1,3 Rj a hmotnost 0,8 Mj. Jde tedy o klasickou exoplanetu. Vnější exoplaneta tranzity nevykazuje, ale její hmotnost >15 Mj se podařilo určit z měření radiálních rychlostí, takže jde o hnědého trpaslíka, který kolem hvězdy obíhá po výrazně protáhlé dráze (e = 0,71!) v periodě 1,2 roku.

A. Pál zlepšili díky tranzitům v trvání 3,1 h parametry horkého jupiteru u hvězdy XO-5 (Lyn, 12 mag; sp. G8 V; 5,5 kK; 0,9 M☉; 1,1 R☉; 260 pc; metalicita +0,05; stáří 8,5 Gr). Exoplaneta o povrchové teplotě 1,2 kK obíhá kolem hvězdy v periodě 4,2 d po kruhové dráze o poloměru 7,5 mil. km; má hmotnost 1,1 Mj, poloměr 1,1 Rj a hustotu rovnou hustotě vody v pozemských podmínkách.

J. Winn aj. pozorovali počátkem února 2009 tranzit exoplanety/hnědého trpaslíka o hmotnosti >12 Mj u hvězdy XO-3. Z průběhu transitu vyplývá, že rotační osa exoplanety je silně odkloněna od kolmice k oběžné dráze s periodou 3,5 d a s výstředností 0,3 pod úhlem minimálně 53° (dosavadní rekord mezi exoplanetami byl 20°). Příčinou tak velkého sklonu je nejspíše migrace exoplanety vůči mateřské hvězdě. Podobně velký odklon rotační osy o 38° nalezli A. Triaud aj. pro hnědého trpaslíka u hvězdy CoRoT-3. Trpaslík b o hmotnosti 21 Mj a poloměru 1 Rj obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze v periodě 4,3 d a vzdálenosti 0,06 AU. Podobně J. Southworth aj. vypočítali extrémně vysokou střední hustotu 6,6krát vyšší než voda u exoplanety, jež obíhá mateřskou hvězdu WASP-18 (1,3 M☉; 1,2 R☉, hustota 0,7x voda; stáří <2 Gr) v periodě pouhých 23 h v minimální vzdálenosti 0,02 AU (3 mil. km!). Exoplaneta má totiž při poloměr 1,2 Rj hmotnost plných 10 Mj.

Y. Joshi nalezli exoplanetu o hmotnosti 7 Mj a poloměru 1,3 Rj u hvězdy WASP-14 (Boo; poloha 1111-0262; 10 mag; sp. F5 V; 6,5 kK; rotace >5 km/s; 160 pc; stáří 0,75 Gr) s trváním tranzitu 3 h, oběžnou dobou 2,2 dne a výstředností dráhy e = 0,1. Střední hustota exoplanety je překvapivě vysoká - 4,6násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. J. Johnson aj. zjistili, že sklon rotační osy exoplanety svírá s rotační osou hvězdy úhel -33°, tj. exoplaneta se otáčí retrográdně. D. Christian aj. ohlásili objev exoplanety o hmotnosti 3 Mj, poloměru 1,3 Rj a hustotě 3,2násobku hustoty vody u hvězdy WASP-10 (13 mag; sp. K5; 90 pc), jejíž tranzit trvá 2,4 h s poklesem jasnosti 0,03 mag a oběžná doba činí 3,1 d při výstřednosti 0,06 a velké poloose 0,037 AU.

Naproti tomu exoplaneta u hvězdy HAT-P-9 (Aur, poloha 0721+3730; 12 mag; sp. F V; 6,4 kK; 1,3 M☉; 1,3 R☉; 480 pc; stáří 1,6 Gr) má podle A. Shporera aj. hustotu jen 35 % hustoty vody při hmotnosti 0,8 Mj, poloměru 1,4 Rj a teplotě 1,5 kK. Tranzit trvá 0,14 d a oběh kolem hvězdy 3,9 d ve vzdálenosti 0,05 AU při sklonu kruhové dráhy 86°. J. Hartman aj. zjistili, že kolem trpasličí hvězdy HAT-P-12 (V = 12,4 mag; sp. K4 V; teplota 4,6 kK; Z = -0,3; stáří 1 – 4,5 Gr) obíhá exoplaneta o hmotnosti 0,2 Mj a poloměru 1,0 Mj, jejíž průměrná hustota činí jen 30 % hustoty vody. Podle názoru autorů má exoplaneta kamenné jádro o hmotnosti <10 Mz a plynnou atmosféru složenou z vodíku a hélia. Jde tedy o dosud nejlehčí exoplanetu s plynným obalem; má totiž menší hmotnost než náš Saturn.

Mezi objevy tranzitujících exoplanet nemohu vynechat exoplanetu u mateřské hvězdy WASP-12 (Aur, poloha 0630+2940; 12 mag; sp. F/G; 6 kK; 1,35 M☉; 1,6 R☉; hustota 35 % vody; 270 pc; metalicita Z = +0,3; stáří 2 Gr) s tranzity trvajícími 2,5 h která se dle L. Hebba aj. honosí řadou superlativů: je největší (1,8 Rj), nejteplejší (2,5 kK) a má nejkratší oběžnou periodu (1,1 d). Při hmotnosti 1,4 Mj má přirozeně nízkou hustotu 24 % vody a nejkratší poloosu dráhy a = 0,023 AU (6,5 mil. km). Při výstřednosti e = 0,05 to znamená, že v periastru je od hvězdy vzdálena jen 6,2 mil. km.

Exoplaneta WASP-12 však o některé své rekordy vzápětí přišla, když v létě 2009 zjistili C. Hellier aj., že kolem hvězdy WASP-18 (= HD 10069; Phe, poloha 0137-4540; 9 mag; sp. F6; 6,4 kK; 1,2 M☉; 1,2 R☉; sluneční metalicita; stáří 600 mil. let; 100 pc) obíhá exoplaneta v periodě 22,6 h, která má téměř kruhovou dráhu (e = 0,01) s poloosou jen 3 mil. km(!) a trváním tranzitu 2,2 h. Exoplaneta o hmotnosti >10 Mj a poloměru 1,2 Rj je ohřáta na teplotu 2,4 kK a má současně rekordní vysokou hustotu ≈ 10násobek hustoty vody, takže musí být kovová. Vinou blízkosti k hvězdě má periodu oběhu kratší, než je rotační perioda samotné hvězdy, takže kvůli obrovským slapům by neměla přežít déle než 1 mil. roků.

Ani tento rekord však neměl dlouhé trvání, neboť koncem r. 2009 uveřejnili A. Léger aj. zpřesněné údaje o parametrech exoplanety u hvězdy CoRoT-7 (Mon; 12 mag; G9 V; 5,3 kK; 0,9 M☉; 0,9 R☉; 0,4 L☉; rotační per. 23 d; stáří ≈ 2 mld. r.; 150 pc). Exoplaneta b obíhá v periodě 20,4 h ve vzdálenosti 2,6 mil. km od mateřské hvězdy a tranzit přes disk hvězdy jí zabírá 75 min. Pozorovatel na povrchu exoplanety by na obloze viděl disk mateřské hvězdy o úhlovém průměru 30°! Není divu, že na polokouli přivrácené ke hvězdě panuje žár kolem 2 kK, zatímco na odvrácené straně teplota klesá hluboko pod bod mrazu na 50 K, přičemž díky silným slapům je rotace exoplanety synchronizována s oběžnou dobou. Vzápětí se podařilo určit i poloměr exoplanety 1,7 Rz a její hmotnost 5 Mz, takže má střední hustotu podobnou Zemi. Podle D. Hamiltona působí silné slapy na exoplanetě jako oběžná brzda, takže exoplaneta se nutně pohybuje po utahující se spirále smrti a nemůže přežít více než milion let do pádu na mateřskou hvězdu. Navíc D. Queloz aj. zjistili pomocí spektrografu HARPS ESO La Silla, že kolem hvězdy CoRoT-7 obíhá ještě exoplaneta c s hmotností 8,4 Mz v periodě 3,7 d a vzdálenosti 0,046 AU (7 mil. km).

Jak ukázali B. Levrard aj., je tak k zániku odsouzena téměř každá krátkoperiodická tranzitující exoplaneta, pokud má kruhovou dráhu o poloměru kratším než 0,05 AU (7,5 mil. km), protože obrazně řečeno její spirálu utahují čím dál tím silnější slapy mateřské hvězdy. Odolnější proti zmaru mohou být pouze exoplanety na protáhlých eliptických drahách s blízkým periastrem.

D. Charbonneau aj. rozběhli ambiciózní projekt MEarth, jenž využívá osmi identických 0,4m dalekohledů k fotometrii 2 tis. hvězd o nízké hmotnosti (0,10 – 0,35 M☉), které se vyznačují velkým vlastním pohybem a nacházejí se tudíž v blízkém okolí Slunce. Jejich prvním významným úlovkem je objev exoplanety u trpasličí hvězdy GJ 1214 (Oph, V – 15 mag; sp. M4.5; teplota 3,3 kK; 0,2 R☉; 0,16 M☉; 0,003 L☉; 13 pc). Exoplaneta obíhá v periodě 1,6 d po dráze o poloměru 2,2 mil. km a tranzity před diskem hvězdy trvají 52 min. Poloměr exoplanety dosahuje 2,7 Rz a hmotnost 6,6 Mz, takže její hustota činí téměř dvojnásobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Při povrchové teplotě exoplanety jen 450 K je docela dobře možné, že téměř polovinu její hmotnosti představuje tekutá voda.

2.1.3. Objevy exoplanet z křivek radiálních rychlostí

Velké množství objevů exoplanet přináší ovšem stále i již klasická metoda sledování křivek radiálních rychlostí mateřských hvězd obíhajících kolem barycenter příslušných exoplanetárních soustav. Delší pozorovací řady se stále přesnějšími spektrografy (střední chyby měření radiálních rychlostí dosahují jen ±1 m/s) totiž umožňují objevovat více exoplanet ve vzdálenostech přes 1 AU od mateřské hvězdy, na rozdíl od prvních (snazších) objevů exoplanet téměř přilepených na mateřskou hvězdu.

Jak uvádějí K. Schlaufman aj., je hledání exoplanet metodou radiálních rychlostí prosté výběrových efektů pro hmotnosti >100 Mz a vzdálenosti exoplanet od mateřských hvězd v rozmezí 0,1 – 2,0 AU (tato horní mez představuje sněhovou čáru pro trpasličí hvězdy pozdních spektrálních tříd, čili též vnější hranici potenciální ekosféry). Objektivně existuje deficit terestrických exoplanet v rozmezí hmotností 30 – 50 Mz pro velké poloosy drah <1 AU.

M. Mayor aj. využili přesného spektrografu HARPS u 3,6m dalekohledu ESO na La Silla pro objev již čtvrté exoplanety e v soustavě hvězdy GJ 581 (Lib, sp. M3 V; 0,3 M☉; 0,3 R☉; metalicita Z = -0,3; 6 pc; stáří 4 Gr). Exoplaneta e se nachází nejblíže ke hvězdě na dráze o velké poloose jen 0,03 AU (4,5 mil. km) a oběžné době 3,1 d. Její hmotnost se odhaduje na 1.9 – 3,1 Mz, ale na rozdíl od Země musí být rozpálená na vysokou teplotu. Druhá v pořadí je exoplaneta b s hmotností podobnou Neptunu ve vzdálenosti 0,04 AU a oběžnou dobou 5,4 d. Následuje exoplaneta c, která obíhá po výstředné dráze s poloosou 0,07 AU v periodě 13 d. Její hmotnost činí 5 – 10 Mz. Poslední známá exoplaneta d obíhá na velmi výstředné dráze (e = 0,4) s velkou poloosou 0,22 AU) v periodě 67 d. Její hmotnost se odhaduje na 10 Mz a lze mít za to, že se po většinu oběhu nachází v ekosféře své hvězdy.

R. Barnes aj. objevili planetární soustavu obsahující tři „nadzemě“ u hvězdy HD 40307 staré asi 6 mld. let. Z měření radiálních rychlostí hvězdy vyplynulo, že kolem hvězdy obíhají buď plynné, nebo dokonce kamenné exoplanety ve vzdálenostech po řadě 0,05; 0,08 a 0,13 AU, výstřednostech drah 0,01; 0,03 a 0,04 a hmotnostech 4; 7 a 9 Mz v periodách 4,3; 9,6 a 20,5 d. M. Zechmeister aj. hledali po dobu 7 let potenciální terestrické exoplanety v ekosférách 40 blízkých červených trpaslíků třídy M: Přestože spektrograf UVES VLT ESO měří radiální rychlosti s přesností ±2,5 m/s, neuspěli ani v jednom případě. Nic takového nenašli ani u Proximy Centauri ani u Barnardovy hvězdy (= GJ 699).

J. Baileymu aj. podařilo objevit pomocí teleskopu AAT exoplanetu (>0,6 Mj; a = 3,4 AU; e = 0,1) v úhlové vzdálenosti 0,7′ od blízkého (5 pc) červeného trpaslíka GJ 832 (Gru, sp. M1.5 V), která obíhá kolem hvězdy v periodě 9,4 r. Je tedy dokonce naděje, že objev bude možné ověřit astrometricky, protože mateřská hvězda se musí vychylovat od barycentra soustavy minimálně o 0,001′.

F. Pont aj. využili spektrografu NICMOS HST ke studiu atmosféry „horkého neptunu“ (700 K; 23 Mz; 4 Rz; per 2,6 d; e = 0,15) u hvězdy GJ 436 (0,45 R☉) v blízké infračervené oblasti spektra (1,1 – 1,9 μm) během tranzitů exoplanety v trvání 46 min, což umožnilo zaznamenat i transmisní spektrum atmosféry. T. Ferveille aj. měřili pomocí spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla kolísání radiálních rychlostí trpasličí hvězdy Gl 176 = GJ 176 (10 mag; sp. M2.5 V; 0,5 M☉; 0.02 L☉; rotační per 39 d; metalicita Z = -0,1; vzdálenost 9 pc), u níž v r. 2008 ohlásili objev exoplanety o hmotnosti Neptunu M. Endl aj., kteří k tomu využili měření spektrografem HRS u 9,2m teleskopu HET. Zatímco střední chyba radiálních rychlostí HRS činí ±4,7 m/s, HARPS navzdory menšímu průměru primárního zrcadla dosahuje střední chyby jen ±1,1 m/s, takže autoři nových pozorování zjistili, že přesnější měření vyvracejí údaje o exoplanetě z HRS. Kombinace 57 měření z HARPS a méně přesných avšak dlouhodobých 28 měření z HRS dala odlišný výsledek, tj. u hvězdy Gl 176 se exoplaneta opravdu nachází, ale její hmotnost činí jen 8 Mz, oběžná perioda 9 d a dráha o poloměru 0,066 AU je kruhová. Její povrchovou teplotu odhadli na 450 K. Z této revize mimo jiné vyplývá, že planety těchto hmotností a period jsou u trpasličích hvězd docela běžné.

Exoplanety se však mohou nacházet také u obřích hvězd, jak přesvědčivě ukázali M. Döllingerová aj., kteří po dobu tří let sledovali radiální rychlosti 62 obrů sp. třídy K pomocí 2m Jenschova teleskopu v Tautenburku v německém Duryňsku. Objevili tak exoplanetu o hmotnosti >4 Mj u hvězdy 42 Dra (4,8 mag; K1.5 III; 4,2 kK; 1,0 M☉; 22 R☉; 97 pc; metalicita Z = -0,5; stáří 9,5 Gr) s oběžnou dobou 1,3 roku; výstředností dráhy e = 0,4 a velkou poloosou a = 1,2 AU a další exoplanetu/hnědého trpaslíka o hmotnosti 10 Mj u hvězdy HD 139357 (Dra, 6 mag; K4 III; 4,7 kK; 1,3 M☉; 11,5 R☉; 120 pc; Z = -0,1; stáří 3,1 Gr) s oběžnou dobou 3,1 r; e = 0,1; a = 2,4 AU. Třetí exoplanetu o hmotnosti >10 Mj našli u hvězdy 11 UMi (5 mag; K4 III; 4,3 kK; 1,8 M☉; 24 R☉; 120 pc; Z = 0; stáří 1,6 Gr) s oběžnou dobou 1,4 r; e = 0,1; a 1,5 AU. Poslední objevená exoplaneta o hmotnosti >3 Mj obíhá kolem hvězdy HD 32518 (Cam, 6,5 mag; K1 III; 1,1 M☉; 10 R☉; 120 pc; Z = -0,15; stáří 6 Gr) v periodě 158 d; e = 0,01; a = 0,6 AU.

J. Valenti aj. využili Keckova spektrografu HIRES k objevu dvou exoplanet u podobrů sp. třídy G5 IV. Jde o hvězdy HD 73534 (8 mag; 5kK; 1,2 M☉; 2,4 R☉; 3,3 L☉; rotační per. 53 d; 81 pc) a HD 179079 (8 mag; 5,7 kK; 1,1 M☉; 1,6 R☉; 2,4 L☉; rotační per. 38 d; 65 pc). Oba podobři nejeví chromosférickou aktivitu a jsou silně metalické. První z nich je doprovázena exoplanetou s hmotností >1,1 Mj, která kolem hvězdy HD 73534 obíhá po slabě výstředné (e = 0,07) dráze o délce velké poloosy 3,1 AU v periodě 4,8 let. Druhou hvězdu HD 179079 obíhá exoplaneta o hmotnosti >0,1 Mj rovněž po mírně výstředné (e =0,1) dráze o poloose 0,12 AU v periodě 14,5 dne. Objevy vznikly v průběhu soustavného sledování mateřských hvězd se vzdálenějšími exoplanetami po delší dobu (3 – 5 let). Autoři zjistili, že výstřednosti drah exoplanet obecně souvisejí s jejich oběžnou periodou, tedy též se vzdáleností od mateřské hvězdy. Medián výstředností pro exoplanety s oběžnými dobami <10 dnů totiž dosahuje jen e = 0,01, kdežto pro delší periody se výrazně zvedá na e = 0,24.

2.1.4. Atmosféry exoplanet

M. Swain aj. využili spektrografu NICMOS HST k rozboru složení atmosféry proslulé exoplanety b u hvězdy HD 209458 (sp. G0 V). V blízké infračervené oblastí spektra nalezli především silné pásy methanu, ale též slabší pásy vody a slabě zřetelné pásy oxidu uhličitého. Ve vysoké atmosféře exoplanety pozorovali teplotní inverzi. H. Knutsonová aj. sledovali další proslulou exoplanetu o hmotnosti 1,1 Mj (oběžná per. 2,2 d) u hvězdy HD 189733 (K2 V) spektroskopicky ve středním infračerveném pásmu (8 a 24 μm) pomocí Spitzerova teleskopu (SST), aby tak zjistili, jak se mění teplota její atmosféry v závislosti na denní době. Zjistili, že atmosféra dosahuje nejvyšší teploty 1,2 kK až při úhlovém posuvu o 25° od substelárního bodu, podobně jako tomu je např. na Zemi. V noci klesá teplota atmosféry na 980 K, což svědčí o dosti dobrém přenosu tepla podél rovníku exoplanety. Na ně navázali M. Swain aj., kteří díky spektrografu NICMOS HST sledovali parametry atmosféry exoplanety v blízkém infračerveném pásmu. Nalezli tam pásy vody, CO, CO2 a současně zjistili, že teplota atmosféry klesá s výškou. I. Boisse aj. získali během dvou měsíců 55 vysokodispersních spektrogramů hvězdy pomocí spektrografu SOPHIE u 1,9 m teleskopu OHP a odhalili tak její proměnou hvězdnou aktivitu svědčící o výskytu četných skvrn na povrchu hvězdy.

G. Laughlin aj. využili téhož teleskopu SST ke studiu ohřevu atmosféry exoplanety u hvězdy HD 80606 (UMa, 9 mag; G5 V; 5,8 kK; 1 M☉; 1 R☉; 0,8 L☉; 58 pc; stáří 1,7 – 7,6 Gr) během jejího průletu periastrem 20. listopadu 2007, kdy byla ozářena více než 800x proti ozáření v apastru. Exoplaneta (4 Mj; 0,9 Rj; hustota 4,4x voda) se totiž honosí doslova kometární drahou s oběžnou dobou 111 d a velkou poloosou 0,45 AU, ale výstřednosti e =0,934, takže v apastru se nalézá ve vzdálenosti 0,86 AU, kdežto v periastru se přibližuje k mateřské hvězdě na necelých 4,5 mil. km! SST začal pořizovat spektra 20 h před průchodem exoplanety periastrem a monitoroval ji plných 30 h. Během pouhých 6 h od začátku pozorování stoupla teplota atmosféry exoplanety z 800 K na 1 500 K. Exoplaneta vykazuje navíc dlouhé 12 h tranzity před kotoučkem mateřské hvězdy.

C. Moutou aj. uvedli, že podle jejich pozorování ze 14. února 2009 teleskopy 1,2 m a 1,9 na OHP trval tranzit 9,5 – 17,2 h a exoplaneta rotuje prográdně. Poznamenali, že neobvyklá dráha exoplanety je patrně důsledkem nesouladu mezi směrem rotační osy exoplanety s kolmicí k oběžné dráze, což je příznakem tzv. Kozaiho efektu pozorovaného ve dvojhvězdách. Ostatně mateřská hvězda tvoří pár se společným vlastním pohybem s hvězdou HD 80607, která je od ní vzdálena 20′, tj. 1,2 kAU. K témuž závěru dospěli též F. Pont aj., kteří zjistili, že úhel, který svírá rotační osa s kolmicí k oběžné dráze činí 50°. Tranzit zachytili také E. Marcia-Melendo a P. McCullough, kteří určili z fotometrie délku tranzitu 0,47 d (11,3 h). Následující tranzit v trvání 11,6 h exoplanety pozorovali 5. 6. 2009 J. Winn aj. pomocí Keckova teleskopu. Z jejich pozorování vyplývá ostrý úhel svíraný osou rotace exoplanety v rozmezí 32° – 87°. Autoři též připomínají, že v periastru je exoplaneta vzdálena od mateřské hvězdy pouhých 7 R☉ (5 mil. km), zatímco v apastru činí tato vzdálenost plných 210 R☉.

Další tranzitující (3,2 h) exoplanetou s vysokou excentricitou dráhy (e = 0,67) se zabývali J. Winn aj., T. Koskinen aj. a M. Barbieri aj. Její mateřskou hvězdou je HD 17156 (8 mag; sp. F9; 6 kK; 1,3 M☉; 1,4 R☉; hustota 0,6x voda; 2,7 L☉; rotační rychlost >3 km/s; metalicita Z = +0,14; 78 pc; stáří 2,4 Gr). Kamenná exoplaneta o hmotnosti 3,2 Mj; poloměru 1 Rj a střední hustotě 3,8násobku hustoty vody obíhá kolem hvězdy v periodě 21 d; tj. v apastru je vzdálena 0,27 AU, zatímco v periastru jen 0,052 AU (7,8 mil. km) při délce velké poloosy 0,16 AU. To znamená, že v periastru je exoplaneta ozařována mateřskou hvězdou 27krát více než v apastru, ale k tomu je potřebí připočíst ještě silný slapový ohřev tělesa. Proslulé Záhořovo lože zde nachází každé tři týdny svou hvězdnou konkurenci. L. Ibgui a A. Burrows upozornili, že exoplanety na vysoce výstředných drahách podléhají silným slapům od mateřské hvězdy, což způsobuje ohřev nitra exoplanety a její geometrické nafouknutí, takže se nám může zdát, že jde o exoplanetu daleko mladší, než je tomu ve skutečnosti.

2.1.5. Zobrazování exoplanet

M. Fukagawa aj. pořídili v červenci 2002 pomocí adaptivní optiky 8,2m teleskopu Subaru infračervený snímek hvězdy HR 8799 (5,3 mag ve filtru H, sp. A5 V; 1,5 M☉; 39 pc; stáří 60 Mr), u níž v r. 2008 zobrazili C. Marois aj. exoplanety b, c a d pomocí Keckova 10m a 8m teleskopu Gemini-N. Na předobjevovém snímku je patrná exoplaneta b jako objekt 18 mag v infračerveném filtru H v úhlové vzdálenosti 1,7′ (lineární vzdálenost 69 AU) od hvězdy. Z měření její polohy též vyplývá, že exoplaneta b obíhá kolem hvězdy proti směru hodinových ručiček ve vzdálenosti 69 AU, a že její hmotnost přesahuje 7 Mj. Vzápětí S. Metchev aj. oznámili, že na předobjevovém snímku téže hvězdy Keckovým teleskopem z počátku srpna 2007 našli všechny tři zmíněné exoplanety jako objekty 17 – 18 mag ve filtru H. Nízké jasnosti vylučují, že by šlo o hnědé trpaslíky, čili jde skutečně o exoplanety. Zpřesnili tak údaje o dráze exoplanety d, která má velkou poloosu a = 24 AU a oběžnou dobu 98 let. Dokázali také spolu s dalšími autory, že v soustavě se nenalézá žádná další obří exoplaneta s hmotností >3 Mj ve vzdálenostech >68 AU.

Podle A. Cridy aj. je poněkud překvapující, že se mohou tak hmotné exoplanety nacházet ve velkých vzdálenostech od mateřských hvězd, protože tam stěží mohly vzniknout kvůli nedostatku stavebního materiálu. Modelovými výpočty však prokázali, že pokud ve vzdálenosti kolem 10 AU od mateřské hvězdy vznikne pár obřích planet o nestejných hmotnostech, může díky vzájemným interakcím dojít k tak výrazné migraci směrem od hvězdy. Doložili to na modelu migrace zobrazené exoplanety u Fomalhauta, která je od mateřské hvězdy vzdálena 119 AU. Pokud jsou jejich výpočty reálné, měla by být druhá exoplaneta z původního páru vzdálena od Fomalhauta asi 75 AU.

A. Lagrangeová aj. ohlásili pravděpodobný objev obří exoplanety u známé hvězdy β Pictoris (1,75 M☉; vzdálenost 19 pc; stáří 12 mil. let), jež je obklopena rozsáhlým prachovým diskem, o němž se všeobecně soudí, že jde o disk protoplanetární. Na snímcích pořízených kamerou s adaptivní optikou NACO VLT ESO v infračerveném pásmu L' totiž našli těleso 11 mag ve vzdálenosti >8 AU od hvězdy, které má hmotnost >8 Mj a teplotu 1,5 kK. Vzápětí zásluhou A. Lecaveliera des Etangse a A. Vidala-Madjara přišlo potvrzení reálnosti zobrazení exoplanety, neboť autoři našli v archivních datech o jasnosti hvězdy β Pic důkaz o zeslabení hvězdy v listopadu 1981, které interpretují jako tranzit exoplanety přes kotouček mateřské hvězdy. S tím zase souhlasí poloha exoplanety v kvadratuře své dráhy v listopadu 2003. Z těchto údajů vyplývá, že velká poloosa dráhy exoplanety se musí nacházet v rozmezí 7,6 – 8,7 AU a oběžná perioda pak činí 15,9 – 19,5 r. Autoři odhadli, že k příštímu tranzitu dojde někdy mezi zářím 2013 a prosincem 2020.

C. Thalmann aj. zobrazili pomocí 8,2m teleskopu Subaru průvodce hvězdy slunečního typu GJ 758 v blízkém infračerveném spektrálním pásmu. Hvězda třídy G9 V o hmotnosti 1 M☉ a poloměru 0,9 R☉ je od nás vzdálena 16 pc, zatímco průvodce v úhlové vzdálenosti 1,9′ (lineární vzdálenosti 29 AU) od hvězdy má hmotnost nanejvýš 40 Mj a patří tedy mezi hnědé trpaslíky sp. třídy T.

C. Lisse aj. zjistili, že v infračerveném spektru hvězdy HD 172555 (Pav, 5 mag; sp. A5 V; stáří jen 12 mil. let; vzdálenost 29 pc) pořízeném SST v pásmech 5 – 37 μm se nacházejí pásy silikátů. Zdrojem těchto sloučenin je obal velejemného prachu o teplotě 335 K vzdálený 5,8 AU od hvězdy. Hmotnost obalu odhadli na 1017 tun, což odpovídá hmotnosti kamenné planetky o poloměru <200 km. Hvězdu však obklopuje i plynný SiO o celkové hmotnosti ještě o dva řády vyšší jakož i oblak chladnějších (200 K) prachových zrn o hmotnosti až 1020 tun, což odpovídá trpasličím planetám Sluneční soustavy. Jelikož hvězdě chybí prachový disk, jenž by připomínal hustý disk o poloměru 6,4 AU kolem hvězdy β Pictoris, s níž hvězda HD 172555 sdílí společný vlastní pohyb, usuzují autoři, že u této hvězdy se odehrálo před tisícem roků kosmické drama, při němž se rychlostí >10 km/s srazila dvě kamenná tělesa o hmotnostech trpasličích planet Sluneční soustavy a vyvolala tak spektroskopické úkazy, které pozorujeme, naštěstí z bezpečné vzdálenosti... Podobných případů bude určitě mnoho, jak ostatně naznačuje objev S. Cordera aj., kteří pozorovali v submilimetrovém pásmu prachový prsten, popř. disk u hvězdy HD 107146 (stáří <200 mil. r). Prsten má vnitřní poloměr 97 AU a jeho struktura odpovídá rezonanci s exoplanetou, která obíhá ve vzdálenosti 45 – 75 AU od mateřské hvězdy.

2.1.6. Astrometrie a interferometrie exoplanet

S. Pravdo a S. Shaklan ohlásili objev exoplanety u velmi chladné hvězdy VB 10 (= GJ 752 = V1298 Aql, vzdálenost 6 pc; stáří 1 Gr), jejíž hmotnost se pohybuje u spodní hranice pro hvězdy, tj. 0,078 M☉. Hvězda je současně členem vizuální dvojhvězdy, vzdálené od ní 400 AU. Podle astrometrických měření obíhá kolem hvězdy VB 10 exoplaneta o hmotností >6,4 Mj a téměř stejné velikosti jako mateřská hvězda v periodě 0,74 roku ve vzdálenosti 0,36 AU. Pokud by se objev podařilo potvrdit, byl by to důkaz o významném výskytu obřích exoplanet u nejběžnějšího typu hvězd. Hvězdy pozdní třídy M představují totiž minimálně 70 % všech hvězd ve vesmíru, ale špatně se objevují, protože mají nízký zářivý výkon. Jak autoři uvedli, „exoplanety byly objeveny jednak u hvězd, kde se to nečekalo a jednak u hvězd, kde se to sice čekalo, ale na oběžných drahách, kde se to ani náhodou nečekalo“. Nicméně pokus J. Beana aj. potvrdit existenci exoplanety VB 10b pomocí obřího teleskopu VLT ESO se nezdařil, takže se zde názorně zopakovaly problémy, které mají nejenom astronomové, když se měří poblíž hranice technických možností dané aparatury. Jsou-li výsledky měření jen trochu nad očekávanou hranicí šumu, neodolají mnozí badatelé pokušení ohlásit objev, který se posléze opět v šumu utopí.

E. Bainesová aj. využili výkonného interferometru CHARA na Mt. Wilsonu ke změření úhlových průměrů disků 11 hvězd, které určitě mají exoplanety. Měření probíhala v blízkém infračerveném oboru spektra (2,15 μm) a týkala se hvězd s vizuálními hvězdnými velikostmi 3 – 8 mag; efektivními teplotami v rozmezí 4,6 – 5,7 kK; hmotnostmi 1 – 2 M☉; poloměry 2 – 10 R☉; zářivými výkony 0,9 – 65 L☉ a stářím 1 = 7 Gr ve vzdálenostech 14 – 77 pc od nás. S. O'Toole aj. se zaměřili na 24 blízkých jasných hvězd slunečního typu a zjistili, že v našem blízkém okolí má téměř třetina takových hvězd exoplanety s hmotnostmi >3 Mz, jež v průměru obíhají kolem mateřské hvězdy v periodě kratší než 16 d.

J. Forbrich a E. Berger využili rádiové interferometrie na velmi dlouhých základnách (VLBI) s rozlišením řádu obloukových milivteřin k pokusům nalézt v jejich blízkosti substelární objekty pomocí astrometrie. Šlo o dvě velmi chladné hvězdy sp. tříd M8.5 a L3.5 a skutečně u první (teplejší) z nich (TVLM 513-46546) nalezli známky přítomnosti druhého tělesa v úhlové vzdálenosti ≈ 0,001′, které by mělo mít hmotnost <10 Mj ve vzdálenosti >0,06 AU (oběžná doba >15 d), ale možná i <2 Mj ve vzdálenosti >0,03 AU (oběžná doba >0,5 r).

2.1.7. Souhrnné studie exoplanet a hnědých trpaslíků

J. Carson aj. využili stelárního koronografu s adaptivní optikou u Haleova 5m teleskopu na Mt. Palomaru k pokusu o zobrazení substelárních objektů u 21 trpasličích hvězd spektrálních tříd F, G a K ve slunečním okolí do vzdálenosti 20 pc. Metoda byla citlivá pro objekty vzdálené minimálně 17 AU od mateřských hvězd a vyloučila v celém pozorovaném souboru přítomnost substelárních objektů s hmotnostmi >50 Mj mladších než 1 mld. let, resp. s hmotnostmi >70 Mj mladších než 4,6 mld. let a >75 Mj mladších než 10 mld. let.

M. Murgrauer a R. Neuhäuser nalezli hvězdné průvodce u dvou mateřských hvězd exoplanet. V prvním případě jde o hvězdu HD 125602 (Vir, G3 V; 6 kK; 1,1 M☉; 1,05 R☉; 53 pc; stáří 3 Gr), jejímž hvězdným průvodcem je trpaslík sp. třídy M4 V o hmotnosti 0,2 M☉ vzdálený 4,75 kAU. Ve druhém případě jde o hvězdu HD 212301 (Oct, F8 V; 1,3 M☉; 53 pc; stáří 1,9 – 5,4 Gr), jež má průvodce trpaslíka třídy M3 V o hmotnosti 0,35 M☉ ve vzdálenosti jen 230 AU. První hvězda je doprovázena exoplanetou o hmotnosti >3 Mj, která ji obíhá v periodě 1,5 r na dráze s velkou poloosou a = 1,4 AU a výstředností e = 0,5. Ve druhém případě jde o exoplanetu s hmotností >0,4 Mj na kruhové dráze s oběžnou dobou 2,2 d a poloměrem 0,034 AU.

Autoři dále uvádějí, že dosavadní statistika zahrnující 250 mateřských hvězd exoplanet ukazuje, že 17 % objevených exoplanet se nalézá v prokázaných vícenásobných hvězdných soustavách, z toho v 6 případech jde dokonce o hierarchické trojhvězdy.

Snad ještě zajímavější je případ zákrytové dvojhvězdy HW Vir (poloměr dráhy 0,85 R☉; sklon 81°; per. 2,8 h; vzdálenost 180 pc), jež se skládá z modrého podtrpaslíka sp. třídy B (25 kK; 0,5 M☉; 0,2 R☉; 20 L☉) a trpaslíka třídy M (5 kK; 0,14 M☉; 0,2 R☉; 0,003 L☉). Kolem těžiště této těsné dvojhvězdy obíhají exoplaneta a hnědý trpaslík ve drahách s poloosami 3,6 AU a 5,3 AU, výstřednostmi 0,3 a 0,5, středními povrchovými teplotami 270 K a 230 K a hmotnostmi >8,5 a >19 Mj. I tento systém však je patrně hierarchickou trojhvězdou, kde třetí hvězdná složka má hmotnost ≈0,2 M☉ a oběžnou dobu 19 let.

D. Malberg a M. Davies přišli s pozoruhodným vysvětlením skutečnosti, že řada obřích exoplanet se nachází velmi blízko mateřské hvězdy a navíc jejich dráhy jsou výrazně excentrické. Uvedli, že když vznikají hvězdy v relativně velmi hustých hvězdných asociacích, dochází často k těsným přiblížením nově vytvořených hvězd k mladým dvojhvězdám, což může dokonce vést k výměně některé ze složek dvojhvězdy za vetřelce. Takové změny vedou k poruchám planetárních drah, což simulovali rozsáhlými modelovými výpočty. Rozlišovali přitom demokratické planetární soustavy, v nichž vzniklo více obřích planet podobných hmotností od hierarchických planetárních soustav s terestrickými a obřími planetami jako je tomu v naší Sluneční soustavě, popřípadě v planetární soustavě s jedinou centrální hvězdou.

V průběhu první stovky milionů let po vzniku takových soustav docházelo v první polovině intervalu k velmi drsnému gravitačnímu zacházení s planetami, které buď spadly na některou složky centrální dvojhvězdy, byly vymrštěny ze soustavy na interstelární dráhu, popřípadě se srazily navzájem. Ve druhé polovině intervalu se pak zbylé obří planety demokratického původu přisunuly blíže k centrální hvězdě a získaly protáhlé eliptické dráhy, zatímco hierarchické soustavy nabyly podobného vzhledu jako naše Sluneční soustava.

Když pak autoři v simulacích smíchali výsledky výpočtů pro 30 % hierarchických a 70 % demokratických soustav, dostali ve fázovém prostoru výstředností 0,0 – 0,6 a velkých poloos 1 – 6 AU takové rozdělení excentricit a rozměrů drah, jaké pro exoplanety ve skutečnosti pozorujeme. Podobný výsledek obdrželi rovněž S. Marchi aj., kteří pomocí simulací ukázali, že při vzniku planetárních soustav se přednostně uplatňují dva mechanismy, a to je migrace planet směrem k mateřské hvězdě vlivem odporujícího prostředí protoplanetárního disku, a dále rozptyl drah planet při vzájemných interakcích v demokratických soustavách.

B. Jackson aj. ukázali v rozsáhlé práci, že na pozorované soustředění drah horkých jupiterů do blízkosti mateřských hvězd s typickou oběžnou dobou kolem 3 dnů a vzdáleností od hvězdy kolem 0,05 AU má hlavní vliv předchozí migrace obřích exoplanet ze vzdálenějších oblastí, kde původně vznikly z protoplanetární mlhoviny Teprve ve vzdálenosti kolem 1 AU od trpasličích hvězd hlavní posloupnosti je totiž v protoplanetárním disku dost materiálu na vytvoření solidní exoplanety. Migrace směrem ke hvězdě se pravděpodobně nikdy nezastaví. Když se exoplaneta začne při přiblížení k hvězdě silně ohřívat, přichází nejprve o své plynné obaly a pak ve vzdálenosti <0,1 AU je postupně rozervána rostoucími slapovými silami mateřské hvězdy, a to i tehdy, když si uchová kruhovou dráhu. I v tomto případě ji stále ničí slapová vzdutí na samotné hvězdě. Tím lze vysvětlit, proč se nepodařilo objevit žádnou exoplanetu, která by obíhala blíže než 2,6 mil. km od mateřské hvězdy. Tato kritická mez ještě roste pro starší exoplanety. Pokud je exoplaneta starší než Sluneční soustava, roste tato kritická mez až na vzdálenost 0,036 AU (5,4 mil. km). Zajímavé je i zjištění, že tranzitující exoplanety jsou v průměru mladší a nalézají se blíže k mateřské hvězdě než netranzitující.

J. Wright aj. kompilovali a revidovali údaje o 28 exoplanetárních soustavách do vzdálenosti 200 pc od Slunce. Odtud odvodili několik zajímavých statistických údajů. Především se ukazuje, že minimálně 28 % extrasolárních soustav obsahuje více než jednu exoplanetu, a dále, že exoplanety ve vícenásobných soustavách mívají nižší výstřednosti drah než osamělé exoplanety. Oběžné periody osamělých exoplanet vykazují maximum pro velmi krátké periody kolem 3 dnů, zatímco u vícenásobných soustav je rozložení logaritmů period víceméně rovnoměrné. Obecně platí, že zatímco exoplanety s malými hmotnostmi mají nejčastěji dráhy blízké kružnicím, u exoplanet s hmotností větší než Jupiter jsou výstřednosti drah rozloženy rovnoměrně mezi nulou a 0,5.

Na kongresu IAU v Riu de Janeiru v srpnu 2009 se odborníci zabývali také definicí samotného pojmu exoplaneta. Shodli se zhruba na tom, že exoplanetou prozatímně nazýváme těleso, které má hmotnost minimálně takovou, aby vyhovovala definici planety ve Sluneční soustavě a maximálně 13 Mj (hmotnější objekty do hmotnosti 0,075 M☉ se nazývají hnědí trpaslíci). Exoplaneta musí obíhat kolem hvězdy nebo pozůstatku po hvězdě; pokud je osamělá, patří do kategorie hnědých subtrpaslíků (tzv. planeta-nomád). Někteří autoři však používají pro tuto kategorii termín planema. Několik kandidátů na planety nalezli G. Bihain aj. v mladé otevřené hvězdokupě σ Orionis staré jen 3 mil. roků. Planemy se nacházejí v úhlové vzdálenosti <12′ od centra hvězdokupy a jejich infračervené jasnosti dosahují J ≈ 21 mag. Modely dávají pro jejich hmotnosti hodnoty kolem 4 Mj, takže autoři spekulují, že v obecné funkci hmotnosti substelárních objektů v Galaxii nastává zlom pro hmotnosti ≈ 6 Mj.

2.2. Vznik hvězd a prahvězdy

A. Goodmanová aj. se zabývali otázkou, jak vlastně ze zárodečného obřího molekulového mračna vznikají hvězdy, hnědí trpaslíci a obří exoplanety. Na modelech mračen, do nichž zapustili hustší jádra o typickém rozměru 0,1 pc, ukázali, že turbulentní hustší plyn se začne smršťovat vlastní gravitací, jakmile jeho hustota dosáhne 1 milionu molekul H2 v krychlovém centimetru (3,4.10-14 kg/m3), což odpovídá ultravysokému technickému vakuu s tlakem plynu 10 nPa. Modely vzniku hvězd založili na tzv. dendogramech (stromových diagramech), jež si vypůjčili od chirurgů, kteří tuto matematickou metodu používají při plánování operací orgánů v lidském těle. Dendogramy dokáží dobře vystihnout trojrozměrnou hierarchickou strukturu rozložení hmoty v mračnu, podobnou olistěnému stromu o typickém rozměru 1 pc. Modely pak ověřovali na obřím molekulovém mračnu L1448, kde jsou k mání dobré údaje o rozložení hmoty v mračnu díky rádiové spektrální čáře 13CO. Souhlas teorie a pozorování je místy výtečný, ale v jiných částech mračna pramalý. V každém případě poukázala práce zmíněných autorů na významný vliv vlastní gravitace molekulového plynu na smrštění zárodku prahvězdy už od samého počátku procesu směřujícího ke vzniku hvězdy.

