Žeň objev 2010

Úvodem

V uplynulém roce se při výzkumu sluneční soustavy neobyčejně činily kosmické sondy MESSENGER u Merkuru, Venus Express u Venuše, MRO a modul Phoenix u Marsu jakož i vytrvalá sonda Cassini u Saturnu, zatímco Jupiter dostal další dva zásahy drobnými tělesy Sluneční soustavy. Hned na počátku roku se podařilo poprvé prokázat aktuální srážku dvou těles v hlavním pásu planetek a japonská sonda Hajabusa dopravila v létě 2010 na Zemi po sedmi letech od startu pouzdro s prachovými zrnky z povrchu planetky Itokawa. K celé sérii překvapivých objevů došlo opět při výzkumu exoplanet, když se do jejich vyhledávání úspěšně zapojila americká umělá družice Kepler, která metodou transitů objevuje postupně desítky exoplanet a exoplanetárních soustav. Čeští astronomové amatéři se dostali při pozorování tranzitů exoplanet na světovou špičku, neboť se na pozemních pozorováních tranzitů podílejí plnou pětinou.

Po celý rok se nejrůznější dalekohledy na Zemi i na oběžné dráze podílely na podrobném sledování dlouhého a velmi vzácného zákrytu dvojhvězdy ε Aurigae a po více než třicetiletém úsilí se astronomům podařilo vysvětlit, proč stáčení přímky apsid u dvojhvězdy DI Herculis je 4x menší, než jak vyplývalo z výpočtů podle obecné teorie relativity. Během roku se podařilo objevit supernovu, která byla v maximu jasnosti o dva řády svítivější než dosud rekordní supernovy třídy Ia. Rekordy padly také díky objevům nejvzdálenější kupy galaxií, nejvzdálenějšího zábleskového zdroje záření gama (GRB) i nejvzdálenější galaxie. Pomyslný kosmologický žebřík vzdáleností se tak protáhl až do vzdálenosti 4 gigaparseky, tj. do minulosti jen 590 mil. let po velkém třesku.

V dubnu 2010 jsme si připomínali 20. výročí vypuštění veleúspěšného Hubbleova kosmického teleskopu (HST) a v témže měsíci oznámila Evropská jižní observatoř (ESO), že do r. 2020 vybuduje na Cerro Armazones v Chile největší pozemní dalekohled světa s průměrem primárního zrcadla téměř 40 metrů. Ve vyspělých zemích světa roste tempo astronomického výzkumu rychleji, než jak v nich přibývá obyvatel. Roční přírůstky údajů v databázích astronomických institucí přesáhly petabyty údajů, takže tato skutečnost se podepisuje i na rozsahu (a bohužel i zpožďování) Žní objevů.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

Již počátkem roku byly zveřejněny první výsledky z 3. průletu sondy MESSENGER, jenž se uskutečnil 29. září 2009. Mezi nejzajímavější patří objev důlků uvnitř velkých impaktních kráterů, který byl patrně způsoben zhroucením vulkanických dutin. První souhrnné práce přinesl týdeník Science v červenci a srpnu 2010. L. Procter aj. ukázali, že rozsáhlé planiny i pánve jsou jen řídce posety impaktními krátery, což jasně svědčí o pozdním vulkanismu, který zalil tyto povrchy lávou, pravděpodobně právě následkem obřích impaktů. Zcela jistě probíhal na Merkuru vulkanismus před 2,5 mld. let a podle vzhledu obřího 290km kráteru Rachmaninoff patrně ještě před 1 mld. let. J. Slavin aj. a R. Vervack aj. studovali interakce slunečního větru s magnetosférou Merkuru. Interakce se rychle a výrazně mění, takže např. magnetický chvost planety směřující od Slunce se dokázal během minut prodloužit a následně zkrátit více než trojnásobně, takže magnetosféra Merkuru je slunečním větrem ovlivňována podstatně výrazněji než magnetosféra Země. V exosféře Merkuru byly odhaleny čáry atomárního sodíku, hořčíku a vápníku (též CaII), jejichž výskyt ovšem také velmi výrazně kolísá v čase.