M. Krumholz aj. poukázali na neplatnost dosavadního paradigmatu hlásajícího, že vinou tlaku záření, který ve hvězdě rychle stoupá s rostoucí hmotností, jsou hvězdy s počáteční hmotností >20 M☉ nestabilní a rychle se rozpadnou. Modelovali totiž ve třech rozměrech vývoj zhustku plynného mračna o hmotnosti 100 M☉, průměru 0,2 pc a teplotě 20 K po dobu 57 tis. let. Výpočet probíhal na 256 procesorech po dobu 40 dnů a nocí. Autoři ukázali, že zhroucení zhustku na prahvězdu zabere necelé 4 tis. roků, kolem prahvězdy se přitom utváří akreční disk. Prahvězda pak po 17 tis. let nabírá hmotu akrecí ze zmíněného disku. Za další 3 tis. let podléhá disk gravitační nestabilitě a vytváří dvě protilehlá spirální ramena, jež odnášejí přebytečný moment hybnosti rotující prahvězdy. V čase 35 tis. let od počátku hroucení se v blízkosti prahvězdy vytvoří druhá prahvězda, která nabírá hmotu agresivněji, než její starší družka. Obě prahvězdy si pak společným úsilím rozeberou cáry disku a vzniká klasická dvojhvězda o hmotnostech 33 a 47 M☉, což je ve velmi dobrém souladu s pozorováním velmi hmotných dvojhvězd. Autoři se domnívají, že nic nebrání tomu, aby prahvězdy dosahovaly hmotností až 120 M☉, jež pak klasifikujeme jako nadhvězdy s velmi krátkou životností jen několika milionů let. K podobnému limitu 140 M☉ pro hmotnost prahvězd v raném vesmíru dospěla také A. Frebelová aj.

T. Okhubo aj. zjistili, že ještě vyšších hmotností mohou dosáhnout hvězdy I. generace (populace III), jež se skládají čistě z vodíku a hélia. V tom případě může akrece materiálu na zárodky o počáteční hmotnosti 1 M☉ pokračovat velmi dlouho, takže vznikají nadhvězdy subpopulace III.1. a po nich hvězdy subpopulace III.2., jejichž vznik je ovlivněn silným vyzařováním hvězd předešlé subpopulace. Nenasytné nadhvězdy subpopulace III.1. tak mohou snadno dosáhnout hmotností až 1 000 M☉, jejichž jádro se pak zhroutí gravitací rovnou na intermediální černou díru (IMBH) o hmotnosti řádu 100 M☉, čímž jejich materiál vypadne z kosmického koloběhu látky. Zato hvězdy subpopulace III.2. dorostou vinou rozrušování akrece zářením nadhvězd předešlé subpopulace hmotností <60 M☉, takže brzy vybuchnou jako supernovy a tím přispívají k „zašpinění“ vesmírné látky těžšími prvky („kovy“). Právě tyto hvězdy tudíž rozhodují o dalším koloběhu kosmické látky ve vesmíru. M. Turk aj. zahrnuli do svých trojrozměrných modelových výpočtů vzniku hvězd populace III nejenom vodík a hélium, ale také prvotní deuterium a lithium. Ukázali, že tak mohou již v raném vesmíru vznikat nadhvězdy s hmotnostmi ≈50 M☉, ale často se během hroucení mračno rozštěpí na dvě složky, ve shodě s ostatními modelovými výpočty.

M. Alvarez aj. tvrdí, že první nadhvězdy vznikaly v minihalech zárodků budoucích galaxií o hmotnostech 0,1 – 1 MM☉ již v intervalu 180 – 275 mil. let po velkém třesku (z ≈ 20 – 15). Z nadhvězd pak vznikaly velmi rychle intermediální černé díry (IMBH) s hmotností řádu 100 M☉. Ty se navzájem slévaly v těžišti budoucích galaxií a mohly do stáří necelých 900 mil. let po velkém třesku (z ≈ 6,4) dorůst na černé veledíry o hmotnostech až 1 GM☉.

A. Tutukov a A. Fedorova se věnovali možným scénářům vzniku hvězd s vysokou prostorovou rychlostí řádu 1 tis km/s. Pokud dojde k výbuchu supernovy ve dvojhvězdě, kde druhou složku tvoří hvězda hlavní posloupnosti, pak právě tato druhá složka může ztratit vazbu na zbytek supernovy a dosáhnout tak prostorové rychlosti několika set km/s. Je-li však druhou složkou bílý trpaslík, neutronová hvězda, nebo hvězdná černá díra, pak se rychlost takových z gravitačního řetězu utržených hvězd bude pohybovat v řádu 1 tis. km/s. Podobně slévání dvou neutronových hvězd, popřípadě neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou vede ke vzniku hvězdné černé díry s prostorovou rychlostí až 1 tis. km/s. Průvodci supernov však mohou dokonce dosáhnout relativistických rychlostí, pokud supernova vyzáří většinu své energie v usměrněném svazku neutrin. Stejně tak dopadne hvězda, která se dostane do těsné blízkosti černé veledíry v jádře galaxie.

S. Takahashi aj. studovali poměry v obřím molekulovém mračnu OMC-3 v Orionu, a to jednak pomocí radioteleskopů VLA a Nobeyama, ale též z archivních infračervených měření SST. Nejjasnějším rádiovým zdrojem v mračnu je objekt MM6 o průměru 510 AU obsahující 3 M☉ molekul vodíku. Objekt je tak hustý, že extinkce ve viditelném pásmu spektra dosahuje neuvěřitelných 15 tis. magnitud! Zhuštění částí objektu na prahvězdy zabere nanejvýš 7,6 tis. let, ale dá se stihnout i za méně než 1 tis. roků. Pouze velmi hmotné prahvězdy, z nichž pak vznikají žhavé hmotné hvězdy sp. třídy O, k tomu potřebují až 100 tis. let.

A. Burkert a J. Alves se zabývali budoucností prachoplynové mlhoviny Barnard 68, v níž nejsou vidět hvězdy ani v jejím nejhustším centru. Zjistili, že v centru se nalézá kulové plynné jádro, vykazující v radiálním směru gravitační nestabilitu, způsobenou jeho srážkou s dalším jádrem. Na perifériích obou objektů jsou již patrné známky gravitačního hroucení. Autoři soudí, že během příštích 200 tis. let tak v mlhovině vzniknou první hvězdy slunečního typu. Zdá se, že jde o velmi běžný způsob vzniku standardních hvězd.

B. Bowler využili infračervené kamery IRAS na SST teleskopu k prozkoumání oblasti o rozměrech 7′x 7′ ve známé blízké (460 pc) tmavé prachoplynové mlhovině „Koňská hlava“ (Barnard 33) v Orionu. Nalezli tam celkem 45 infračervených bodových zdrojů, z toho 8 kandidátů na prahvězdy. Jejich výskyt je vázán na typické „sloní choboty“, pozorované v řadě tmavých mlhovin. Zřejmě jde o oblasti, kde se molekulový plyn hroutí vlivem vlastní gravitace, přičemž rychlost hroucení je ovlivňována zářením již existujících hvězd, ale zároveň též brzděna přítomností magnetických polí, které tak kontrolují porodnost prahvězd v okolí hvězdy σ Orionis.

J. Girart aj. studovali vliv magnetických polí na tvorbu hvězd v obřím horkém molekulovém mračnu G31.41+0.31 (vzdálenost 8 kpc; zářivý výkon 300 kL☉) měřením rozložení polarizace v mračnu pomocí soustavy osmi 6m submilimetrových teleskopů (SMA) na Mauna Kea. Jádro mračna, v němž vzniká prahvězda, má průměr 20 kAU a tvar přesýpacích hodin. Je zřejmé, že hroucení jádra je brzděno poměrně silnými lokálními magnetickými poli, ale gravitace nakonec převáží, přičemž tempo akrece prachu a plynu na jádro dosahuje hodnoty 3.10-3 M☉/r, což je v dobrém souhlasu s výše zmíněnými modelovými výpočty.

Podobně L. Zapata aj. studovali obří molekulové mračno W51 ve spirálním ramenu Sgr, vzdálené od nás 5 – 8 kpc. Mračno lze pozorovat ve všech spektrálních oborech od rádiového pásma až po rentgenové záření; jeho bolometrický zářivý výkon dosahuje 3 ML☉. V rádiu zabírá komplex W51 na obloze plochu o průměru 1° a rozložení rentgenového záření uvnitř mračna poukazuje na místa překotné tvorby hvězd. Autoři zde objevili cirkumstelární prachový disk o průměru 3 kAU a horký molekulový prsten o průměru 9 kAU a hmotnosti 40 M☉. Uprostřed disku se nachází prahvězda o hmotnosti >60 M☉ a zářivém výkonu 100 kL☉. Ve směru kolmém k disku i prstenu vyvěrá silný a mimořádně hmotný (≈200 M☉!) výtrysk, odnášející z hroutící se prahvězdy přebytečný moment hybnosti.

2.3. Osamělé hvězdy

W. Shkolniková aj. hledali mladé (<300 Mr) trpasličí hvězdy třídy M ve slunečním okolí do vzdálenosti 25 pc. Využili k tomu údajů z rentgenové družice ROSAT, protože poněkud překvapivě nejběžnější hvězdy ve vesmíru září poměrně silně v tomto energetickém oboru spektra. Našli tak celkem 185 pravděpodobných kandidátů a dalších 144 hvězd s hmotnostmi těsně nad minimální hmotností pro hvězdy. Tyto hvězdy jsou zároveň dobrými kandidáty pro výskyt exoplanet a jelikož jsou tak blízko, je jejich podrobnější sledování velmi perspektivní.

D. Backman aj. využili SST a submilimetrového teleskopu Caltechu ke zkoumání okolí známé mladé (850 mil. let) a blízké (3,2 pc) trpasličí hvězdy ε Eridani (sp. K2 V) v širokém rozsahu vlnových délek 3,5 – 350 μm. Potvrdili existenci protoplanetárního prachového prstenu ve vzdálenostech 35 – 90 AU od hvězdy, jenž však lze ve středním infračerveném pásmu sledovat v širším rozmezí vzdáleností 10 – 110 AU, takže se dá spíše hovořit o disku než o prstenu. Prsten obsahuje prachová zrnka o typickém průměru 0,14 mikrometrů, ale též menší zrníčka s rozměry až o řád menšími. Jde zejména o silikáty, takže stavební materiál pro budoucí kamenné planety je už vyskladněn.

C. Stark aj. využili Keckových dalekohledů jako interferometru k objevu dvou soustředných opticky tenkých disků kolem hvězdy 51 Oph (sp. B9 V; 130 pc). Vnitřní disk s tmavými zrnky sahá jen do vzdálenosti 4 AU, zatímco vnější světlý silikátový disk až do vzdálenosti 1,2 kAU od hvězdy. Celkovým vzhledem se podobá prachovým diskům kolem známého prototypu β Pictoris.

T. Teixeira aj. objevili pomocí spektrografu HARPS ESO na La Silla oscilace další proslulé trpasličí hvězdy τ Ceti (sp. G8 V), jež se stala před půl stoletím spolu s ε Eri prvním terčem projektu OZMA (hledání rádiových signálů cizích civilizací). Oscilace se podobají oscilacím Slunce, mají však proti Slunci jen poloviční amplitudu a jejich střední životnost je o něco kratší než u Slunce. Hvězda podobně jako Slunce rotuje pomalu (34 d) a z oscilací vychází velmi přesná hodnota její hmotnosti 0,78 M☉.

J. do Nascimento aj. hledali co možná nejbližšího dvojníka (analog) Slunce studiem výskytu Li v atmosférách pěti kandidátů z katalogu družice HIPPARCOS. Nejbližší protějšek Slunce má katalogové číslo HIP56948 o hmotnosti 0,99 M☉ a stáří 4,7 mld. let. C. Chenová aj. využili SST ke spektroskopii okolí tří hvězd, u nichž před časem objevila družice IRAS disky ve vzdálenostech analogických pásu planetek a Edgeworthově-Kuiperově pásu ve Sluneční soustavě. Jde o hvězdy λ Boo, HD 139664 a HR 8799. Tak se potvrdilo, že i zmíněné hvězdy mají kolem sebe obdobné útvary a mezi nimi patrně už i vytvořené exoplanety. Akrece z objevených prachových disků na mateřskou hvězdu je nulová, takže objevené disky jsou patrně stejně trvanlivé jako byly v naší Sluneční soustavě.

J. Meléndez aj. srovnávali podrobné chemické složení 11 analogů Slunce z katalogu HIPPARCOS a 10 analogů, kolem nichž byly prokázány exoplanety. Zjistili, že samotné Slunce vykazuje 20% deficit žáruvzdorných prvků v porovnání s analogy, kolem nichž obíhají horké obří exoplanety. Naproti tomu zastoupení těkavých a žáruvzdorných prvků v atmosférách těch analogů, kde takové exoplanety objeveny nebyly, se shoduje se Sluncem. Autoři se proto domnívají, že právě u takových analogů se mohou vyskytovat kamenné (terestrické) exoplanety, i když dosavadní metody odhalování exoplanet nemají pro takové objevy dostatečnou citlivost.

J. De Ridder aj. ohlásili objev neradiálních oscilací červených obrů pomocí asteroseismologie na družicích CoRoT a Kepler. Oscilace trvají i několik měsíců a zatím pro ně neexistuje žádné teoretické vysvětlení. A. Mazumdar nalezli několik módů radiálních oscilací červeného obra ε Oph (G8 III; 1,85 M☉; 10,5 R☉; 32 pc) díky měřením kanadské družice MOST. Takto určený poloměr dobře souhlasí s měřením poloměru hvězdy 10,4 R☉ interferometrem CHARA na Mt. Wilsonu.

M. Zhao aj. využili téhož interferometru k určení hlavních parametrů rychle rotujících hvězd α Cephei (A5 IV; rotační rychlost na rovníku >230 km/s; vzdálenost 15 pc) a α Ophiuchi (K2 V; >240 km/s; 15 pc). První z nich má poloměr 2,2 R☉, hmotnost 1,9 M☉ a stáří 1,0 Gr. Pro druhou hvězdu dostali parametry 2,4 R☉; 2,1 M☉ a 800 mil. roků.

K. Ohnaka získali v blízkém infračerveném pásmu spektra pomocí interferometru VLTI ESO na základnách dlouhých 16 – 48 m údaje o nehomogenitách ve struktuře atmosféry červeného veleobra Betelgeuze (stáří jen několik milionů let; 196 pc). Při úhlovém rozlišení 0,009′ se již projevila makroturbulence atmosféry. C. Townes aj. měřili pomocí interferometru ISI na Mt. Wilsonu po dobu 15 let rozměry Betelgeuze v úseku spojitého spektra o vlnové délce 11,15 μm, kde nejsou žádné spektrální čáry. Při přesnosti měření na 0,001′ tak zjistili, že za tu dobu se úhlový průměr veleobra zmenšil z tehdejších 0,056′ o plných 15%. Příčina zmenšování je nejasná. Japonská infračervená družice Akari pracující v širokém infračerveném oboru 1,7 – 180 μm nalezla ve směru prostorového pohybu veleobra rychlostí 30 km/s obloukovou rázovou vlnu v délce 0,5° (tj. zhruba 1 pc dlouhou) poněkud připomínající podobnou vlnu ve směru pohybu známé proměnné hvězdy ο Ceti (Mira).

T. Boyajian aj. určili pomocí interferometru CHARA úhlové průměry čtyř obrů sp. tříd G9.5 - K0 v nejbližší otevřené hvězdokupě Hyády v Býku. Naměřili tak hodnoty v rozmezí 0,0023 – 0,0027 obl. vteřiny, což převedeno na lineární rozměry dává poloměry obrů v rozmezí 12 – 13 R☉ a jejich průměrné stáří 625 mil. let. Tyto údaje mají velký význam pro zpřesnění vzdálenosti Hyád, které - jak známo - představují první příčku v kosmologickém měření vzdáleností ve vesmíru.

D. Lai objevili v přehlídce SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) v halu naší Galaxie ve vzdálenosti 15 kpc od centra unikátní hvězdu, jejichž chemické složení zkoumali spektrografem teleskopu Keck II. Hvězda totiž vykazuje více než řádový přebytek vápníku vůči železu, ale zato více než řádový deficit Mg vůči Ca v porovnání s typickými hvězdami Galaxie. Největším překvapením je však více než třířádový deficit železa proti vodíku v porovnání s typickými hvězdami naší Galaxie. Jelikož autoři si hvězdu náhodně vybrali z pouhých 27 kandidátů takových chemickým anomálií (pořizování detailních spekter takto vzdálených hvězd je časově velmi náročné), je prakticky jisté, že v halu Galaxie se takové chemicky anomální hvězdy vyskytují docela často.

E. Levesqueová aj. našli ve Velkém Magellanově mračnu největšího známého veleobra WOH G64. Jeho poloměr 1 540 R☉ (7,2 AU!) znamená, že kdyby byl na místě Slunce, obíhal by Jupiter 2 AU pod jeho povrchem. Přitom jde o docela chladnou hvězdu o efektivní teplotě jen 3,4 kK, avšak přesto je její zářivý výkon 300 tis. L☉ více než úctyhodný. Navíc je obklopen tlustým prachovým prstencem (torem).

2.4. Těsné dvojhvězdy

2.4.1. Jednotlivé těsné dvojhvězdy

Převratnou práci o problému, který zatěžoval astrofyziku po dobu plných 30 roků, publikovali S. Albrecht a četní spoluautoři v prestižním vědeckém týdeníků Nature. Týká se zákrytové dvojhvězdy DI Herculis (HD 175227; 8,5 mag; sp. B4 + B5; orb. per. 10,55 d; e = 0,5;), jejíž pozorované stáčení přímky apsid je čtyřikrát menší, než hodnota odvozená z teorie relativity. Rozpor byl tak závažný, že někteří fyzikové dokonce pochybovali o tom, zda teorie relativity platí pro dvojhvězdy!

Autoři využili ešeletových spekter dvojhvězdy, pořízených během primárních a sekundárních zatmění dvojhvězdy u 1,9m reflektoru OHP ve Francii, ke studiu tzv. Rossiterova-McLaughlinova efektu, z něhož lze mj. určit důležité geometrické parametry složek i celé soustavy. Tak se ukázalo, že v tomto případě neplatí obvyklý předpoklad, že rotační osy složek těsné dvojhvězdy jsou téměř kolmé na oběžnou rovinu. Ve skutečnosti v tomto případě leží rotační osy téměř v oběžné rovině (sklony od kolmice činí +72° a -84°), podobně jako je tomu u planety Uran ve Sluneční soustavě. Následkem toho zploštění hvězd, vyvolané jejich rotací, působí protisměrné stáčení přímky apsid vůči efektu obecné teorie relativity. Jednotlivé složky stáčení přímky apsid pak vycházejí takto (v jednotkách ′/oběžná perioda): klasická slapová síla +1,35; příspěvek OTR +2,40; efekt zploštění hvězd rotací a anomálního sklonu rotační osy -2,23.

Z teorie tak nyní vyplývá výsledný efekt +1,5; pozorovaná hodnota činí +1,1, což je docela příznivý souhlas a teorie relativity je zachráněna. Zbylý rozdíl totiž souvisí se skutečností, že rychlost rotace složek se s časem mění v mezích od 40 km/s do 110 km/s. Na druhé straně vzniká nová záhada, jak dvojhvězda dosáhla této podivuhodné konfigurace, když je stará jen asi 5 milionů let a je prakticky vyloučeno, že by takto skloněné osy rotace měla dvojice v době svého zrodu. Nejpravděpodobněji za tu nápadnou změnu konfigurace může dosud neobjevené třetí těleso v soustavě.

Zákrytová dvojhvězda ε Aurigae (2,9 mag; vzdálenost 600 pc) s rekordní oběžnou periodou 27,1 let se začala zakrývat 11. srpna 2009 a dosáhla minima jasnosti 3,8 mag 19. prosince. Bohužel je kvůli blízkosti ke Slunci nepozorovatelná každoročně od poloviny května do počátku července. Konec minima se očekává v polovině března 2011 a konec zatmění právě v polovině května 2011. Lze však rozhodně očekávat, že během probíhajícího úkazu se podaří získat jedinečné nové poznatky o této tajemné dvojhvězdě, protože od r. 1982, kdy proběhlo předešlé zatmění, se nesmírně zlepšily pozorovací možnosti jak v optické oblasti (zavedením matic CCD) tak zejména v extrémních oborech spektra (rentgenovém, ultrafialovém a zvláště infračerveném a mikrovlnném). Podstatně se též zvýšila rozlišovací schopnost astronomických dalekohledů díky moderním interferometrům o základnách až 430 m.

Dokladem výkonu interferometrů se stala práce D. Raghavana aj., založená na měřeních aparatur VLBI a CHARA. S jejich pomocí studovali mnohonásobný systém σ2 CrB, vzdálený od nás téměř 23 pc. Paralaxu dvojice známe dnes díky interferometru VLBI s řádově lepší přesností, než jakou dosáhla družice HIPPARCOS. Díky interferometru CHARA se tak podařilo zjistit, že hvězda σ2 CrB se skládá se dvou složek slunečního typu o hmotnostech 1,14 M☉ a 1,09 M☉ a shodných poloměrech 1,24 R☉, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 1,14 dne (relativní přesnost určení periody dosáhla 10-7) ve vzájemné vzdálenosti jen 6 R☉ (0,03 AU). Jejich stáří se pohybuje v rozmezí 0,3 – 1,5 mld. let. Dvojice tvoří vizuální dvojhvězdu s osamělou hvězdou rovněž slunečního typu σ1 CrB (sp. G1 V; 0,8 M☉) s oběžnou periodou 726 let v koplanární dráze s těsnou dvojhvězdou. V úhlové vzdálenosti 11′ (>14 kAU) se pak nalézá další těsná dvojhvězda σ CrB C, skládající se ze dvou červených trpaslíků třídy M, rozpoznaná družicí HIPPARCOS v r. 1991. Úhrnem jde tedy o pětinásobnou hierarchicky strukturovanou hvězdnou soustavu, která se prozradila společným vlastním pohybem.

E. Artigau aj. objevili nejširší (vzdálenost složek 5,1 kAU) známou dvojhvězdu 2M0126AB (sp. M6.5 V +M8 V; stáří 0,2 – 2 mld. let) o nízké hmotnosti obou složek (0,09 M☉). Dosavadní rekord ve vzájemné vzdálenosti trpasličích složek byl tak překonán dvojnásobně.

G. Mace aj. nalezli pomocí spektrografu NIRSPEC Keck II čáry sekundární složky spektroskopické dvojhvězdy RX J0529+1210, která patří do mladé asociace kolem hvězdy λ Ori (vzdálenost 90 pc). Obě složky dvojhvězdy ještě nevstoupily na hlavní posloupnost a tak není divu, že soustava je dosud obklopena teplým prachem, viditelným na vlnové délce 24 μm. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 1,3 let po dráze s nečekaně vysokou výstředností e = 0,88!

S. Kraus aj. využili interferometru VLTI/AMBER a skvrnkové interferometrie na 3,6m teleskopu ESO jakož i ruského 6m BTA k pokrytí části oběžné dráhy dvojhvězdy θ1 Orionis C (= HD 37022; jde o nejjasnější a nejhmotnější složku známého Trapezu, vzdálenou od nás 410 pc) od ledna 1997 do března 2008. Průměrná úhlová vzdálenost složek 0,02′ umožnila jejich rozlišení v blízké infračervené a dokonce i optické části spektra. Odtud pak určili oběžnou periodu dvojhvězdy 11,3 let při výstřednosti e = 0,6 s průchodem periastrem v čase 2002,6. Dále obdrželi hmotnosti složek dvojhvězdy 39 M☉ a 8 M☉ a spektrální třídy O5.5 a B2. Absolutní hvězdná velikost primární složky tak dosahuje -3,2 mag. Jde tedy o nejteplejší hvězdu oblohy, která je ještě viditelná očima. Ultrafialové záření dvojhvězdy o stáří pouhého milionu let je z největší částí odpovědné za svícení Velké mlhoviny v Orionu, ale současně pracuje na jejím postupném vypaření.

O. Schnurr aj. se pokusil odhadnout hmotnosti složek dvojhvězdy R145 (= HD 38282; sp. WN6 + O) v gigantické mlhovině u hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu. Oběžná perioda soustavy činí 159 d a při sklonu oběžné roviny i = 38° pak vycházejí neuvěřitelně vysoké hmotnosti složek 300 M☉ a 125 M☉! Sami autoři pochybují o tom, že jde o reálné hodnoty, ale zatím je ani nejsou schopni vyloučit. M. Abubekerov aj. ukázali, že rentgenová dvojhvězda X-7 v galaxii M33 se skládá z optické složky o hmotnosti 70 M☉ a černé díry o hmotnosti téměř 16 M☉. Je tak dobrým kandidátem na silný záblesk gravitačních vln v astronomicky blízké budoucnosti.

R. Tuckerová aj. vypočítali elementy zákrytové dvojhvězdy MY Cyg (stáří 1 mld. let; vzdálenost 260 pc) z tříbarevné světelné křivky a ze spektroskopie. Jde o oddělenou dvojhvězdu s oběžnou periodou 4,005 d, délkou velké poloosy 0,076 AU a výstředností dráhy e = 0,01, jejíž obě složky vykazují synchronní rotaci, mají stejné hmotnosti 1,8 M☉ i poloměry 2,2 R☉ a podobné teploty 7,1 a 7,0 kK. Perioda stáčení přímky apsid dosahuje 1,7 tis. let. N. Linder aj. využili vícebarevné fotometrie zákrytové dvojhvězdy V729 Cyg (perioda 6,6 d; vzdálenost 925 pc), která se pouze promítá na hvězdnou asociaci OB č. 5 v souhvězdí Labutě, k určení hmotností horkých (36 + 29,5 kK) složek 32 M☉ a 10 M☉. Na sekundární složce je patrná horká skvrna vyvolané intenzivním zářením složky primární a zčásti i společné obálky dotykové dvojhvězdy.

R. Wilson a W. van Hamme využili nové metody pro určování absolutních hodnot toku záření ze složek čtyř zákrytových a současně dvoučarových spektroskopických dvojhvězd k nezávislému stanovení jejich vzdáleností od Slunce metodou DDE (Direct Distance Estimation), kterou sami rozpracovali. Pro soustavy RS Cha, WW Aur, RZ Cas a R CMa tak dostali vzdálenosti v rozsahu 38 – 457 pc, jež jsou ve velmi dobrém souladu s trigonometrickými vzdálenostmi z družice HIPPARCOS. To znamená, že metodu DDE lze použít pro přesné změření vzdáleností zákrytových dvojhvězd i tam, kde už přímá trigonometrická měření selhávají.

J. Irwin aj. objevili pomocí přehlídkového systému MEarth, určeného primárně pro hledání tranzitů „superzemí“ u červených trpaslíků, zákrytovou dvojhvězdu GJ 3236 (vzdálenost 42 pc) v poloze 0337+6910, která se vyznačuje mimořádně malými hmotnostmi obou složek 0,4 M☉ a 0,3 M☉, jež kolem sebe obíhají v periodě 0,8 d. Jde o dvojici červených trpaslíků s efektivními teplotami 3,3 kK a 3,2 kK, ale s neúměrně velkými poloměry 0,38 R☉ a 0,30 R☉. Zatím známe jen velmi málo dvojhvězd s takto nízkými hmotnostmi složek, což ovšem může být důsledkem výběrového efektu: takové objekty se totiž těžko hledají.

P. Steele aj. zjistili pomocí infračervené spektroskopie u teleskopu Gemini-N, že bílý trpaslík PHL 5038 (typ DA; teplota 8 kK) má v úhlové vzdálenosti 0,9′ (>55 AU) jako průvodce hnědého trpaslíka sp. třídy L8. Jde teprve o druhý takový případ po bílém trpaslíku GD 165, jehož substelární průvodce třídy L byl objeven již v r. 1988.

C. Maceroniová aj. objevili v datech družice CoRoT pozoruhodnou zákrytovou a dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdu HD 174884. Primární složka má sp. B8 V a je stará asi 125 mil. let. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 3,65 d po velmi těsné dráze o velké poloose jen 0,09 AU s výstředností e = 0,3. Poměr hloubek primárního a sekundárního minima je 100:1, tj. sekundární minimum má hloubku jen 0,001 5 mag, čili jde o tečný zákryt! Díky vysoké přesnosti fotometrie z družice CoRoT a také díky spektrům obou složek se navzdory tomu podařilo odvodit velmi přesné parametry primární a sekundární složky: hmotnost 4,0 a 2,7 M☉; poloměr 3,8 a 2,0 R☉ a efektivní teplotu 13,1 a 12,0 kK.

A. Smith aj. využili rentgenové družice RXTE k soustavnému monitorování světelné křivky dvojhvězdy LSI +61 303 (V615 Cas; sp. B0 V; 180 pc; ), která vyniká silným zářením v oboru TeV záření gama. Sledovali ji obden od konce srpna 2007 do počátku února 2009 a objevili tak periodu změn rentgenové jasnosti v délce 26,5 d, která odpovídá oběžné době těsné dvojhvězdy, a dále tři zábleskové epizody, při nichž se rentgenová jasnost zdroje zvýšila až 6x během stovek sekund. V jednom případě stoupla na dvojnásobek během 2 s, což ukazuje na velmi malé rozměry zjasňující se oblasti. Objekt patří do zatím velmi vzácné skupiny tří dvojhvězd s extrémně silným a proměnným zářením gama, takže jde nejspíš o mikrokvasary.

O. Schnurr aj. zkoumali pomocí spektrografu SINFONI VLT pro blízkou infračervenou oblast tři centrální Wolfovy-Rayetovy hvězdy sp. třídy WN6 v mladé hvězdokupě NGC 3603. Hvězda A1 je ve skutečnosti zákrytová dvojhvězda s periodou 3,8 d. Ve spektru jsou patrné emisní čáry obou složek, z čehož vyplývají rekordní hmotnosti 116 a 89 M☉ (dosavadní rekord držela dvojhvězda WT20a s hmotnostmi složek 83 a 82 M☉). To tedy znamená, že primární složka dvojhvězdy A1 je vůbec nejhmotnější známá hvězda. Také hvězda C ze zmíněné trojice je zajímavá tím, že patří mezi nejjasnější rentgenové zdroje mezi Wolfovými-Rayetovými hvězdami naší Galaxie. Jde patrně též o dvojhvězdu s oběžnou periodou necelých 9 dnů.

M. Beech ukázal, že trojhvězda α Cen se výborně hodí na testování případných odchylek od obecné teorie relativity, protože její blízkost k nám dovoluje přesné určení kritických dráhových parametrů všech složek, včetně Proximy Centauri, která se na obloze nachází v úhlové vzdálenosti 2,2° (tj. 15 tis. AU !) od těsné dvojice α Cen. Autor odhaduje, že Proxima obíhá kolem dvojice po kruhové dráze s oběžnou periodou několika milionů let. Pár α Cen má souhrnnou hmotnost 2,04 M☉ a Proxima jen 0,11 M☉, takže jde o výborný testovací objekt v rekordní vzdálenosti od mateřského tělesa, čili případné odchylky od OTR by se právě zde mohly projevit nejzřetelněji.

S. Rappaport propočítali vývojový scénář pro nejjasnější hvězdu souhvězdí Lva α Leo (Regulus), která velmi rychle rotuje kolem své osy a navíc má jako průvodce bílého trpaslíka. Autoři ukázali, že původní dvojhvězda měla složky o hmotnosti 2,3 M☉ a 1,7 M☉, jež obíhaly kolem společného těžiště v periodě pouhých 40 h. Primární složka se během více než miliardy let společné existence zhroutila na bílého trpaslíka o hmotnosti 0,3 M☉, přičemž větší část její hmoty přetekla na původně sekundární složku. Ta se následkem přenosu hmoty roztočila na vysoké obrátky a „omladila“, což je dnešní Regulus, kolem něhož obíhá bílý trpaslík v oběžné době 40 d ve vzdálenosti 0,33 AU. Soustava těsné dvojhvězdy bude v budoucnosti obklopena společnou plynnou obálkou, což povede buď ke splynutí obou složek na proměnnou obří hvězdu typu V Hya a FK Com, anebo ke vzniku kompaktní dvojhvězdy s oběžnou dobou řádu desítek minut v průběhu příštích 200 mil. let. Není ani vyloučen scénář, podle něhož by nakonec bílý trpaslík vybuchl jako supernova třídy Ia.

J. Radiganová aj. objevili pomocí přehlídek SDSS a 2MASS trpasličí dvojhvězdu, jejíž složky sp. tříd dM6 a dM7 a hmotností 0,10 M☉ a 0,09 M☉ jsou od sebe úhlově vzdáleny 63′, což při vzdálenosti soustavy od nás 105 pc představuje lineární rozteč plných 6 700 AU. B. Burningham aj. zjistili, že blízký (12,5 pc) červený trpaslík Wolf 940 (sp. dM4) má v úhlové vzdálenosti 32′ (lineární vzdálenost 400 AU) substelárního průvodce - hnědého trpaslíka o efektivní teplotě 570 K a svítivosti <10-6 L☉. Stáří soustavy činí minimálně 3,5 mld. let a trpaslík sám vykazuje metalicitu nižší než Slunce.

Z. B. Dai a S. B. Qian vysvětlili komplikované kolísání oběžné periody staré novy DQ Her (vzplanula v r. 1934 a dosáhla v maximu 1,5 mag), kde se v diagramu O-C pro světelnou křivku překrývá kvadratický člen se sinusoidou. Zjistili, že komplikace působí 3. těleso v soustavě, kterým je hnědý trpaslík, jenž obíhá kolem těsné dvojhvězdy o hmotnostech 0,6 a 0,4 M☉ a oběžné periodě 4,6 h ve vzdálenosti >0,16 AU a v periodě 18 let. Bílý trpaslík v těsné dvojhvězdě získává ročně přenosem ze svého blízkého průvodce 7.10-9 M☉.

Z. B. Dai aj. objevili třetí těleso u trpasličí novy Z Cham. Nova sama je členem zákrytové těsné dvojhvězdy, v níž bílý trpaslík má hmotnost 0,84 M☉. Kolem něho v periodě 107 min obíhá průvodce o hmotnosti 0,12 M☉, z něhož přetéká plyn do akrečního disku obklopujícího trpasličí novu. Na světelné křivce se projevuje i jasná skvrna v místě, kde plynný proud ze sekundární složky naráží na zmíněný disk. Autoři však nyní rozpoznali dlouhodobé cyklické změny světelné křivky s periodou 33 let, které přičítají hnědému trpaslíku o hmotnosti 0,02 M☉, jenž kolem dvojhvězdy obíhá ve vzdálenosti >8 AU.

S. Metchev aj. hledali pomocí Haleova a Keckova teleskopu s adaptivní optikou sluneční analogy se substelárními průvodci. Našli tak 266 kandidátů sp. tříd F5 - K5 o stáří v rozmezí od 3 mil. do 3 mld. let ve vzdálenost 10 – 190 pc od Slunce. Objevili u nich 24 málo hmotných hvězd, 1 dvojhvězdu a 2 hnědé trpaslíky s hmotnostmi 0,072 – 0,012 M☉ ve vzdálenostech 28 – 1 590 AU od primární složky. Zjistili, že funkce hmotnosti pro zmíněné hvězdné průvodce a pro osamělé analogy se velmi liší, což dobře vysvětluje relativní vzácnost substelárních průvodců.

Od r. 1890 se ví, že nejjasnější hvězda v souhvězdí Panny Spica (α Vir; 1,0 mag; 80 pc) je spektroskopická dvojhvězda (sp. B1 III-IV + B2 V; 10 + 7 M☉; 7 + 4 R☉; 12,1 + 1,5 kL☉; 22,4 + 18,5 kK), skládající se ze dvou obřích modrých hvězd, jež kolem sebe obíhají v periodě 4,0 dne po dráze s výstředností e = 0,13. Primární složka je proměnná hvězda typu β Cep, která pulzuje v periodě 4,2 h s amplitudou 0,006 mag a je silně zploštělá rychlou rotací (obvodová rychlost na rovníku dosahuje 200 km/s). Předpokládá se, že skončí jako supernova (kolapsar). Měření periodických změn jasnosti Spiky s amplitudou 0,03 mag pomocí kanadské družice MOST nyní podle M. Desmeta aj. ukázala, že Spica jeví tečné zákryty s poklesy jasnosti o 0,005 mag. Obě složky jsou tak blízko sebe, že jsou slapově deformovány přibližně do podoby protáhlých sféroidů (vajíček), které míří k sobě navzájem nejdelšími poloosami. Zákryty jsou vidět jen tehdy, když k nám obě složky míří svými hlavními poloosami a sekundární složka je vpředu. Periodické variace jasnosti se dříve mylně považovaly za důkaz, že jde o zákrytovou dvojhvězdu, ale nyní víme, že je způsobuje natáčení zmíněných sféroidálních tvarů složek dvojhvězdy vůči pozorovateli a k nepatrným zákrytům dochází jen někdy.

Na závěr odstavce připojuji zajímavou kuriozitu. Pozorovatelé vizuálních dvojhvězd jistě vědí, že poměrně jasná hvězda Porrima (γ Vir; 2.7 mag; 12 pc; ) je vizuální dvojhvězdou se stejnými jasnostmi složek (3,5 mag) i dalšími parametry (sp. F0 V; 1,4 M☉; 6 L☉), ale s velmi výstřednou oběžnou drahou (e = 0,88) o periodě 169 let. Počátkem XX. stol. byla rozlišitelná i malým dalekohledem, protože složky dvojhvězdy byly v r. 1919 v apastru v úhlové vzdálenosti 10′ (81 AU). Od té doby se však složky k sobě přibližovaly, až dosáhly v červnu 2005 periastra v úhlové vzdálenosti jen 0,4′ (5 AU) od sebe. Díky II. Keplerovu zákonu se právě teď od sebe poměrně rychle vzdalují, takže v létě 2009 už byly 1,3′ od sebe.V průběhu většiny XXI. stol. se budou obě složky od sebe neustále úhlově vzdalovat až do apastra v r. 2088. Pro amatérské dalekohledy se tak Porrima stane opět rozlišitelnou dvojhvězdou již kolem r. 2020. Dvojhvězda leží blízko ekliptiky, takže ji občas zakrývá Měsíc, což umožnilo interferometrické rozlišení její podvojnosti i v periastru.

2.4.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách

B. Mason aj. využili 4m teleskopů observatoří na Kitt Peaku v Arizoně a Cerro Tololo v Chile ke zjišťování vícenásobnosti hmotných hvězd spektrálních tříd O a B metodou skvrnkové interferometrie, která dává v tomto případě úhlové rozlišení složek v rozmezí 0,03′ (pro složky stejné jasnosti) až 5′ (pro složky s rozdílem 3 mag). Našli tak průvodce u 11 % hvězd sp. třídy O, resp. hvězd Wolfových-Rayetových a u 64 % hvězd sp. třídy B. Odtud vychází, že v porovnání s hvězdami slunečního typu se u těchto hmotných hvězd vyskytuje podvojnost mnohem častěji. Tak se např. ukázalo, že jasná zákrytová dvojhvězda v pásu Orionu δ Ori (sp. O9.5 III + B0.5 III; 20 + 20 M☉; 90 + 90 kL☉; 280 pc; stáří ≈5 mil. let) s oběžnou periodou 5,7 d je ve skutečnosti vícenásobným systémem s nově objevenou třetí složkou, která se nalézá ve střední úhlové vzdálenosti 0,26′ (>70 AU) a kolem těsné dvojhvězdy obíhá po výstředné dráze (e = 0,6) v periodě 200 let. Podobně známá hvězda δ Sco (2,3 mag; sp. BO.3 IV; 28 kK; 14 kL☉; 120 pc) je ve skutečnosti trojhvězda: bližší složka téže sp. třídy obíhá primární složku v periodě 20 d, zatímco skvrnková interferometrie zobrazila vzdálenou třetí složku sp. třídy B3 V, jež kolem primáru obíhá ve střední úhlové vzdálenosti 0,10′ (>12 AU) po dráze s extrémní výstředností e = 0,9 v periodě necelých 11 let. V době přiblížení třetí složky do periastra se začala primární složka již od léta 2000 výrazně zjasňovat, aby dosáhla maxima 1,6 mag v r. 2003; je tedy možné, že průlet třetí složky periastrem indukoval dlouhý výbuch primární složky.

T. Pribulla aj. dokončili zpracování obsáhlého materiálu měření radiálních rychlostí těsných dvojhvězd, které probíhalo na kanadské Observatoři Davida Dunlopa v Torontu po více než 80 let (observatoř DDO byla v r. 2005 z úsporných důvodů uzavřena). V sérii 14 prací zveřejnili výsledky obsáhlých homogenních pozorování a tím zachránili tato cenná data pro astronomické archivy. Ukázali tak zejména, jak vysoké je zastoupení vícenásobných systémů mezi mladými hvězdami v asociacích a otevřených hvězdokupách. K nejzajímavější vícenásobné soustavě takto zjištěné patří proměnná V857 Herculis typu W UMa, která vyniká velkým nepoměrem hmotností primární a sekundární složky 15:1.

H. Abt řešil otázku, kdy vlastně vznikají dvojhvězdy v otevřených hvězdokupách na základě statistiky 233 dvojhvězd v 69 hvězdokupách. K vytvoření páru hvězd je zřejmě zapotřebí gravitační interakce tří osamělých hvězd, protože třetí složka je nutná k odnosu přebytečného momentu hybnosti; bez ní by se dvě hvězdy nedokázaly navzájem zachytit na stabilní dráze. Ze statistiky vyplývá, že k těmto trojitým interakcím dochází vesměs dříve, než jednotlivé hvězdy dosáhnou hlavní posloupnosti. Jakmile se tak totiž stane, parametry soustav jsou dlouhodobě stabilní; nanejvýš se sníží výstřednosti drah a zkrátí oběžné periody, což obojí dále přispívá ke stabilitě soustav.

Abtovi se též podařilo ze statistiky 275 eliptických drah spektroskopických dvojhvězd objasnit příčinu tzv. Barrova efektu, který objevil kanadský astronom amatér J. M. Barr již v r. 1908 a od té doby celé století trápil teoretiky, kteří jej nedovedli kloudně vysvětlit. Barr měl tehdy k dispozici statistiku 30 eliptických drah spektroskopických dvojhvězd a ukázal, že délky periastra těchto drah se kupí v prvním kvadrantu jejich eliptických drah, ačkoliv intuice říká, že by toto rozdělení mělo být náhodné. Abt nyní ukázal, že příčinou nesouměrnosti v rozdělení délek periastra jsou plynné proudy, které v Rocheově modelu mají v případě eliptické dráhy těsné dvojhvězdy vždy týž přednostní směr. Nejnápadněji je to vidět právě pro velmi hmotné primární složky spektroskopických dvojhvězd sp. tříd B0 až B3 pro hvězdy hlavní posloupnosti i obry třídy III.

F. Sirotkin a V. Karetnikov se zabývali trojrozměrným modelováním procesu výměny hmoty v těsných dvojhvězdách před vstupem jejich složek na hlavní posloupnost. Zjistili, že tak mohou vznikat také dvojice hvězda - hnědý trpaslík nebo hvězda - obří planeta, čili že přechod od hvězd k substelárním objektům je plynulý. Autorům vychází, že by měl existovat deficit dvojhvězd s totožnou hmotností složek, protože při poměru hmotností q >0,75 dárce přijde o většinu své hmotnosti a nakonec s příjemcem splyne. Při poměrech hmotností v pásmu 0,75 – 0,89 však vznikají poměrně snadno planety s hmotností 3 – 5 Mj, které slití uniknou, protože mají dostatečně excentrické dráhy s výstřednostmi e ≈ 0,5.

A. Bogomazov a A. Tutukov vytvořili komplexní výpočetní program umožňující modelovat vývoj různých typů těsných dvojhvězd, směřujících k závěrečnému splynutí obou složek a spočítat pravděpodobnost jednotlivých vývojových scénářů pro různé počáteční podmínky. Varianty podmínek zahrnují soustavy párů hvězd na hlavní posloupnosti, bílých trpaslíků, neutronových hvězd i hvězdných černých děr, ale také kombinaci neutronové hvězdy s černou dírou. Tento doslova stroj na vývojové scénáře tak např. ukázal, že supernovy třídy Ia jsou dobré standardní svíčky pro kalibraci kosmologických vzdáleností teprve od času 1 mld. let po vzniku příslušné mateřské galaxie. Dalším zajímavým výsledkem těchto simulací je vznik velmi hmotných magnetických bílých trpaslíků splynutím dvou málo hmotných standardních bílých trpaslíků. Konečně aspoň část chemicky pekuliárních hvězd (třída Cp) vzniká splynutím hvězdy hlavní posloupnosti s její konvektivní obálkou.

A. Bogomazov a S. Popov spočítali pomocí téhož stroje, že během gravitačního hroucení dostatečně hmotné hvězdy na hvězdu neutronovou v soustavě extrémně těsné dvojhvězdy dochází k rychlé rotaci hroutící se hvězdy vinou slapové synchronizace mezi složkami. Rychle rotující neutronové hvězdy mají pak extrémně silné magnetické pole a odtud pocházejí relativně vzácné magnetary, jejichž pozorovaná četnost výborně souhlasí s pravděpodobností vzniku magnetarů podle zmíněného scénáře. Pokud v témže případě vznikne místo neutronové hvězdy černá díra, pak se zhroucení projeví jako zábleskový zdroj záření gama (GRB).

2.5. Proměnné hvězdy

2.5.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Symbiotická rekurentní nova RS Oph zůstává stále v popředí zájmu, protože multispektrální sledování posledního (od r. 1898 již šestého) výbuchu v únoru 2006 umožňuje teoretikům podstatně lépe popsat celou epizodu věrohodnými fyzikálními modely. S. Orlando aj. ukázali pomocí třírozměrných simulací výbuchu, že nova při něm rozmetala nesouměrně do svého okolí 10-6 M☉ materiálu. Při průměrném intervalu mezi výbuchy 22 let z toho vyplývá, že roční přírůstek hmotnosti bílého trpaslíka musí být aspoň 5.10-8 M☉; jinak by totiž bílý trpaslík opakovanými výbuchy hmotu ztrácel a tak by nikdy nemohl vybuchnout v budoucnu jako supernova, protože by se jeho hmotnost nikdy nepřiblížila k Chandrasekharově mezi. Autoři připomněli, že současná hmotnost bílého trpaslíka činí (1,35 ±0,01) M☉ a naměřený průměrný roční přírůstek jeho hmotnosti v intervalu mezi výbuchy dosahuje 1.10-7 M☉, takže domněnka o následném výbuchu RS Oph jako supernovy Ia je zachráněna a naši vzdálení potomci uvidí na obloze očima velmi jasnou supernovu (jako Měsíc v úplňku) z bezpečné vzdálenosti přes 4 kpc. O revizi vzdálenosti novy nad předešlou hodnotu ≈1 kpc se postaral B. Schaefer, který poukázal na rozpor mezi tempem ztráty hmoty červeného obra v soustavě RS Oph (4.10-8 M☉/r) a ročním přírůstkem hmotnosti bílého trpaslíka v této soustavě (4.10-6 M☉). Autor z toho vyvozuje, že plyn v soustavě nepřetéká jen přes Lagrangeův bod L1, ale podél celého povrchu Rocheova laloku, za což nejspíš může silný hvězdný vítr červeného obra.

J. Ness aj. využili ke sledování výbuchu RS Oph rentgenových družic Chandra a Newton a nalezli tak rázové vlny, které vznikají během výbuchu interakcí zplodin výbuchu s hvězdným větrem průvodce a dárce vodíku na povrch bílého trpaslíka. Průvodce je červeným obrem sp. třídy M2. E. Brandi aj. odvodili ze 70 optických spekter dvojhvězdy v letech 1998-2008 zlepšené orbitální parametry soustavy. Dostali pro hmotnost bílého trpaslíka 1,3 M☉ a červeného obra 0,75 M☉. Obr obíhá kolem trpaslíka po dráze s výstředností e = 0,14 a svým větrem trpaslíka neustále ovívá a také mu přidává na hmotnosti. Akrece vodíku na bílého trpaslíka se obnovila v říjnu 2006, tedy 8 měsíců po začátku výbuchu. Velká poloosa dráhy dosahuje 1,45 AU při sklonu 50° a oběžná perioda 1,24 roku.

S. Eyres aj. zpracovali údaje o výbuchu RS Oph z rádiových teleskopů VLA, MERLIN, Effelsberg a GMRT během 9 týdnů po výbuchu. První pozorování se uskutečnila na již 4,5 dne po optickém vzplanutí a poukázala na dramatické zjasnění novy v pásmech frekvencí 1,5 – 6 GHz. Od 13. dne po vzplanutí však relativně brzo v porovnání s předešlým výbuchem v r. 1985 začala rádiová jasnost novy ve zmíněných pásmech klesat, ale kolem 40. dne po výbuchu se objekt znovu zjasnil a přibližně od 63. dne po výbuchu převládla v rádiovém spektru netepelná složka. Po celou dobu bylo však možné rozlišit tepelnou a netepelnou složku výbuchu, přičemž zpočátku se slupka vyvrženého plynu rozpínala volně, ale brzo přešla na adiabatické rozpínání, přičemž v pozdějších fázích se začala brzdit vinou interakce s dříve vyvrženým plynem. Rozpínající se slupku však předbíhaly bipolární výtrysky plynu ve směru polárních oblastí bílého trpaslíka. Podle rádiových měření bylo při výbuchu vyvrženo minimálně 4.10-7 M☉ plynu. Kromě již zmíněných rekurentních výbuchů byly další výbuchy pozorovány v letech 1933, 1958 a 1967, ale autoři soudí, že vinou nepříznivé polohy novy vůči Slunci nebyly viditelné další výbuchy pravděpodobně v letech 1907 a 1945.

A. Ibarra aj. prohlédli archivy rentgenových družic ROSAT, Newton a Swift s cílem popsat rentgenovou světelnou křivku pozoruhodné novy V2491 Cyg (vzdálenost 10,5 kpc!), která vzplanula v dubnu 2008 a patří mezi nejrychlejší novy typu He/N (pokles jasnosti po maximu o 2 mag trval jen 5 d). Ke svému překvapení zjistili, že nova po řadu let byla téměř stálým zdrojem rentgenového záření v pásmu 0,2 – 10 keV s výkonem 8.1027 W. Tomu odpovídá akrece vodíku na bílého trpaslíka o hmotnosti 1 M☉ tempem 10-9 – 10-8 M☉/rok. Odtud autoři usoudili, že jde fakticky o rekurentní novu s periodou výbuchů kolem sta let. Jejich údaje odpovídají též měřením D. Takeie aj. pomocí rentgenové družice Suzaku. Autoři totiž nalezli čáru K-α Fe XXV v extrémně tvrdém (70 keV) netepelném spektru novy mezi 9. a 29. dnem po výbuchu, čemuž odpovídá rentgenový zářivý výkon 6.1028 W, a to je vůbec nejvyšší hodnota pro jakoukoliv novu.

U. Munari aj. popsali epizodu dlouhého výbuchu symbiotické novy V4368 Sgr, která byla do března 1993 slabší než 21,5 mag a prudce se zjasnila 29. března toho roku, čili amplituda zjasnění přesáhla 11 mag! Nova dosáhla maxima V = 10,7 mag, na němž setrvala plné 4 roky. Do r. 2009 pak zvolna klesla na 12 mag. Ve spektru byly stále přítomny emise Balmerovy série vodíku a Fe II jakož i zakázané čáry [O I] a [Fe II]. Záhadou je, že autoři nenašli žádné stopy po ztrátě hmoty nebo hvězdného větru. Prohlídka archivních snímků od r. 1888 žádné zjasnění neukázala.

A. Pagnotta aj. našli na archivních snímcích Harvardovy observatoře dávný výbuch novy V2487 Oph v červnu 1900 (10 mag v pásmu B). Nova však byla objevená až při výbuchu v r. 1998, kdy dosáhla v maximu opět 10 mag v pásmu B a zjasnila se tak o 8 mag. Autoři předpověděli, že nova znovu vzplane v r. 2016, což by ji zařadilo mezi rekurentní novy s průměrnou periodou 18 let mezi výbuchy. Autoři uvádějí, že rekurentních nov je nejspíš mnohem více, než je známo, protože při delších periodách řada výbuchů unikne pozornosti zejména též proto, že se odehrají v době, kdy se objekt promítá příliš blízko ke Slunci.

B. Schaefer určil oběžné doby, popř. i vzdálenosti tří rekurentních nov, a to V394 CrA (3,0 d); V475 Sco (510 d) a V3890 Sgr (520 d; 6 kpc). K tomu přidal odhady vzdálenosti dalších tří rekurentních nov T CrB (0,8 kpc); RS Oph (4,3 kpc) a V745 Sco (7,3 kpc).

P. Woudt aj. sledovali pomocí spektrografu NAOS CONICA VLT ESO strukturu novy V445 Pup, která vzplanula koncem r. 2000 ve vzdálenosti 8 kpc. Bílý trpaslík o vysoké hmotnosti má patrně na svém povrchu čistě heliovou slupku, kterou získává akrecí od svého postaršího průvodce. Je obklopen prachovým rovníkovým diskem o hmotnosti 1,5.10-5 M☉, ale z polární slupky o rychlosti rozpínání 6,7 tis. km/s vyvěrají ještě rychlejší silně kolimované jasné uzlíky o rychlostech až 8,5 tis. km/s. Jelikož nova má zářivý výkon až 20 kL☉, autoři soudí, že „co nevidět“ vybuchne jako supernova Ia.

A. Collazzi aj. zpochybnili závěry práce E. Robinsona z r. 1975, že většina nov jeví zvýšený neklid světelné křivky v průměru již rok před vlastním výbuchem. Prohlédli původní archivní snímky a zjistili, že ve skutečnosti se novy před výbuchem nijak neprojevují; mívají dokonce na své světelné křivce jistý pokles, takže není ani pravda, že po výbuchu se nova vrací ke své jasnosti před výbuchem. O. Pejcha také ukázal, že klasické novy mívají po výbuchu více epizod dočasného zjasnění, takže tam ještě zřejmě vodík „dohořívá“. Pokud se tyto nové výsledky potvrdí, přinese to nepochybně nové starosti teoretikům, kteří výbuchy nov jinak již docela úspěšně modelují na počítačích.

Rok 2009 přinesl nezvyklou úrodu 4 nov v jediném souhvězdí Střelce v intervalu od února do října (V5581 až V5584 Sgr), ale žádná z nich nedosáhla v maximu <8 mag. Množství objevených nov po celé obloze rovněž stoupá, i když ne nijak dramaticky. Přibývá také nov objevených ve Velkém Magellanově mračnu a v galaxii M31. Zásluhu na tom mají citlivější aparatury a pilní pozorovatelé, mezi nimi na předním místě náš nejúspěšnější lovec nov v cizích galaxiích K. Hornoch.

2.5.2. Fyzické proměnné

Zvýšený neklid ve svítivosti vykazuje v posledních dekádách proslulá proměnná hvězdy třídy LBV η Carinae. Jak uvedli E. Fernández-Lajús aj., od r. 1998 se její jasnost stále zvyšovala až na rekordní hodnotu od mimořádného výbuchu kolem r. 1860, tj. V = 4,7 mag. V r. 2007 se však její jasnost snížila na 5,0 mag a od té doby až do konce r. 2008 zůstala na této úrovni. Koncem ledna 2009 prošla sekundární složka dvojhvězdy s oběžnou periodou 5,5 r periastrem, kdy její jasnost nepatrně poklesla a spektrum se měnilo rychleji než při předešlém průchodu v r. 2003, kdy K. Nielsen aj. získali pomocí STIS HST a UVES VLT časovou posloupnost spekter dvojhvězdy v širokém rozsahu 306 – 1 043 nm. V polovině června 2009 dosáhla η Car opět V = 4,7 mag, tj. poloviny zářivého výkonu proslulé mlhoviny Homunculus, zatímco ještě v r. 1995 byl tento výkon pětkrát nižší. Kolísal však čím dál tím nápadněji v krátkých časových intervalech; v zásadě si však udržoval zmíněnou vysokou hladinu až do listopadu 2009. A. Kashi a N. Soker zpřesnili oběžnou dobu těsné dvojhvězdy na 5,54 r a výstřednost dráhy na e = 0,9 při hmotnostech složek 120 M☉ a 30 M☉. Primární složka vykazuje silný hvězdný vítr, který ročně odnáší hmotnost řádově 10-4 M☉ rychlostí 500 km/s, zatímco sekundár ročně ztrácí 10-5 M☉ rychlostí dokonce 3 tis. km/s. Rentgenový zářivý výkon dvojhvězdy stoupl v periastru na 6.1027 W.

K. Hamaguchi aj. podrobně proměřovali celou obří (úhlový průměr 3°; tj. 140 pc!) mateřskou mlhovinu η Car v souhvězdí Lodního kýlu (Carina; NGC 3372), protože jde o jednu z nejmladších oblastí aktivní tvorby hvězd v Galaxii. Díky přehlídce mlhoviny rentgenovou družicí Newton v ní objevili jasný měkký rentgenový zdroj EHG7 o efektivní teplotě 1,3 MK, který je v činnosti minimálně po dobu 30 let a k němuž kupodivu nenašli žádný protějšek ani v optickém ani v blízkém a středním infračerveném pásmu. Jeho rentgenový zářivý výkon 5.1025 W vychází z oblasti o průměru pouhých 15 km, takže je prakticky jisté, že jde o velmi mladou (<1 mil. let) neutronovou hvězdu. Ta však nijak nesouvisí s existencí dvojhvězdy η Car, od níž je vzdálena téměř 6 pc. Podle rentgenových měření se zdá, že původní hmotnost hlavní složky η Car byla vyšší než 150 M☉, ale během svého bouřlivého vývoje už přišla o plných 60 M☉!

Zatímco η Car patří do mladé otevřené hvězdokupy Trumpler 16, leží zdroj EHG7 zcela určitě mimo tuto hvězdokupu a také mimo další mladou hvězdokupu Trumpler 14, jež se rovněž nachází v obří mlhovině. Obě hvězdokupy jsou mladší než 3 mil. let a obsahují přinejmenším 50 horkých hvězd spektrální třídy ranější než O6, tj. s hmotnostmi >40 M☉. Předchůdce zdroje EHG7 se zrodil před 6 – 30 mil. lety s počáteční hmotností 8 – 25 M☉. To znamená, že v mlhovině, vzdálené od nás 2,3 kpc, proběhly minimálně dvě časově oddělené epizody vzniku nových velmi hmotných hvězd. Je téměř jisté, že současná epizoda překotné tvorby hvězd byla vyvolána výbuchem supernovy EHG7 před <1 mil. let a celá mlhovina je přímo učebnicovým příkladem dlouhodobé aktivity, protože tam pozorujeme bipolární výtrysky a silnou turbulenci mezihvězdného plynu i horké mezihvězdné plazma zářící v rentgenovém pásmu. Hraje tedy úlohy jakési kosmické Rosettské desky, kde můžeme do velkých podrobností sledovat, jak v Galaxii vznikají hvězdy.

Ke třídě proměnných LBV (svítivé modré proměnné hvězdy) patří také objekt R71 (HDE 269006) ve Velkém Magellanově mračnu. Tato hvězda prodělala výbuch v r. 1975, když v maximu dosáhla 10 mag v oboru V. V r. 2004 se výbuch opakoval a trvá velmi dlouho navzdory značnému kolísání jasnosti v krátkých časových intervalech. V říjnu 2009 hvězda dosáhla maxima 9 mag. Zatímco spektrum hvězdy při maximu v r. 1975 dosáhlo třídy A1 Ieq; v nynějším výbuchu ji pozorovatelé klasifikují jako raného hyperobra sp. třídy F.

R. Tylenda aj. potvrdili na základě rozboru světelné křivky a vysokodispersního spektra z Keckova teleskopu z října 2005, že podivuhodná proměnná hvězda V838 Mon (vzdálenost 8 kpc), která se nápadně zjasnila v únoru 2002, je zcela určitě dvojhvězda. Byli totiž schopni odhalit převážně modré spektrum průvodce B3 V o poloměru 4,5 R☉ a svítivosti 2 kL☉. Výbuch primární složky v r. 2002, jež dosáhla v maximu svítivosti 1 ML☉, způsobilo podle názoru autorů splynutí hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti 8 M☉ s průvodcem o nízké hmotnosti, jenž teprve vstupoval na hlavní posloupnost. Primární složka nyní září nejsilněji v červené a infračervené oblasti spektra. Ztrácí hmotu hvězdným větrem o rychlosti 215 km/s tempem až 10-5 M☉. Vítr naráží na akreční disk kolem sekundární složky a rázové jevy s tím spojené vedou k vyzařování soustavy v pásmech EUV a rentgenovém.

M. Sanad aj. využili archivu ultrafialových spekter družice IUE z let 1979-1995 ke studiu profilu čar Mg II u složek proslulé dlouhoperiodické proměnné ο Cet (Mira; vzdálenost 107 pc). Emisní čáry pocházejí ze dvou zdrojů, tj. od červeného obra sp. třídy M7 IIIe (složka A) a od akrečního disku kolem bílého trpaslíka VZ Cet (složka B), jenž je od Miry vzdálen 54 AU. Na křídlech profilů čar od složky B pozorovali střídající se absorpční složky, které vznikají v hvězdném větru složky B s rychlostí až 450 km/s. Ze spekter je též patrné, že hustota akrečního disku kolem složky B se mění v rytmu proměnnosti červeného obra, protože se přitom výrazně mění jeho geometrické rozměry. J. Meaburn aj. změřili v čáře H-α rychlost bipolárního výtoku plynu ze složky A, jenž byl předtím objeven družicí GALEX v pásmu FUV. Podařilo se jim určit sklon osy výtrysků k zornému paprsku a dostali tak radiální rychlost výtoku 160 km/s i jeho stáří ≈1 tis. let. M. Templeton a M. Karovská obdrželi průměrnou pulsní periodu proměnnosti Miry 333 dnů na základě archivní světelné křivky od r. 1902.

H. Bond a W. Sparks kritizovali údajné velmi přesné určení vzdálenosti dlouhoperiodické cefeidy RS Pup metodou světelné ozvěny na uzlících v rozpínající se cirkumstelární plynové mlhovině, jak to v r. 2008 zkusili P. Kervella aj., protože není splněn základní předpoklad, že uzlíky leží v rovině kolmé na zorný paprsek. Zatímco Kervellovi vyšla vzdálenost 2,0 kpc, jiná metoda použitá M. Feastem aj., dala hodnotu 1,7 kpc. Autoři však uvádějí, že princip metody je nadějný, pokud se podaří pomocí HST určit prostorovou polohu zmíněných uzlíků. Protože RS Pup je cefeida s velmi dlouhou periodou (41 d), pomohlo by to výrazně zlepšit kalibraci příslušné příčky kosmologického žebříku vzdáleností

N. Evansová aj. proměřili pomocí STIS HST parametry spektroskopické dvojhvězdy ADS 11029 (440 pc), v níž primární složka Aa je cefeida W Sgr, doprovázená chladnějším průvodcem Ab. Obě hvězdy kolem sebe obíhají v úhlové vzdálenosti 0,011′ (>5 AU) v periodě 4,3 let. Dvojhvězda A má však v úhlové vzdálenosti 0,16′ (>72 AU) třetí horkou složku B a jak se ukázalo, její nápadné spektrum se dlouho chybně považovalo za spektrum složky Ab. Pro hmotnost složky Ab dostali <1,4 M☉ a sp. pozdnější než F5 V. Odtud pak vyplývá hmotnost cefeidy <5,4 M☉. Složka B má hmotnost 2,2 M☉ a sp. A0 V.

B. Madore aj. využili infračervené fotometrie ze Spitzerova kosmického teleskopu v pásmech 3,6 a 8 μm pro 16 cefeid s periodami proměnnosti 10 – 100 d ke zjištění závislosti perioda-svítivost (zářivý výkon), tj. pro rozšíření vztahu Leavittové do tohoto velmi výhodného spektrálního oboru. V infračerveném pásmu je totiž snadnější změřit korekci na mezihvězdné zčervenání vyvolané prachem. Obdrželi tak přesné vzdálenosti zmíněných cefeid v širokém rozsahu 0,5 – 8 kpc. Zmíněná pozorování otevírají novou cestu k nezávislému určení vzdáleností cefeid i v cizích galaxiích, což poslouží i ke zlepšení kalibrace příček kosmologického žebříku vzdáleností, i když J. Bird varoval, že kalibrace vztahu Leavittové pro periody cefeid >80 d není příliš spolehlivá, ačkoliv právě dlouhoperiodické a tudíž nejsvítivější cefeidy lze pozorovat až do vzdálenosti 100 Mpc od nás.

C. Aspin a B. Reipurth sledovali pomocí dalekohledu Gemini N od února 2004 po dobu dvou let světelnou křivku a pomocí Keckova teleskopu spektrum proměnné V1647 Ori, která je odpovědná za viditelnost reflexní McNeilovy mlhoviny v její blízkosti. Tato mladá hvězda sp. třídy O3 se totiž koncem r. 2003 zjasnila o více než 5 mag a setrvala na této úrovni po dobu 26 měsíců. Jde o mladou hvězdu s nízkou hmotností, která patří k eruptivním proměnným v obřím molekulovém mračnu L1630. Její spektrum se v průběhu epizody rychle měnilo. Hvězdný vítr dosahoval rychlostí až 700 km/s. Celá epizoda trvala 31 měsíců a ovlivnila též jasnost McNeilovy mlhoviny. Další zjasnění prodělala od srpna 2008, ale trvalo pouze rok.

K. Belkacem aj. objevili pomocí družice CoRoT oscilace povrchu hmotné (10 M☉) proměnné hvězdy V1449 Aql (HD 180642), která patří do kategorie pulsujících proměnných β Cep. Oscilace se podobají radiálním oscilacím slunečního povrchu; mají největší relativní amplitudu 0,04 pro frekvenci 63,5 μHz a dávají jedinečnou možnost zkoumat vlastnosti nitra této hmotné hvězdy metodami asteroseismologie.

Příčinou proměnnosti hvězdy R Coronae Borealis, která je dokonce prototypem příslušného typu proměnných hvězd, je nepravidelně vznikající a opět mizející obálka uhlíkového prachu. Když prach zmizí, dosahuje hvězda 6 mag na hranici viditelnosti očima. Tentokrát začala slábnout 6. července 2007 a o 6 dnů později už byla 12 mag. Od listopadu 2008 byla slabší než 14 mag a v tomto minimu setrvala po celý r. 2009. Připomíná to předešlou epizodu od června 1963 do prosince 1965, ale už teď je zřejmé, že nejnovější epizoda je nejhlubší v historii jejího sledování.

K. Barbary aj. našli koncem února 2006 při hledání supernov pomocí HST podivný proměnný objekt, jenž se zjasňoval až do konce května 2006, kdy dosáhl infračervené magnitudy 21 a pak zase souměrně v čase klesal. V jeho spojitém spektru objevili pět širokých absorpčních pásů mezi 410 a 650 μm. V poloze objektu nenašli ani slabší hvězdný objekt ani vzdálenou galaxii; není to určitě ani gravitační mikročočka. Pravděpodobně jde o dosud neznámý typ proměnnosti něčeho stejně neznámého...

I. Soszynski aj. uveřejnili katalog nově objevených proměnných hvězd typu RR Lyrae v poli přehlídky OGLE III ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Pozorování v rámci hledání gravitačních mikročoček se uskutečnila mezi červencem 2001 a březnem 2008 a zahrnují zorná pole o ploše 40 čtv. stupňů oblohy. Pro každou z 32 mil. zaznamenávaných hvězd v těchto polích měli k dispozici na 400 fotometrických měření jasnosti v pásmu I a našli tak mezi nimi téměř 25 tis. proměnných třídy RR Lyr s periodami v rozmezí 0,3 – 0,6 d; tj. trojnásobek počtu ve všech dosavadních katalozích proměnných zmíněného typu! V naší Galaxii známe nejvíce proměnných tohoto typu v kulových hvězdokupách, ale nyní jsou poprvé k mání homogenní data pro cizí galaxii, takže se ukazuje, jak se mění zastoupení těchto starých proměnných podél příčky ve VMM.

Titíž autoři vzápětí publikovali podobný katalog zahrnující všechny dlouhoperiodické proměnné, objevené v přehlídce OGLE III. Katalog obsahuje údaje o 92 tis. dlouhoperiodických proměnných; z toho je 79 tis. červených obrů s malou amplitudou proměnnosti, 11 tis. polopravidelných proměnných a 1,7 tis. mirid. Přehlídka OGLE se tak jakoby mimochodem stává zlatým dolem pro nalézání statisticky významných údajů o různých třídách a skupinách proměnných hvězd.

T. Pribulla aj. zkoumali pomocí spektrografu Observatoře Davida Dunlopa v Torontu proměnné hvězdy, objevené pomocí kanadské družice MOST s cílem určit jejich povahu. V seznamu 103 objektů našli celkem 96 proměnných, z toho 83 dosud neznámých. Objevili tak rovněž 7 spektroskopických dvojhvězd a pro dvě z nich obdrželi i dráhové parametry. Ukázali též, že vizuální dvojhvězda HD 46180 se skládá ze dvou těsných dvojhvězd, jedna z nichž je zákrytová, takže dohromady tvoří pravděpodobně čtyřnásobnou soustavu.

L. Shamir a R. Nemiroff využili dvou celooblohových kamer CONCAM sítě Night Sky Live k tři roky trvajícímu hledání jasných (<5,5 mag) přechodných optických úkazů. Určili tak statistické horní meze výskytu takových objektů, které patrně většinou unikají detekci, i když se zjasní minimálně o 3 mag a jsou viditelné očima po dobu minut až roků. Pro přechodné zdroje, které splňují tyto podmínky po dobu minut až hodin, jim vyšla četnost <0,004 pro celou oblohu a libovolný čas. Pro přechodné zdroje trvající měsíce až roky jim vyšla četnost <160 a pro zdroje trvající roky až tisíciletí četnost <50.

2.5.3. Symbiotické proměnné a chemicky pekuliární hvězdy

A. Skopal aj. pozorovali světelnou křivku a změny ve spektru prototypu symbiotických dvojhvězd Z And. Využili k tomu fotometrie z observatoří ve Staré Lesné a v Brně a spektroskopie z 9,2 m HET, 2 m v Ondřejově, 1,8 m DDO v Torontu, 1,9 m v Okajamě v Japonsku a ešeletového spektrografu u 1,8 m v Asiagu. Zjistili tak, že Z And dosáhla v červenci 2006 historického maxima jasnosti ve filtru U (8,0 mag). V srpnu téhož roku však zeslábla o 1 mag a na této úrovni setrvala až do ledna 2007, byť s rychlými kolísáními jasnosti během minut až hodin. V téže době se v jejím spektru objevily satelitní emise u čar H-α a H-β s rychlostmi ±1,2 tis. km/s, které interpretovali jako kolimované protilehlé výtrysky s vrcholových úhlem 6°, vybíhající z bezprostředního okolí sekundární složky symbiotické dvojhvězdy, tj. z bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉. Výtrysky dosáhly největší intenzity v srpnu a září 2006 a byly pozorovatelné až do konce roku. Autoři odhadli hmotnost plynu vyvrženého během dočasných výtrysků na 7.10-7 M☉. Materiál z primární složky symbiotické dvojhvězdy (červeného obra sp. M2 III o hmotnosti 2,5 M☉) dopadá v klidovém režimu mezi výbuchy prostřednictvím akrečního disku na povrch bílého trpaslíka tempem 7.10-8 M☉/r. Během zmíněné epizody se však vinou výtrysků vnitřní partie disku rozpadly.

Pro další proslulou symbiotickou dvojhvězdu R Aqr (vzdálenost 200 pc) obklopenou mlhovinou ve tvaru přesýpacích hodin odvodil M. Gromadzki a J. Mikolajewská dráhové parametry ze spektroskopie. Primární složkou dvojhvězdy je mirida (sp. M7 III) o hmotnosti 1,0 – 1,5 M☉, kolem níž obíhá bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 – 1,0 M☉ po dráze o výstřednosti e = 0,25 v periodě 44 roků. Složky budou rozlišitelné v apastru v září 2012. Zatím se ukazuje, že zákryty miridy způsobuje akreční disk kolem bílého trpaslíka.

K. Hinkle aj. využili pokroku v citlivosti a rozlišovací schopnosti detektorů v blízké infračervené oblasti spektra k dlouhodobému studiu symbiotických hvězd, jež se obecně skládají z horkého zdroje (žhavého bílého trpaslíka) zářícího nejvíce v ultrafialové oblasti spektra a z chladného zdroje, jímž je obvykle červený obr, kde maximum zářivé energie spadá právě do zmíněné infračervené oblasti. Tak se jim podařilo odvodit základní parametry dlouhoperiodické (15,6 roku!) symbiotické proměnné CH Cyg (vzdálenost 250 pc), která se skládá z červeného obra o hmotnosti 2 M☉ (sp. M6.5 III) a bílého trpaslíka s hmotností >0,6 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají po výstředné dráze (e = 0,1) s velkou poloosou 8,5 AU a celá soustava je ponořena do cirkumstelární plynné obálky o poloměru 22 AU. Červený obr má poloměr 20 mil. km, teplotu 3 kK a svítivost 5 kL☉. Bílý trpaslík má svítivost 0,25 L☉ a je obklopen horkým akrečním diskem, který je patrný v rentgenovém oboru spektra. Světelná křivka CH Cyg vykazuje ještě kratší periodu 2,1 roku, ale příčina těchto periodických změn zůstává záhadou.

Nové údaje o bílém trpaslíku v symbiotické dvojhvězdě BF Cyg uveřejnily L. Formigginiová a E. Leibowitzová. Pozorovaly soustavně a s vysokou kadencí měření světelnou křivku dvojhvězdy v letech 2003-2007 a objevily tak velmi krátkou periodu 1,8 h, kterou vysvětlily jako rotační periodu bílého trpaslíka, na jehož povrchu se nacházejí dvě protilehlé horké skvrny, související s existencí silného magnetického pole trpaslíka o efektivní teplotě 60 kK. Soustava dále obsahuje chladného červeného obra sp. třídy M a obě složky kolem sebe obíhají v periodě 2,1 roku.

Koncem února 2009 znovu vybuchla symbiotická zákrytová dvojhvězda AX Per (oběžná doba 1,9 roku; vzdálenost 1,7 kpc) a počátkem dubna dosáhla maxima B = 11,6 mag. V té době se přes standardní absorpční spektrum červeného obra M4.5 III (3,4 kK) překládalo silné emisní spektrum od ionizovaného cirkumstelárního plynu. Bylo to zatím největší zjasnění od předešlého velkého výbuchu v letech 1988-1992. První zaznamenaný výbuch AX Per pochází už z r. 1888; další vzplanutí pak byla pozorována v letech 1925, 1950 a 1978. Podobně se zjasnila další symbiotická dvojhvězda V1413 Aql, skládající se z červeného obra sp. třídy M5 III, kolem něhož obíhá bílý trpaslík v periodě 1,2 roku. Trpaslík se ocitl v zákrytu v březnu 2009 a hned po jeho skončení se začala dvojhvězda zjasňovat tempem 0,07 mag/d až do maxima V = 12,9 mag, které nastalo 10. dubna. Klidová jasnost soustavy činí jen 15,5 mag, ale od r. 1978 se pozorují neperiodická zvýšení jasnosti až na 11 mag v letech 1982-1983 a opět v r. 1995-1996. Výbuchy v obou soustavách svědčí o složitém charakteru přenosu hmoty mezi složkami a existenci akrečních oblastí v okolí bílých trpaslíků, což si vyžádá další zejména spektroskopické výzkumy s vysokým rozlišením.

H. Abt si položil otázku, zda všechny chemicky pekuliární hvězdy sp. třídy Ap vykazují pomalou rotaci (<120 km/s na rovníku). Ta je totiž podmínkou pro difuzi chemických prvků z nitra k povrchu hvězdy. Ukázal, že situace je nejméně ve dvou směrech odlišná. Především existuje mnoho hvězd sp. tříd A0 - A3 s chemicky normálními spektry, protože těmto hvězdám trvá asi polovinu života na hlavní posloupnosti, než se v nich difuzí dostanou k povrchu prvky jako Sr, Cr, a Eu. To znamená, že zhruba polovina hvězd těchto spektrálních tříd může mít normální zastoupení prvků v atmosféře v souladu s pozorováním. Pokud jde o hvězdy sp. tříd A4 - F0 ve dvojhvězdách s oběžnými dobami v rozmezí 2 – 10 d, tam jsou tyto hvězdy vesměs pekuliární, protože jejich případnou rychlou rotaci zbrzdily slapové síly. Jsou-li oběžné periody takových soustav delší než 100 let, jsou naopak příslušné složky chemicky normální, protože brzdění slapy je zanedbatelné. Nelze však vysvětlit, jak je možné, že chemicky normální hvězdy se vyskytují v řadě soustav s oběžnými periodami 10 – 100 let, kde by slapové brzdění mělo stačit na jejich pomalou rotaci

Podobně neočekávaný je objev povrchového magnetického pole u Vegy, která není chemicky pekuliární jako ostatní hvězdy třídy A, u nichž bylo magnetické pole prokázáno. Zjistili to F. Lignieres aj. pomocí spektropolarimetrie ešeletem na 2m Lyotově teleskopu observatoře na Pic du Midi. Pole o indukci 0,06 mT nalezli díky proměření téměř 260 spektrálních čar ve spektru Vegy. Autoři proto usuzují, že nejspíš existuje samostatná podtřída magnetických hvězd třídy A, které však nejsou chemicky pekuliární. Jejich odhalení je přirozeně obtížné, protože pro slabší hvězdy této skupiny zatím nemáme dost citlivé detektory.

2.6. Planetární mlhoviny

O. Chesneau aj. rekapitulovali změny, které prodělal objekt Sakurai (V4334 Sgr; vzdálenost 3,5 kpc) od výbuchu bílého trpaslíka v centru planetární mlhoviny v r. 1996. Autoři soudí, že šlo o tepelný impuls vyvolaný zábleskovým hořením He ve slupce chladnoucího bílého trpaslíka, který se tak dočasně vrátil do stádia asymptotické větve obrů! V r. 2005 pořídil infračervená spektra objektu Spitzerův kosmický teleskop a v červnu 2007 autoři využili infračerveného interferometru MIDI VLT ESO (spřažené osmimetry UT2 a UT3, resp. UT3 - UT4) k mapování vzhledu akrečního disku kolem bílého trpaslíka ve středním infračerveném pásmu N (7,5 – 13 μm). Objevili tak silně skloněný (75°) prachový disk o rozměrech 105 × 140 AU a tloušťce 47 AU, jehož hmotnost dosahuje 6.10-5 M☉. Vnitřní okraj disku je od bílého trpaslíka vzdálen 65 AU a vnější 500 AU. Směr velké osy disku souhlasí s asymetrií vlastní planetární mlhoviny. Rozpínající se prachový disk se začal tvořit již v r. 1998 a velikost zrnek i intenzita tvorby disku od té doby výrazně vzrostla, takže jeho zářivý výkon vzrostl až na neuvěřitelných 10 kL☉. Podobně je dodnes obklopena prachovým diskem nova V605 Aql, která vybuchla již v r. 1917 a nachází se rovněž v centru planetární mlhoviny.

G. Benedict aj. využili vysoké kvality vylepšeného interferometrického pointeru FGS 1r HST k prvnímu odvození trigonometrických paralax čtyř planetárních mlhovin, mj. známých mlhovin M27 (Činky) a NGC 7293 (Helix). Dostali tak jejich vzdálenosti s přesností na ±5 % a navíc nezatížené systematickými chybami dosavadních nepřímých metod. Průměrná hmotnost centrálních hvězd zmíněných planetárních mlhovin činí 0,6 M☉. Obecně z těchto měření vyplývá, že Šklovského metoda určování vzdáleností skutečné vzdálenosti soustavně podceňuje, kdežto spektroskopická metoda je přeceňuje až o 40 %.

Jednou z nejbližších a na snímcích nejpůsobivějších planetárních mlhovin je zcela určitě Hlemýžď (Helix; Aqr; vzdálenost 213 pc), který na obloze zabírá plochu o úhlovém průměru bezmála půl stupně (cca 1,7 pc). Na snímcích kamerou ACS HST, pořízených v listopadu 2002 během maxima činnosti meteorického roje Leonid (z bezpečnostních důvodů byl HST v té době zaparkován směrem odvráceným od apexu, shodou okolností právě do souhvězdí Vodnáře) jsou dobře rozlišitelné drobné (kometární) uzlíky vzhledu pulců s ocásky odvrácenými od centrální hvězdy planetární mlhoviny. V červnu 2007 využili M. Matsuura aj. příznivé kvality obrazu (seeing ≈0,5′) u 8,2m japonského teleskopu Subaru na vrcholu Mauna Kea k pořízení snímku mlhoviny v blízké infračervené oblasti spektra v okolí pásů H2 (2,1 μm). V úhlových vzdálenostech 2,2 – 4,5 obl. minuty od centrální hvězdy mají uzlíky tvar pulců, kdežto ve větších vzdálenostech až do 6,4′ od hvězdy jde spíše o protáhlé čárky s různě orientovanými osami.

Autoři navrhli různé mechanismy vzniku uzlíků, jichž na snímku našli na 40 tisíc. Za nejpravděpodobnější příčinu jejich výskytu považují hvězdný vítr, který v posledních tisících let zesílil a dosáhl tak vnitřních částí s pulcovitými uzlíky. Samotní pulci jsou podle snímků ze Subaru tvořeny téměř výhradně zhustky vodíkových molekul, které se vytvořily ještě v době, kdy se centrální hvězda nacházela na asymptotické větvi obrů. V hustém prostředí byly vodíkové molekuly dostatečně chráněny před disociací ultrafialovým zářením bílého trpaslíka a proto až dosud přežívají. Ve vnějších partiích mlhoviny se molekuly vodíku vyskytují i mimo kometární uzlíky, což autoři vysvětlují tím, že silný hvězdný vítr centrální hvězdy tam ještě nedospěl (Hlemýžď je podle tempa rozpínání mlhoviny starý nanejvýš 12 tis. let.) Úhrnná hmotnost kometárních uzlíků ve vnitřní i vnější části mlhoviny dosahuje 0,1 M☉!

Jak známo, díky kameře WFPC2 HST patří dnes planetární mlhoviny k nejfotogeničtějším kosmickým objektům vůbec. Kamera začala na HST pracovat po první servisní výpravě astronautů v raketoplánu v r. 1993. Jelikož měla být demontována při posledním servisu HST, stojí jistě za zmínku, že posledním objektem, kterým kamera svou činnost v kosmu 4. května 2009 uzavřela, se stala právě planetární mlhovina, vyznačující se jednak četnými plynnými slupkami a jednak bipolární strukturou, která nese katalogové označení Kohoutek 4-55. Prvním objektem, snímkovaným po skončení servisu novou kamerou WFC3, se stala 27. července 2009 bipolární planetární mlhovina NGC 6302 (Motýlek; Sco; 1 kpc). Výtečná kvalita nové kamery umožnila C. Szyszkovi aj. odhalit v centru mlhoviny jednu z nejteplejších hvězd (bílého trpaslíka) o efektivní teplotě ≈200 kK!

2.7. Bílí trpaslíci

P. Dobbie aj. zkoumali pomocí fotometrie, astrometrie i spektroskopie pozoruhodného bílého trpaslíka WD 1216+260 v otevřené hvězdokupě Melotte 111 (Com, vzdálenost 96 pc; stáří 500 mil. r.). Trpaslík s hmotností 0,9 M☉, efektivní teplotou 16 kK a velmi vysokou hustotou má dva substelární průvodce: rozlišeného ve vzdálenosti <2,5 kAU o hmotnosti 0,03 M☉ a bližšího nerozlišeného o hmotnosti >0,04 M☉. Autoři spočítal, že sám bílý trpaslík chladnul na současnou teplotu zhruba 360 mil. let s chybou ±12 %. Odtud vychází hmotnost jeho předchůdce na 5 M☉ za předpokladu, že předchůdce je stejně starý jako hvězdokupa. Nejistota v určení stáří bílého trpaslíka však znamená, že teoreticky mohl mít předchůdce i 9 M☉, tj. nad spodní hranicí pro výbuch supernovy.

Mezitím však S. Charpinet aj. zjistili pomocí asteroseismologie, že bílý trpaslík PG 1159-035 (GW Vir; 15 mag; teplota >80 kK; 0,6 M☉; 440 pc) rotuje s periodou 33,6 h převážně (97,5 % své hmotnosti) jako tuhé těleso. Protože bílí trpaslíci vznikají následkem výrazného smrštění předchůdce, jímž je původně hvězda hlavní posloupnosti, měli by podle zákona o zachování momentu hybnosti rotovat v periodách řádu desítek sekund, tedy na hraně kritické rychlosti, kdy by se rozpadli odstředivou silou. Jinými slovy, taková měření prokazují, že bezprostřední předchůdci bílých trpaslíků ztrácejí ve fázi červeného obra velkou část původního momentu hybnosti nejprve přenosem hmoty z nitra obra na povrch a následným intenzivním hvězdným větrem. Není proto divu, že 95 % všech vzniklých hvězd končí právě jako bílí trpaslíci. S. Yoon dokonce uvažuje o tom, že i ti bílí trpaslíci, kteří mají hmotnost lehce nad Chandrasekharovou mezí (≈1,4 M☉), nemusí nutně skončit jako supernovy Ia, protože pokud ztratí jen malou část původního momentu hybnosti, zabrání jejich trvalému hroucení odstředivá síla. Tomu nasvědčují podle W. C. Chena a X. D. Liho výsledky simulace vývoje hmotného bílého trpaslíka pro rychlé tempo akrece vodíku >3.10-7 M☉. Autoři ukázali, že takový trpaslík rotuje tak rychle, že udrží svou stabilitu i nad Chandrasekharovou mezí.

F. Mullally aj. odhalili v přehlídce SDSS dva těsné páry složené z bílých trpaslíků (J1436+50 a J1053+52). První pár se vzájemnou vzdálenosti složek 340 tis. km obíhá kolem společného těžiště v periodě 1,15 h, kdežto druhý má vzdálenost složek jen 200 tis. km. Obě dvojice ztrácejí energii gravitačním vyzařování, takže splynou za <100 mil. let. Slitím obou složek vzniknou v obou případech osamělí bílí trpaslíci; tj. ani úhrnná hmotnost páru nestačí na překročení Chandrasekharovy meze. M. Kilic aj. objevili periodické změny prostorové rychlosti bílého trpaslíka LP 400-22, který patří mezi prchající hvězdy galaktického hala (jeho gal. šířka b = 31° a kolmá vzdálenost od hlavní roviny Galaxie dosahuje 200 pc), neboť se vzdaluje od centra Galaxie rychlostí 400 km/s. Pomocí spektrografu u 6,5m teleskopu MMT zjistili během září až prosince 2008, že radiální rychlost hvězdy periodicky kolísala v periodě 1 d s amplitudou 200 km/s! Odtud odvodili, že bílý trpaslík je členem těsné dvojhvězdy s kompaktní složkou o hmotnosti >0,4 M☉. Neviditelná složka je tedy nejspíš neutronovou hvězdou a vzniká otázka, jak tato prapodivná dvojice nabyla tak vysoké únikové rychlosti, aniž by se rozpadla.

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

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

3.1.1. Nově objevené supernovy

Počátkem ledna 2008 zpozorovala družice Swift v galaxii NGC 2770 (Lyn; vzdálenost 30 Mpc) desetiminutový rentgenový záblesk XRT 080109 o maximálním zářivém výkonu 6.1036 W, o němž se vzápětí zjistilo, že jde o předzvěst optického výbuchu supernovy 2008D. N. Tanaka aj. ukázali, že šlo o supernovu třídy Ib, jejíž předchůdce měl v době pobytu na hlavní posloupnosti hmotnost něco přes 20 M☉, ale jako héliová hvězda těsně před výbuchem již jen 7 M☉. Z toho se více než 5 M☉ rozptýlilo při vlastním výbuchu, takže na hustý pozůstatek exploze zbylo asi 1,7 M☉ - trochu moc na neutronovou hvězdu a trochu málo na černou díru. Kinetická energie výbuchu dosáhla 6.1044 J, což tento případ řadí mezi tzv. hypernovy. Podle M. Modjaze aj. se podařilo dodatečně najít data o optické jasnosti hypernovy už od času 5 h před rentgenovým výbuchem a až do 150 dnů po něm. Náběh k optickému maximu trval plných 18 dnů. Předchůdcem hypernovy by pak podle autorů byla Wolfova-Rayetova hvězda o poloměru nanejvýš 12 R☉.

V březnu 2008 vzplanula supernova 2008bk v blízké (3,9 Mpc) spirální galaxii NGC 7793 (Scl), která byla klasifikována třídou II-P (podobně jako SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu). S. Matilla aj. vyhledali čtyři snímky okolí supernovy v archivu VLT ESO, pořízené před výbuchem v letech 2001-2007 ve filtrech B, V, I, J, K a H. V poloze supernovy je na nich dobře patrný červený veleobr sp. třídy M4 I o hmotnosti 8,5 ±1,0 M☉. Ten však ve shodě s teorií o výbuších supernov třídy II chybí na snímcích téže kamery po výbuchu v r. 2008.

Neméně zajímavý je v této souvislosti příběh známé supernovy 1993J v galaxii M81 (UMa; 2,6 Mpc), kde se porovnáním archivního a nového snímku HST podařilo J. Maundové a S. Smarttovi prokázat, že předchůdce supernovy byl červeným veleobrem sp. třídy K Ia o hmotnosti 15 M☉, ale ten byl složkou dvojhvězdy s oběžnou dobou 5,8 let, kde přeživší složka je modrým veleobrem o hmotnosti 22 M☉.

Autoři podobně využili kamery ACS HST a také Gemini N k důkazu, že supernova 2003gd třídy II-P v galaxii M74 (Psc; 9 Mpc) měla za předchůdce červeného veleobra absolutní hvězdné velikosti -6 mag a svítivosti 10 kL☉, což ovšem odpovídá hmotnosti jen 7 M☉, jenže tak nízká hmotnost by podle teorie neměla k výbuchu stačit! Navíc A. Gal-Yam a D. Leonard našli v archivu HST snímek z r. 1997 oblasti, kde počátkem října 2005 vybuchla supernova 2005gl v galaxii NGC 266 (Psc; 66 Mpc). Na archivním snímku je zřetelně vidět modrý veleobr typu LBV (podobně jako η Car) s absolutní hvězdnou velikostí -10 mag (zářivý výkon 1,1 ML☉), tj. s hmotností >50 M☉. Naproti tomu na snímku HST z konce září 2007 tato hvězda chybí, takže evidentně v mezidobí vybuchla jako supernova třídy IIn. Tím se ovšem dále prohlubuje záhada supernovy 1987A, protože archivní snímky jednoznačně dokládají, že jejím předchůdcem v rozporu s teorií byl rovněž modrý veleobr.

Koncem dubna 2008 byla objevena pomocí 0,45m robotického teleskopu ROTSE-IIIb na McDonaldově observatoři v Texasu supernova 2008es s mimořádně dlouhým náběhem 23 dnů do maxima. Podle A. Millera aj. a S. Gezariho aj. vzplanula v anonymní trpasličí galaxií s červeným posuvem z = 0,2, tj. ve vzdálenosti 740 Mpc. Autoři ji klasifikovali jako supernovu třídy II-L, takže v maximu dosáhla bolometrického zářivého výkonu 3.1037 W a celkově vyzářila za 65 dnů energii 6.1043 J. To ji řadí na 2. místo v energetickém žebříčku pro supernovy vůbec, hned po supernově 2005ap, která to dotáhla na 4.1037 W. Příčinou tak extrémní svítivosti však není zvýšený podíl radioaktivního 56Co, ale výrazná interakce záření supernovy s okolním mezihvězdným prostředím.

Počátkem května 2008 zpozorovali radioastronomové jasný přechodný rádiový zdroj v blízké galaxii M82 (UMa; 3,6 Mpc). Do dubna 2009 se původně bodový zdroj rozšířil do vzdálenosti 1,5 kAU průměrnou rychlostí 11 tis. km/s, takže vše nasvědčuje tomu, že jde o výbuch supernovy třídy II, která není pozorovatelná opticky, protože tomu brání cirkumstelární, popř. interstelární prach. Je docela dobře možné, že v intervalu od poslední (rovněž opticky nepozorované) supernovy Cas A v naší Galaxii nám podobná prachová clona zabránila pozorovat supernovu/supernovy v naší Galaxii.

Koncem listopadu 2008 se podařil husarský kousek 14tileté studentce Carolině Mooreové z New Yorku, když našla supernovu 2008ha (19 mag) v blízké galaxii UGC 12682 (Peg; 21 Mpc) při soustavném prohlížení snímků robotického teleskopu soukromé Puckettovy observatoře na webu. Stala se tak vůbec nejmladší objevitelkou supernov v dějinách astronomie. (Mimochodem, dobrovolní spolupracovníci téhož projektu nalezli již na 200 supernov!) Absolutní hvězdná velikost této supernovy byla extrémně nízká, jen -14,5 mag (25 ML☉) a totéž platí o rychlosti rozpínání plynných obálek jen 2 tis. km/s. Následná pozorování supernovy dalekohledy Magellan, MMT, Keck a družicí Swift ukázala, že supernova se zcela vymyká všem dosavadním klasifikačním třídám. Pravděpodobně byla jejím předchůdcem Wolfova-Rayetova hvězda, která už spotřebovala veškerý vodík, což velmi urychlilo další ztrátu hmoty hvězdným větrem. Proto se obaly supernovy rozpínaly poměrně pomalu a supernova svým zářivým výkonem zůstala na polovině cesty mezi novami a standardními supernovami. Z téhož důvodu vyrobila velmi málo radionuklidu 56Ni.

Počátkem dubna 2009 byla objevena supernova třídy Ia v galaxii UGC 10064 (Ser; 90 Mpc), která podle M. Yamanaky aj. dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -20,2 mag, tj. 10 GL☉! I tato supernova 2009dc se vyznačovala velmi pomalým náběhem k maximu a nízkou rychlostí rozpínání plynných obalů. Další zvláštností bylo rekordní množství vyvrženého radionuklidu 56Ni minimálně 1,2 M☉ a silné zastoupení uhlíku ve spektru supernovy. Autoři se proto domnívají, že mohlo jít o výbuch bílého trpaslíka s hmotností vysoko (>2 M☉) nad Chandrasekharovou mezí.

Podle A. Pastorella aj. patří mezi nejlépe sledované supernovy třídy II uplynulého desetiletí SN 2005cs v galaxii M51. Spolupráce astronomů profesionálů s amatéry přinesla kvalitní vizuální i infračervenou světelnou křivku pokrývající dvoudenní náběh k maximu, ale i následné slábnutí supernovy po dobu plných 380 dnů, takže odtud lze určit i průběh bolometrického zářivého výkonu. Supernova vyvrhla 8 – 13 M☉ převážně nízkými rychlostmi jen do 1 tis. km/s. Podobně nízká byla i dodávka radioaktivního 56Ni, který byl odpovědný za „radioaktivní doznívání“ světelné křivky. Uvolněná kinetická energie výbuchu dosáhla 3.1043 J.

S. Komossa aj. sledovali pomocí kosmických teleskopů SST a Chandra a také dalekohledem NTT ESO supernovu SDSS 0952+2143 ve vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Supernova zářila v r. 2005 mimořádně silně jak v rentgenové (1034 W) tak infračervené (3,5.1036 W) oblasti spektra, ale do r. 2008 v některých spektrálních čarách její záření významně pokleslo. V maximu jasnosti však převyšovalo intenzitu emisních spekter běžných supernov až o dva řády. Autoři se domnívají, že by mohlo jít o průvodní projevy slapového trhání hmotné hvězdy v blízkosti černé veledíry uprostřed mateřské galaxie.

J. Cooke aj. dokázali najít v pětiletých archivech teleskopů CFHT a VLT ve 4 polích tři mimořádně vzdálené supernovy třídy IIn v ve vzdálených anonymních galaxiích. Pomocí spektrografu Keckova teleskopu pak určili jejich červené posuvy z = 0,8 (vzdálenost 2,1 Gpc); 2,0 (3,2 Gpc) a 2,4 (3,3 Gpc). Jde vesměs o kolapsary s hmotnostmi 50 – 100 M☉, které se prozradily výrazným ultrafialovým spojitým spektrem a nápadnými emisními čarami. Dosud se nacházely supernovy třídy II jen do vzdáleností 1,9 Gpc a třídy Ia do vzdáleností 2,9 Gpc.

3.1.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

V. Acciari aj. objevili díky aparatuře VERITAS tvrdé záření gama (>100 GeV) od SNR IC 443 v poloze J0617+2221 (Lep; vzdálenost 1,5 kpc; stáří ≈4 tis. let). SNR se nachází uvnitř obřího molekulového mračna a má ve svém nitru rádiový pulsar. Podobně A. Abdo aj. objevili pomocí aparatury LAT Fermi plošný zdroj záření gama v poloze SNR W 51C (vzdálenost >5,5 kpc; stáří 10 tis. r.). Zářivý výkon v pásmu gama přesahuje 1029 W a svědčí o tom, že v mladších SNR se vskutku urychlují částice kosmického záření vysokých energií.

E. Helderová aj. využili údajů z rentgenové družice Chandra a optických dalekohledů VLT ESO k interpretaci poznatků o SNR RCW 86 (Pyx) po supernově z r. 185 n.l. Pozůstatek je od nás vzdálen 2,5 kpc a rázové vlny postupují od supernovy rychlostmi až 6 tis. km/s. Autoři očekávali, že plyn v oblastech, kudy rázové vlny prošly, bude mít teplotu 500 MK, ale ve skutečnosti naměřili teplotu jen 30 MK. To znamená, že jen polovina kinetické energie rázových vln se přeměňuje na záření plynu, zatímco druhá polovina slouží zřejmě k urychlování elektricky nabitých částic kosmického záření. Protože se i ostatní SNR v Galaxii chovají nejspíš podobně, lze tak beze zbytku vysvětlit velikost toku kosmického záření v Galaxii až do energií 1 PeV.

J. Racusinová aj. popsali na základě archivních pozorování družice Chandra vývoj rentgenového zářivého výkonu SNR 1987A (VMM; 51 kpc) v poslední dekádě. Rozpínání rázové vlny se za tu dobu snížilo z 8 tis.km/s na 1,6 tis. km/s, ale sám výkon výrazně stoupnul, když přibližně 17 let po vzplanutí supernovy narazilo čelo rázové vlny na plynné prstence, jež se rozpínají mnohem pomaleji a pocházejí z epizod silného hvězdného větru předchůdce supernovy. Z měření vyplývá, že hmotnost ionizovaného plazmatu vnitřního prstence dosáhla 0,04 M☉. SNR je však obklopen prachovým prstencem, jak ukázala světelná ozvěna, která k prstenci dospěla již za několik měsíců po explozi. Lze tedy očekávat jeho zjasnění, až i k němu dorazí podstatně pomalejší rázová vlna.

T. Morris a P. Podsiadlowski se pokusili vysvětlit vzhled prstenců SNR 1987A na proslulém snímku WFPC2 HST z února 1994 (C. Burrows aj.), kde největší rozměr prstenců dosahuje úhlové velikosti 6′, tj. 1,7 pc. Domnívají se, že předchůdce supernovy se skládal původně z těsně dvojhvězdy s hmotnostmi složek 5 M☉ a 15 M☉ a oběžnou periodou kolem 10 let. Obě složky se však brzdily ve společném plynném obalu, až nakonec splynuly a tak vznikl onen anomální modrý veleobr Sk -69°202 sp. třídy B3 Ia se silným hvězdným větrem, jímž ztrácel hmotu tempem 3.10-7 M☉/r. Veleobr dosahoval zářivého výkonu 160 kL☉ při efektivní teplotě 16 kK a poloměru 45 R☉. Bipolární vzhled prstenců souhlasí s modelováním, ale též s podobným příkladem bipolární mlhoviny u hvězdy η Car. Těsně před výbuchem se hvězdný vítr změnil ve vichřici, odnášející 1.10-7 M☉/rok.

D. Patnaude a R. Fesen využili sledování SNR Cas A (vzdálenost 3,4 kpc) družicí Chandra v letech 2000-2007 k určení průměrné rychlosti rázové vlny směřující od centra výbuchu. Vyšlo jim odtud, že vlna se pohybuje rychlostí bezmála 5 tis. km/s, takže k explozi supernovy došlo v roce (1681 ±19). G. Pavlov a G. Luna zkoumali pomocí družice Chandra centrální objekt Cas A a odtud odvodili, že má efektivní teplotu 0,2 keV (2 MK) a bolometrický zářivý výkon jen 6.1026 W. Z toho jim pak vyšla jeho hmotnost na pouhých 0,8 M☉ a poloměr na titěrných 5 km při relativně slabém globálním magnetickém poli. Tím se tento pozůstatek po supernově stává zajímavým kandidátem na tzv. kvarkovou hvězdu, která je ještě hustší než hvězda neutronová.

Naproti tomu W. C. G. Ho a C. Heinke využili extrémně dlouhé (11,6 dne) expozice Cas A z r. 2004 a kratší (19 h) expozice z r. 2006 k modelování centrální neutronové hvězdy o poloměru 10 km a hmotnosti 1,4 M☉, která má bolometrický zářivý výkon 7.1026 W. Atmosféra neutronové hvězdy má tloušťku pouhých 10 mm. Vyšla jim však obdobná teplota povrchu hvězdy 1,8 MK i relativně slabé globální magnetické pole (<15 MT). Výskyt čar uhlíku v rentgenovém spektru je jasným důkazem mládí (≈330 let) SNR, který je v tom případě nejmladší známou neutronovou hvězdou vůbec. B. Pérez-Rendon aj. modelovali potenciálního předchůdce supernovy Cas A pomocí trojrozměrného kódu ZEUS a dostali nejlepší souhlas s pozorovaným chemickým složením SNR pro hmotnost 30 M☉. Nicméně hydrodynamické argumenty svědčí pro nižší hmotnost 23 M☉.

3.1.3. Obecně o supernovách

S nápadem pozorovat v současnosti průběh výbuchů historických supernov pomocí světla odraženého na vzdálenějších prachoplynových mlhovinách přišel r. 1940 jako první holandský astronom J. Oort, který na takovou možnost upozornil amerického astronoma F. Zwickyho. Nezávisle na něm v 60. letech napadlo totéž jednak ruského astrofyzika I. Šklovského a jednak kanadského astronoma holandského původu S. van de Bergha. Navzdory opakovaným pokusím však pozorovatelé neuspěli, protože citlivost fotografických emulzí na tak náročný úkol nestačila a matice CCD dosud neexistovaly. Teprve v r. 2008 se dostavil úspěch, když se O. Krausemu aj. podařilo pomocí Spitzerova kosmického teleskopu a pozemních teleskopů (8m Subaru a 2,2m na observatořích Calar Alto a Steward) rekonstruovat světelnou křivku a spektrum tajemné supernovy Cas A, která dosáhla maxima kolem r. 1680, ale nebyla tehdy vizuálně zpozorována (snad s výjimkou diskutabilního pozorování J. Flamsteeda ze 16.8. 1680, jenž ji zaznamenal jako hvězdu 3 Cas), ačkoliv ještě dnes jde o nejjasnější rádiový zdroj mimo Sluneční soustavu. Z tvaru spektra tak určili příslušnost dávné supernovy ke II. třídě. Téhož roku se u teleskopu Subaru podařilo T. Usudovi aj. pozorovat průběh světelné křivky kolem maxima Tychonovy supernovy z r. 1572 (Ca.).

G. Bazin aj. určili z tříleté statistiky 117 supernov třídy II (zhroucení jádra hmotných hvězd) jejich poměr vůči supernovám třídy Ia (překotná termonukleární reakce v bílých trpaslících na/d/ Chandrakharově mezi). Zjistili, že pro vzorek supernov do vzdálenosti 1,3 Gpc (z < 0,4) s mediánem 1,0 Gpc (z = 0,3) se v daném objemu kosmického prostoru vyskytuje 4,5krát více supernov třídy II, než třídy Ia.

R. Valiante aj. odvodili relativní četnosti supernov třídy Ia v eliptických galaxiích s různou celkovou hmotností a ukázali, že četnost těchto supernov závisí na stáří vesmíru i na počáteční hmotnosti tohoto typu galaxií. Obecně platí, že v rané fázi vývoje vesmíru vybuchovalo v eliptických galaxiích více supernov třídy Ia než nyní, a že v průměru nejvíce supernov v dané galaxii explodovalo v době 300 mil. let po jejím vzniku. Přestože zpočátku byly nejproduktivnějšími zdroji supernov Ia právě nejhmotnější eliptické galaxie s celkovou hmotností řádu 1 TM☉, dnes jsou naopak nejproduktivnější nejlehčí (modré) eliptické galaxie s hmotnostmi o dva řády nižšími.

A. Rutter aj. však ukázali, že celý problém výskytu supernov třídy Ia je komplikován tím, že k výbuchu vedou minimálně dva různé fyzikální mechanismy: první má zkratku SDS (angl. Single degenerate scenario - scénář s degenerací jediné složky), kdy vybuchne bílý trpaslík proto, že nabíráním hmoty se dostal na(d) Chandrasekharovu mez; druhý nese zkratku DDS (angl. Double degenerate scenario - scénář s postupnou degenerací obou složek), kdy první složka skončí jako bílý trpaslík pod Chandrasekharovou mezí, což posléze postihne i druhou méně hmotnou složku. Oba bílí trpaslíci se však vinou gravitačního vyzařování k sobě přiblíží po spirále smrti a splynou, čímž jejich souhrnná hmotnost převýší Chandrasekharovu mez a dojde k překotné termonukleární reakci, která přetučnělého trpaslíka zničí.

Je očividné, že v případě SDS dochází k explozi supernovy Ia relativně brzo, zatímco u scénáře DDS podstatně později. V případě scénáře SDS se výbuch supernovy Ia odehrává v intervalu 2 – 3 Gr po vzniku příslušné dvojhvězdy, ale u scénáře DDS se k tomu musí připočítat medián zpoždění 0,5 – 1,0 Gr. Speciálním případem jsou dvojhvězdy typu AM CVn, kde bílý trpaslík získává od svého opožděného průvodce akrecí helium místo vodíku a vyvine se v bílého trpaslíka s převahou prvků C a O. V tom případě scénář SDS přichází v úvahu za podstatně kratší dobu 0,6 – 0,8 Gr.

Autoři nakonec spočítali, že v naší Galaxii je dnes nejvyšší četnost 1 SN Ia/1 000 let pro scénář DDS, zatímco scénáře SDS, resp. SDS (AM CVn) jsou o řád vzácnější. Háček těchto výpočtů však spočívá v tom, že se neví, zda odložený scénář (DDS) opravdu funguje. K podobnému závěru dospěli také B. Wang aj., kteří však udávají pro obě větve scénáře SDS v naší Galaxii poněkud vyšší četnost 1 SN Ia/3 000 let. Tyto scénáře mají v současné době zpoždění od okamžiku vzniku příslušné dvojhvězdy jen 45 – 140 mil. let.

B. Wang a Z. Han tvrdí, že, když dnes víme, že supernovy třídy Ia dokáží poměrně rychle vzniknout akrecí helia na bílého trpaslíka v těsné dvojhvězdě typu AM CVn, může se stát, že zatímco bílý trpaslík je výbuchem supernovy zničen, jeho průvodce výbuch přežije a utrhne se z gravitačního řetězu jako prchající hvězda letící Galaxií prostorovou rychlostí >400 km/s. Domnívají se, že příkladem takového scénáře je prchající podtrpaslík US 708 sp. třídy O.

S. Rosswog aj. nabídli další vývojový scénář pro vznik supernov třídy Ia, když ukázali, že k překotné termonukleární reakci dojde také při přímé srážce dvou bílých trpaslíků v hustých hvězdných soustavách (např. centrálních oblastech kulových hvězdokup), k čemuž tam může docházet až stokrát za rok! V tom případě až 1 % všech výbuchů supernov Ia pochází z tohoto zdánlivě nepravděpodobného zdroje.

Už delší dobu však teoretici koketují s naprosto odlišným fyzikálním scénářem pro výbuchy supernov v případě extrémně vysokých počátečních hmotností předchůdců - nadhvězd o hmotnostech >140 M☉. Simulace na superpočítačích ukazují, že když se v nitru nadhvězd vytvoří sérií termonukleárních reakcí jádra atomů kyslíku, způsobí vysoký tlak uvolněných fotonů vznik párů pozitron-elektron, které absorbují přebytečnou energii a dovolí tak překotné gravitační hroucení jádra hvězdy.

Odvážný scénář tzv. párové nestability však podle A. Gala-Yama aj. nyní získal významnou podporu díky pozorování relativně blízké supernovy 2007bi o extrémně vysokém zářivém výkonu v maximu. Supernova 2007bi vybuchla 6. dubna v poloze 1319+0855 a byla klasifikována třídou Ic, charakterizovanou velmi pomalým náběhem k maximální jasnosti až 70. den po objevu. Také pokles jasnosti supernovy po maximu byl povlovný, tempem 0,01 mag/d. V jejím spektru nebyly objeveny žádné čáry vodíku nebo hélia. Supernova vybuchla v anonymní trpasličí galaxii s nízkou metalicitou ve vzdálenosti 500 Mpc (z = 0,13). Zatímco absolutní hvězdná velikost galaxie činí -16 mag, tak supernova 2007bi dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -21,3 mag, tj. převýšila zářivý výkon galaxie o dva řády!

Extrémní zářivý výkon lze podle autorů vysvětlit tak, že hroutící se nitro nadhvězdy složené z jader atomů kyslíku mělo hmotnost kolem 100 M☉, takže kvůli velmi vysoké teplotě (střední energii částic) a relativně nízké hustotě v nitru nadhvězdy tam vznikly příznivé podmínky pro konverzi energetických fotonů na páry pozitron-elektron. To umožnilo gravitační zhroucení jádra a následný gigantický výbuch, při němž se do okolí mj. rozmetaly 3 M☉ radionuklidu 56Ni, který pak svou radioaktivitou dosáhl zmíněného rekordního zářivého výkonu i velmi pomalého doznívání úkazu. Přirozeně je poněkud překvapující, že tak hmotná nadhvězda vybuchla v kosmologické současnosti (zpětný čas jen 1,6 mld let), protože až dosud se soudilo, že nadhvězdy vznikaly pouze ve velmi raném vesmíru (hvězdy populace III) a kvůli své vysoké hmotnosti se měly už dávno (pár milionů let po svém vzniku) buď zhroutit na černou díru, anebo explodovat jako supernovy

Podle D. Kasena aj. jeví většina výbuchů supernov třídy Ia bez ohledu na scénáře velké odchylky od kulové souměrnosti, což zpochybňuje základní předpoklad, že všechny supernovy třídy Ia mají týž zářivý výkon v maximu a proto slouží jako dobré indikátory kosmologických vzdáleností. D. Kasen a S. Woosley proto jako alternativu nabízejí pomocné indikátory kosmologických vzdáleností, za něž mohou posloužit obecně méně svítivé supernovy třídy II, pokud kromě vícebarevné světelné křivky máme k dispozici i dobré údaje o rychlosti rozpínání jejich plynných obalů. Autoři ukázali, že celková vyzářená energie při výbuchu supernovy třídy II se pohybuje v rozmezí (5 – 40).1043 J s typickou hodnotou 9.1043 J. Jelikož konkrétní hodnota vyzářené energie jeví hladkou závislost na rychlosti rozpínání, lze tak určovat vzdálenosti jasných supernov třídy IIP s přesností na ±20 %, což pro statistické účely postačuje.

3.2. Radiové pulsary

V r. 2009 překročil počet známých pulsarů 1 800, z toho jen jeden (objevený družicí Fermi brzy po jejím vypuštění v červnu 2008) vyzařuje pouze v pásmu paprsků gama (20 MeV - 300 GeV). Příčinou je nejspíš okolnost, že vrcholový úhel vyzařovacího kužele pulsaru závisí na vlnové délce, tj. je nejširší pro záření nejvyšších energií. Následkem toho užší svazky v rentgenovém až rádiovém oboru spektra míjí Zemi. Je však také možné, že záření gama vzniká v jiných oblastech na povrchu/nad povrchem neutronové hvězdy, než záření rádiové.

První pulsar objevený družicí Fermi v pásmu gama se nachází v SNR CTA 1 (Cep) ve vzdálenosti 1,4 kpc od Slunce. Pulsar s impulsní periodou 0,32 s má bolometrickou svítivost o tři řády vyšší než Slunce a jeho stáří se odhaduje na 10 tis. let. Jeho poloha se značně liší od geometrického středu mlhoviny SNR, což je zřejmě důsledkem asymetrického výbuchu supernovy, který dal pozůstalé neutronové hvězdě silný dynamický impuls, takže pulsar prchá z místa svého vzniku transverzální rychlostí 450 km/s.

A. Abdo aj. oznámili počátkem r. 2009, že známý pulsar J0835-4510 (Vel; impulsní per. 0,09 s; 290 pc; stáří 11 tis. r; prostorová rychlost 1 200 km/s) je podle měření družice Fermi vůbec nejjasnějším zdrojem záření gama na nebi v pásmu GeV.

Titíž autoři oznámili v průběhu roku, že blízký pulsar J0030+0451 (300 pc; impulsní perioda 5 ms) září podle měření aparaturou LAT na družici Fermi také v pásmu gama. Díky brzdění relativním tempem 10-20 vydává energii 3,5.1026 W a jeho stáří se odhaduje na plných 7,6 mld. roků. Není divu, že indukce jeho magnetického pole dosahuje jen 20 kT. Koncem roku pak autoři přidali do tohoto pozoruhodného seznamu další dva pulsary J01048-5832 a J2229+6114, takže začíná být téměř jisté, že v Galaxii se vyskytuje populace starých pulsarů v oboru gama.

Soustavná přehlídka oblohy aparaturou LAT Fermi v pásmu gama (0,1 – 100 GeV) vzápětí přinesla řadu dalších překvapujících objevů. Už v polovině r. 2009 stoupl podle R. Romaniho aj. počet pulsarů zářících výhradně v pásmu gama na 16 objektů. Sledování kulové hvězdokupy 47 Tuc ukázalo, že je tam minimálně 60 milisekundových pulsarů, které silně září právě v pásmu gama. Jde tedy o velmi staré objekty (řádově miliardy let). Tak se otevřela možnost zkoumat SNR po velmi dávných výbuších supernov.

Do hledání rádiových pulsarů zářících v pásmu gama (30 MeV – 30 GeV) se podle A. Pellizzoniho aj. zapojila také italské družice AGILE vypuštěná na dráhu v dubnu 2007. Většina ze zkoumaných 35 rádiových pulsarů však v pásmu gama září tak slabě, že detektory na družici nic nezjistily. Pouze v několika málo případech se identifikace povedla. Záření gama vysílá např. PSR 1821-24 v kulové hvězdokupě M28 a rovněž pulsar B1509-58, který vyniká vysokou indukcí magnetického pole >1 GT. Podobně W. Zhu aj. odhalili pomocí měření z rentgenové družice Newton velmi silné magnetické pole o indukci 1,6 GT u pulsaru B1916+14 s impulsní periodou 1,18 s vzdáleném od nás 2,1 kpc a starém asi 90 tis. let. Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 3.1024 W.

F. Aharonian aj. využili aparatury HESS ke sledování tvrdého záření gama (>100 GeV) u proslulého binárního pulsaru PSR B1259-63 (Cru; impulsní perioda 0,05 s; bolometrická svítivost 8.1028 W), který je lehčí složkou zákrytové dvojhvězdy SS 2883 (vzdálenost 1,5 kpc; spektrum primární složky B2e; hmotnost 10 M☉, poloměr 6 R☉; ) s velmi výstřednou drahou (e = 0,87) a dlouhou oběžnou dobou 3,4 roku. Pozorování započala během průchodu pulsaru periastrem v únoru 2004 a pokračovala až do dalšího průchodu periastrem v r. 2007. Autoři tak mohli pozorovat proměnné záření gama o svítivosti až 8.1025 W v období od dubna do srpna 2007, což zřetelně souvisí s výraznou interakcí obou složek v době jejich největšího přiblížení kolem periastra, tj. při vzájemné vzdálenosti ≈1 AU.

M. Livingstoneová aj. sledovali po více než 6 let chování pulsaru J0205+6449, který se promítá na plošný rádiový zdroj 3C 58, jenž souvisí se SNR 1181. Pulsar s impulsní periodou 66 ms vzdálený 2,6 kpc od Slunce dosahuje bolometrické svítivosti 3.1030 W a je pozorovatelný i ve tvrdém rentgenovém pásmu s energiemi fotonů až 40 keV, takže patří k nejsvítivějším v naší Galaxii. Během soustavného sledování pulsaru objevili autoři dva skoky v periodě optických i rentgenových impulsů o relativní velikosti 3.10-7 a 4.10-6 svědčící o jeho relativním mládí. Z brzdění rychlosti rotace neutronové hvězdy však vyplývá stáří 5 tis. let, což podle jejich názoru vylučuje možnost, že by pulsar souvisel se zmíněnou supernovou z r. 1181.

Ještě vyšší bolometrickou svítivost 4.1030 W vykazuje podle F. Camila aj. pulsar J1747-2809 (impulsní perioda 0,05 s; vzdálenost 13 kpc) v SNR G 0.9+0.1, objevený radioteleskopem GBT na frekvenci 2 GHz. Ani tento rekord však neměl dlouhé trvání, protože vzápětí oznámili E. Gotthelf a J. Halpern objev pulsaru CXOU J1813-1749 pomocí rentgenové družice Newton. Pulsar starý asi 5 tis. let s impulsní periodou 0,045 s se nachází ve vzdálenosti 5 kpc od Slunce a má velmi silné magnetické pole o indukci 300 MT; jeho bolometrická svítivost dosahuje hodnoty 7.1030 W. Pulsar zřejmě souvisí se SNR G 12.82-0.02 a zdrojem záření gama HESS 1813-178.

N. Tetzlaff aj. nalezli mateřskou hvězdnou asociaci typu pro pulsar B2224+65 (impulsní perioda 0,7 s ; vzdálenost 2,3 kpc), který je obklopen obloukovou rázovou vlnou ve tvaru kytary. Jde o asociaci Cygnus OB3 o poloměru 53 pc starou 8 mil. let, v níž se zrodil předchůdce pulsaru jako hvězda sp. třídy pozdní O s hmotností 21 – 37 M☉. Hvězda vybuchla jako supernova (kolapsar) před 800 tis. lety a přitom dostala gravitační štulec, který ji vymrštil z asociace rychlostí >30 km/s ve směru, který odpovídá tvaru zmíněné kytary.

J. Denevaová aj. objevili pomocí radioteleskopu GBRT na frekvenci 2 GHz tři pulsary v samotném centru Galaxie. Mají vesměs relativně dlouhé impulsní periody (1,0 – 1,5 s), což je nejspíš výběrový efekt. Jeden z pulsarů (1746-2850I) má velmi silné magnetické pole o indukci 4 GT, takže je nanejvýš 13 tis. let starý. Všechno tak nasvědčuje tomu, že v centru Galaxie se nachází na tisíc pulsarů, které vesměs obíhají kolem černé veledíry v periodách <100 let.

M. Keith aj. studovali vlastnosti binárního pulsaru J1753-2240 (stáří 1,6 mld. r; vzdálenost 3 kpc) s impulsní periodou 0,095 s. Kolem pulsaru obíhá hvězda o hmotnosti 0,5 M☉ v periodě téměř 14 d po protáhlé dráze s výstředností e = 0,3. Její povaha je nejistá; může to být bílý trpaslík, ale i neutronová hvězda, která je zřejmě odpovědná za roztočení pulsaru na vysoké obrátky. Indukce magnetického pole pulsaru dosahuje 1 MT.

S. Chatterjee aj. uspěli s měřením trigonometrických paralax a vlastních pohybů 14 pulsarů pomocí radiointerferometrie VLBA, což je velmi cenné pro kalibraci fyzikálních parametrů pulsarů. Nejvzdálenější změřená paralaxa náleží pulsaru B1541+09, který je vzdálen 7,2 kpc s chybou ±15 %. Z těchto měření vzdáleností vyplývá, že pulsary vznikají převážně v rovině Galaxie, odkud po výbuchu mateřské supernovy směřují šikmo nebo i kolmo k této rovině. Jejich kinematické stáří velmi dobře souhlasí se stářím, odvozeným z tempa brzdění jejich rychlé rotace. Naproti tomu vzdálenosti určované z dispersní míry jsou často až dvakrát podceněny, protože hustota volných elektronů v mezihvězdném prostoru, na nichž k disperzi signálů dochází, náhodně kolísá.

Příliv pozorovacích dat o pulsarech se zvyšuje takovým tempem, že se profesionální astronomové obrátili na počítačové nadšence s další variantou metody sdíleného počítání v programu Einstein@Home. Cílem je najít v datech z rádiových přehlídek co nejvíce binárních pulsarů s krátkými oběžnými periodami <2 h. Pokud se totiž podaří najít pulsary, které obíhají kolem kompaktní složky (nejlépe hvězdné černé díry), umožnilo by to další přesné testy obecné teorie relativity.

3.3. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

J. Nielsen a J. Leeová zkoumali mikrokvasar 1915+105 (V1457 Aql; 11 kpc) pomocí archivních údajů z rentgenové družice Chandra za období od dubna 2000 do srpna 2007. V jeho spektru pozorovali široké rentgenové emise a úzké absorpce, což vysvětlili jako superluminální výtrysky vyzařované z okolí černé díry, které ozařují akreční disk kolem ní. Akreční disk je napájen chladným podobrem sp. třídy K3 IV o hmotnosti 0,8 M☉, jenž obíhá kolem černé díry o hmotnosti 14 M☉ v periodě 33,5 d. Akreční disk ohřívaný na vnitřní straně horkým okolím černé díry se v nízkém stavu vypíná a přestává po tu dobu dodávat materiál do zmíněných výtrysků. Vysoká hmotnost hvězdné černé díry a téměř kritická perioda její rotace (<1 ms!) je příčinou jevů, které se v malém měřítku podobají těm, které známe u opravdových kvasarů, u nichž je „gravitačním motorem“ černá veledíra. C. Foellmi zjistil, že mikrokvasar A0620-00 je od nás vzdálen jen 1 kpc, takže je vůbec nejbližším mikrokvasarem, který v současné době můžeme pozorovat.

M. Tavani aj. pozorovali silné erupce mikrokvasaru Cyg X-3 (vzdálenost 10 kpc), které se odehrály v oboru gama, rentgenovém i v rádiovém v letech 2007-2009, trvaly obvykle několik dnů a energie fotonů při nich přesahovala 100 MeV. Rentgenový zářivý výkon přitom dosahoval ve špičkách hodnot až 1031 W! Autoři odhadli hmotnost černé díry ve dvojhvězdě na 10 – 20 M☉. Průvodcem černé díry je zřejmě Wolfova-Rayetova hvězda. G. Bignami upozornil, že erupce zaznamenala také družice Fermi v pásmu záření energetického záření gama právě tehdy, když je potlačena emise v rádiovém a rentgenovém oboru spektra. Signál má periodu 4,8 h a svědčí o relativistické rychlosti výtrysků z okolí černé díry.

A. Archibaldová aj. objevili rádiový pulsar 1024+0038, jenž se nachází v rentgenové dvojhvězdě s nízkými hmotnostmi složek (LMXB), které kolem sebe obíhají po kruhových drahách o minimálním poloměru 100 tis. km v periodě 5 h. Impulsní perioda pulsaru 1,7 ms patří k nejkratším vůbec. Průvodcem neutronové hvězdy-pulsaru je zřejmě bílý trpaslík o hmotnosti 0,14 – 0,42 M☉. Indukce magnetického pole neutronové hvězdy nepřesahuje 30 kT.

F. Özel aj. objevili neutronovou hvězdu o hmotnosti 1,4 M☉ v kulové hvězdokupě Terzan 5 vzdálené od nás zhruba 6 kpc. Podle měření kamerou ACS HST je neutronová hvězda o poloměru 10 km členem těsné rentgenové dvojhvězdy EXO 1745-248. T. Muňoz-Darias aj. určili parametry optické složky UY Vol rentgenové dvojhvězdy EXO 0748-676. Odtud určili i rozmezí hmotností neutronové hvězdy v této dvojhvězdě typu LMXB 1,0 – 2,4 M☉, ale s velkou pravděpodobností její hmotnost přesahuje 1,5 M☉, čili je vyšší než Chandrasekharova mez.

B. Posselt aj. se pokusili najít substelární průvodce mladých (stáří 1 – 3 mil. let) a blízkých (170 – 360 pc) osamělých neutronových hvězd Geminga, RX J0720-31, RX J1856-37 a PSR J1932+10, protože takový objev by měl velký význam pro studium samotných neutronových hvězd, ale neuspěli. Určili jen spodní meze neexistence substelárních průvodců 11 – 42 Mj.

J. Orosz aj. určili parametry rentgenové dvojhvězdy LMC X-1, která se skládá z černé díry o hmotnosti 11 M☉ a mladé hvězdy (stáří 5 mil. let) o hmotnosti 32 M☉ a poloměru 17 R☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě necelých 4 dnů a podle modelových výpočtů vyplní hmotnější hvězda během několika set tisíc let Rocheovy meze, což povede k přenosu plynné látky do akrečního disku kolem černé díry.

Několik prací se soustředilo na další zajímavou rentgenovou dvojhvězdu V404 Cyg. J. Miller-Jones aj. zjistili, že prostorová rychlost soustavy dosahuje 64 km/s, kterou patrně získala při výbuchu supernovy buď ztrátou velkého množství hmoty ze soustavy, anebo spíše vinou nesouměrnosti samotného výbuchu. Hvězdná černá díra má hmotnost 12 M☉ a její průvodce sp. třídy K0 IV 0,7 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 6,5 d. Titíž autoři využili radiointerferometrie VLBI k určení trigonometrické vzdálenosti soustavy 2,4 kpc, která je jen poloviční v porovnání s předešlými odhady. Příčinou chyb bylo zřejmě podcenění vlivu mezihvězdné extinkce.

J. Albert aj. objevili pomocí teleskopu MAGIC pro energetické záření gama v pásmu 300 GeV - 3 TeV, že objekt LSI +61°303 (souřadnice 0241+6115; gal. šířka 1,1°; vzdálenost 2 kpc) je dvojhvězdou s oběžnou dobou 26,8 dne, jejíž kompaktní složka a akreční disk září v pásmu energií 0,3 – 3 TeV. Týž objekt pozorovala také družice Fermi od srpna 2008 do března 2009 v energetickém pásmu 20 MeV - 100 GeV; dostala touž modulační periodu jako MAGIC. M. Massi a M. Bernadó sledovali objekt radiointerferometrem ve dvou frekvenčních pásmech (2,2 a 8,3 GHz) po dobu téměř 7 let. Dvojhvězda vykazuje během každého oběhu dvojité periodické výbuchy. První z nich vychází z opticky tlustého prostředí, kdežto druhý z prostředí opticky tenkého. Autoři tyto úkazy vysvětlují střídáním fáze akrece materiálu na kompaktní složku s fází výtrysků založených na rázové vlně a Comptonově jevu. Podle C. Aragonaové aj. jde o rentgenovou dvojhvězdu s vysokou hmotností složek (HMXB) a mimořádným přebytkem v pásmu záření gama, kde protějškem kompaktní složky (neutronové hvězdy nebo černé díry) je hmotná hvězda sp. třídy B0 Ve. Obě složky kolem sebe obíhají po značně výstředné dráze (e = 0,54), takže k výrazné interakci mezi nimi dochází právě v okolí periastra, kdy se objevují zmíněné erupce.

C. Aragonaová aj. sledovali obdobně tak další zajímavou dvojhvězdu typu HMXB s katalogovým označením LS 5039 (Sct; poloha 1826-1451; 3 kpc) s podstatně kratší oběžnou dobou 3,9 d, kde protějškem kompaktní složky je hvězda sp. třídy ON6.5 V, ale i v tomto případě je dráha dosti výstředná (e = 0,34). Přesto se v tomto případě žádné projevy zvýšené interakce nepozorují. Podle T. Kishishity aj., kteří prohlédli archivy družic Suzaku, ASCA, Newton a Chandra za léta 1999-2007, je modulace netepelného rentgenového záření LS 5039 během jednotlivých fází oběžné dráhy pozoruhodně stabilní včetně nejrůznějších podrobností zvýšení a snížení toku záření. Autoři to vysvětlují opakujícími se srážkami hvězdného větru složky O s relativistickými výtrysky z bezprostředního okolí složky kompaktní, jež je pozůstatkem supernovy, jež vybuchla zhruba před 1 mil. let. Dvojhvězda tento výbuch kupodivu přežila pouze za tu cenu, že vinou asymetrie výbuchu má nyní silně výstřednou dráhu a současně získala vysokou prostorovou rychlost 150 km/s, kterou nyní prchá od roviny Galaxie.

J. Hinton aj. oznámili objev další rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB se silným záření gama zásluhou aparatury HESS a družice Newton. Jde o objekt MWC 148 (Mon; souřadnice J0632+057; 1,5 kpc), jehož rentgenová světelná křivka prozradila, že jde o dvojhvězdu s primární složkou sp. třídy B0pe. Autoři též uvádějí, že aparatura HESS nalezla již více než 40 obdobných zdrojů gama v naší Galaxii, pro něž ovšem zatím identifikace zcela chybí. Všechny tři zmíněné dvojhvězdy HMXB tak patří mezi pouhý půltucet dvojhvězd s extrémně silným zářením v pásmu gama, ale v blízké době takových dvojhvězd gama pravděpodobně přibude díky družicím AGILE a Fermi i pozemním aparaturám HESS, MAGIC a VERITAS.

Kuriózní je případ přechodného zdroje původně považovaného za zábleskový zdroj záření gama GRB 060602B, který byl šťastnou shodou okolností v zorném poli pozemní aparaturou HESS již 5 h před vzplanutím a toto pole zůstalo v hledáčku aparatury nepřetržitě až do 5 h po zaznamenaném vzplanutí. Jak uvedli F. Aharonian aj., aparatura HESS zaměřila tuto oblast ještě po tři další noci, ale žádný další signál v pásmu TeV fotonů gama již nezaznamenala. Autoři proto vyslovili podezření, že šlo o přechodný zdroj záření gama v naší Galaxii, nikoliv o klasický GRB. Domněnku vzápětí potvrdili R. Wijnands aj. když v poloze GRB našli rentgenový zdroj Swift J1749-28, který byl pozorován družicí Newton již v r. 2000 a znovu v září 2006. Tak se ukázalo, že pozorujeme rentgenovou dvojhvězdu z kategorie LMXB, kde na povrchu neutronové hvězdy dochází ke krátkodobým překotným termonukleárním reakcím. Zmíněná dvojhvězda je od nás vzdálena 6,7 kpc a důvod, proč byla identifikována až po 10 letech od prvního pozorování, spočívá v rychlém slábnutí signálu o plné tři řády během jediného dne po vzplanutí. To prakticky znamená, že takových dvojhvězd s termonukleárními záblesky na povrchu kompaktní složky je mnoho, jenže pravděpodobnost jejich zpozorování a identifikace je nesmírně nízká.

Italská družice AGILE pro pásmo záření gama ostatně objevila podle G. Romera a G. Vily řadu přechodných zdrojů záření gama v naší Galaxii, které nemají žádné protějšky v méně energetických oblastech elektromagnetického spektra, takže svítí jen v pásmu energií 0,1 – 10 GeV, v němž jejich zářivý výkon dosahuje až 1028 W. Autoři odhadují, že jde o projevy akrece na kompaktní galaktické objekty, z nichž pak vycházejí usměrněné výtrysky v pozorovaném rozsahu energií, ale současně i vysoce energetické kosmické záření (urychlené hadrony).

C. Pittori aj. uveřejnili první katalog zdrojů záření gama, pozorovaných družicí AGILE v období od července 2007 do června 2008 v pásmu energií 30 MeV až 50 GeV. Protože u 47 zdrojů záření gama se podařilo nalézt rentgenové protějšky v pásmu energií 18 – 60 keV, vyplývá odtud, že mezi těmito zdroji se vyskytuje 21 pulsarů, 13 blazarů (AGN), 2 objekty typu HMXB, 2 SNR a 1 vysokoenergetická dvojhvězda se silnou interakcí hvězdných větrů obou složek. Zbylých 8 objektů nemá dosud žádný protějšek v jiném spektrálním oboru, takže jejich povaha zůstává záhadou.

3.4. Magnetary

A. Tiengo aj. monitorovali chování prvního objeveného magnetaru SGR 0526-66 (Dor), jenž se zjasnil počátkem března 1979 a vyvolal tehdy rozruch nevídanou energií i maximálním výkonem vzplanutí a četnými sekundárními záblesky až do r. 1983. Brzy se totiž ukázalo, že objekt skutečně patří do nejbližší sousední galaxie - Velkého Magellanova mračna a díky tomu se podařilo měřené hodnoty převést na zářivé výkony. Jak autoři uvedli, od r. 1983 jeho rentgenová aktivita natolik zeslábla, že byla překryta rentgenovým zářením příslušného pozůstatku po supernově N49 o stáří 5 – 10 tis. roků. Teprve v r. 2007 se podařilo družici Newton ověřit v rentgenovém oboru impulsní periodu 8,05 s, která je totožná s rotační periodou mateřské neutronové hvězdy a byla naposledy zaznamenána družicí Chandra v letech 2000-2001. Zatímco rentgenové spektrum magnetaru se během doby nezměnilo, rotační perioda se prodlužuje relativním tempem 6.10-11. Zářivý výkon v pásmu 1 – 10 keV je přitom díky uvedeném brzdění rotace stálý a dosahuje hodnoty 4.1028 W. Jak ukázali P. Esposito aj., družice Chandra odhalila zpomalení rotační periody 2,6 s dalšího magnetaru SGR 1627-41 o relativní míře 2.10-11. Tomuto brzdění odpovídá rentgenový zářivý výkon 4.1027 W a indukce magnetického pole neutronové hvězdy 20 GT. SNR je starý asi 2,2 tis. roků a nachází se ve vzdálenosti 11 kpc od nás.

N. Rea aj. se věnovali historii pozorování kandidáta na magnetar SGR 0501+4516, jenž byl pozorován družicí ROSAT v r. 1992 bez jakýchkoliv známek rentgenové aktivity. K jeho rentgenovému vzplanutí došlo 22. srpna 2008 a už den poté jej zaznamenala družice Newton, která jej sledovala až do konce září téhož roku. Další údaje poskytly družice Swift, Suzaku a INTEGRAL. Posledně jmenovaná družice zaznamenala podle T. Enota aj. tvrdé rentgenové záření zdroje v období od konce srpna do začátku září; měkké rentgenové záření zesláblo teprve 3 měsíce po výbuchu. Během náběhu k maximu družice viděly řadu krátkých vzplanutí, jejichž četnost však po maximu rychle klesala. V maximu vzrostla rentgenová jasnost zdroje až na 89 Krabů. Magnetické pole na povrchu rotující neutronové hvězdy dosahovalo indukce 20 GT. Podle R. Aptekara aj. zaznamenala aparatura Konus na družici Wind tepelné brzdné záření z tohoto magnetaru v pásmu 20 – 300 keV s maximálním výkonem >5.1033 W a celkovou vyzářenou energií 1032 J. Autoři se totiž domnívají, že magnetar lze ztotožnit s pozůstatkem po supernově HB9, který je od nás vzdálen 1,5 kpc.

B. Davies aj. využili 10m Keckova teleskopu k určení hmotnosti magnetaru SGR 1900+14 (Aql), který vzplanul 27. srpna 1998 a jehož indukce magnetického pole se odhaduje na 100 GT. Teoretické výpočty ukázaly, že kompaktní objekt (černá díra) měl podle velikosti vzplanutí hmotnost kolem 40 M☉, ale zmíněná pozorování určila horní mez hmotnosti pouze 17 M☉, což je v rozporu se současnou domněnkou, která obrovitá vzplanutí magnetarů vysvětluje. B. Abbott aj. využili aparatury pro gravitační vlny LIGO k hledání případného signálu od tohoto magnetaru při dalším výbuchu koncem března 2006, ale neuspěli.

N. Rea aj. dále uvedli, že fyzikálně patří do jediné třídy objektů magnetary (SGR), anomální rentgenové pulsary (AXP) i přechodné AXP (TAXP). Jejich společnou charakteristikou je rychlá (2 – 12 s) perioda rotace neutronové hvězdy, která se rychlým tempem brzdí a odpovídá tak indukci magnetického pole až 100 GT. Zatím je známo kolem 15 objektů těchto typů, ale jejich skutečný počet je určitě vyšší, protože pro vzácnost a krátkost jejich aktivity je zatím objevujeme jedině díky šťastným shodám okolností.

3.5. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

G. Vianello aj. uveřejnili souhrný katalog GRB sledovaných aparaturou IBIS na družici INTEGRAL od listopadu 2002 do září 2008. Družice zaznamenala celkem 56 GRB, z nichž asi polovina měla pozorovatelné optické dosvity. Rozložení energie vzplanutí v pásmu 200 – 20 keV bylo možné určit pro 43 GRB, ale většina jejich zářivé energie se vyskytovala v užším pásmu 190 – 35 keV. Naneštěstí jen vzácně (v 5 %) případů se podařilo změřit červené posuvy v optickém dosvitu a tím určit jejich vzdálenost od nás. F. Aharonian aj. se pokoušeli objevit pomocí aparatury HESS záření gama s energií >100 GeV u 22 GRB, jež vzplanuly v letech 2003-2007, ale ani v jednom případě neuspěli.

A. Klotz aj. zjistili, že robotický teleskop TAROT dokázal v letech 2001-2008 odhalit až u pětiny ohlášených GRB optické protějšky, které byly jasnější než R = 14 mag, a u více než poloviny GRB nalezli protějšky jasnější než 15,5 mag. Tyto poměrně příznivé výsledky jsou velmi cenné pro brzké zahájení multispektrálních pozorování, protože optická lokalizace je suverénně nejpřesnější.

Podobně F. Ferrero aj. uvedli, že družice Swift od svého vypuštění v listopadu 2004 do března 2009 zaznamenala přes 300 GRB s přesností polohy na <4′; v řadě případů dokonce s přesností kolem 1′. V 84 % případů se totiž podařilo lokalizace GRB pomocí rentgenové kamery XRT přímo na palubě družice. Díky tomu se u 72 % GRB podařilo najít optické nebo infračervené dosvity, případně i optické protějšky a ve 30 % případů tak určit vzdálenost GRB díky změřenému červenému posuvu spektrálních čar v dosvitu. Autoři začali pro detekci GRB používat nový integrální spektrograf u 3,5m teleskopu na Calar Alto ve Španělsku. Tím, že spektrograf má velké zorné pole, nečekají na poplach od družice Swift, ale snímkují vybraná pole na obloze. Tak se jim podařilo zaznamenat nezávisle GRB 060605 v poloze 2129-0602, který v oboru gama trval 20 s, ale optický teleskop UVOT na družici Swift viděl optický protějšek plných 6 h a kamera XRT pozorovala rentgenový dosvit po celých 24 h. Teleskop VLT ESO odhalil v dané poloze mateřskou galaxii R = 26,4 mag se z = 3,8 (vzdálenost 3,7 Gpc) a ze světelné křivky se podařilo určit vrcholový úhel usměrněného výtrysku 2,4° i počáteční Lorentzův faktor (250).

J. Greiner aj. pořídili pomocí VLT ESO infračervené i optické spektrum dosvitu GRB 080913 (poloha 0423-2508) s mimořádně vysokým červeným posuvem z – 6,7 (vzdálenost 3,9 Gpc). Světelná křivka dosvitu začala na 20 mag a skončila na 25 mag. Epizoda záření gama trvala jen 8 s a z extrapolace jasnosti optického protějšku vychází, že byl v té chvíli krátce viditelný očima jako objekt 5 mag. V. D'Elia aj. sledovali týž objekt spektrografem UVES VLT již 8,5 min po vlastním vzplanutí, kdy optický protějšek byl stále ještě 12 mag v pásmu R. V ultrafialovém a optickém spektru tam našli řadu absorpcí Fe II, které vycházely z oblastí vzdálených 2 – 6 kpc a dávají představu o struktuře interstelárního materiálu v mateřské galaxii. Další silné absorpce našli kolem červeného posuvu z ≈ 0,94, což je nejspíš mezilehlá galaxie ve vzdálenosti 2,3 Gpc od nás.

Titíž autoři nalezli vzápětí pomocí družice Fermi GRB 080916C v poloze 0759-5638 (Car), jenž v energetickém pásmu 10 keV - 10 GeV vyzářil během necelé minuty tolik energie jako 8 tisíc (!) supernov, což odpovídá anihilaci 5 M☉! Zatímco běžné GRB nevysílají měřitelné záření gama s energiemi >800 keV, v tomto případě přišly fotony v energetickém rozsahu neuvěřitelných 7 řádů. Navíc se ukázalo, že fotony nejvyšších energií dorazily na palubu družice o plných 16 sekund později, než fotony nejnižších energií, což by mohlo nasvědčovat tomu, že opravdu existuje prostoročasová „pěna“ na stupnici dané Planckovým časem (≈10-43 s) a Planckovou délkou (10-35 m). Autoři dále zjistili, že superrelativistické částice se v usměrněných výtryscích pohybovaly rychlostí jen o desetitisícinu procenta menší než je rychlost světla, protože Lorentzův faktor v tomto případě dosáhl rekordní hodnoty >1090! Optický dosvit pozorovaly teleskopy v Chile (GROND MPI na La Silla a Gemini S) a 1,4m v Jižní Africe. Odtud se podařilo určit z = 4,35 (vzdálenost 3,8 Gpc). Infračervený dosvit ve filtrech J, H a K dosahoval ještě po jednom dnu od výbuchu hodnot <21 mag.

Nicméně tatáž družice Fermi pozorovala podle A. Abda aj. aparaturou LAT další GRB 090510 (z = 0,9), kde vzplanutí gama v pásmu energie 31 GeV nebylo měřitelně opožděno proti signálu na nejnižších energiích fotonů, což potvrzuje platnost Lorentzovy transformace i pro čas a délku jen nepatrně vyšší než jsou zmíněné hodnoty kvantové pěny. Jinými slovy je toto měření v silném rozporu s důsledky kvantové teorie gravitace.

S. Komissarov aj. upozornili na vysoké hodnoty Lorentzova faktoru (řádu 100) v ultrarelativistických výtryscích z GRB ve vzdálenosti <10 mil. km od kompaktní hvězdy. Z toho usuzují na významný vliv silných magnetických polí při urychlování elektricky nabitých částic ve zmíněných výtryscích. Tomu odpovídají jedinečná polarimetrická pozorování GRB 090102 uskutečněná I. Steelem aj. aparaturou RINGO 2m liverpoolského teleskopu na ostrově La Palma počínaje 161. sekundou po začátku vzplanutí gama, které samo trvalo plných 27 s. Naměřené hodnoty polarizace svědčí o emisi synchrotronového záření leptonů v uspořádaných magnetických polích v okolí kompaktního objektu. Potřebnou energii získávají leptony Blandfordovým-Znajekovým mechanismem vytažení gravitační energie rotující černé díry pomocí magnetického pole v akrečním disku kolem díry.

P. Kumar a R. Barniol usoudili na základě skutečnosti, že družice Fermi je schopna sledovat energetické záření GRB v tak širokém rozsahu energií, že ve skutečnosti se v těchto zdrojích uplatňuje současně více mechanismů urychlování protonů. Protony s energiemi >100 MeV se urychlují ve vnější rázové vlně díky synchrotronovému záření, zatímco nízkoenergetické protony vznikají v rázově stlačeném magnetickém poli o původní indukci 2nT v cirkumstelárním prostoru. Výskyt magnetických polí v okolí zdroje GRB je totiž nutným předpokladem k pochopení existence následujících optických dosvitů těchto zdrojů.

N. Kuinovi aj. se podařilo získat pomocí kamery UVOT družice Swift zatím nejčasnější ultrafialové spektrum pro GRB 081203A pouhých 251 s po vzplanutí, kdy v pásmu U dosáhl optický protějšek 13,4 mag. Odtud se podařilo určit červený posuv z = 2,05, tj. vzdálenost zdroje od nás 3,2 Gpc.

Neúnavná družice Swift se postarala o objev dosud nejvzdálenějšího GRB 090423 (Leo; poloha 0956+1809) s červeným posuvem z = 8,26 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří vesmíru 625 mil. let po velkém třesku). N. Tanvir aj. nalezli pomocí UKIRT infračervený dosvit už 20 min po vlastním vzplanutí, protože hlavní autor dostává poplachové zprávy družice Swift přímo na svůj mobil a tak začal ihned operativně jednat: zburcoval obsluhy teleskopů UKIRT a Gemini-N na Havaji, ale také 2,2m MPI na La Silla, 3,6m TNG na La Palma a VLT ESO na Paranalu. I když GRB trval 12 s, bylo potřebí opravit toto trvání o relativistickou dilataci času, takže ve skutečnosti vzplanutí trvalo jen 1,3 s. Z údajů o vzdálenosti nepřímo vyplývá, že hvězdy I. generace (populace III) začaly vznikat nejpozději 370 mil. let po velkém třesku (z ≈ 12), ale možná ještě dříve už při z ≈ 20 (<200 mil. let po velkém třesku). Spektroskopické údaje o GRB 090423 potvrdili též R. Salvaterra aj., kteří objekt sledovali pomocí TNG ještě 14 h po vlastním vzplanutí.

Jak uvedl E. Berger, epochu objevů velkých červených posuvů zahájily v r. 1962 kvasary a dlouho to byly právě ony, kdo tabulku rekordních vzdáleností vedly. V r. 2000 se však podařilo objevit nejvzdálenější galaxii IOK-1 s červeným posuvem z = 7,0 (vzdálenost 3,96 Gpc; 780 mil. let po velkém třesku), zatímco kvasary to dotáhly „jen“ na z = 6,4 (vzdálenost 3,92 Gpc; 870 mil. let po velkém třesku). Nyní se tedy do čela pelotonu propracovaly zábleskové zdroje záření gama, což se vzhledem k jejich až absurdně vysokému zářivému výkonu a usměrnění záření ve výtryscích dalo ostatně čekat.

P. D'Avanzo aj. našli pomocí VLT ESO několik hodin po vzplanutí optické dosvity a mateřské galaxie GRB 051227, 061006 a 071227. Ve všech případech se příslušné GRB nacházely uvnitř mateřských galaxií, ale mimo jejich centrum, což nasvědčuje tomu, že šlo vesměs o splynutí dvou kompaktních hvězd. Pokles optické jasnosti dosvitů byl prudší než pro rentgenovou světelnou křivku. Mateřské galaxie měly podobnou metalicitu jako Slunce a jevily se jako modré galaxie s intenzivní tvorbou hvězd.

Podobně J. Graham aj. získali světelnou křivku i spektrum optického dosvitu krátkého SGRB 070714B, Měření jasnosti započala ihned po vzplanutí GRB a pokračovala po celých 24 h. Světelná křivka jevila fázi plató v čase 5 – min po vzplanutí a pak klesala s 0,9. mocninou času. Autoři dokázali změřit červený posuv ve spektru mateřské galaxie (z = 0,92), odkud vyplývá vzdálenost GRB 2,25 Gpc, což je nový rekord pro vzdálenost SGRB a současně důkaz, že SGRB mohou vybuchovat i v mladém vesmíru. E. Ramirez-Ruiz a W. Lee soudí, že šlo o vznik magnetaru.

A. Corsiová a P. Mészáros připomněli, že díky promptním údajům družice Swift se podařilo zjistit, že rentgenový dosvit některých zábleskových zdrojů záření gama vykazuje fázi plató v čase od několika minut do několika málo hodin po vzplanutí GRB. Autoři soudí, že tato fáze souvisí se vznikem milisekundového magnetaru, jenž dodává energii do ohnivé koule vlastního GRB. Rodící se rychle rotující neutronová hvězda by se přitom měla brzdit výronem velkého množství gravitačního záření, takže po dobu trvání fáze plató by bylo možné pomocí citlivých detektorů toto záření dokonce zaznamenat III. generací gravitačních detektorů typu LIGO a VIRGO. Příkladem takového úkazu měl být GRB 060218, doprovázený výbuchem supernovy 2006aj.

Koncem r. 2009 ohlásili L. Antonelli aj., že GRB 090426 překonal rekord pro vzdálenost SGRB, neboť při trvání <2 s měl červený posuv z = 2,6 (vzdálenost 3,4 Gpc). Na snímku LBT se dokonce podařilo odhalit mateřskou galaxii, v níž ke vzplanutí gama došlo. Háček však spočívá v tom, že energetické spektrum úkazu i jeho světelná křivka v pásmu gama daleko lépe odpovídá LGRB.

S. Dado aj. se pokusili objasnit mechanismus záření krátkých (<2 s) GRB (SGRB), který je stále nejasný. Všeobecně se má za to, že jde o případy splynutí dvou kompaktních hvězd, které vybudí úzce směrované protilehlé výtrysky měkkého záření gama. Další možnosti jsou fázové přechody v některé kompaktní složce těsné dvojhvězdy, anebo akrece většího množství plynu na jednu ze složek. SGRB by tedy měly přednostně vznikat v hustých jádrech kulových hvězdokup, anebo i v mladých velmi hustých otevřených hvězdokupách, popřípadě v mladých pozůstatcích po supernovách, jež při výbuchu neztratily druhou složku těsné dvojhvězdy.

G. Ghirlanda aj. porovnali spektra a svítivosti 79 SGRB a LGRB pozorovaných aparaturou BATSE na družici Compton a zjistili, že v prvních 1 – 2 s po začátku vzplanutí mají oba typy prakticky shodná energetická spektra, což nasvědčuje tomu, že mechanismus vlastního výbuchu je týž; liší se pouze trváním úkazu. Tomu odpovídá i skutečnost, že špičkový výkon SGRB je vyšší než pro LGRB, ale celková vyzářená energie vzplanutí je u SGRB naopak nižší než u LGRB.

Naproti tomu D. Huja aj. tvrdí na základě srovnání průběhů 388 vzplanutí GRB z aparatur BATSE družice Compton a BAT družice Swift za období od listopadu 2004 do února 2009, že existují dokonce tři oddělené skupiny vzplanutí, tj. krátké (20 % úkazů), střední (10 %) a dlouhé (70 %). H. N. He aj. uvedli, že některé dlouhé GRB mají nápadně nízké svítivosti (např. GRB 980425, 031203 a 060218), což definuje další podskupinu třídy LGRB. Následně B. Zhang aj. se postarali o to, aby byl zmatek v klasifikaci SGRB a LGRB dovršen, neboť ukázali, že rekordně vzdálené GRB 080913 a 090423 vypadají sice po započtení vlivu dilatace času jak SGRB, ale jinak vykazují rysy LGRB!

Když už jsem natrefil na zmatky, tak se musím přiznat, že se jich podobně jako většina popularizátorů dopouštím také, když uvádím kosmologické vzdálenosti GRB, které jsou fakticky fiktivní, protože odpovídají času, který potřeboval signál k tomu, aby k nám od zdroje dorazil. Lze to ilustrovat na příkladu mimořádně jasného GRB 080319B s červeným posuvem z = 0,94, pro nějž uvádím vzdálenost 2,3 Gpc, ačkoliv objekt byl v době vyslání záblesku od nás vzdálen jen 1,6 Gpc, kdežto v přítomnosti je už vzdálen 3,25 Gpc. Nicméně tyto fiktivní vzdálenosti mají tu výhodu, že dávají vzájemně srovnatelnou představu o prostorovém rozložení objektů, i když přesně vzato jde jen o dobu, po kterou signál běžel k nám přepočtenou na „světelné parseky“. Proto se této konvence budu přidržovat i nadále.

4. Mezihvězdná látka

G. Sloan upozornil na skutečnost, že uhlíkové hvězdy v naší Galaxii mající metalicitu (příměs prvků od uhlíku výše) v průměru 25krát nižší než Slunce přispívají velmi vydatně k tvorbě uhlíkového prachu v mezihvězdném prostoru. Zrnka prachu mají rozměry srovnatelné s vlnovou délkou optického záření, takže vydatně rozptylují a pohlcují viditelné světlo - proto jsou mezihvězdná mračna v Mléčné dráze tak dobře „viditelná“ i pouhým okem a optická extinkce v nich tam často dosahuje neuvěřitelných hodnot zeslabení přes 30 mag, tj. více než biliónkrát!

H. Gupta aj. využili 100m radioteleskopu GBT v Green Banku k objevu anionu C6H- ve směru ke 24 obřím molekulovým mračnům v naší Galaxii. Zatímco kationty v mračnech jsou pozorovány už dlouho (zejména CH+, HCO+ a N2H+), po aniontech se delší dobu marně pátralo, ačkoliv teorie naznačovala, že by se v mračnech vyskytovat měly. První anion teď tedy konečně nalezli hned ve všech sledovaných mračnech; jeho výskyt dosahuje 4 % zastoupení neutrální molekuly C6H.

A. Belloche aj. nalezli pomocí 30m radioteleskopu IRAM v pásmu milimetrových vln komplexní molekuly ethylformátu (C2H5OCHO) a n-propyl kyanidu (C3H7CN) v mezihvězdných mračnech s teplotami až 150 K. Týmž přístrojem objevili M. Beltrán aj. v horkém (>300 K) jádře molekulového mračna H 31.41+0.31 (vzdálenost 8 kpc) nejjednodušší monosacharid - glykolaldehyd (CH2OHCHO). Tyto molekuly vznikají na povrchu uhlíkových zrníček ve vzdálenostech do 10 kAU od prahvězd v mračnech. Objevy svědčí o překvapivě komplexní organické chemii teplejších částí galaktických mezihvězdných mračen.

Podle M. Lattelaise aj. jsou v mezihvězdném prostoru zastoupeny především ty izomery komplexních molekul, které mají nejnižší energii, takže jsou nejstabilnější. Platí to jak pro molekulová mračna a zejména jejich teplá jádra, tak i pro „kouřící“ hvězdy asymptotické větve obrů, jež jsou obklopeny prachem uhlíkových a křemíkových zrnek. Dále C. Lee aj. zkoušeli v laboratorních podmínkách ozařovat napodobeninu mezihvězdného ledu (zmrzlá voda, methylamin a CO2) silným ultrafialovým zářením a ukázali, že tak vzniká nejmenší známá aminokyselina glycin, který považujeme za jednoho z tzv. prekursorů života. To prakticky znamená, že organická chemie začala ve vesmíru dávno předtím, než vznikla Země. Pokrok milimetrové a submilimetrové astronomie zvýšil počet identifikovaných molekul v mezihvězdném prostoru nad 150.

A. Bamba aj. zjistili díky družici Suzaku, že zdroj vysoce energetického záření gama HESS J1745-303 vyzařuje rentgenovou čáru železa, jež vzniká rozptylem záření gama v molekulovém mračnu přímo v centru Galaxie. Objev mračna tak pomáhá vysvětlit záhadu, kde se v centru Galaxie nachází stavební materiál pro tvorbu pozorovaných velmi mladých hvězd v těsné blízkosti černé veledíry. Podle F. Aharoniana aj. energetické spektrum zdroje dosahuje vrcholu pro energii fotonů 16 TeV a zdroj sám je dlouhodobě stabilní.

M. Reid aj. rozvinuli program soustavného trigonometrického měření vzdáleností obřích molekulových mračen pomocí radiointerferometrie VLBA. Využívají k tomu maserového záření methanolu. Podařilo se jim tak lokalizovat polohu mračen S 252 a G 232.6+1.0 vůči spirálním ramenům Galaxie. S 252 je od nás vzdáleno 2,1 kpc, takže patří do spirálního ramene v Perseovi, zatímco G 232 je vzdáleno 1,7 kpc, takže se nalézá mezi ramenem v Perseovi a ramenem v souhvězdích Lodního kýlu a Střelce. Dosud měřené kinematické vzdálenosti jsou soustavně přeceňovány vůči přesnějším trigonometrickým (paralaktické úhly přitom dosahují jen zlomků úhlové milivteřiny!). Nyní je už totiž zřejmé, že tato mračna nedosahují kruhové oběžné rychlosti kolem centra Galaxie; jejich oběžná rychlost je v průměru o 13 km/s nižší než kruhová, takže se po spirále pomalu blíží k centru Galaxie. Podle týchž autorů je známé obří molekulové mračno Sgr B2 (zlatý důl pro objevy mezihvězdných molekul) od nás vzdáleno 7,9 kpc, tj. nachází se o 130 pc před černou veledírou v centru Galaxie.

Další studie v témže programu uveřejnili Y. Xu aj., B. Zhang aj., A. Brunthaler aj., A. Sanna aj a J. Baba aj. Týkají se přibližně tuctu dalších obřích molekulových mračen ve vzdálenostech 2,3 – 5,9 kpc od nás a kromě čar methanolu využívali také maserových čar ethanolu. Všechna jimi změřená mračna obíhají kolem centra Galaxie dokonce v protisměru (retrográdně) a mají rovněž soustavně nižší než kruhové oběžné rychlosti, a to až o 30 km/s. Příčina těchto odchylek není příliš jasná; skupina A. Brunthalera se domnívá, že jde o gravitační poruchy od středové příčky naší Galaxie.

K tomu přibyla také studie G. Moellenbrocka aj. o vzdálenosti mračna IRAS 0042+55, založená na vodním maseru, jehož kinematická vzdálenost 4,6 kpc je zřejmě zcela chybná, protože trigonometrie dává vzdálenost (2,17 ±0,05) kpc. Odtud ovšem vyplývá, že citované rameno v Perseu nemá ani poloviční vzdálenost, než se dosud myslelo, čili spirální struktura Galaxie je mnohem více „utažená“. Linova teorie vzniku spirálních ramen galaxií pomocí hustotních vln tak utrpěla další šrámy a většina odborníků se začíná přiklánět k modelům, založeným na hydrodynamických simulacích vzniku spirálních ramen jako přechodných, ale klidně též rekurentních rysů spirálních galaxií.

Autoři posledně citované práce uvádějí, že pomocí vodních maserů lze nyní měřit vzdálenosti molekulových mračen až do 10 kpc! I v této vzdálenosti dosahuje přesnost trigonometrických paralax ještě velmi přijatelných ±10 %. Zatímco až donedávna byly vzdálenosti rozplizlých mračen naprosto neurčité, objev mezihvězdných maserů a existence interferometrů VLBA způsobily, že v tuto chvíli trigonometrické určování vzdáleností mračen podstatně překonává svým dosahem současné možnosti optické trigonometrie hvězd: známá družice HIPPARCOS měla pro osamělé hvězdy dosah necelý 1 kpc a pozemní trigonometrie jen 50 pc.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdné asociace a hvězdokupy

T. Currie aj. pozorovali známou otevřenou hvězdokupu h Persei (stáří 14 mil. let) pomocí rentgenové družice Chandra. Objevili v ní přes 140 jasných rentgenových zdrojů se zářivým výkonem až 2.1030 W. Toto záření vysílají mladé hvězdy o hmotnostech 0,4 – 2,0 M☉ v prvních desítkách milionů let své existence. V téže době ve hvězdokupě mohou vznikat i terestrické planety, protože z měření infračervené družice SST vyplývá, že v ekosférách těchto hvězd je dostatek prachu. Prakticky to znamená, že podobně se nejspíš chovalo i mladé Slunce, čili i Země byla zpočátku dokonale sterilizována rentgenovým zářením, neboť žádná ochranná vrstva atmosféry tehdy ještě neexistovala.

S. Meibon aj. určili vzdálenost staré otevřené hvězdokupy NGC 188 (Cen) pomocí elementů v ní se nacházející zákrytové dvojhvězdy V 12 s oběžnou periodou 6,5 d. Dvojhvězda s kruhovou dráhou je současně dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou o shodných hmotnostech složek 1,1 M☉, poloměrů 1,4 R☉ i teplot 5,9 kK. Obdrželi tak nejenom správnou vzdálenost hvězdokupy 1,8 kpc, ale i rozumnou hodnotu jejího stáří 6,2 mld. let (starší odhady totiž dávaly alarmující stáří 15 mld. let!). Podobně postupovali K. Yakut aj. v případě další staré otevřené hvězdokupy M67 (=NGC 2682; Cnc), když v ní pozorovali světelné křivky pěti zákrytových dvojhvězd i dalších proměnných hvězd pomocí teleskopů o průměru 1,2 m a 1,5 m. Obdrželi tak spolehlivou hodnotu vzdálenosti hvězdokupy 860 pc a odtud i její stáří 4 mld. let.

W. Park aj. se zabývali sestrojením barevných diagramů pro 242 hvězdokup ve známé spirální galaxii typu Scd M33 (Tri; vzdálenost 900 kpc) Použili k tomu údajů z kamery WFPC2 HST a zhruba pro 100 hvězdokup tak dokázali odvodit jejich stáří. Nejstarší hvězdokupy se utvořily před 1 mld. let, nejvíce jich však vznikalo před 60 mil. let a nejmladší před necelými 10 mil. let.

F. van Leeuwen uveřejnil výsledky měření paralax a vlastních pohybů 20 otevřených hvězdokup, založených na důkladné revizi údajů z katalogu družice HIPPARCOS. Přesnost v určení paralax a tedy i vzdáleností stoupla proti údajům z původního katalogu 2,5krát a přesnost vlastních pohybů dokonce 4krát. Vůbec nejbližší otevřená hvězdokupa C 1222+263 (Com) se nalézá ve vzdálenosti 87 pc; nejvzdálenější spolehlivě trigonometricky určené vzdálenosti otevřených hvězdokup dosahují hodnot ≈500 pc. Stáří zkoumaných hvězdokup se pohybuje v rozmezí 100 – 1 000 mil. let. Stále však přetrvává problém s nekompatibilní vzdáleností známých Plejád. Zatímco z revize dat družice HIPPARCOS nyní vychází jejich vzdálenost 120 pc, přesná pozemní astrometrické měření dávají soustavně vzdálenosti >130 pc.

Jedničkou mezi kulovými hvězdokupami naší Galaxie je bezpochyby obří kulová hvězdokupa ω Centauri (=NGC 5139; vzdálenost 4,8 kpc), která je na jižní obloze snadno viditelná pouhým okem. Někdy se dokonce považuje za trpasličí galaxii, protože obsahuje více populací hvězd různého stáří a její hmotnost se odhaduje na 6 MM☉. Nyní se však ukazuje, že i další kulové hvězdokupy jsou tvořeny různě starými populacemi, jak zjistili J. Lee aj. a P. Ferraro aj. pro celkem 8 hvězdokup, mezi nimiž figuruje známé hvězdokupy Terzan 5 a M22. Populace se od sebe liší zastoupením těžších prvků, např. Ca nebo Fe. Podle J. Leeho aj. stojí za touto chemickou diferenciací supernovy, které při výbuchu obohacují stavební materiál další populace hvězd o „kovy“.

A. Abdo aj. objevili pomocí družice Fermi silné záření gama s energiemi >200 MeV ve směru od galaktické „dvojky“ - obří kulové hvězdokupy 47 Tucanae (5 mag; vzdálenost 5,1 kpc), které považují za souhrnné záření očekávaných ≈60 milisekundových pulsarů v této hvězdokupě. Naproti tomu se H. Anderhubovi aj. nepodařilo najít pomocí aparatury MAGIC takové záření pro známou kulovou hvězdokupu M13 (Her; 7,7 kpc), což přičítají nedostatečnému výskytu pulsarů v této hvězdokupě. Svou roli však může hrát i větší vzdálenost této hvězdokupy v porovnání s předešlou.

M. Niederste-Ostholt aj. se zabývali kulovou hvězdokupou Segue-1, objevenou teprve nedávno díky přehlídce SDSS. Jde přitom o jednu z největších kulových hvězdokup naší Galaxie s průměrem 60 pc, jež však vykazuje mimořádně nízkou svítivost (absolutní hvězdná velikost činí jen -3 mag). Autoři zjistili, že je od nás vzdálena plných 23 kpc v galaktické šířce 50°, takže vznikla v satelitní galaxii Sgr, která se právě v současné době rozplývá v Mléčné dráze.

C. Knigge aj. přinesli důkazy, že nezvykle hmotné modré hvězdy v kulových hvězdokupách, které by se v tak starých hvězdných soustavách už dávno neměly vyskytovat a jímž se říká „modří loudalové“ (angl. blue stragglers), nevznikají ani v hustých centrech hvězdokup přímými srážkami (zachycením), ale že jde o výsledek mocného přenosu hmoty v soustavách těsných dvojhvězd. Je ovšem pravda, že k urychlení přenosu přispívají poruchy od okolních blízkých hvězd, zejména právě v jádrech hvězdokup. Nicméně F. Ferraro aj. zjistili na základě barevného diagramu ze snímků HST pro kulovou hvězdokupu M30 (=NGC 7099; 8,8 kpc), že v této soustavě se vyskytují modří loudalové z obou scénářů, tj. o něco více modřejší loudalové ze zachycení a následné srážky před >2 mld. let, ale také poněkud červenější modří loudalové z původních těsných dvojhvězd přenosem hmoty mezi složkami. R. Mathieu a A. Geller ukázali, že v již zmíněné staré otevřené hvězdokupě NGC 188 patří 16 z objevených 21 modrých loudalů do soustav dvojhvězd s oběžnou dobou řádově 1 tis. dnů. Ve všech případech rotují loudalové ve dvojhvězdách rychleji, než odpovídající generické hvězdy hlavní posloupnosti.

5.2. Naše Galaxie

R. Badyopadhay aj. se zabývali záhadou, odkud se v jádře Galaxie bere anihilační čára 511 keV, která svědčí o tom, že tam vzniká velké množství pozitronů. Nyní se podařilo ukázat, že v jádře Galaxie se nacházejí tisíce zdrojů tvrdého rentgenového záření, což je zřejmě produkt interakce těsných dvojhvězd, kde dochází k akreci materiálu na kompaktní (degenerovanou) složku. To vede nutně k výtryskům energetického záření ve směru osy silného magnetického pole a tam jsou podmínky pro vzniku párů pozitron-elektron, které vzápětí anihilují.

S. Gillessen aj. pozorovali po dobu 16 let v blízkém infračerveném oboru spektra pomocí kamery SHARP na La Silla a kamery NACO s adaptivní optikou na VLT ESO pohyby hvězd v bezprostřední blízkosti černé veledíry uprostřed Galaxie. Pro 28 hvězd do úhlové vzdálenosti 1′ od veledíry tak získali polohy s přesností 3.10-4 obl. vteřiny a v případě hvězdy S2 už pozorování pokryla celou Keplerovu elipsu. Odtud vyplývá, že excentricita její dráhy dosahuje „kometární“ hodnoty e = 0,88. (Infračervená pozorování mají tu výhodu, že v daném směru dosahuje extinkce jen 3 mag, kdežto v optickém oboru by hvězdy S nebyly vůbec viditelné, jelikož extinkce zde stoupá až na 30 mag.) Z těchto měření vyplynula jednak hmotnost černé veledíry (4,3 ±0,4) MM☉ a jednak vzdálenost veledíry od nás (8,3 ±0,5) kpc.

D. Merritt aj. zjistili, že dráhy hvězd S jsou v prostoru rozloženy náhodně, stejně jako orientace jejich rotačních os. Autoři to přičítají existenci intermediální černé díry ve vzdálenosti řádu 10 miliparseků od černé veledíry. Podle S. Doelemana se hvězdy S mohou přiblížit na svých protáhlých eliptických drahách až na pouhých 45 AU k černé veledíře (to odpovídá vzdálenosti vnitřního okraje Edgeworthova-Kuiperova pásu od Slunce). E. Griv se domnívá, že hvězdy S vznikly v centrálním disku Galaxie gravitačním rozpadem jeho plynné složky na zárodečné chuchvalce a následným zhroucením na prahvězdy. Od místa zrodu však hvězdy migrovaly směrem k černé veledíře, takže odtud lze odvodit horní hranici jejich dnešního stáří <10 mil. roků.

R. Schödel aj. změřili pomocí kamery NACO/CONICA VLT ESO vlastní pohyby více než 6 tis. hvězd do vzdálenosti 1 pc od centrálního rádiového zdroje Galaxie Sgr A*. Odtud dostali hmotnost černé veledíry jen 3,6 MM☉, ale současně zjistili, že v toru o vnitřním poloměru 0,4 pc a vnějším poloměru 1,0 pc, jenž veledíru obklopuje, se nachází rozptýlená hmota (hvězdy a mezihvězdná látka) o úhrnné hmotnosti 1 MM☉. Konečně F. Yusef-Zadeh aj. využili infračervených kamer a fotometru v pásmech 4,5 a 24 μm na SST k prozkoumání oblasti o poloměru 200 pc od centra Galaxie. Zjistili, že na sever od centra tam převažuje molekulový plyn, kdežto na jih od centra mladé hvězdy typu YSO (angl. Young Stellar Objects). Tempo tvorby hvězd je v celé oblasti stejně vysoké jako v bezprostřední blízkosti veledíry. S. Ramirezová aj. ukázala, že v kouli o poloměru 100 pc od centra Galaxie se nachází plných 10 % plynné složky celé Galaxie. V jádře Galaxie našla hvězdy staré jen 1 mil. let.

H. Falcke využili radiointerferometru VLBI v pásmu centimetrových a milimetrových vln ke sledování výtoku látky z bezprostřední blízkosti obzoru událostí černé veledíry. Okolí veledíry je pozoruhodně klidné, protože tempo ztráty hmoty nedosahuje ani 10-7 M☉/r. B. Balick a R. Brown zjistili pomocí radioteleskopu ATCA poblíž Narrabri v Austrálii, že v polovině srpna 2006 kolísala intenzita rádiového zdroje Sgr A* na vlně 3 mm až o pětinu během pouhých dvou hodin. To odpovídá minimálnímu tempu ztráty látky z okolí černé veledíry 10-9 M☉/r.

S. Doeleman aj. využili milimetrové radiointerferometrie VLBI ke studiu fyzikálních poměrů v úhlové vzdálenosti jen 10 obl. mikrovteřin, tj. pouhé 4 Schwarzschildovy poloměry (cca 50 mil. km) od veledíry. To dává zatím nejlepší podporu tvrzení, že kompaktní objekt v centru Galaxie je opravdu černá veledíra ve shodě s obecnou teorií relativity (a Hawking by už konečně mohl dostat Nobelovu cenu). A. Broderick aj. odhadli maximální hodnotu poloměru obzoru událostí galaktické veledíry na <30 obl. mikrovteřin a její spin a ≈ 0,9.

C. Francis a E. Anderson určili na základě přesných údajů o polohách a prostorových vlastních pohybech více než 20,5 tis. blízkých hvězd z katalogu družice HIPPARCOS polohu a pohyb místního těžiště v okolí Slunce vůči centru Galaxie. Dostali tak tři složky vektoru rychlostí po řadě 7,5; 13,5 a 6,8 km/s a gradient kruhové rychlosti v okolí Slunce v radiálním směru od centra Galaxie -9,3 km/s/kpc. Přestože jde o zatím nejlépe určené hodnoty, jejich přesnost není podle autorů nijak oslňující a tak se čeká až na družici Gaia, která by mohla potřebné hodnoty výrazně zlepšit. Údaje o místním těžišti jsou totiž klíčové pro všechny modely rozložení hmoty a kinematiky rychlostí v Galaxii a tedy pro určení celkové struktury naší hvězdné soustavy.

D. Majaess aj. využili k určení vzdálenosti Slunce od centra Galaxie poloh cefeid a obdrželi v závislosti na typu cefeid hodnoty v rozmezí 7,6 – 7,8 kpc. Pro poloměr galaktické výdutě (angl. bulge) obdrželi hodnotu 1,3 kpc a pro vzdálenost Slunce kolmo od hlavní roviny Galaxie 26 pc. Naproti tomu N. Matsunaga aj. odvodili pomocí infračervených měření rozložení proměnných typu Mira vzdálenost Slunce od středu Galaxie (8,2 ±0,5) kpc.

H. Morrisonová aj. zjistili, že v halu Galaxie se nacházejí skupiny hvězd s výstřednými drahami a odlišným směrem pohybu. To znamená že se v halu, které považujeme za nejstarší část Galaxie, vyskytují také hvězdy, které se tam dostaly mnohem později, nejspíš při kanibalizaci některých okolním satelitních galaxií. Vzápětí M. Revnitsev aj. dokázali pomocí studia rozložení horkého difuzního rentgenového záření v galaktickém hřebenu, jenž má v jaderné čáře Fe s energií 6,7 keV průměrnou teplotu 100 MK, že i v disku Galaxie se nachází alespoň 470 diskrétních zdrojů - bílých trpaslíků a hvězd s aktivními korónami. Autoři zjistili, že tyto objekty se nalézají ve dvojhvězdách, takže od svých průvodců přibírají hmotu a dosahují přitom rentgenového zářivého výkonu řádu až 1025 W. Souhrnný výkon těchto diskrétních zdrojů, které se při nižším rozlišení předešlé generace družice jevilo jako difuzní, dosahuje dokonce 1036 W, čili je srovnatelné s optickým zářivým výkonem Galaxie.

H. Peters ukázal, že hvězdy v galaktickém halu, které se vyznačují vysokými (únikovými) prostorovými rychlostmi, pocházejí buď z galaktického disku nebo dokonce přímo z centra Galaxie. To však je na první pohled nemožné, protože stáří těchto hvězd na tak dlouhou cestu z centra do hala prostě nestačí. Peters se však domnívá, že zmíněné objekty „omládly“, jelikož původně patřily k tzv. modrým loudalům, tj. hvězdám, které se v hustém prostředí centra a disku setkávaly a splývaly s jinými hvězdami a tím jakoby omládly. Autor ve své práci zveřejnil seznam minimálně 15 velmi rychlých hvězd, jejichž hmotnosti se pohybují v intervalu 5,5 – 22 M☉, tj. v intervalu stáří 8 – 79 mil. roků, kdežto jejich dnešní poloha v halu dává jejich minimální stáří 23 – 272 mil. let. Autor však našel tři možné vývojové scénáře pro zmíněné hmotné hvězdy, z nichž každý prodlužuje jejich životnost až na čtyřnásobek, čímž lze zmíněný dlouhodobě neřešený rozpor elegantně vysvělit.

W. Huang aj. upozornili na nezvyklou polohu rychlé modré (sp. B) hvězdy HD 69686, která může být nanejvýš 73 mil. let stará, a přesto se nalézá ve vzdálenosti 12 kpc od centra Galaxie a současně 1,8 kpc od hlavní roviny Galaxie, tj. v gal. šířce +23°. Jelikož její pekuliární rychlost dosahuje 190 km/s a v témže směru se v různých vzdálenostech od nás nalézá ještě 12 dalších hvězd s podobnou kinematikou drah, lze podle autorů považovat celou tuto soupravu hvězd za pozůstatek kanibalizované cizí galaxie, anebo za hvězdy, které se zrodily v tzv. vysokorychlostních mračnech (HVC), padajících zvenčí do roviny Galaxie.

S prvním vysvětlením souhlasí M. Abadi aj., kteří ukázali, že velké množství hvězd s vysokými prostorovými rychlostmi se nachází ve směru k souhvězdí Lva a jejich stáří se pohybuje v mezích 100 – 200 mil. let. Ve vzdálenosti 50 kpc od centra Galaxie je úniková rychlost 600 km/s, takže tak vysoké rychlosti zmíněné hvězdy ani zdaleka nedosahují. Proto se autoři domnívají, že rychlé hvězdy vznikají při průchodu trpasličí galaxie v těsné blízkosti jádra Galaxie, kde vinou silných slapů se některé hvězdy cizí galaxie působením slapových sil od své mateřské galaxie utrhnou a vytvoří chvost prchajících hvězd, jenž se dostane až do galaktického hala.

M. Reid aj. pokračovali v soustavném trigonometrickém proměřování paralax spirálních ramen Galaxie pomocí radiové interferometrie VLBA. Dostali tak pomocí přesných měření poloh a vzdáleností 18 obřích molekulových mračen kruhovou oběžnou rychlost pro okolí Slunce (254 ±16) km/s, která je o 15 % vyšší, než dosud přijímaná hodnota 220 km/s. Kruhová rychlost se s rostoucí vzdáleností od centra Galaxie jen velmi mírně zvyšuje. V tomto modelu je pak Slunce vzdáleno od centra (8,4 ±0,6) kpc. Rotační křivka v závislosti na vzdálenosti od centra Galaxie se tak výrazně sblížila s průběhem obdobné křivky pro galaxii M31 v Andromedě a hmotnost naší Galaxie stoupla proti dosavadním odhadům na dvojnásobek. Je tedy prakticky shodná s hmotností galaxie M31. To také znamená, že ke stabilitě obou soustav přispívá výrazně skrytá látka (angl. dark matter). Podle G. Shattowové a A. Loeba má vyšší rotační rychlost místního těžiště zajímavý důsledek pro vztah Velkého Magellanova mračna k naší Galaxii. Dosud se zdálo, že tato nejbližší sousední galaxie není k naší Galaxii gravitačně vázána, ale nyní je zřejmé, že platí opak.

5.3. Místní soustava galaxií

Přehlídka OGLE určená primárně pro hledání gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) se nyní začala neméně úspěšně využívat pro statistické studie vlastností jednotlivých tříd proměnných hvězd. I. Soszynski aj. uveřejnili katalog proměnných hvězd typu RR Lyrae, objevených jednak v poli OGLE II (40 čtv. stupňů ve VMM; sledováno 32 mil. hvězd v intervalu od července 2001 do března 2008) a dále v poli OGLE III (pole 0,4 čtv. stupně; světelná křivka každé hvězdy obsahuje 400 fotometrických měření ve filtru I s integrační dobou 3 min.). Katalog obsahuje bezmála 25 tis. hvězd tohoto typu, což je trojnásobek dosud známého počtu. Autoři ukázali, že proměnné RR Lyr nejsou ve VMM rozprostřeny rovnoměrně; kupí se podél příčky v jádře VMM a jde vesměs o staré hvězdy s periodami v rozmezí 0,3 – 0,6 d. Cílem autorů je tak postupně zmapovat i rozložení ostatních tříd proměnných hvězd v nejbližší sousední galaxii.

E. Costa aj. využili 2,5m duPontova teleskopu v Las Campanas k proměřování vlastních pohybů obou Magellanových mračen v intervalu 6 let. Pohyby byly vztaženy k polohám vzdálených kvasarů. Odtud vyplývá, že VMM se od naší Galaxie vzdaluje radiální rychlostí 86 km/s a jeho tangenciální rychlost dosahuje 315 km/s. VMM se vůči MMM pohybuje rychlostí 84 km/s, což spíše naznačuje, že obě mračna jsou vůči sobě gravitačně vázána. Chyby měření však jsou až dosud příliš vysoké, než abychom mohli tuto vazbu jednoznačně potvrdit. Podle G. Shattowové a A. Loeba je kruhová rotační rychlost v naší Galaxii ve vzdálenosti Slunce od centra až o 15 % vyšší než dosud přijímaná hodnota 220 km/s. V tom případě by bylo VMM gravitačně slabě vázáno i vůči naší Galaxii.

J. Koerwer odvodil vzdálenost VMM z infračervených pozorování vlastností polních červených hvězd. Dostal tak hodnotu 51,1 kpc. G. Pietrzynski aj. změřili vzdálenost dvojčárové spektroskopické a současně zákrytové dvojhvězdy v poloze 0510-6858 skládající se ze dvou trpaslíků hlavní posloupnosti třídy G4, která se nachází ve VMM a byla objevena během kampaně OGLE (hledání gravitačních mikročoček). Výsledná hodnota 50,1 kpc má chybu jen ±3 % a autoři sami tvrdí, že pokud se podaří nalézt více takových dvojhvězd ve VMM, klesne relativní i absolutní chyba v určení vzdálenosti Mračna na ±1 %, což zásadně zvýší přesnost celého kosmologického žebříku vzdáleností ve vesmíru. V rámci téhož projektu ARAUCARIA změřili O. Szewczyk aj. vzdálenost MMM 62,2 kpc. Využili přitom 34 krátkoperiodických proměnných typu RR Lyrae objevených rovněž v kampani OGLE a podrobně sledovaných aparaturou SOFI na NTT ESO (La Silla). Tatáž metoda pro VMM dává ovšem hodnotu 52,0 kpc.

E. Sabbi aj. využili kamery ACS HST k průzkumu šesti nesouvisejících oblastí MMM s cílem porovnat změny tempa tvorby hvězd během existence Mračna. Zjistili, že první hvězdy v MMM se tvořily již před 12 mld. let. K obohacování mezihvězdného prachu a plynu kovy docházelo nejprve v centrálních partiích Mračna; na jeho periférii bylo po dlouhou dobu zastoupení kovů velmi nízké. Hvězdy se po celou dobu existence Mračna tvořily plynule, ale tato aktivita ustala před 2,5 mld. let. Po přestávce začala před 0,5 mld. let mladých hvězd opět opět přibývat, a to zejména v galaktické příčce a křídlech MMM. Naproti tomu T. Tsujimoto a K. Bekki zjistili z chemického složení hvězd MMM, že před 7,5 mld. let došlo ke splývání Mračna z více tehdejších trpasličích galaxií bohatých na mezihvězdný plyn. Projevilo se to skokem v metalicitě tehdy vznikajících hvězd. Zmíněné splývání se odehrálo v době, kdy bylo hnízdo trpasličích galaxií velmi daleko od naší Galaxie.

D. Sand aj. odvodili z pozorování satelitu naší Galaxie Hercules (SDSS 1631+1247) vzdáleného 133 kpc, že je starý alespoň 12 mld. roků a má protáhlý tvar o délce 460 pc. Hvězdy v něm pozorované mají metalicitu o dva řády nižší, než je sluneční, a absolutní hvězdná velikost satelitu činí jen -6,2 mag, tj. zhruba 20 kL☉. Satelit se od naší Galaxie vzdaluje úctyhodnou rychlostí 145 km/s, což naznačuje, že má velmi protáhlou eliptickou dráhu vůči centru Galaxie.

A. Maccio aj. upozornili na velký rozsah zářivých výkonů (svítivostí) satelitů naší Galaxie, které mají typické rozměry 600 pc a srovnatelné hmotnosti řádu 10 MM☉; navzdory tomu se jejich svítivosti navzájem liší až o 4 řády. V. Belokurov aj. objevili v poloze 0219+2010 malý satelit naší Galaxie, označený jako Segue 2 (SEGUE = Sloan Extension for Galactic UndErstanding) v galaktické délce l = 149° a šířce b = -38° s pozorovanou jasností 17,7 mag. Odtud vyplývá jeho vizuální absolutní hvězdná velikost -2,5 mag a průměr jen 70 pc.

V jeho blízkosti se nacházejí další miniaturní satelity Segue 1, Boo II a Com, což znamená, že jde o subsatelity jiných hmotnějších satelitů! Autoři se domnívají, že subsatelity vznikaly obecně již v raném vesmíru, tj. v první půlmiliardě let po velkém třesku, a představují pozůstatky po epoše reionizace vesmíru. Jak napsal N. Gnedin, „galaxie podobně jako sloni mají sloní paměť“, takže subsatelity nejsou přímo stavebními kameny pro tvorbu „řádných“ galaxií; spíše jde o chaotickou změť zbytků, které odpadly od stavebních kamenů, protože mají řádově jen tisíce hvězd, kdežto skutečné satelity až stovky milionů hvězd a velké galaxie typu Mléčné dráhy nebo galaxie M31 dokonce stovky miliard hvězd. Protože se jednotlivé galaxie k sobě dosti často přibližují na vzdálenosti menší než jejich slapové poloměry, mnoho hvězd je při takovém manévru odchýleno z drah a doslova vytrženo z mateřské galaxie. Do každé galaxie se tak dostávají vetřelci s úplně odlišnými kinematickými parametry a chemických složením, takže po 12 miliardách let existence obřích galaxií jde o velmi neuspořádané propletence, doslova neuklizený nepořádek.

A. McConnachie aj. zjistili na základě prohlídky 3,6m reflektorem CFHT na Havaji, že u galaxie M31 (And) byla dosud objevena nanejvýš čtvrtina těchto subsatelitů. Ukázali, že slapové síly mění měřitelně trajektorie hvězd i ve vzdálenostech o dva řády větších, než je rozměr disku velké spirální galaxie, v němž se nachází až 100 mld. hvězd. To postihlo dokonce i miliony hvězd galaxie M33 (Tri), která se před 2,5 mld. let přiblížila k M31 na minimální vzdálenost 40 kpc.

S tím také podle M. Putmana aj. souhlasí rádiové pozorování rozložení H I v M33. Vodíkové mračno o hmotnosti 1,4 GM☉, které se nachází pod diskem galaxie, v němž se tvoří hvězdy, vykazuje zřetelné záhyby vinou slapů od galaxie M31 z doby před 2 mld. let. Dále odhadují, že za několik málo miliard let tvorba hvězd v M33 ustane, popřípadě zbylý plyn poslouží k iniciaci tvorby hvězd v obří galaxii M31. Autoři tak připodobňují vzájemné působení mezi galaxiemi M33 a M31 ke vztahu mezi Magellanovými mračny a naší Galaxií. V. Uová aj. využili modrých veleobrů v galaxii M33 k nezávislému určení vzdálenosti M33 od nás jednak pomocí Keckova teleskopu a jednak kamerou ACS HST. Výsledná hodnota vzdálenosti 970 kpc velmi dobře souhlasí s hodnotami, získanými dalšími pěti metodami určování vzdáleností galaxií v Místní soustavě.

M. Kim aj. změřili pomocí polohy špičky výskytu červených obrů v galaxii IC 10 modul vzdálenosti této galaxie, jež má o řád nižší zastoupení kovů než naše Galaxie. Odvozená vzdálenost 715 kpc ukazuje, že i tato galaxie patří do Místní soustavy galaxií.

5.4. Cizí galaxie

F. Acero aj. zjistili pomocí aparatury HESS, že spirální galaxie NGC 253 (Scl; vzdálenost 3,5 Mpc) je zdrojem záření gama v pásmu nad 220 GeV. Jde o stálý zdroj pozorovaný v letech 2005, 2007 a 2008 během 119 h expoziční doby. Galaxie se vyznačuje epizodami překotné tvorby hvězd ve svém centru, a tak právě tam lze očekávat nejen vznik energetických fotonů záření gama, ale též kosmického záření o vysokých (TeV) energiích. Podobně tým aparatury VERITAS odhalil zdroj záření gama s energiemi nad 700 GeV v jádře galaxie M82 (UMa; 3,7 Mpc). I tato galaxie obsahuje právě ve svém jádře oblasti překotné tvorby hvězd a je tedy téměř určitě zdrojem vysoce energetického kosmického záření.

C. Siopis aj. změřili rozborem kinematiky mezihvězdných vodních maserů nezávisle hmotnost černé veledíry (38 M☉) v jádře blízké (7,3 Mpc) galaxie NGC 4258. Tato hodnota dobře souhlasí se starším údajem, který byl odvozen ze vztahu mezi svítivostí výdutí galaxií a hmotností příslušné veledíry (33 M☉). Nejnovější revizi zmíněného stavu ohlásili K. Bandara aj. na základě přehlídky SLACS, při níž našli 43 galaxií s dobře definovanou celkovou hmotností Mtot i hmotností příslušné černé veledíry Mbh. Pak podle autorů platí v rozsahu dvou řádů hmotností černých veleděr jednoduchý empirický vztah:

log Mbh = 8,2 + 1,55(log Mtot - 13,0), což svědčí o genetické provázanosti mezi černou veledírou a halem příslušné galaxie.

J. Madrid studoval časovou proměnnost ultrafialové jasnosti uzlíku HST-1 ve známém optickém výtrysku z centra obří galaxie M87 v období od května 1999 do prosince 2006. Zjistil tak, že koncem r. 2002 se uzlík zjasnil proti počáteční jasnosti 15krát. V letech 2003-04 jeho jasnost dramaticky kolísala, aby pak dosáhla vrcholu v květnu 2005 na úrovni 0,5 mJy, takže uzlík byl 4x jasnější než samotné jádro výtrysku, přičemž souběžně stoupala i jeho rentgenová jasnost, která však dosáhla maxima padesátinásobek klidové hodnoty o měsíc dříve. Od maxima pak jasnost uzlíku klesala zrcadlově souměrně k předešlému růstu, ale v listopadu 2006 byl zaznamenán další velký výbuch, kdy se uzlík opět zjasnil proti klidovému stavu téměř o dva řády. Uzlík se přitom nachází poměrně daleko od černé veledíry ve vzdálenosti 65 pc.

Podobný průběh měly i změny toku záření gama, které zaznamenala aparatura HESS v Namibii, byť s horší úhlovou rozlišovací schopností. V únoru 2008 však podle R. Wagnera aj. došlo k novému výbuchu, jenž byl koordinovaně sledován jak pomocí rádiové interferometrie VLBA, tak i aparaturami VERITAS, MAGIC a HESS v oboru záření gama. Díky VLBA se podařilo ukázat, že výbuch započal ve vzdálenosti jen 2 tis. AU od černé veledíry. Z těchto nesmírně pozoruhodných pozorování lze vyvodit, že šlo o zvýšení emise synchrotronového záření ze základny výtrysku, ale směr výtrysku nemíří přímo na pozorovatele; úhel mezi zorným paprskem a osou výtrysku dosahuje 28°. Černá veledíra v jádře M87 je extrémně hmotná, neboť obsahuje 6 mld. M☉. Jde tedy o unikátní kosmickou laboratoř v příznivé vzdálenosti a to zajisté přinese i v budoucnosti další pozoruhodné výsledky pro celou astrofyziku.

B. Brandl aj. využili Spitzerova dalekohledu k určení zářivého výkonu nejbližší (22 Mpc) interagující dvojice galaxií „Tykadla“ (NGC 4038/4039) v souhvězdí Havrana. Pro pásmo vlnových délek 5 – 38 μm tak dostali hodnotu 4.1010 L☉ a pro současné tempo tvorby hvězd v nich 6,6 M☉/r, což na tak silně interagující systém je vlastně docela málo. Ostatně A. Robaina aj. zjistili pomocí simulací, že při srážkách galaxií se tempo tvorby hvězd zvyšuje proti klidovém stavu jen 1,8krát a zvýšení netrvá kosmologicky vzato dlouho. Pouze 8 % hvězd ve vzdálenostech 1 – 2 Gpc od naší Galaxie vzniklo pod vlivem probíhajících srážek galaxií. Navíc A. van der Wel aj. ukázali z rozboru parametrů >17 tisíc sféroidálních galaxií v přehlídce SDSS, že když splynou galaxie podobných rozměrů, tvorba hvězd se tím dokonce potlačí.

K. Gültekin aj. odvodili ze snímků kamery WFPC2 HST hmotnosti černých veleděr u galaxií NGC 3585 (Hya; typ S0; 340 MM☉; vzdálenost 21 Mpc), 3607 (Leo; eliptická; 120 MM☉; 20 Mpc), 4026 (UMa; typ S0; 210 MM☉; 16 Mpc) a 5576 (Vir; rádiová galaxie typu E3; 180 MM☉; 27 Mpc). D. Krajnović aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu Gemini-N k určení hmotnosti centrálních černých veleděr v galaxiích NGC 524 (Psc; 830 MM☉) a 2549 (Lyn; 14 MM☉), vzdálených od nás 40 Mpc, resp. 12 Mpc.

S. Farrellová aj. objevili intermediální černou díru s hmotností přes 500 M☉ v galaxii ESO 243-49 v podobě svítivého a proměnného rentgenového zdroje HLX-1 v poloze 0110-4604, který se nachází v úhlové vzdálenosti 8′ od centra galaxie, vzdálené od nás 90 Mpc. Průměrná bolometrická svítivost zdroje přesahuje 1035 W a odtud právě vyplývá vysoké hmotnost černé díry ukryté uvnitř svítícího obalu. C. Rodriguez aj. nalezli na rádiové frekvenci 1,3 GHz binární černou veledíru v rádiogalaxii 0402+379 díky interferometrii VLBI. Úhrnná hmotnost páru je určitě vyšší než 700 MM☉ a rovina jejich oběžné dráhy je skloněna o 66° vůči zornému paprsku. Veledíry obíhají kolem společného těžiště po kruhové dráze o poloměru 7 pc, takže jde o nejkompaktnější známý pár vůbec vzdálený od nás zhruba 230 Mpc.

V r. 2007 spustila skupina astronomů z britských (Oxford, Nottingham, Portsmouth) a amerických (Yale, Johns Hopkins) universit pozoruhodný projekt Galaxy Zoo (www.galaxyzoo.org), v němž nabídla dobrovolníkům z celého světa účast v morfologické klasifikaci snímků zhruba 1 milionu galaxií ve velké přehlídce SDSS. Autory projektu příjemně překvapilo, když se k účasti na projektu během jediného roku přihlásilo na 150 tisíc zájemců z celého světa, kteří dodávali klasifikace tempem až 70 tis. klasifikací za hodinu (!). Celkem tak dostali za rok 50 milionů klasifikací, tj. v průměru 50 nezávislých vizuálních klasifikací každé galaxie, přičemž se ukázalo, že člověk dokáže vystihnout zařazení galaxie k určitému typu daleko lépe než sebedůmyslnější počítačový program. Vzápětí se projekt proto rozšířil na další přehlídky, zejména na snímky pořizované HST, ale také dalšími pozemními dalekohledy (INT, WHT, Gemini-S, WYIN), radioteleskopy a přístroji na družicích Swift a GALEX. V letech 2008-2009 umožnily výsledky projektu publikovat 10 prací v recenzovaných časopisech, které obsahovaly závažné výsledky o vývoji galaxií, ale i o kuriozních objektech, o nichž předtím nikdo neměl tušení.

C. Lintott aj. popsali vlastnosti obrovitého modrozeleného útvaru jižně od spirální galaxie IC 2497 (LMi; abs. hv. velikost -22 mag) ve vzdálenosti 220 Mpc, na nějž během účasti na projektu Galaxy Zoo v r. 2007 upozornila tehdy čtyřiadvacetiletá holandská středoškolská učitelka biologie Hanny van Arkelová. Záhadný objekt proto dostal název Hanny's Voorwerp („voorwerp“ je holandský název pro objekt). Zatím se zdá, že Voorwerp vzdálený od mateřské galaxie 14 – 21 kpc je ozařován světlem kvasaru, který byl v nitru zmíněné galaxie v činnosti před stovkami tisíc let, ale někdy před 50 tis. lety uhasl. Zředěný plyn Voorwerp je vysoce ionizován a svítí zejména v zakázané čáře [O III] na vlnové délce 500,7 nm. Pro svou velkou rozlehlost může Voorwerp sloužit k rekonstrukci dávné světelné křivky hasnoucího kvasaru, který byl tehdy vůbec nejbližším aktivním kvasarem vůči Slunci.

O dalším významném objevu projektu Galaxy Zoo pojednává sdělení C. Cardamoneové aj. o objevu nové třídy kompaktních zelených galaxií s překotnou tvorbou hvězd řádu 10 M☉/rok v přehlídce SDSS. Dobrovolníci našli celkem 251 případů nerozlišených kompaktních galaxií, které se prozradily silně rozšířenou (100 nm!) čarou [O III] a nízkou metalicitou a jejichž hmotnosti se pohybují v intervalu 0,3 – 10 GM☉. Každých několik set milionů let se počet hvězd v těchto galaxiích zdvojnásobuje. (Mimochodem, naši zájemci o projekt Galaxy Zoo se mohou obrátit na český koordinační tým na webové adrese: www.galaxyzoo.org. Vzápětí ukázali S. Toft aj., že čím kompaktnější jsou galaxie ve vzdálenostech 2,8 – 3,4 Gpc, tím intenzivnější je v nich tvorba hvězd.

W. Wu ukázal, že existuje jednoznačná závislost mezi zářivým výkonem bližších galaxií s červeným posuvem do z = 0,1 (vzdálenost <400 Mpc) v blízké infračervené oblasti a rozměrem rezonančních prstenů v rozložení hvězd u prstencových galaxií, jichž je do této vzdálenosti od nás známo přes tisíc. To dává možnost využít těchto galaxií jako standardních svíček pro odvození lokální hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru nezávisle na jiných indikátorech vzdáleností, přičemž střední chyba této hodnoty činí zhruba 10 %.

M. Dotti aj. nalezli v kvasaru SDSS J0927+2944 (vzdálenost 1,9 Gpc) známky přítomnosti těsného páru černých veleděr, které kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 0,3 pc v periodě 370 let. Primární veledíra má úctyhodnou hmotnost 2 GM☉, zatímco sekundární „jen“ 600 MM☉. Relativní rychlost sekundární veledíry vůči těžišti soustavy dosahuje neméně úctyhodné rychlosti 2 650 km/s. Celá soustava je zanořena do cirkumbinárního plynného disku. Odtud též vyplývá, že obě veledíry splynou během 3 mld. let.

M. Ouchi aj. objevili pomocí Spitzerova teleskopu záhadné mračno Himiko (Cet) svítící v čáře Ly-α s vysokým červeným posuvem z = 6,6, tj. v čase 800 mil. let po velkém třesku. Odtud též spočítali lineární rozměry mračna >17 kpc, jeho vysokou hmotnost ≈40 GM☉, zářivý výkon v čáře Ly-α 4.1036 W a vysoké tempo tvorby hvězd >30 M☉/r.

T. Tanaka aj. zjistili díky přehlídce SDSS, že již v čase 1 mld. let po velkém třesku se ve vesmíru vyskytují černé veledíry s hmotnostmi kolem 1 GM☉, takže vzniká otázka, jak se hvězdné černé díry s hmotnostmi nanejvýš 100 M☉ dokáží tak rychle vykrmit akrecí. Podle názoru autorů začínají z hmotných hvězd I. generace (populace III) vznikat hvězdné černé díry o relativně vysoké hmotnosti již v čase 100 mil. let po velkém třesku a pak musí po větší část své existence pilně nabírat další hmotu akrecí. E. Dalla Bontá aj. ukázali na základě snímků a spekter kup galaxií A1836, A2052 a A3565 pomocí WFPC, ACS a STIS HST, že horní mez pro hmotnosti černých veleděr uvnitř obřích galaxií určitě přesahuje 4 mld. M☉. Daleko vyšší a zřejmě realističtější horní mez však uvádějí C. Carilli aj. - plných 20 GM☉. Nicméně koncem r. 2009 ohlásili G. Ghiselliniová aj, že blazar S5 0014+813 vzdálený od nás 3,6 Gpc skrývá ve svém nitru černou veledíru s obludnou hmotností 40 GM☉!

S. Giodini aj. zkoumali, jak se mění podíl hvězd v závislosti na celkové hmotnosti 118 kup galaxií, vzdálených od nás 0,4 – 2,3 Gpc. Jednotlivé kupy mají hmotnosti v rozmezí 10 –1 000 TM☉ a s růstem hmotnosti klesá podíl hvězd na jejich úhrnné hmotnosti, zatímco hmotnost volného plynu stoupá vždy o 25 % na každý růst hmotnosti kupy o řád. Zastoupení baryonů v kupách je vždy nižší, než jak vyplývá z měření reliktního záření družicí WMAP. Teprve pro hmotnosti kup >700 TM☉ se začínají obě nezávislá určení zastoupení baryonů sbližovat.

J. Regan a M. Haehnet tvrdí, že rychlý růst hmotnosti hvězdných černých děr může probíhat v halech skryté látky o teplotě 15 tis. K, které vykazují velmi nízkou metalicitu a v nichž je potlačeno ochlazování molekulového vodíku. V centru hala tak vznikají podmínky pro vznik nadhvězd, jež se kosmologicky bleskurychle změní ve hmotné hvězdné díry, které v hustém centru hala nabírají hmotu akrecí tempem 1 M☉/r. Dosáhnou tak hmotnosti 1 MM☉ za pouhý milion let, ale tehdy se další akrece materiálu na vzniklou veledíru zastaví. Splýváním veleděr v centru hala pak vznikají obří veledíry o hmotnostech řádu miliardy M☉. Zatím neexistují žádné pozorovací důkazy o tom, že hvězdy I. generace mohly už tak brzo opravdu vzniknout, ale vyloučené to není, protože dosavadní aparatury nedokáží proniknout do takového mládí vesmíru; to čeká na novou generaci přístojů jako JWST a ALMA.

C. Carilli a D. Riechers zkoumali galaxie různého stáří až do času pouhé 1 mld. let po velkém třesku pomocí rádiointerferometrie soustavami VLA a Plateau de Bure. Zjistili, že nejstarší galaxie mají poměr hmotnosti černé veledíry ku hmotnosti celé galaxie jen 1:30, zatímco mladší galaxie až 1:700. Z toho vyvozují, že galaxie vznikají ze zárodku, jímž je černá veledíra, která pak na sebe nabaluje intergalaktický materiál až do stádia zralosti 4 – 5 miliard let po velkém třesku.

A. Feoli a L. Mancini se pokusili roztřídit galaxie podle jejich vztahu mezi hmotností centrální černé veledíry a průměrné kinetické energie náhodných pohybů hvězd v dané galaxii. Dostali tak jakousi obdobu Hertzsprungova-Russellova diagramu pro hvězdy. Různé morfologické typy galaxií zaujímají navzájem odlišné části příslušného diagramu. Nejvýše se nacházejí obří eliptické galaxie, uprostřed diagramu galaxie čočkové a v dolní části pozdní spirály.

P. van Dokkum aj. srovnávali rozměry velmi svítivých eliptických galaxií současnosti s rozměry jejich protějšků před 10 – 11 mld. let, objevených pomocí NICMOS HST. Jejich spektra pořídili pomocí dlouhých expozic infračervenou kamerou teleskopu Gemini-N a dostali tak pro zmíněné staré galaxie vysokou disperzi radiálních rychlostí přes 500 km/s. Odtud vyplývá, že tehdejší hmotné galaxie byly mnohem menší a hustší, takže se během následujících ≈10 mld. let zvětšily až pětkrát.

A. Dekel aj. objevili úzké studené proudy plynu, které pronikají přes ohřáté halo skryté látky dovnitř mladých galaxií. Toto proudění ve svém důsledku zvyšuje tempo tvorby hvězd v galaxiích starých nanejvýš 3 mld. let po velkém třesku až na hodnoty kolem 200 M☉/r. Proces je velmi účinný pro vznik hmotných galaxií, jako je naše Mléčná dráha. Splýváním malých trpasličích galaxií vznikají galaxie zářící silně v submilimetrovém pásmu spektra, v nichž se pak rovněž překotně tvoří hvězdy. K. Chiboucasová aj. upozornili též na skutečnost, že mnohé klasické galaxie včetně naší Mléčné dráhy mají v porovnání s teorií příliš málo satelitních trpasličích galaxií. Dobře je to patrné u blízké galaxie M81 (UMa; vzdálenost 3,6 Mpc), která je obklopena pouhými 12 satelity.

M. Devlin aj. zveřejnili výsledky přehlídky BLAST, kdy na stratosférickém balónu vypouštěném v Antarktidě na základně McMurdo do výšky 40 km byly v ohnisku 2m reflektoru umístěny detektory submilimetrového záření v pásmech 0,25; 0,35 a 0,50 mm. Autoři zjistili, že v těchto pásmech září dvacetkrát více galaxií, než se dosud soudilo. Rozlišovací schopnost aparatury není sice dostatečná pro jejich zobrazení, ale lze odtud odvodit, že v submilimetrových galaxiích probíhá v časech 1,5 – 5 mld. let po velkém třesku překotná tvorba hvězd tempem až o dva řády vyšším než v naší Galaxii. Submilimetrové galaxie jsou silně zaprášené vlažným (30 K) prachem, který pro blízké galaxie nejvíce září v pásmu 0,1 mm, ale pro vzdálenější galaxie se maximum následkem kosmologického červeného posuvu posouvá až k 0,5 mm. Zářivý výkon submilimetrových galaxií dosahuje hodnot řádu až 10 TL☉ a výsledkem jejich vývoje jsou známé obří galaxie o hmotnostech více než o řád vyšších, než je hmotnost naší Galaxie. Tato měření zároveň naznačují, jak velkou příležitostí pro budoucí výzkum galaxií se stane dokončovaná aparatura ALMA ESO v poušti Atacama v Chile.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

Přehlídka SDSS umožnila dle G. Richardse aj. odhalit na 8,4 tis. čtv. stupňů oblohy téměř 1,2 mil. kvasarů do infračervené jasnosti 21,3 mag. Když si připomeneme, že v r. 1967 bylo známo jen 100 kvasarů, o 10 let později 1 tisíc a v r. 1998 teprve 10 tisíc, tak je vidět, že tempo rozvoje astronomie hlubokého vesmíru vzrůstá stále ještě zrychleně. J. Souchay aj. zkompilovali velký astrometrický katalog kvasarů LQAC z tuctu dosud publikovaných katalogů těchto objektů. V současné době tak máme spolehlivé údaje o více než 113 tis. kvasarech.

Y. Juarez aj. zjistili s překvapením, že i nejvzdálenější kvasary, které pozorujeme ve věku necelé miliardy let po velkém třesku, mají stejnou metalicitu jako kvasary bližší a tedy pozdnější. Ze spekter 30 kvasarů navíc zjistili, že zastoupení Si, O, i C je dokonce vyšší než zastoupení týchž prvků v daleko pozdnějším Slunci! Když k tomu připočteme skutečnost, že tvorba uhlíku ve hvězdách zabrala celou první miliardu let vývoje vesmíru, sílí tak obava, že něco v našich představách o chemickém vývoji raného vesmíru nehraje.

F. Walter aj. poukázali na malý objem oblasti překotné tvorby hvězd u blízkých galaxií, která obvykle zaujímá prostor o hlavním rozměru <100 pc. Naproti tomu u kvasarů v mladém vesmíru jsou tyto oblasti zvýšené tvorby hvězd nesrovnatelně větší, tj. až 1,5 kpc. V obou případech je však tempo vznikání hvězd srovnatelné, a právě tak vzniká sféroidální složka celé galaxie. Pomocí interferometru IRAM se totiž autorům podařilo zkoumat velmi vzdálený (3,9 kpc) kvasar SDSS J1148+5251 s lineárním rozlišením 1,5 kpc, tj. v čase necelých 900 mil. let po velkém třesku. Infračervený zářivý výkon kvasaru tehdy dosáhl hodnoty 22 TL☉ (!)

J. Comerfordová aj. vyšli z domněnky, že kvasary vznikají splynutím dvou obřích galaxií, což se projeví tím, že pak mají po nějakou dobu ve svém centru dvě černé veledíry, obíhající po spirálové dráze kolem společného těžiště. To se projeví rozštěpením příslušných spektrálních čar, jež vznikají v bezprostředním okolí (akrečním disku) zmíněných veleděr. Využili tak přehlídky galaxií do vzdálenosti 2,5 Gpc od nás a našli tak celkem 107 kandidátů na podvojné veledíry v kvasarech, resp. v AGN. Dalších 35 galaxií má zdroj AGN uložen excentricky, což znamená, že ke splynutí galaxií došlo teprve nedávno. V souboru našli i známky takových podvojných veleděr a ukázali, že ve středním věku vesmíru zažije každá velká galaxie tři blízká setkání s cizí velkou galaxií během 1 mld. let.

T. Boroson a T. Lauer objevili v přehlídce SDSS kvasar J1536+0441 vzdálený od nás 1,2 Gpc, jehož široké emise, odhalené ve spektru ze 4m teleskopu KPNO, mají dvě složky s rozdílnými červenými posuvy, tj. s rychlostí rozdílnou o 3,5 tis. km/s. Odtud a také ze snímků HST odvodili, že v centru kvasaru se nalézá pár černých veleděr ve vzájemné vzdálenosti 0,1 pc, které obíhají kolem společného těžiště v periodě 100 let. Hmotnosti veleděr činí po řadě 20 a 800 mil. M☉. Naproti tomu R. Decarli aj. pořídili infračervený snímek kvasaru pomocí kamery HAWK-1 VLT ESO a zjistili, že ve skutečnosti jde o pár kvasarů ve vzájemné vzdálenosti 5 kpc, které představují jasná jádra galaxií o jasnostech ve filtru K po řadě 14,1 a 15,8 mag. Samotné galaxie mají v témže filtru jasnosti 15,6 a 16,2 mag. Právě tato nová interpretace je nejspíš správná, neboť ji potvrzují rádiová měření J. Wrobela a A. Laora, kteří na snímku aparaturou VLA rozlišili dva pravděpodobně bodové zdroje vzdálené od sebe minimálně 5 kpc. V každém případě jde o jeden z nejbližších párů kvasarů vůbec. S. Tang a J. Grindlay navíc uvedli, že hmotnosti obou černých veleděr se navzájem velmi liší, takže Boroson a Lauer ve skutečnosti měřili široké emise od hmotnější veledíry a k tomu přidali záření rozsáhlého akrečního disku kolem ní. Druhá složka páru má relativně nízkou hmotnost, a tak září jen ve velmi úzkých emisích, které Boroson a Lauer pozorovat nemohli.

G. Foreman aj. našli v přehlídce SDSS celkem 85 párů kvasarů, které nejsou projevem gravitačních čoček, ale skutečně vznikly samostatně v nevelké vzdálenosti od sebe. Statisticky je takových párů velmi málo; představují jen 1 promile ze známých kvasarů. Nejčastěji pozorujeme páry kvasarů se vzájemnou vzdáleností kolem 30 kpc, což odpovídá představě, že takové páry vznikly zhroucením dvou oblaků v zárodečném halu prakticky současně. Problémem je existence jakýchsi chvostů těchto kvasarů, které mají délku až 200 kpc. Jejich původ je dočista záhadný.

Patrně nejlépe studovaným párem je kvasar OJ 287 v poloze 0851+202 a vzdálenosti od nás 1,1 Gpc, který podle J. Fana aj. patří k proměnným objektům typu BL Lac s velkou amplitudou vizuální jasnosti 2 mag; ve filtru R dokonce 2,4 mag. Světelná křivka díky archivním snímkům už pokrývá období neuvěřitelných 120 let. Kolísání jasnosti má základní periodu 12 let, což souvisí se skutečností, že kolem centrální černé veledíry o rekordní hmotnosti 18 GM☉ obíhá jako průvodce černá veledíra o hmotnosti 130 MM☉, která se v pericentru prodírá akrečním diskem obří veledíry, a tím se zjasňuje. Podle M. Valtonena aj. se kvasar zjasnil dvakrát a tato vzplanutí lze vysvětlit akrecí materiálu na obří veledíru zesílenou slapy mezi veleděrami.

R. Zimmerman upozornil na důsledek existence párů kvasarů, tj. také párů černých veleděr. Pokud jsou obě jádra od sebe vzdálena kiloparseky, tak se po delší dobu nic zvláštního nestane, protože oběžné periody přesahují stovky tisíc let a systém je dlouhodobě stabilní. Jestliže jsou však obě veledíry vzdáleny méně než 1 pc, nutně se uplatní jednak ztráta energie systému vinou vyzařování gravitačních vln, ale též pohyb veleděr v odporujícím prostředí zejména tehdy, je-li oběžná dráha výrazně eliptická, což je dobře vidět právě na páru OJ 287, kde při oběžné době 12 let a výstřednosti dráhy 0,7 (!) činí velká poloosa dráhy méně hmotné složky jen 0,056 pc. Následkem zmíněných efektů se během jediného oběhu zkrátí oběžná perioda o celý měsíc a obě veledíry splynou během příštích 10 tis. let. J. Centrellaová se zabývala relativistickými výpočty postupného zesilování gravitačních vln a ukázala, že nejprve se „ozvou“ hluboké tóny a postupem času přejdou ve vysokofrekvenční pištění s výkonem až o 25 řádů vyšším, než je zářivý výkon Slunce!

Zdá se to být téměř neuvěřitelné, ale stále jsou slyšet a vidět odpůrci kanonické kosmologické vzdálenosti kvasarů úměrné jejich červenému posuvu. Veterán mezi těmito disidenty G. Burbidge společně s W. Napierem ukázali, že řada kvasarů s velkým červeným posuvem z z přehlídky SDSS se promítá do směru blízkých galaxií s malým z. Autoři tvrdí, že plných 4 tis. kvasarů se promítá do úhlové vzdálenosti <2′ od galaxií jasnějších než 18 mag, což nelze svést na zesílení jejich obrazů gravitační čočkou, takže prý jde o důkaz, že zmíněné kvasary jsou vymrštěny velkou rychlostí z blízkých galaxií. Svědčí o značné benevolenci recenzentů, že tyto opravdu těžko přijatelné názory nechávají zveřejnit v prestižních časopisech.

S. Gezari aj. se zabývali otázkou, co se stane, když se standardní hvězda dostane do gravitačního spáru černé veledíry. Autoři odhadli, že k takovému úkazu pro danou veledíru dochází v průměru jednou za 10 tis. roků a výsledek by měl být dramatický, protože hvězda je nejprve rozervána silnými slapy a přibližně polovina její hmotnosti se rozptýlí v okolí veledíry, zatímco druhá polovina se zřítí na veledíru. Pozorovaným důsledkem tohoto dramatu je rentgenový, popřípadě ultrafialový záblesk o bolometrickém zářivém výkonu až 3.1038 W; to odpovídá absolutní hvězdné velikosti až -19 mag, tedy srovnatelné se zářivým výkonem klasických supernov. Paradoxně však černé veledíry s hmotností >100 MM☉ slupnou celou hvězdu naráz a bez viditelného efektu, protože jejich slapové účinky vně obzoru událostí jsou zanedbatelné. Díky družici GALEX se podařilo objevit již tři takto podezřelé záblesky v ultrafialovém a optickém pásmu, které dosáhly v tomto pásmu zářivého výkonu řádu 1036 W, což přibližně odpovídá slapovému roztrhání hvězdy s hmotností ≈1 M☉. Autoři dále odhadli, že nejnovější synoptická přehlídka oblohy PanSTARRS by měla v průměru za rok najít na 30 takových záblesků v kouli o poloměru 800 Mpc.

M. Young aj. uveřejnili 5. katalog kvasarů z přehlídky SDSS, které byly příležitostně pozorovány též rentgenovou družicí Newton. Katalog obsahuje téměř 800 kvasarů s pozorovanými jasnostmi od 15 do 21 mag ve vzdálenostech 0,4 – 3,9 Gpc od nás. Z tohoto souboru plných 87 % kvasarů jeví rentgenový šum, přičemž v 60 % jde o šum dostatečně výrazný (>6 σ) nad úrovní pozadí, zatímco jen 9 % kvasarů je rádiově hlučných.

A. Abdo aj. objevili během prvních 10 měsíců provozu družice Fermi studující záření gama v pásmu energií nad 100 MeV tři extragalaktické zdroje tohoto záření, a to galaxii třídy AGN Cen A (vzdálenost 3,8 Mpc), dále rádiogalaxii Per A (vzdálenost 84 Mpc) a nejnověji též rádiogalaxii M87 (Vir; vzdálenost 17 Mpc). Všechny objekty se vyznačují stálou hodnotou intenzity záření gama v celém sledovaném pásmu. F. Aharonian aj. ukázali, že z měření aparaturou HESS v Namibii v letech 2004-2008 vyplývá, že galaxie Cen A a M87 září také v pásmu energií >120 GeV, a jejich zářivý výkon na úrovni 1032 W je stálý v čase.

Naproti tomu při pozorování dalších kvasarů v oboru záření gama 0,1 – 300 GeV odhalila družice Fermi, že kvasary často silně září i v tomto energetickém pásmu, ale jejich zářivý výkon kolísá až o řád v intervalu pouhých dnů. Podle A. Abda aj. se podařilo už během prvních tří měsíců pozorování širokoúhlou aparaturou LAT objevit mimo rovinu galaxie na 130 bodových zdrojů záření gama, z nichž 80 % se podařilo identifikovat jako aktivní jádra galaxií; většinou jde o blazary nebo klasické kvasary.

Podobně úspěšná je i pozemní aparatura VERITAS, která podle V. Acciariho aj. objevila záření gama v pásmu TeV u více než 20 galaxií typu AGN, které vesměs pochází z bezprostředního okolí centrálních černých veleděr. Tak například u proslulé galaxie M87 (Vir) přicházejí fotony gama z oblasti vzdálené jen stonásobek (≈0,1 pc) obzoru událostí příslušné veledíry. V tomto energetickém pásmu je však intenzita vyzařování gama silně a krátkodobě proměnná. Podle A. Fabiana jsou tyto energetické úkazy projevem vzniku horkých plynných bublin, které se „vaří“ v okolí černých veleděr a tryskají vzhůru; je to zatím málo prozkoumaná, ale určitě až děsivě nádherná fyzika, naštěstí v bezpečné vzdálenosti od nás.

F. Rieger a F. Aharonian tvrdí, že vysoce energetické záření gama u nejbližší galaxie typu AGN Cen A nepřímo dokazuje, že v blízkosti obzoru událostí černé veledíry na vnitřním okraji akrečního disku dosahuje Lorentzův faktor úděsné hodnoty řádu 108, což umožňuje v principu urychlovat elektrony a protony na extrémně vysoké energie, a to podél výtrysků kolimovaných do úzkých svazků šroubovicovým magnetickým polem. Autoři tvrdí, že černá veledíra v Cen A má hmotnost až 100 MM☉, takže její Schwarzschildův poloměr dosahuje hodnot kolem 200 mil. km. Lze prý tak vysvětlit příchod kosmických protonů s energiemi až 50 EeV. K podobně optimistickému závěru dospěl také M. Honda, který tvrdí, že kombinace dějů v okolí obzoru událostí veledíry a následné difúzní urychlování protonů i těžších jader rázovou vlnou ve výtryscích jim může dát energie až 1 ZeV (1021 eV)!

A. De Angelis aj. si všimli překvapivě vysoké úspěšnosti současných teleskopů, které objevují pomocí Čerenkovova záření energetické záření gama nejenom z klasických AGN, ale také z kvasarů, blazarů a dokonce i Seyfertových galaxií. Příval těchto objevů z aparatur HESS, VERITAS a MAGIC lze vysvětlit jedině tak, že hluboký vesmír je pro energetické záření gama podstatně průhlednější, než jak naznačovaly dosavadní modelové výpočty.

Y. Chen aj. se domnívají, že pro pochopení toho, co se děje v AGN, je potřebí zjistit, jak vlastně vznikají hvězdy v oblastech kolem jader AGN. Vybrali z přehlídky SDSS celkem 11 tisíc případů blízkých AGN ve vzdálenostech 130 – 320 Mpc a zkoumali, jak vypadala tvorba hvězd v centrálních 2 kpc během posledních 100 mil. roků. Zjistili, že klíčovou úlohu při tvorbě nových hvězd hrají výbuchy supernov, které umožňují, aby do centrálních oblastí AGN natekl plyn zvnějšku, a tak doplnil zásoby „stavebního materiálu“ pro další překotnou tvorbu hvězd.

A. Cattaneo a j. využili archivních údajů o AGN a kvasarech k zamyšlení nad otázkou, co se děje s obrovskou energií, která zásluhou černých veleděr prýští do mateřských galaxií. Alespoň část této energie se totiž v mateřské galaxii absorbuje, čímž se ohřívá zbylý mezihvězdný plyn a rozptýlí do okolí galaxie. To v dané galaxii nutně vede k poklesu či dokonce úplnému zastavení tvorby hvězd. Převážně jsou tak postiženy zejména eliptické galaxie bez spirální struktury.

S tím souvisí pozoruhodné zjištění M. Labity, že průměrná hmotnost černých veleděr závisí na jejich vzdálenosti od nás, tedy na velikosti červeného posuvu z ve spektrech příslušných kvasarů. Autoři proměřili spektra 50 tis. kvasarů z přehlídky SDSS, které se nacházejí ve vzdálenostech 1,2 – 3,3 Gpc od nás a nalezli tak jednoduchou lineární závislost logaritmu podílu hmotnosti černé veledíry a galaktické výdutě M na červeném posuvu z. log M = 0,3.z + 9. V raném vesmíru tedy dorůstaly černé veledíry do vyšších hmotností; později se objevila různá kosmologická omezení růstu černých veleděr a to je příčinou redukce hmotnosti centrálních veleděr s postupujícím věkem vesmíru. Objev má přirozeně závažné důsledky pro určování rekordních vzdáleností ve vesmíru a odtud i pro velikost Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru.

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

J. Yee popsali průběh světelné křivky gravitační mikročočky OGLE-2008-BLG-279, která se počala zjasňovat koncem května 2008 a dosáhla neuvěřitelně vysoké amplitudy zjasnění 1 600krát; tj. o 8 mag! Přitom byl průběh světelné křivky naprosto hladký, bez nějakých „zoubků“, které by svědčily o přítomnosti exoplanety. Díky vysoké maximální jasnosti mohli autoři ze světelné křivky určit i hmotnost čočky (0,6 M☉) a její vzdálenost od nás (4 kpc). Současně tak vyloučili, že by hvězda měla u sebe ve vzdálenostech 0,5 – 20 AU exoplanetu o minimální hmotnosti Jupiteru a ve vzdálenosti do 3 AU planetu o minimální hmotnosti Marsu.

S. Dong aj. objevili díky fotometrii a astrometrii pomocí HST pravděpodobnou exoplanetu obíhající kolem gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-071, což je hvězda sp. třídy dM o hmotnosti 0,5 M☉, vzdálená od nás 3,2 kpc. Exoplaneta má hmotnost 4 Mj a obíhá v minimální vzdálenosti 3,6 AU a její povrchová teplota dosahuje 55 K. Tento výpočet ukazuje, že jde o dosud nejhmotnější exoplanetu u tak nízkohmotného červeného trpaslíka. Autoři sami však varují, že jim není jasné, jak by tak hmotná exoplaneta mohla vzniknout akrecí plynu na kamenné jádro při tak nízké hmotnosti mateřské hvězdy.

Mikročočkou však může podle A. Goulda aj. být i hnědý trpaslík, což je patrně případ objektu OGLE-2007-BLG-224, neboť jeho hmotnost činí jen 0,06 M☉. Hnědý trpaslík se nachází v tlustém disku Galaxie ve vzdálenosti jen 0,5 kpc od nás, což skýtá naději, že se ho podaří zobrazit pomocí HST nebo obřích pozemních dalekohledů s adaptivní optikou.

J. Skowron aj. probrali všechny dosud publikované případy pozorování přechodných gravitačních mikročoček za léta 1992-2007, což představuje úctyhodný soubor zhruba 4 tisíce případů. Z tohoto počtu šlo ve 2 % případů o nesprávnou klasifikaci jevu; ve skutečnosti šlo o eruptivní proměnné hvězdy nebo novy. Nicméně v 19 případech se konkrétní jev mikročočky opakoval, takže zřejmě jde o čočky podvojné, složené z dvojhvězd o velké vzájemné vzdálenosti složek, což je ve shodě s teoretickým odhadem, že takových případů by mělo být v dostatečně velkém statistickém souboru asi 0,5 %. To dává zajímavé možnosti pro budoucí dokonalejší přehlídky výskytu mikročoček. Podobně C. Han aj. nalezli v přehlídkách OGLE a MOA v r. 2007 celkem 3 případy, kdy šlo o podvojnou mikročočku.

Y. Rahal aj. využili druhé části projektu EROS k hledání mikročoček v nejhustších částech spirálních ramen naší Galaxie. Během uplynulých sedmi let tak sledovali ve vybraných částech spirálních ramen změny jasnosti téměř 13 mil. hvězd jasnějších než I = 18,5 mag a objevili tak celkem 27 gravitačních mikročoček, jejichž vlastnosti souhlasí se stávajícím modelem Galaxie, jenž se skládá z tenkého disku v hlavní rovině Galaxie a z centrální zbytnělé výduti (angl. bulge).

M. Oguri a R. Blandford vypočítali, jaký největší může být úhlový Einsteinův poloměr pro reálné gravitační čočky, což závisí na horní mezi pro hmotnosti kup galaxií, kterou odhadují na 1015 M☉ (pochopitelně včetně jejich skryté látky). Poloměr roste s rostoucí vzdáleností dané kupy od nás, takže pro červený posuv z = 1 (vzdálenost kupy 2,4 Gpc) činí 20′, ale pro červený posuv z = 7 (vzdálenost 4 Gpc) vzroste na 40′. Zjednodušeně lze říci, že Einsteinův poloměr odpovídá rozteči mezi vícenásobnými obrazy vzdáleného objektu zobrazeného mezilehlou gravitační čočkou. Jenže příroda je mocná čarodějka a tak když A. Zitrin aj. studovali snímky pořízené pomocí kamery ACS HST v okolí kupy galaxií s vysokou rentgenovou svítivostí MACS J1149+2223, zjistili, že jde o úhlově mimořádně velkou gravitační čočku. Její Einsteinův poloměr totiž dosahuje při z = 0,54 (vzdálenost 1,6 Gpc) hodnoty 27′ a jak se zdá tento nesoulad mezi teorií a pozorováním platí i pro jiné gravitační čočky.

Zmíněná kupa je současně neuvěřitelně výkonným objektivem pro výzkum hlubokého vesmíru, přičemž kamera ACS je fakticky okulárem virtuálního superdalekohledu, neboť v zorném poli čočky našli autoři spirální galaxii, jejíž jasnost je díky efektu gravitační čočky zesílena 200krát (o 5,8 mag!), což je nový rekord. Předtím nejvyšší pozorované zesílení jasnosti vzdálené galaxie pomocí kupy A1689 dosáhlo jen necelého desetinásobku (2,5 mag), ale zato má tato kupa vůbec největší známou hodnotu Einsteinova poloměru 45′, ačkoliv její červený posuv z = 0,18 odpovídá vzdálenosti jen 0,7 Gpc.

Vzápětí však A. Zitrin aj. ohlásili objev vůbec největší gravitační čočky MACS J0717+37, což je kupa galaxií, která na snímku ACS HST zaujímá úhlový rozměr téměř 3 obl. minuty při vzdálenosti 1,6 Gpc od nás, což odpovídá lineárnímu rozměru kupy 350 kpc. Einsteinův poloměr kupy je rovněž rekordní, totiž plných 55′. V tomto poloměru se nachází hmotnost 700 TM☉, což je však méně než u kupy A1689, jejíž hmotnost činí dokonce 1,6 PM☉.

X. Huang aj. objevili pomocí ACS HST gravitační čočku, představovanou kupou galaxií WARPS v poloze J1415+36s vysokým červeným posuvem z = 3,9, tj. ve vzdálenosti 3,7 Gpc od nás. Autoři v kupě identifikovali 21 galaxií a odtud odvodili její Einsteinův poloměr 7′, tj. lineárně 60 kpc. Hmotnost pomyslné koule o tomto poloměru dosahuje 20 TM☉. Kupa se tak stává velmi cenným objektem pro kosmologii

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

Sir Martin Rees v projevu při příležitosti zahájení Mezinárodního roku astronomie na konferenci UNESCO v Paříži nejprve připomněl důvody, proč byl pro tuto akci vybrán právě rok 2009, tj. jednak 400. výročí prvních Galileových pozorování vesmíru dalekohledem a dále stejné výročí publikace slavného spisu Johannesa Keplera Astronomia Nova, v němž dokázal, že planety se pohybují kolem Slunce po elipsách a rychlost jejich oběhu kolem Slunce je proměnná (zákon stejných ploch). Dále pak zdůraznil, že současná astronomie přináší díky pokroku pozorovací techniky skvělé výsledky. Podotkl, že dnes mohou zkušení astronomové amatéři dosahovat při pozorování výsledků srovnatelných s tím, co dříve dokázali pouze profesionální astronomové, dále, že Charles Darwin, jehož dvousté výročí narozenin jsme si v r. 2009 připomínali, by se nejspíš divil, že je na spadnutí objev exoplanet vhodných pro život, zejména díky vypuštění skvělé družice Kepler, a že věda dnes představuje vrcholnou globální kulturu lidstva. Astronomie je sice ohrožena rostoucím světelným a rádiovým znečištěním na Zemi, ale přesto plní úspěšně velkolepou úlohu popsat průběh dosavadních dějin vesmíru.

Když v r. 1964 prokázali J. Cronin a V. Fitch, že při slabých jaderných interakcích je mírně narušena kombinovaná souměrnost náboje a parity, znamenalo to dvojí překvapení naráz. Především se ukázalo, že ve vesmíru se od samého počátku vyskytovalo více částic než antičástic, ale současně, že toto narušení symetrie je velmi nepatrné (řádu 10-10). G. Gibbons aj. nyní ukázali, že za obě tyto fyzikální záhady může existence právě jen tří rodin kvarků (u-d; s-c; t-b) s postupně rostoucími přesně definovanými hmotnostmi. Kdyby existovaly jen jedna nebo dvě rodiny kvarků, tak by k narušení CP symetrie nedocházelo, a lidé by ve vesmíru nikdy nemohli být....

B. Devecchi a M. Volonteriová se zabývali stavem struktur raného vesmíru v časech 180 – 480 mil. let po velkém třesku (červené posuvy z = 20 – 10) v době, kdy průměrná metalicita kosmické látky byla v porovnání ze současnou o 5 řádů nižší. V tehdejších kompaktních kupách hvězd populace III (I. generace velmi hmotných hvězd) o souhrnných hmotnostech řádu 100 kM☉ a typických rozměrech pouhý 1 pc probíhalo gravitační hroucení kupy rychleji než vlastní vývoj I. generace hvězd, takže už tehdy vznikaly intermediální černé díry o hmotnostech řádu 1 kM☉, jež pak posloužily jako zárodky pro vznik černých veleděr v jádrech nejstarších galaxií i kvasarů.

M. Volonteriová a N. Gnedin ukázali, že v následujícím období šerověku vesmíru (480 – 650 mil. let po velkém třesku; červené posuvy z = 10 – 8) se na jeho reionizaci podílely především kvasary; záření hvězd začalo nad kvasary převažovat až v období 650 – 950 mil. let po velkém třesku, kdy z klesl na 6,0. Také M. Kistler aj. uvedli, že pozorování velmi vzdálených GRB 080013 (z = 6,7) a GRB 090423 (z = 8,1) potvrdilo rozhodující úlohu hvězd při reionizaci vesmíru ve zmíněné epoše. B. Lemaux aj. objevili pomocí Keckova dalekohledu velké množství galaxií doslova zabalených do horkého plynu ve stáří 1,2 – 1,8 mld. let po velkém třesku. Tehdejší galaxie se tedy vyznačovaly překotnou tvorbou hvězd, které přispěly k rychlému dokončení reionizace zešeřelého vesmíru.

S. C. Su a M. C. Chu uvedli, že první úvahy o možné rotaci vesmíru pocházejí od známého matematika K. Gödela z r. 1949 a jev je v zásadě slučitelný s obecnou teorií relativity. V současné době činí pozorovaná horní mez pro velikost úhlové rotace vesmíru <1 nanoradián/rok.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

J. Tyson aj. využili vysoké rentgenové jasnosti kupy galaxií CL J1226+3332 vzdálené od nás 2,2 Gpc (z = 0,89) k hrubému zmapování rozložení skryté látky v této kupě. Díky snímkům kupy pomocí kamery ACS HST dokázali odhadnout celkovou hmotnost kupy (tj. její zářivé i skryté látky) na 1,4 PM☉ v objemu o poloměru 1,6 Mpc, takže jde o zatím nejhmotnější známou kupu galaxií ve vzdálenostech nad 1,75 Gpc od nás. V obrysu kupy se nacházejí dva velké shluky skryté látky navzájem vzdálené 310 kpc. Méně hmotný shluk prošel v minulosti shlukem hmotnějším a přitom přišel o horký plyn, který je viditelný pomocí rentgenových družic a jehož teplota dosahuje neuvěřitelných 100 MK. Podle P. Natarajanové aj. lze pro rozložení skryté látky v kupách galaxií s výhodou využívat silného i slabého gravitačního čočkování. Tak se jim podařilo dokázat pomocí kamery WFPC-2 HST pro kupu CL 0024+16, že podobně jako v předešlém případě dochází při srážkách hal skryté látky kolem jednotlivých galaxií k slapovému svlékání zářících hal týchž galaxií. Během střetu skrytých hal jsou galaxie okradeny o horký plyn dobře viditelný v rentgenovém pásmu energetického spektra.

K. Freeseová aj. tvrdí, že hala skryté látky v raném vesmíru mají zprvu hmotnost jen řádu 1 MM☉ a urychlují pád baryonů do shluku, z něhož se rodí prahvězdy I. generace. Současně ale v těchto shlucích probíhá i anihilace skryté látky, jež zvyšuje teplotu nitra obřích prahvězd, které prý mohou dokonce svítit i bez zažehnutí termonukleární reakce!

O. Adriani aj. zjistili při rozboru dat z družice PAMELA, která od července 2006 monitoruje částice v pásmu energií 1,5 – 100 GeV, že do února 2008 nasbírala hodnověrné údaje o nápadném přebytku pozitronů kosmického záření. Dosud se předpokládalo, že tyto pozitrony vznikají při interakcích energetických částic a záření gama v interstelárním prostředí, popř. v magnetosféře pulsarů a v okolí mikrokvasarů v naší Galaxii. Pozorovaný přebytek však je tak vysoký, že ve vesmíru prý musí být ještě nějaký další zdroj urychlených pozitronů. Autoři jako možné vysvětlení excesu navrhují anihilaci neznámých částic skryté látky s jejich antičásticemi.

Popravdě mi zmíněné nápady teoretiků začínají připomínat už dávno odeznělou kampaň z počátku 70. let minulého století, kdy byla objevena první hvězdná černá díra Cyg X-1 a následně začali teoretici hledat černé díry všude tam, kde existovaly rozpory v interpretaci astronomických pozorování každého jen trochu bizarního astronomického jevu.

K. Gebhardt a J. Thomas revidovali hmotnost černé veledíry ve známé obří galaxii M87 v centru kupy galaxií v Panně. Autoři prostě spočítali, kolik hmoty galaxie je potřebí na vysvětlení pozorované rotační křivky pro galaxii a srovnali tuto hodnotu s hmotností odvozeno ze zářivého výkonu výdutě galaxie. Z rozdílu obou čísel vyplývá spolehlivá hodnota hmotnosti neviditelné černé veledíry v centru galaxie 6,4 GMo. Bez započtení skryté látky dosud vycházela 2,5krát podceněná hmotnost zmíněné černé veledíry. Dostáváme tak důležitý vztažný bod pro vztah mezi hmotností výdutí galaxií a hmotností příslušné černé veledíry, který je lineární ve velkém rozsahu pozorovaných hmotností.

K dalšímu důležitému výsledku dospěli G. Gentile aj., když ukázalo, že střední hustota skryté látky je pro jednotkovou škálovou délky v halech galaxií konstantní, což platí pro celou Hubbleovu posloupnost morfologie galaxií, ale i pro rozsah svítivosti galaxií v poměru bezmála 6 řádů. Navíc platí táž nezávislost hustoty na škálové délce i pro látku zářící, což prakticky znamená, že poměr hustoty skryté a zářící látky ve škálové délce hal galaxií je rovněž konstantní. To zajisté rehabilituje dosavadní výsledky astronomie, založené téměř výhradně na studiu různých složek elektromagnetického záření, ačkoliv nás studium tohoto záření informuje jen o stavu několika málo procent hmoty vesmíru.

Mnohem obtížnějším problémem je ovšem studium vlastností tajemné skryté energie, které představuje téměř 3/4 hmoty vesmíru a to je téměř jediné, co o skryté energii dnes víme. Zdá se, že pro zlepšení našich vědomostí o skryté energii budou rozhodující především pozorování na umělých družicích, které poskytnou přesnější a také statisticky významnější údaje o rozložení supernov Ia, o akustických oscilacích v rozložení baryonní složky hmoty vesmíru a také o slabém čočkování kup galaxií. Nezávisle na astronomických pozorováních probíhají také laboratorní podzemní pokusy najít hypotetické částice skryté látky, které možná slabě interagují s již objevenými částicemi zjevné látky vesmíru. Dosavadní pokusy (např. DAMA a BOREXINO pod italským pohořím Gran Sasso) se však potýkají s mnoha technickými překážkami, především s vysokou hladinou šumu při těchto ultrapřesných měřeních.

6.3. Základní kosmologické parametry

Pro určování základních kosmologických parametrů jsou důležité objevy co možná nejvzdálenějších a tudíž nejstarších objektů. Od šedesátých let XX. stol. vedly v tomto směru rádiové kvasary, ale v r. 2000 je předběhly obyčejné galaxie. Na konci roku 2009 má nejvzdálenější galaxie IOK-1 červený posuv z = 6,96 (stáří 780 mil. let po velkém třesku), zatímco nejvzdálenější kvasar CFHQS v poloze J2329-0301 má z = 6,43 (stáří 870 mil. let). V r. 2009 se do pozice absolutního rekordmana probojoval zábleskový zdroj záření gama GRB 090423, jehož z = 8,26 (stáří 625 mil. let). Pro srovnání nejvzdálenější kupu galaxií JCKS 041 objevili S. Andreon aj. ve vzdálenosti 3,1 Gpc od nás, tj. ve stáří 3,5 mld let po velkém třesku.

R. Thompson aj. ukázali pozorováním čáry Ly-α aparaturou UVES VLTI ESO u velmi vzdálených kvasarů Q 0347-383 a 0405-443, že za posledních 11,5 mld. let se nezměnil poměr hmotnosti protonu k elektronu o více než (-7 ±8).10-6. Jestliže během 80 % věku vesmíru se tento poměr evidentně měřitelně neměnil, dává to výrazná omezení jak na modelování stavové rovnice skryté energie tak i na strunové teorie v částicové fyzice.

A. Riess aj. využili spektrografu NICMOS HST ke sledování 240 cefeid v galaxiích, kde v poslední době vybuchly supernovy Ia, a dostali tak revidovanou hodnotu Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru H0 = (74 ±4) km/s/Mpc. B. Madore aj. měřili parametry cefeid ve VMM v infračervené oblasti pomocí kamery IRAC Spitzerova kosmického teleskopu (SST) a zjistili, že světelné křivky v pásmu 3,6 – 8,0 μ jeví při amplitudě změn 0,4 mag velmi malý rozptyl, takže se tím zlepší kalibrace základní příčky kosmologického žebříku vzdálenosti. Podobně W. Freedmanová aj. zpracovali infračervené (3,6 a 4,5 μm) světelné křivky cefeid v trpasličí galaxii IC 1613, která rovněž patří do Místní soustavy galaxií a obdrželi tak vzdálenost zmíněné galaxie 715 kpc. D. Coe aj. uvedli, že měření vzdáleností galaxií pomocí vztahu Leavittové pro závislost maximální svítivosti cefeid na periodě světelných změn je obecně velmi přesné. Vždyť ke zpřesnění hodnoty H0 stačilo v klíčovém projektu HST proměřit světelné křivky pouhých 40 cefeid, a přesnost hodnoty H0 tím stoupla na ±11 %. Podobně stačilo 60 supernov třídy Ia k objevu zrychleného tempa rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadního života.

Hubbleova konstanta se však dá také měřit zcela nezávisle ze zpoždění světelných křivek jednotlivých obrazů vzdáleného kvasaru rozštěpených efektem gravitační čočky. Zatím jsou tato zpoždění dobře určena pro pouhých 16 gravitačních čoček, ale tento počet se zajisté značně zlepší, takže i tato metoda bude mít velký význam pro určování tempa rozpínání vesmíru v jeho minulosti. V. Vakulik aj. uveřejnili údaje pro kvasar PG 1115+080 (z = 1,72; vzdálenost 3,0 Gpc), zobrazený jako čtyřlístek gravitační čočkou (z = 0,31; vzdálenost 1,1 Gpc). Pomocí 1,5m reflektoru na uzbecké observatoři v Majdanaku se jim v letech 2004-2006 podařilo zpřesnit hodnoty relativního zpoždění signálu mezi složkami obrazu C a B (16,4 d) a C a A (12 d) a B a A (4,4 d), což v principu umožňuje zlepšit hodnotu H0 nezávisle na fotometrických měřeních vzdáleností cefeid nebo supernov. Autoři ukázali, že takto odvozená H0 se značně sblížila s údaji z klíčového projektu HST.

J. Bird aj. ukázali, jak pro prodloužení kosmologického žebříku vzdáleností lze využít mimořádně svítivých a hmotných cefeid. Klasické cefeidy mají totiž absolutní hvězdné velikosti slabší než -5 mag, takže je lze pozorovat jen do vzdálenosti nanejvýš 30 Mpc. V této vzdálenosti se však i na snímcích HST začínají překrývat se snímky okolních hvězd, což vede k soustavným chybám v určování jejich vzdáleností. Přitom cefeidy s periodou proměnnosti kolem 10 d mají absolutní hvězdnou velikost zhruba -4 mag. To dává výslednou přesnost v tomto rozsahu vzdáleností kolem ±5 %.

Naproti tomu ultrasvítivé a velmi hmotné cefeidy mají minimální periody proměnnosti 80 dnů a maximální až 210 dnů a jejich absolutní hvězdné velikosti dosahují rekordních hodnot -7,0 – -7,9 mag. Autoři našli v sousedních galaxiích celkem 18 dlouhoperiodických cefeid, což jim umožnilo prodloužit vztah Leavittové k vyšším svítivostem a delším periodám proměnnosti a protáhnout tak příslušnou příčku kosmologického žebříku vzdáleností minimálně ke 100 Mpc, možná až na 150 Mpc. Zcela nezávisle se dá určit z rádiových spekter vodních maserů rotační rychlost mračen v disku galaxie a odtud rozměry disku v lineární míře. Když pak tento údaj porovnáme s úhlovým průměrem mračna, dostaneme vzdálenost mračna od nás. Tato metoda funguje už do vzdálenosti 50 Mpc od nás.

J. Mould a S. Sakai srovnali pro tytéž objekty hodnoty jejich vzdáleností od nás určené rozličnými metodami, tj. především pomocí světelných křivek cefeid, ale také z polohy vrcholku větve červených obrů na diagramu HR, z relace Tullyho-Fischera mezi svítivostí galaxie a její rotací, jakož i z časového zpoždění variací jasností emisních čar v blízkosti centrální černé veledíry (angl. reverberation mapping) dané galaxie. Podle těchto autorů lze za vážený střed odtud odvozené hodnoty Hubbleovy konstanty považovat H0 = 70 km/s/Mpc s chybou <4 %.

M. Kaczmarczik aj. využili okolnosti, že dostatečně jasné bodové extragalaktické objekty pozorované nízko nad obzorem jsou díky refrakci rozmyty podél změn vlnové délky. Pro tento účel se nejlépe hodí kvasary, které mají téměř bodový vzhled a díky silným emisním čarám jsou zobrazeny i tehdy, když se nalézají během expozice nízko nad obzorem. Svůj nápad testovali na kvasarech s červeným posuvem až z = 5, tj. pro vzdálenosti až do 3,8 Gpc při vzdušné hmotě až 1,8. Výhodou metody je právě možnost využít snímků, pořízených nízko nad obzorem a tím zvýšit i účinnost budoucích přehlídek, jež poskytnou přesnější informace o trojrozměrné velkoprostorové hustotě vesmíru.

R. Kessler aj. použili údajů o maximálních jasnostech 136 supernov třídy Ia ve vzdálenostech od 165 Mpc (z = 0,04) do 1,35 Gpc (z = 0,42) z I. části přehlídky SDSS k určení současného podílu zářící a skryté látky na hmotě vesmíru Ω.m = 0,26. Pro stavovou rovnici skryté energie dostali hodnotu w = -0,92. Podobně S. Basilakos a M. Plionis odvodili z rentgenových měření družice Newton v energetickém pásmu 0,5 – 2 keV, že míra shlukování galaxií s průměrnou vzdáleností 2,4 Gpc vede ke kosmologickým parametrům Ω.m = (0,26 ±0,05) a w = (-0,93 +0,1 – -0,2). Konečně W. Freedmanová aj. využili Baadeova 6,5m teleskopu na Las Campanas k sestrojení prvního Hubbleova diagramu pro galaxie, jejichž vzdálenosti byly odvozeny ze světelných křivek 35 supernov Ia v blízkém infračerveném spektrálním pásmu v rozsahu červených posuvů z (0,1 – 0,7), tj. ve vzdálenostech 0,4 – 1,9 Gpc. Odtud dostali pro Ω.m = 0,27; ΩΛ = 0,76; w = -1,05.

V. Burdjuža shrnul údaje o vlastnostech kosmologické konstanty Λ při řešení Einsteinových rovnic pro vesmíru a jeho vývoje. V prvních okamžicích existence vesmíru se Λ skokem zmenšovala a díky soudobým přesným přehlídkovým pozorováním má dnes hodnotu velmi blízkou nule, zatímco z teorie vyplývá hodnota o plných 120 řadů (!) vyšší. Jde o vůbec nejhorší teoretickou chybu v dějinách přírodních věd a zatím nikdo neví, jak tento horkým brambor sprovodit ze světa. Většinou se soudí, že z kosmologické bryndy nás může vysvobodit návrat k hypotéze multiversa, jak ji formuloval H. Everett, někdejší žák J. Wheelera. Pokud se tato domněnka potvrdí, měl by nejspíš pravdu A. Vilenkin, který už od r. 1982 tvrdí, že se náš vesmír zrodil jako kvantová fluktuace doslova z ničeho!

6.4. Reliktní záření

R. Panek ukázal, že zrychlené tempo rozpínání vesmíru ve druhé polovině jeho dosavadní existence je kromě nižších jasností kosmologicky středně vzdálených supernov Ia potvrzováno také měřením rozteče fluktuací v teplotě reliktního záření. Tyto tzv. baryonní oscilace jsou totiž větší, než jak by odpovídalo kanonickému modelu plynulého zpomalování rozpínání vesmíru. To znamená, že kupy galaxií se v druhé polovině věku vesmíru skutečně od sebe vzdalují rychleji, a nikoliv pomaleji, jak se dosud všeobecně soudilo. Vyplývá to podle E. Komatsua aj. z výsledků pětiletých přesných měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP. Odtud vycházejí následující kosmologické parametry: stáří vesmíru (13,7 ±0,1) Gr; začátek reionizace vesmíru v čase 420 Mr po velkém třesku (z = 11); H0 = (70,5 ± 1,3) km/s/Mpc; Ω.SL = (0,23); ΩΛ = (0,73); Ω.bar = 0,046; -1,12 < w <-0,86; hmotnost neutrin <0,67 eV/c2.

J. Hoftuft aj. a nezávisle F. Hansen aj. objevili v datech pro fluktuace teploty reliktního záření na úhlové stupnici pod 1° nápadnou nesouměrnost v rozložení výkonového spektra pro prvních 600 členů spektrálního rozvoje. Centrum polokoule s vyšším výkonem se nachází v bodě o galaktických souřadnicích l = 224° a b = -22°. Není zatím jasné, zda jde o nějaký artefakt při počítačovém zpracování obrovského rozsahu dat, anebo o reálný kosmologický efekt neznámé povahy.

6.5. Kosmické záření

Zatímco všeobecně se soudí, že kosmické záření středních energií <10 PeV vzniká v pozůstatcích galaktických supernov, přišel Y. Butt s názorem, že ani tyto extrémní situace nestačí na urychlení částic na zmíněné energie. Podle představy I. Šklovského z r. 1953 je možná lepší hledat takto urychlené části v mezihvězdných mlhovinách. Tuto myšlenku Butt nyní rozvíjí díky pozorováním družice Fermi, která objevila v naší Galaxii superbubliny energetického záření gama, jež jsou výsledkem interakce mnoha pozůstatků po supernovách. Poloha těchto rozsáhlých zdrojů záření gama dobře souhlasí s rozložením zdrojů netepelného rentgenové záření, ale autor poukazuje na skutečnost, že ani urychlování elektricky nabitých iontů v superbublinách není dostatečně účinné. Domnívá se, že k docílení energií částic kosmického záření mezi tzv. kolenem a kotníkem (10 PeV - 1 EeV) je potřebí společného úsilí všech složek Galaxie, od SNR přes superbubliny a galaktická hala. Následkem toho nemůžeme identifikovat konkrétní víceméně bodový zdroj pro galaktické kosmické záření, protože tak silně urychlené částice přicházejí odkudkoliv.

K případnému rozhodnutí o původu galaktického kosmického záření vysokých energií je potřebí znát co možná nejlépe strukturu mezihvězdného magnetického pole, k čemuž nyní výrazně přispěli A. Taylor aj., když pomocí anténní soustavy VLA změřili Faradayovu rotaci pro více než 37 tis. rádiových zdrojů na sever od -40° deklinace. Pro 82 % oblohy tak získali homogenní data o velikosti Faradayovy rotace (míry indukce magnetického pole) a zjistili, že galaktické magnetické pole jeví velkorozměrovou strukturu sahající od roviny Galaxie až do vysokých galaktických šířek v halu.

G. Farrarová a A. Gruzinov si všimli, že data z japonského detektoru kosmického záření rekordních energií AGASA obsahují několik krátkých záblesků ve směru od kupy galaxií v souhvězdí Velké Medvědice. Usuzují, že krátká vzplanutí by měla být vidět i opticky při dostatečně husté synoptické přehlídce oblohy, což se už do jisté míry děje. Domnívají se, že existují přinejmenším dva mechanismy vzniku takových záblesků, doprovázených krátkými sprškami primárního kosmického záření extrémních energií. Může jít o náhlé nestability v akrečních discích kolem černých veleděr v centru galaxií s aktivními jádry (AGN), anebo o rozpady hvězd silnými slapy v okolí černých veleděr. Naproti tomu standardní optické výtrysky z AGN neposkytují podle autorů dostatečně účinné mechanismy urychlování elektricky nabitých částic na energie řádu EeV a vyšší. S tak kategorickým zamítnutím však nesouhlasí V. Čečetkin aj, kteří se domnívají, že v elektronově-protonovém plazmatu usměrněného výtrysku dochází k nepružným srážkám relativistických protonů, které jsou spirálním magnetickým polem dále urychlovány a tak vznikají v plazmatu nestability, vedoucí ke stochastickému výronu extrémně energetických elektricky nabitých částic kosmického záření. Rovněž I. Zaw aj. se pokusili korelovat blízké galaxie typu AGN se směry, odkud k nám přicházejí kosmické paprsky rekordních energií. Dospěli tak k závěru, že vybrané AGN jsou jejich zdroji, ale vykazují velkou časovou proměnnost signálu. Prakticky to znamená, že k výronům částic kosmického záření dochází jen během krátkých epizod gigantických erupcí v centru AGN. M. Honda tvrdí, že difúzní urychlování rázovou vlnou ve výtrysku nejbližší galaxie typu AGN (Centaurus A) stačí k urychlení protonů i jader Fe až na energie do 1 ZeV (1021 eV). Podobných energií tam prý mohou dosáhnout i neutrina.

I. Moskalenko aj. soudí, že galaxie AGN mohou být zdrojem kosmického záření rekordních energií, ale že to závisí také na jejich morfologii. Zatím není k mání dostatečně homogenní katalog AGN s přihlédnutím k jejich morfologii ani pro relativně blízké okolí (<10 Mpc) Galaxie. Autoři proto tvrdí, že nejlepším vodítkem k identifikaci zdrojů extrémně energetického kosmického záření jsou údaje o zdrojích energetického záření gama, jak je poskytují zejména aparatura HESS a družice Fermi.

Jeden z duchovních otců Observatoře Pierra Augera (PAO) v Argentině prof. Alan Watson shrnul ve své Darwinově přednášce historii objevu a dalšího zkoumání kosmického záření o nejvyšších energiích. Připomněl, že název kosmické záření pochází od nositele Nobelovy ceny R. Milikana, který jej poprvé použil až v r. 1928. E. Teller a H. Alfvén se snažili dokázat, že zdrojem veškerého tehdy pozorovaného kosmického záření je Slunce, ale to se jim nedařilo. Pak přišel E. Fermi s difúzním urychlováním elektricky nabitých částic (elektronů, protonů, iontů) v mezihvězdných mračnech, ale tento proces druhého řádu je relativně neúčinný a pomalý, takže teprve v 70. letech XX. stol. se objevil znovu v moderní podobě „Fermiho urychlování“ prvního řádu.

Z pozorování mnoha aparaturami založeného na různých způsobech detekce se tak podařilo postupně sestrojit spojitou křivku závislosti energetického toku kosmického záření na energii, přičemž se podařilo překlenout rozsah více než 11 řádů v energiích primárního kosmického záření a dokonce 25 řádů energetického toku. Příslušný diagram v bilogaritmickém tvaru je překvapivě hladký, nicméně zdroje extrémně energetického kosmického záření >1 EeV zůstávaly neznámé.

Proto autor ve spolupráci s americkým fyzikem J. Croninem začali od r. 1992 s prosazováním návrhu na sestrojení obří pozemní observatoře pro studium extrémně energetického kosmického záření souběžně dvěma různými metodami, a to pomocí pozemních detektorů sekundárních spršek kosmického záření, a dále pomocí atmosférických (fluorescenčních) detektorů týchž spršek při jejích kratičkých (≈100 ns) záblescích v zemské atmosféře. Na projektu PAO v Argentině se nakonec od r. 1998 podílelo na 330 odborníků ze 100 vědeckých pracovišť v 17 zemích a od konce r. 2008 pracuje observatoř, jejíž vybudování stálo jen 54 mil. dolarů, naplno. Data z neúplné apertury observatoře se však získávala již od ledna 2004.

Dnes na ploše 3 tis. km2 funguje 1 660 pozemních detektorů Čerenkovova záření a na okrajích tohoto území stojí 4 observatoře, z nichž každá je osazena 6 širokoúhlými komorami pro detekci fluorescenčního záření spršek v zemské atmosféře. Složené (segmentové) zrcadlo každé kamery má sběrnou plochu 11 m2 a v jejím ohnisku slouží jako detektory 440 fotonásobičů. Pro spršku o úhrnné energii 3 EeV vzdálenou 15 km od kamery dostává kamera asi tolik světla jako od 5W žárovky umístěné v téže vzdálenosti od kamery. Vinou magnetických polí v mezihvězdném a intergalaktickém prostoru činí ovšem změna směru elektricky nabité primární částice kosmického záření v průměru až 10° od směru ke zdroji; teprve při nejvyšších pozorovaných energiích do 100 EeV klesá tato odchylka na 3°. Proto je tak těžké zdroje tohoto záření na obloze jednoznačně identifikovat.

Z dosavadních měření vyplývá, že pro energie >40 EeV nastává prudký pokles toku částic, který se dá vysvětlit jak existencí energetické meze mechanismu urychlování, tak srážkami extrémně energetických elektricky nabitých části s fotony reliktního záření při dlouhé pouti částic prostorem. Tento tzv. limit GZK činí podle výpočtů Greisena, Zacepina a Kuzmina z r. 1965 50 – 100 Mpc, což dává silné omezení na umístění zdrojů tohoto kosmického záření vůči nám. Je prakticky jisté, že se tyto zdroje nacházejí za hranicemi naší Galaxie, ale nemohou být libovolně daleko, tj. např. nejsme schopni zaznamenat případné kosmické záření od vzdálených supernov a zejména od zábleskových zdrojů záření gama (GRB), ačkoli z teorie vyplývá, že právě GRB mohou být dodavateli extrémně energetického kosmického záření, které však kvůli limitu GZK k nám prostě nedoletí.

A. Cuoco aj. ukázali, že z prvních statisticky významných údajů o rozložení směrů příletu primárních částic extrémně energetického záření na PAO vyplývá, že jejich rozložení po obloze není izotropní a v podstatě sleduje velkorozměrovou strukturu vesmíru s „rozmazáním“ ±3°. Také G. Ghiselliniová aj. nalezli dobré korelace mezi polohou primárních částic UHE a rozložením rádiově zářících spirálních galaxií v katalogu radioteleskopu v Parkesu. Korelace dosahuje >86 % pro galaxie vzdálené 40 – 55 Mpc. Naneštěstí za galaxií Cen A ve vzdálenosti 3,6 Mpc se nalézá 15krát vzdálenější kupa rádiově zářících galaxií, která tak „znehodnocuje“ případný signál od této nejbližší galaxie třídy AGN. Jak uvedl P. Younk, znamená pozorované anizotropie, že pro energie primárních částic >57 EeV bude možné zdroje identifikovat z větší statistiky během několika let (PAO získává ročně něco přes 20 jevů s touto energií). Přitom lze předpokládat, že příslušné zdroje jsou od nás vzdáleny více než galaxie Místní soustavy, ale blíže, než udává limit GZK, a že přilétající energetické částic jsou buď protony, anebo jádra lehčích prvků až po Fe.

6.6. Astročásticová fyzika

A. Abdo aj. uveřejnili první výsledky přehlídky oblohy v pásmu záření gama o energiích nad 100 MeV pomocí americké družice Fermi vypuštěné v červnu 2008. Pomocí aparatury LAT probíhá přehlídka oblohy, které je hlubší a pozičně přesnější než všechny předešlé přehlídky v tomto energetickém pásmu. Za pouhého čtvrt roku se tak podařilo najít přes 200 bodových zdrojů záření gama a kvalita měření překonává veškerá očekávání. Měření však nepotvrdila poněkud nejisté výsledky z družice Pamela a balónu ATIC o růstu pozitronové složky při energiích nad 100 GeV a zejména až do energie 800 GeV. Výsledky z družice Fermi naproti tomu souhlasí s údaji z pozemní aparatury HESS, který vidí shodný průběh růstu energií >340 GeV, takže spekulace o tom, že exces pozitronů souvisí s interakcí částic skryté a zářivé látky, se zatím nedají brát příliš vážně.

Zatím se nedaří ani objevit zdroje vysokoenergetických neutrin z kosmu pomocí aparatur IceCube (pásmo energií 3 TeV – 3 PeV) v Antarktidě, Superkamiokande v Japonsku nebo na Bajkale (neutrinový teleskop NT200). Podobně neúspěšná - pokud jde o neutrina - je nová aparatura NEMO ve Středozemním moři poblíž Sicílie, která však paradoxně zaznamenává pohyby velryb v této oblasti!

T. Johannsen aj. se pokusili ověřit předpoklad teorie strun, že vesmír má více dimenzí, a to pomocí pozorování chování černé díry v rentgenové dvojhvězdě A0620-00, která se skládá z černé díry o hmotnosti 11 M☉ a obří hvězdy sp. třídy K o hmotnosti 1,5 M☉. Podle teorie strun by se měly černé díry vypařovat rychleji než v klasickém řešení 3D a efekt by se dal nejsnáze zjistit u dvojhvězd s velkým nepoměrem hmotností složek. Rychlejší vypařování by se mělo projevit prodlužováním oběžné periody dvojhvězdy. Autoři však nezjistili ani po 20 letech sledování žádné měřitelné prodloužení periody, což jim umožnilo stanovit horní mez pro velikost svinutých rozměrů 160 mikrometrů. Z laboratorních experimentů vychází dokonce ostřejší horní mez 44 mikrometrů.

Také možné hodnoty energie Higgsova bosonu se postupně zužují díky experimentům na americkém urychlovači Tevatron, z nichž vyplývá rozmezí 114 – 160 GeV. Jelikož těsně po slavnostním spuštění výkonnějšího evropského urychlovače LHC v laboratoři CERN došlo 19. září 2008 k těžké havárii, když vinou špatného svaru se zbytkovým odporem 0,2 μ.hmu došlo k jeho roztavení a následné ztrátě supravodivosti a zničení či poškození celkem 53 magnetů, byla životnost čtvrtstoletí starého Tevatronu prodloužena až do r. 2011, protože zbývá naděje na objevení Higgsova bosonu dříve, než bude LHC pracovat naplno. Provoz LHC byl obnoven velmi opatrně až koncem r. 2009 a od 30. listopadu jde o nejvýkonnější urychlovač na světě, protože tehdy docílil energie urychlených protonů 1,18 TeV (rekordní energie Tevatronu činí 0,98 TeV).

6.7. Relativistická astrofyzika

V říjnu 2005 využili E. Fomalont aj. přechodů Slunce před čtyřmi vzdálenými kvasary ke změření ohybu rádiových vln těchto bodových zdrojů v gravitačním poli Slunce pomocí radiointerferometru VLBA na frekvencích 43, 23 a 15 GHz. Pozorované odchylky souhlasí velmi dobře s předpovědí obecné teorie relativity, tj. z pozorování jim vyšel ohybový parametr γ = (0,999 8 ±0,000 3), přičemž pro dokonalou shodu s OTR platí γ = 1. Autoři zároveň ukázali, že metoda umožní v budoucnu zlepšit přesnost těchto měření ještě minimálně čtyřikrát.

O. Godet aj. našli důkazy o tom, že proměnný vysoce nadsvítivý rentgenový objekt HLX-1 v galaxii ESO 243-09 je nejspíš intermediální černou dírou. Z pozorování družic Swift a XRT totiž vyplynulo, že když spektrum proměnného zdroje HLX-1 tvrdne, tak jeho tok slábne až 8krát. Když naopak spektrum změklo, tak jeho rentgenový tok zesílil až 21krát. To je v souladu s názorem, že právě tak by se měla chovat neviditelné intermediální černá díra s hmotností řádu tisíce M☉ uvnitř rentgenového zdroje.

L. Garofalo odhalil souvislost mezi mohutností relativistických výtrysků z černých veleděr a jejich spinem (rychlostí rotace). Vůbec nejmohutnější výtrysky v obřích radiogalaxiích vznikají v případě, že černá veledíry získává hmotu akrecí v retrográdním směru vůči směru rotace. Základem pro uvolňování energie v podobě relativistických výtrysků je přitom Blandfordův-Znajekův mechanismus interakce okolního velkorozměrového magnetického pole s obzorem událostí černé veledíry, navržený oběma autory již v r. 1977. Podle A. Fabiana je energetická účinnost akrece na nerotující černou díru jen 5,7 %, ale s rostoucím spinem se zvyšuje, takže pro kritický spin a = 1 dosahuje plných 32 %. Přesto je s podivem, že tak malý a málo hmotný objekt jako je černá veledíra vůči rozměrům a hmotnosti celé galaxie, dokáže svou galaxii tak významně ovlivňovat během jejího dlouhého života.

E. Dibaj určil hmotnosti 17 černých veleděr v rozsahu 0,001 – 1 GM☉ vlastní metodou spektrální analýzy plynných disků kolem veleděr. Tyto hodnoty porovnal s hmotnostmi, které se běžně zjišťují statistickou metodou rezonančního mapování (angl. reverberation mapping), při níž se určují amplitudy proměnnosti šířky spektrálních čar v těchto discích. Nalezl tak dobrý souhlas obou postupů i poměrně nepatrný rozptyl hmotností určených pomocí zmíněných metod, z čehož plyne, že příčinou svícení okolí černých veleděr je akrece plynu na veledíry ve shodě s původními domněnkami J. Zeldoviče a E. Salpetera z r. 1964. P. Natarajan a E. Treister ukázali, že nejhmotnější černé veledíry, které se obvykle nacházejí v nejjasnějším členu kup galaxií, nemohou mít vyšší hmotnost než 10 GM☉, i když teorie žádné omezení na jejich hmotnost nestanovuje.

R. Lehoucq aj. se zabývali otázkou, zda lze ve vesmíru objevit prvotní černé minidíry s maximální hmotností 5.1011 kg, které by se právě v současnosti měly explozivně vypařovat díky Hawkingovu záření. Prozradily by se totiž silnými záblesky tvrdého záření gama. Zatím jsou známy jenom poměrně slabé horní meze pro jejich výskyt, ale situace se může rychle zlepšit díky družici Fermi, které by takové záblesky záření gama mohla odhalit, pokud se ve vesmíru skutečně nějaké prvotní černé díry vůbec vyskytují.

N. Seto ukázal, že gravitační vlny z okolí černých veleděr ve frekvenčním pásmu řádu nHz lze nejlépe sledovat pomocí přesných rádiových měření kolísání impulsů od stabilních pulsarů. Soustava PTA (pulsar timing array) by tak mohla poměrně brzy odhalit gravitační vlny z materiálu, který obíhá kolem černých veleděr a ztráceje tak energii gravitačním vyzařováním se blíží k veledíře po utahující se spirále.

M. Miller a V. Laubrugová ocenili, že pozemní detektory gravitačního záření v USA i v Evropě (LIGO a VIRGO) dosáhly v posledních dvou letech měření plánované citlivosti 10-22 ve frekvenčním pásmu 40 – 170 Hz. Navíc lze čekat, že se jejich citlivost v dohledné době zvýší ještě o jeden řád. Tím se podstatně zvýší „dohlednost“ pro případné zdroje gravitačních vln, takže mezi potenciálními zdroji se ocitnou případy splývání černých děr, které představují nejslibnější úkazy pro detekci gravitačního záření pozemními detektory. Jak uvedl M. Kamionkowski, při současné citlivosti zmíněných detektorů je stochastický gravitační šum tak nízký, že tím jsou již vyloučeny kosmologické struny s malým napětím a také stavové rovnice pro vesmír s vysokými hodnotami parametru w. Poprvé tak máme možnost zkoumat vlastnosti vesmíru v čase <1 minuta po velkém třesku! Po r. 2014 se patrně podaří objevit gravitační signály vyvolané oběhem kompaktních složek těsných dvojhvězd.

7. Život ve vesmíru

„Shledávám určitou velkolepost v tomto pohledu na život, jehož četné schopnosti byly původně vdechnuty Tvůrcem do několika málo forem, či dokonce do formy jediné, a v tom, že se za obíhání naší planety v souladu s neměnným gravitačním zákonem z tak prostých počátků vyvíjely a stále ještě vyvíjejí nekonečné, nesmírně obdivuhodné a překrásné formy života.“!

Charles Darwin (1809-1882)

V r. 2009 uplynula dvě století od narození velikána moderní biologie Charlese Darwina, jehož životní krédo je velmi přesně vyjádřeno citátem v záhlaví kapitoly o životě ve vesmíru. Domnívám se, že se dnes může zobecnit na celou přírodovědu. M. Valtonen aj. zkoumali teoretické možnosti přenosu mikrobů mezi kosmickými tělesy a ukázali, že takový přenos nebude úspěšný, ani kdyby dopravním prostředkem pro kosmické cesty mikrobů byla jádra komet, anebo interiér meteoritů, v nichž by mohl mikroby přežívat desítky milionů let. Výjimkou by snad byl případ, kdyby takové zárodky života existovaly v husté hvězdokupě, v níž se Slunce zrodilo, ale není přirozeně lehké sousední hvězdy tehdejší hvězdokupy dnes ve vesmíru vystopovat - třeba se to jednou podaří pomocí družic Gaia či Darwin, které hodlá vypustit ESA.

K tomu, abychom se něco více dozvěděli o možnostech života ve vesmíru, je přirozeně výhodné, když budeme vědět co nejvíce podrobností o vývoji života na Zemi. Na vrcholu pyramidy života na Zemi dnes stojí člověk Homo sapiens, ale ten měl své bezprostřední předchůdce, popř. souputníky. Jak se ukazuje, tím nejvýznamnějším předchůdcem a dokonce souputníkem byl Homo neanderthalensis. První neandertálci se objevili na scéně už před 400 tis. lety, do Evropy přišli nejpozději před 130 tis. lety a vymřeli asi před 30 tis. lety, takže se nutně museli setkávat s příslušníky druhu Homo sapiens. Staršími předky neandertálců byli Homo Heidelbergensis (-600 tis. let), H. erectus (-1,7 mil. r.), H. habilis (-2,3 mil. r.), Australopithecus afarensis (-3,2 mil. r.) a Ardipithecus ramidus (-4,4 mil. r.).

K. Li aj. ukázali, že oteplování Země patrně zvyšuje účinnost vymývání CO2 ze zemské atmosféry, což působí proti skleníkovému efektu a mohlo by tak oddálit opravdové globální oteplování, které nastane díky rostoucímu zářivému výkonu pomalu stárnoucího Slunce. Dosavadní modely vývoje slunečního zářivého výkonu předpovídají vypaření pozemských oceánů za 1 mld. let. Autoři však soudí, že vlivem zmíněného vymývání CO2 se může tento interval prodloužit až na 2,3 mld. let. Kromě toho život může pokračovat pod zemským povrchem. Už dnes je prokázán mikrobiální život v hloubce 1,6 km pode dnem oceánu.

M. Lattelais aj. že v mezihvězdném prostoru existovaly organické molekuly dávno před vznikem Sluneční soustavy. Studovali vlastnosti 14 sloučenin, které mají celkem 32 isomerických forem a které patří k prekurzorům života. Teorie se shoduje s astronomickým pozorováním, že nejstabilnější isomery s nejnižšími energiemi potřebnými k jejich vzniku jsou v mezihvězdném prostředí také nejčetnější. Tento princip platí obecně jak pro chladná molekulová mračna tak pro jejich teplá jádra, ale i pro hvězdy ve větvi červených obrů na diagramu HR. V současné době je v interstelárním prostoru prokázána existence minimálně 150 druhů molekul.

D. Kipping aj. upozornili na možnost, že život se může ve vesmíru vyvinout také na obřích družicích exoplanet, pokud mají hmotnost asi o řád nižší než je hmotnost Země a nalézají se v ekosféře mateřské hvězdy. Autoři odhadují, že v zorném poli družice Kepler se dají exoměsíce najít zhruba u 25 tis. hvězd. J. Lammer aj. upozornili, že dosavadní koncepce ekosfér založená na výskytu všech tří skupenství vody není dostatečně obecná. Rozbor podmínek na Saturnově družici Titanu totiž ukázal, že tam funguje obdobný cyklus na základě tří skupenství methanu.

Podobně lze očekávat život v podpovrchových vodních oceánech (Antarktida, družice Europa,...), popř. uzavřený mezi dvěma pláty ledu. R. Barnes aj. však poukázali na problém příliš silného slapového tření v tělese družice, což je případ Ió u Jupiteru. I kdyby byla tato družice v ekosféře, vyvolá vysoké tření trvalý silný vulkanismus. Podobně se život nevyvine na tělese, které je tak malé a lehké, že tření slapy je zanedbatelné. V tom případě nezačne desková tektonika vůbec probíhat a přebytečný CO2 se nemůže dostat dospod, takže exoplaneta se rychle přehřeje skleníkovým efektem.

A. Carrigan se pokusil ověřit domněnku F. Dysona, že technicky pokročilé civilizace dokáží využít veškeré zářivé energie své mateřské hvězdy vybudováním umělé (Dysonovy) sféry pohlcující záření hvězdy. Ta by se měla dát snadno odhalit na dálku pomocí infračervených měření v pásmu vlnových délek 10 – 100 μm. S tímto cílem prohlédl 250 tis. zdrojů v katalogu infračervené družice IRAS a tak zjistil, že žádná hvězda přibližně slunečního typu do vzdálenosti 300 pc od nás nejeví žádné známky umělé sféry ve svém bezprostředním okolí.

V létě 2009 začal v Hat Creek v Kalifornii pracovat systém radioteleskopů ATA (Allen Telescope Array), jenž se zatím skládá ze 42 talířových antén o průměru 6 m. Na programu ATA je zejména soustavné sledování rádiového záření milionů hvězd s cílem najít u nich případné umělé signály. Projekt nese jméno hlavního mecenáše a spoluzakladatele firmy Microsoft Paula Allena, který Institutu SETI věnoval 25 mil. dolarů, tj. asi polovinu potřebné částky na výstavbu a provoz. Šéf projektu D. Backer tvrdí, že v Galaxii by mohlo být na 10 tis. vyspělých mimozemských civilizací a doufá, že aparatura se postupně rozšíří na 350 antén.

V r. 2009 (přesně 19. září) totiž uplynulo půlstoletí od inspirativní publikace P. Morrisona a G. Cocconiho v britském vědeckém týdeníku Nature. Ve své studii autoři navrhli pátrat po rádiových signálech cizích civilizací v pásmu frekvencí 1,42 GHz (vlnová délka 211 mm) čáry mezihvězdného H I. Přestože v mezidobí proběhla řada soustavných přehlídek jak pomocí radioteleskopů, tak dokonce i v optickém oboru spektra, výsledek je stále nulový. Je totiž docela možné, že pokročilejší civilizace šetří energií lépe než my a do vesmíru zbytečně nic nevysílají. Ostatně i na Zemi se dnes stále více uplatňuje přenos dat pomocí optických vláken na úkor bezdrátového vysílání, takže je klidně možné, že pozemská epizoda netepelného rádiového vyzařování do vesmíru skončí velmi brzy.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

Koncem července 2009 byl na observatoři Roque de los Muchachos (2,3 tis. m n.m.) na ostrově La Palma slavnostně uveden do chodu španělský obří teleskop GTC o průměru segmentovaného primárního zrcadla 10,4 m (f/1,6), tj. se sběrnou plochou 74 m2. Primární zrcadlo je vybaveno systémem aktivní optiky; skládá se z 36 šestiúhelníkových segmentů o průměru 1,9 m z keramiky Zerodur německé firmy Schott. Na nákladech ke zbudování GTC (130 mil. euro) se podílelo z 90 % konzorcium španělských institucí, a po 5 % přispěly univerzity v Mexiku a na Floridě. Zatím je vybaven zobrazovačem a nízkodisperzním spektrografem OSIRIS pro viditelnou a blízkou infračervenou oblast spektra. Plánuje se floridský universální zobrazovač CanariCam pro tepelné infračervené pásmo 7,5 – 25 u.. Po jeho dokončení získá Floridská universita v Gainesville právo na 55 pozorovacích nocí ročně, zatímco Mexičané mají k dispozici dalších 20 nocí.

Mezitím se docela zkomplikovaly možnosti výstavby obřích teleskopů příští generace, protože v USA spolu soutěží o podporu dvě rozdílné koncepce: 30m zrcadlo složené ze 492 hexagonálních segmentů (TMT), jež by mělo postavit za něco více než 1 mld. dolarů konzorcium univerzit na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech a konkurenční 24,5m zrcadlo složené ze sedmi 8,4m monolitních zrcadel (GMT), určené pro observatoř Las Campanas v Chile, které propaguje zejména R. Angel z Arizony, autor rotačně odlévaných obřích zrcadel, a které by mělo vyjít o něco laciněji, tj. na cca 700 mil. dolarů. Americká národní vědecká nadace NSF totiž chce podporovat jenom jeden přístroj a američtí astronomové se mají dohodnout, kterému dají přednost (to je téměř doslova astronomická Sofiina volba). Naproti tomu ESO má jasno v tom, že postaví obří teleskop E-ELT na observatoři v Chile za cenu 1,1 mld. euro, ale zřejmě se nepodaří dodržet původně plánovaný rozměr segmentovaného zrcadla 42 m, ani termín dokončení v r. 2018, kdy chtějí obě americká konzorcia dokončit GMT i TMT.

A. Rau aj. uvedli základní parametry digitálního detektoru pro Oschinovu Schmidtovu komoru na Mt. Palomaru o apertuře 1,2 m, která se v éře fotografie proslavila především dvěma fotografickými atlasy oblohy POSS I a II. Digitální aparatura pod názvem Palomarská továrna na proměnné objekty (PTF = Palomar Transient Factory) sestává z mozaiky čipů CCD, které dokáží zobrazit zorné pole o ploše 7,9 čtv. stupně s rozlišením 1′/pixel a dosahuje v červeném filtru R mezní hvězdné velikosti 21,0 mag. Opakované snímky téže části oblohy pak umožňují rychlé nalezení nov, supernov, proměnných hvězd, planetek a dalších proměnných objektů, které se pak podrobně studují většími přístroji. Navíc se veškerá data ukládají do trvalých archivů pro následné retrospektivní studie. PTF byla spuštěna v létě 2009 a počítá se s jejím provozem minimálně do r. 2012.

M. Kurita aj. popsali konstrukci mimořádně lehké (5 t) převozné (!) montáže pro reflektory s průměrem primárního zrcadla až 2,5 m (f/2), kterou lze nastavit na objekt pozorování s přesností na 3′ a pointovat s přesností na 0,5′ po dobu 10 min. Montáž lze přemístit pomocí menšího náklaďáku vybaveného jeřábem a na zvoleném místě uvést do provozu během 6 hodin.

Těsně před Vánoci 2009 konečně odstartovala ke zkušebnímu letu létající infračervená observatoř SOFIA, tj. upravené dopravní letadlo B-747, a po dobu 2 min letěla s otevřenými vraty bočního otvoru v trupu, kudy bude mířit infračervený teleskop. Celý projekt je bohužel bílým slonem, protože se neustále opožďuje a prodražuje. Jeho cena se totiž už vyšplhala na trojnásobek původní částky a přesáhla 800 mil. dolarů. V mezidobí tak většinu potenciálních objevů již učinily jiné aparatury zejména na Spitzerově a nejnověji Herschelově teleskopu. Ostatně podobné obtíže s termíny a náklady provázejí také infračervený kosmický teleskop Jamese Webba (JWST), který rovněž plánuje NASA (s přispěním ESA).

8.2. Kosmické teleskopy

Hubbleův kosmický teleskop (HST) zažil v květnu 2009 poslední návštěvu astronautů v raketoplánu Atlantis, kteří během 5. servisní mise STS-125 vyměnili všech 6 gyroskopů i akumulátory, ale zejména instalovali širokoúhlou kameru WFC3, která je až 30x citlivější než kamera ACS a má přitom větší zorné pole. Podobně nový spektrograf COS má vůbec nejcitlivější ultrafialové detektory, které dokáží zobrazit spektra objektů až 20x slabších než nejlepší předešlé aparatury v kosmu. Astronautům se také podařilo obnovit provoz spektrografu STIS a opravili i kameru ACS.

Hrdinou poslední údržby se stal nepochybně astronaut Andrew Feustel, kterému se podařilo uvolnit zatuhlý šroub na kameře WFPC2 a tím zachránit celý smysl posledního servisního letu. Jak známo, Feustel vzal do raketoplánu také českou vlajku a výtisk Kosmických písní Jana Nerudy, které se nyní nacházejí v archivu Astronomického ústavu AV ČR. HST pracoval ještě den před příletem raketoplánu. Poslední záběr před údržbou pořídila kamera WFPC2 instalovaná na HST v r. 1933; šlo o nádherný portrét bipolární planetární mlhoviny Kohoutek 4-55. Po údržbě byl HST uveden do vědeckého provozu v polovině června 2009. První záběry z nových kamer byly zveřejněny počátkem září 2009 a vzbudily všeobecné nadšení. Kamera WFPC3 snímkovala koncem srpna 2009 pole HUDF v blízké infračervené části spektra a za 48h expozice získala dosud nejhlubší pohled do minulosti vesmíru.

SST spotřeboval 15. května 2009 po 5,5 letech provozu (původní plán počítal jen se 2,5 lety „studené“ fáze s teplotou 3 K) zásobu kapalného hélia a přešel na „teplý“ (31 K) provoz v pásmech 3,6 a 4,5 μm, který by měl pokračovat až do r. 2014. O den dříve odstartoval infračervený teleskop Herschel (ESA) v ceně 1 mld. euro, který je dosud největším (3,5 m) zrcadlem na oběžné dráze. Po tříměsíčním letu k bodu L2 soustavy Slunce-Země začal pracovat ve spektrálním pásmu 60 – 670 μm.

Současně s Herschelovým dalekohledem byl touž raketou Ariane 5 na oběžnou dráhy vynesen také radioteleskop Planck (ESA) v ceně 700 mil. euro, který se dostal rovněž do okolí bodu L2 již po dvou měsících, a věnuje se od srpna 2009 podrobnému studiu fluktuací reliktního záření s rekordní citlivostí (±1 μ.) i úhlovou rozlišovací schopností. Má navíc na své palubě i polarimetr pro měření polarizace reliktního záření na frekvenci 143 GHz. Detektor radioteleskopu Planck je chlazen na rekordně nízkou teplotu 0,1 K. Hlavním úkolem Plancka je proměřit vlastnosti reliktního záření po celé obloze nejméně dvakrát během 15 měsíců činnosti. Podle L. Colomba aj. tak zlepší Planck přesnost kosmologických parametrů stavby a vývoje vesmíru až 4x a v některých případech téměř o řád. Zároveň poslouží svými údaji i pro přípravu dalších náročných projektů pozemní i kosmické astronomie v nejbližším desetiletí.

V březnu 2009 vypustila NASA 1m Schmidtovu komoru Kepler s mozaikou čipů CCD o kapacitě 95 Mpix, jejímž úkolem je jednak hledat transitující exoplanety v souhvězdích Labutě a Lyry zhruba mezi Denebem a Vegou, a dále měřit hvězdné oscilace sloužící pro asteroseismologické studium hvězdných niter. Teleskop však navíc dokáže objevovat zákrytové dvojhvězdy i jiné typy proměnných hvězd. Za měsíc předává na Zemi na 50 GB vědeckých údajů.

Těsně před koncem roku 2009 odstartovala další relativně levná (320 mil. dolarů) kosmická sonda NASA pro infračervená pozorování WISE. Měla na palubě 0,4 zrcadlo pro přehlídky oblohy ve spektrálních pásmech 3,4; 4,6; 12 a 22 μm. Její detektory byly chlazeny 15 kg vodíkového ledu na teplotu 7,5 K. Obíhala na polární dráze synchronizované se Sluncem ve výšce 525 km nad Zemí a během 10 měsíců zopakovala minimálně osmkrát přehlídku 99 % oblohy. Také její výsledky překonaly veškeré očekávání zejména při studiu planetek a komet.

8.3. Radiová astronomie

Největším projektem současné rádiové astronomie je bezpochyby mezinárodní observatoř ALMA pro mikrovlnné pásmo, která po dokončení má mít podle L. Nymana 54 přesných parabol s průměrem 12 m a a ve svém centru dalších 12 parabol s průměrem 7 m. ALMA je plánována pro pásma vlnových délek 0,3 – 9 mm s úhlovým rozlišením zdrojů až 0,005′. Cena projektu se vyšplhala na částku přes 1 mld. dolarů. Původně šlo o projekt ESO, ale postupně se přidávaly další státy, zejména USA a Japonsko. Observatoř poblíž osady Chajnantor v náhorní části pouště Atacama v Chile ve výšce přes 5 tis. metrů bude ovládána dálkově a její předností bude proměnná konfigurace rozestavení antén v rozmezí od 150 m do 18 km, která umožní pružně reagovat na požadavky jednotlivých pozorovacích projektů.

Počátkem r. 2009 byla uvedena na místě do chodu první parabola a v říjnu téhož roku další dvě na základnách až 160 m. O měsíc později proběhla na vlnových délkách 3,0 mm, 1,3 mm a 0,85 mm (frekvence 235 – 346 GHz) úspěšně zkušební interferometrická měření, tj. podařilo se pozorovat interferenční proužky. V téže poušti už podle G. Siringa aj. úspěšně pracuje 12m parabola APEX ESO pro submilimetrové pásmo 870 μm, jejíž výsledky dávají projektu ALMA vyhlídky na zcela mimořádné objevy v dosud málo prozkoumané oblasti elektromagnetického spektra.

M. Hezer aj. oznámil, že Velký milimetrový radioteleskop (GTM) v Mexiku na hoře Sierra Negra (4,6 km n.m.) o průměru paraboly 50 m dosáhl v pásmu 3 mm úhlového rozlišení až 5′ a může v tomto pásmu pracovat celoročně, byť v létě s horším rozlišením až 15′. V zimních měsících je však schopen měřit i v pásmu 1 mm.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Rentgenová družice Chandra, jež patří mezi velké observatoře NASA, oslavila v červenci 2009 desetiletí velmi úspěšné činnosti na oběžné dráze. Navzdory degradaci detektorů opakovanými průlety radiačním pásem kolem Země je aparatura družice stále v dobré kondici a zejména svým úhlovým rozlišením nemá v rentgenovém oboru dosud soupeře. Výborně se doplňuje jak s HST tak se SST zejména při studiu pozůstatků po supernovách, ale i při zkoumání galaxií a oblastí horkého galaktického i intergalaktického plynu.

M. Elvis aj. popsali novou přehlídku COSMOS, kdy Chandra sledovala v energetickém pásmu 0,5 – 10 keV pole o ploše 0,5 čtv. stupně centrované na souřadnice α =10 h; δ = +2° s expozicí 160 ks a vnější pole o ploše 0,4 čtv. stupně s poloviční expozicí. Tak se podařilo objevit přes 1,7 tis. bodových zdrojů, z toho 1,3 tis. zářících v měkkém a 1 tis. ve tvrdém oboru spektra.

Podobně si vede velmi úspěšně americká družice Fermi vypuštěná v červnu 2008 a sloužící pro sledování energetického záření gama v pásmu od 20 MeV do minimálně 300 GeV: W. Atwood aj. shrnuli výsledky získané během prvního roku činnosti přehlídkové aparatury LAT, která má široké zorné pole 2,4 steradiánu a získává tak údaje o spektrech zdrojů záření gama i jejich časové proměnnosti. Pracuje přitom s časovým rozlišením <0,1 ms a úhlovým rozlišením až 0,2°. Prohlédne přitom celou oblohu za necelé 3 hodiny!

Počátkem června 2009 dopadla na Měsíc japonská sonda Kaguya, která během 21 měsíců provozu na oběžné dráze kolem Měsíce měřila jeho gravitační pole a pořizovala video jeho povrchu s velmi vysokým rozlišením. O týden později odstartovala k Měsíci americká sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). Indická sonda k Měsíci Chandrayaan-1 vypuštěná v říjnu 2008 pracovala na oběžné dráze u Měsíce ve výši 100 km do poloviny května 2009, kdy byla převedena na vyšší 200km dráhu. Nicméně po selhání navigačního čidla a dalších problémech skončila předčasně svou činnost koncem srpna 2009, ale přesto splnila valnou část zamýšlené práce na měsíční orbitě.

V polovině r. 2009 ukončila činnost vytrvalá kosmická sonda Ulysses (ESA a NASA) pro výzkum zejména polárních oblastí Slunce, která odstartovala ze Země v r. 1990. Kromě základního úkolu, během něhož proletěla třikrát nad oběma póly Slunce, a to jak v maximu tak i v minimu sluneční činnosti, sledovala sonda také několik komet a prachové proudy částic až do vzdálenosti Jupiteru jakož i zábleskové zdroje záření gama (GRB). I tato sonda významně překročila svou plánovanou životnost.

V téže době zastavila americká armáda uvolňování vybraných dat ze špionážních družic, která jsou pro astronomii nenahraditelná (např. okolnosti průletu jasných bolidů či pádu meteoritů). Soudí se, že je to tím, že nová generace vojenských družic má mimořádně dobré technické parametry, takže armáda si pro jistotu veškeré údaje nechává pro sebe.

Stále není přijatelně objasněno anomální urychlování kosmických sond Pioneer 10 a 11 směrem ke Slunci, objevené J. Andersonem aj. v r. 2002, které činí přibližně (0,9 ±0,1) nm/s2 od doby, kdy sondy překonaly vzdálenost 20 AU od Slunce. Nejnověji A. Levy aj. zjistili, že urychlování se skládá z periodicky proměnného členu a dále ze sekulární anomálie 0,8 nm/s2, která je poměrně záhadná. E. Greaves dokonce tvrdí, že tuto anomálii vykazují nejenom sondy Pioneer 10 a 11, ale také sondy Galileo a Ulysses, které ovšem nikdy nebyly od Slunce dál, než 5,5 AU.

8.5. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

S. Lépine aj. upozornili na deficit přesných vzdáleností blízkých hvězd do vzdálenosti 20 pc, neboť katalog HIPPARCOS obsahuje jen 150 hvězd do 10 pc a 1123 hvězd do 25 pc. Katalog je totiž úplný jen do 8 mag v oboru V a sahá jen do 12 mag, kdežto v blízkém okolí Slunce se daří nalézat hodně trpasličích hvězd, které této jasnosti nedosahují. Ke zlepšení této neuspokojivé situace potřebujeme zkrátka paralaxy měřené dostatečně výkonnými přístroji na zemském povrchu. Autoři odhadli, že do 10 pc od nás se nachází přinejmenším 300 hvězd a do 25 pc alespoň 2 tis. hvězd. Pro vylepšení statistiky je proto potřebí vyhledávat soustavně slabé hvězdy s velkými vlastními pohyby. Autorům se tak podařilo najít 16 trpasličích hvězd třídy dM, které jsou od nás vzdáleny méně než 16 pc, z toho tři hvězdy jsou blíže než 10 pc.

Australští astronomové dokončili přehlídku 6dFGS pomocí 1,2m Schmidtovy komory UK+AAO. Přehlídka obsahuje polohy a vzdálenosti 110 tis. galaxií na >80 % plochy jižní oblohy pro červené posuvy z <0,15 (vzdálenost do 600 Mpc). Zorné pole komory o průměru 5,7° a vláknová optika umožňovaly naráz pořídit spektra 150 galaxií. Díky tomu našli na jižní obloze v mezerách mezi nadkupami galaxií přes 500 proluk, v nichž galaxie prakticky chybí a tak zlepšili naše vědomosti o velkorozměrové struktuře vesmíru. Na severní polokouli je díky přehlídce SDSS takto zmapováno již 930 tis. galaxií. I. Roseboom aj. upozornili na obtíže se vzájemnou identifikací zdrojů v přehlídkách vykonávaných v různých oborech elektromagnetického spektra. Rozsah přehlídek je totiž takový, že vyhledávání koincidencí je třeba automatizovat důmyslnými algoritmy, což zatím vázne zvláště pro objekty z infračervených a submilimetrových přehlídek.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V r. 2009 zemřeli astronomové: Henri ANDRILLAT (1925; kosmologie); Zdeněk CEPLECHA (1929; meteory a meteority); Arthur CODE (1923; kosmická astronomie); Tom van FLANDERN (1940; nebeská mechanika, kosmologie); Vitalij GINZBURG (1916; kosmické záření, supravodivost, Nobel 2003); Eleanor HELINOVÁ (1932; planetky a komety); Viktor LJUTYJ (1940; AGN, rentgenová astronomie); Bohuslav LUKÁČ (1943; výzkum Slunce); Paolo MAFFEI (1926; galaxie); Steven OSTRO (1946-2008; radarová astronomie); Francoise PRADERIEOVÁ (1938; stelární astrofyzika); Sjur REFSDAL (1935; gravitační čočky); Philip SOLOMON (1939-2008; astrochemie); John P. WILD (1923-2008; sluneční fyzika); Qian XUESEN = H. S. Tsien (1911; spoluzakladatel JPL, otec čínské kosmonautiky).

9.2. Ceny a vyznamenání

Mezinárodní ocenění v r. 2009 získali astronomové: Frank SHU (m. Bruceové; ASP a Shawova c.; Honkong); Wendy FREEDMANOVÁ, Robert KENNICUT, Jeremy MOULD (Gruberova c.; určení konstanty H0); Stephen HAWKING (m. Svobody; B. Obama); David WILLIAMS (Zlatá m.; RAS); James PRINGLE (Eddingtonova m.; RAS); Neil GEHRELS (Darwinova př.; RAS); Robert HOLMES, Stanislav MATICIC, Michel ORY, Koichi ITAGAKI, Dae-am YI (c. E. Wilsona; objevy komet amatéry).

Doma obdrželi různá ocenění astronomové: Zdeněk CEPLECHA (medaile De Scientiae et Humanitate Optime Meritis; AV ČR a státní vyznamenání Za zásluhy); Pavel MAYER (Nušlova c.; ČAS); Vladimír KARAS (Kopalova přednáška; ČAS); Antonín VÍTEK (Littera astronomica; ČAS); Jan HOVAD (Astrofotograf roku; ČAS); Daniela KORČÁKOVÁ a Michael PROUZA (Prémie O. Wichterleho; AV ČR).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

Rok 2009 se stal díky iniciativě italských astronomů s podporou UNESCO a OSN Mezinárodním rokem astronomie (MR.), což podle oficiálního vyhlášení reflektovalo epochální astronomickou událost roku 1609, kdy Galileo Galilei poprvé použil dalekohledu ke zkoumání vesmíru. Galileův dalekohled se skládal z objektivu tvořeného plochou a konvexní čočkou o průměru 37 mm s ohniskovou vzdáleností 980 mm, zacloněnou na průměr 15 mm. Okulár představovala bikonkávní čočka o průměru 22 mm s ohniskovou vzdáleností 47,5 mm, takže přístroj dosahoval zvětšení 20x. Je až neuvěřitelné, že pomocí tak jednoduchého zařízení dosáhl Galilei tolika zásadních objevů.

Podle písemných svědectví se Galilei dozvěděl o vynálezu dalekohledu 16. května 1609 a již v říjnu si podle tohoto popisu zhotovil první menší dalekohled, jímž v říjnu 1609 pozoroval Měsíc a 30. listopadu už měl zmíněný 20x zvětšující dalekohled, jímž sledoval zvláště terminátor Měsíce a stíny vržené horami do měsíčních kráterů, a to až do 19. prosince. Soustavná pozorování různých objektů ve vesmíru konal od 6. ledna 1610 a hned následující noci objevil tři Jupiterovy družice a o tři dny později si všiml, že se kolem Jupiteru pohybují. Svá první pozorování sepsal během února a 1. března dal souhlas s vytištěním Hvězdného posla (Sidereus Nuncius). Mimochodem, v pozorování Měsíce dalekohledem předběhl Galileiho anglický učenec Thomas Harriot (1560-1621), který nakreslil primitivní mapu Měsíce na základě svých pozorování z 26. července 1609. Zapsal si do svého deníku, že na Měsíci viděl „prohlubeň, která má týž vzhled, jaký by na Zemi tvořilo území podobné Čechám“.

Bohužel se v oficiálním vyhlášení opomněla neméně epochální studie Johannesa Keplera, který v rozsáhlém (přes 650 stran!) spisu Astronomia nova, dokončeném v Praze v r. 1605, vydaném v r. 1609 lipským nakladatelem Vögelinem a vytištěném téhož roku v tiskárně v Heidelberku formuloval na základě rozboru Tychonových pozorování planety Mars první dva (Keplerovy) zákony o pohybu planet vůči Slunci. Kepler si také s velkým nadšením přečetl Galileův spis Sidereus Nuncius a okamžitě na něj reagoval vlastní Rozpravou s Hvězdným poslem (Dissertatio cum Nuncio Sidereo), kterou Galileovi poslal. Podle všeho ji však Galilei nikdy nepřečetl. Podobně ostatně pominul i knihu Astronomia Nova a formulaci III. Keplerova zákona, neboť žádný z těchto zdrojů nevyužil při církevním procesu v r. 1633.

Naštěstí převzala Česká republika v I. pololetí 2009 předsednictví v Radě Evropské unie, takže z iniciativy eurokomisaře pro vědu Janeze Potočnika se oficiální zahájení MRA konalo 7. ledna 2009 na Staroměstském náměstí v Praze poblíž slavného Pražského orloje a nedaleko od domu č. v Karlově ul., kde Johannes Kepler v Praze žil a pracoval.

Johannes Kepler byl v Praze připomenut ještě v srpnu 2009, kdy se v Praze konala péčí Národního technického muzea a řady astronomických institucí mezinárodní konference „Keplerův odkaz v kosmickém věku“, z níž pak vyšel sborník přednášek. Současně bylo v Keplerově domě otevřeno Keplerovo minimuzeum. V souvislosti se slavnostním zahájením MRA byla také nejprve v Praze a později v řadě českých i slovenských měst instalována výstava velkoplošných astronomických fotografií pod titulem Vesmír - dobrodružství objevů, jejíž mezinárodní verzi připravili G. Tenorio Tagle z Mexika a G. Pérez ze Španělska a o českou mutaci se zasloužil J. Palouš. Z vědeckých akcí na domácí půdě byla pak zřejmě nejvýznamnější květnová pražská mezinárodní konference k 50. výročí pádu Příbramského meteoritu a také k poctě jubilantovi Dr. Zdeňku Ceplechovi. Pro širokou veřejnost pak měla mimořádnou přitažlivost letní návštěva amerického astronauta Andrewa Feustela a jeho českoindické manželky Indiry po astronautově návratu z úspěšného letu k HST.

Ze světových vědeckých akcí mělo samozřejmě největší publicitu XXVII. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež se konalo v srpnu 2009 v Riu de Janeiro. Kromě ryze odborných záležitostí se i tam věnovala pozornost průběhu MRA ve více než 140 zemí celého světa. Podrobnosti o průběhu kongresu lze nalézt na webové adrese: www.astronomy2009.com.br/EstrelaDalva.html

Počet individuálních členů IAU překročil magickou hranici 10 tisíc a počet členských států stoupl na 63. Novým prezidentem IAU byl zvolen americký astronom Robert Williams, duchovní otec projektu Hubble Deep Field a tehdejší ředitel Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore. IAU sama byla založena právě před 90 lety v Bruselu na ustavujícím valném shromáždění koncem července 1919. (Stejné životní jubileum oslavil prakticky zároveň s IAU také její někdejší generální sekretář Doc. Luboš Perek.)

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V noci 29./30. října 1969 došlo k historické události, která změnila všechno nejenom v astronomii v průběhu následujících 40 let. Tehdy totiž programátor Vinton Cerf napsal pro počítačovou síť ARPANET program, umožňující elektronickou komunikaci mezi operátory vzdálených počítačů. U počítače na Kalifornské univerzitě v Los Angeles seděl tehdy ve 22:30 h Pacifického času student Charley Kline a chtěl se zalogovat příkazem login. To se mu tak docela nepodařilo, protože pro vyťukání písmen „lo“ se spojení mezi počítači přerušilo. Tak krátký byl tedy první odeslaný e-mail! Málokdo by tehdy asi odhadl, co se stane v příštích letech, jak vyplývá z malého historického přehledu:

1972 - zaveden znak @; 1973 - zaveden protokol ftp; 1978 - vytvořen operační systém UNIX; 1991 - v laboratoři CERN T. Berners Lee vynalezl komunikační protokol WWW; prosinec 1994 - prohlížeč Mozilla 1.0; srpen 1995 - prohlížeč Internet Explorer; září 1998 - prohlížeč Google.

Dnes je internet naprosto nepostradatelným pomocníkem astronomů při sběru, zpracování a archivaci dat ze všech možných astronomických zařízení na zemi, pod zemí i ve vesmíru, umožňuje dálkové ovládání robotických teleskopů na různých kontinentech, předávání aktuálních zpráv a efemérních jevech jako jsou GRB, výbuchy supernov, průlety planetek v blízkosti Země atd. Internetem se editují vědecké práce stovek spoluautorů i odesílají hotové publikace do redakcí vědeckých časopisů, stejným způsobem probíhají korektury a většina archivních údajů je dostupná pomocí nástrojů virtuálních observatoří.

Internet také přinesl nové možnosti astronomům amatérům, jak se zapojit do odborné či dokonce vědecké práce. Projekty sdíleného počítání nebo klasifikace impaktních kráterů či morfologie galaxií mají velkou odezvu mezi zájemci z celého světa. Amatér T. Puckett objevil za posledních 10 let více než 200 supernov, A. Oksanen zase získává z fotometrie údaje o rotaci planetek a o tranzitujících exoplanetách; jedna 14tiletá školačka dokonce objevila supernovu 2008ha v galaxii UGC 12682 a holandská učitelka hudby Hanny van Arkelová našla v rámci projektu Galaxy Zoo bizarní nazelenalý objekt záhadné povahy, který už vešel ve známost pod holandským názvem Hanny's Voorwerp. Ostatně naši astronomové amatéři se také činí, jak o tom svědčí třeba laureáti Kvízovy ceny ČAS.

Britský vědecký týdeník Naature již tradičně přináší přehled o vědeckých snímcích roku. V r. 2009 se v seznamu objevily také astronomické záběry: mozaika centra Mléčné dráhy v kombinaci zobrazení pomocí HST, SST a družice Chandra, vozítko Spirit uvízlé v písečné duně na Marsu pořídilo svůj autoportrét a Spitzerův teleskop zobrazil obří prachový prsten Saturnu o průměru 25 mil. km.

Závěr

Přestože rozsah mých poznámek, které slouží jako podklad pro sepisování Žní objevů, se v posledním desetiletí nemění, zabírá mi práce na výběru těch z mého pohledu nejvýznačnějších astronomických prací čím dál více času. Je to paradoxně dáno tím, že internet dává možnost pečlivěji ověřovat různá data, jména a hlavně návaznosti objevů, což vlastní psaní zpomaluje. Tím lze vysvětlit narůstající zpoždění v publikaci seriálu, za což se čtenářům omlouvám. Pokusím se v příštích přehledech o větší stručnost, aby se ze Žní nestala kronika zašlých časů. Nemohu si však odpustit obvyklý závěrečný citát, který tentokrát vychází z neblahých zkušeností s Radou vlády ČR pro výzkum, vývoj a inovace, která by byla bývala základní vědecký výzkum právě v r. 2009 nejraději zcela zrušila ve prospěch prožluklých inovací (zatím aspoň příznačně vypustila slovo věda ze svého dlouhého názvu). Hlavně členům tehdejší Rady (naštěstí pro českou vědu již rozpuštěné a vypuštěné) je totiž určen pozoruhodný výrok amerického vědce a státníka Benjamina Franklina (1706-1790): „Investice do vědění nesou největší úroky“.