Podrobným výsledkům z předešlých dvou průletů sondy u Merkuru bylo věnována zvláštní číslo časopisu Icarus. Spektrální průzkum povrchu prokázal velký deficit železa v silikátech. Z minerálů byl identifikován ilmenit. Merkur se neustále smršťuje tím, jak jeho těleso chladne. Indukce magnetického pole pole na povrchu kolísá v rozmezí 200 – 400 nT. Většina měření poukázala na vzájemné ovlivňování magnetosféry, exosféry a povrchu planety silnou interakcí se slunečním větrem a koronálními výtrysky hmoty ze Slunce. Nicméně to hlavní teprve přijde, až se Messenger usadí na oběžné dráze u Merkuru jako jeho první umělá družice.

1.1.2. Venuše

S. Smrekarová aj. objevili pomocí evropské oběžné sondy Venus Express, která obíhá Venuši již od dubna 2006 jasné důkazy o dosud aktivním vulkanismu na Venuši. Infračervené detektory sondy odhalily tři horké skvrny, připomínající pozemské vulkány na Havajských ostrovech. Radar na sondě objevil nejvyšší vulkán na Venuši Indunn Mons se základnou o průměru 200 km a relativní výškou 2,5 km. Stáří sopek autoři odhadli na méně než 2,5 mld. let. Následkem vulkanismu se povrch planety stále přetváří, jak ostatně ukázala již počátkem 90. let americká oběžná sonda Magellan. Díky snímkům Venuše ze sondy Galileo se totiž zjistilo, že atmosféra Venuše je v blízkém infračerveném pásmu místy průsvitná, což právě umožnilo detekci zmíněných horkých skvrn na povrchu. Záhadou zůstává, proč Venuše s podobnou velikostí a hmotností jako Země je v porovnání se Zemí naprosto suchá. Zdá se, že úlohu kapaliny nahrazuje na Venuši kyselina sírová, podobně jako je tomu u Saturnovy družice Titanu, kde příslušnou roli při utváření povrchu hraje methan.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

Navzdory velkému množství antropogenního skleníkového plynu CO2, který lidstvo každoročně vypustí do zemské atmosféry, zmizí nejméně 40 % tohoto přírůstku v oceánech na jižní polokouli, jenže dodnes se pořádně neví, jak to oceány dělají. Tzv. Ekmanův transport oxidu uhličitého je zřejmě řízen větrem a povrchovými proudy v oceánech v součinnosti s vodními víry a klesáním chladné vody do hlubin oceánu. Podobně se ukázalo, že další obranu Země proti globálnímu oteplování představují jezera, která na jednotku plochy pohlcují více uhlíku než oceány a jejich absorpční schopnost se s rostoucí teplotou dokonce zvyšuje.

Krátkodobá injekce SO2 při výbuchu sopky Pinatubo v červnu 1991 snížila dočasně průměrnou roční teplotu zemské atmosféry o 0,5° C. Jak uvedla S. Solomonová aj., v letech 1980-2000 stoupl obsah vodních par v atmosféře proti dlouhodobému průměru a jelikož vodní pára je významný skleníkový plyn, zvedlo to růst globálního oteplování o třetinu. Od r. 2000 však obsah vodní páry v atmosféře se proti dlouhodobému průměru snížil o 10 %, čímž se snížilo tempo globálního oteplování o čtvrtinu proti konci XX. stol. Úhrnný současný skleníkový efekt na Zemi zvyšuje průměrnou roční teplotu na povrchu Země o 33 °C; jinými slovy, kdyby Země neměla výrazně skleníkovou atmosféru, tak by byla na souších i na moři trvale pokryta ledem.

V posledních dvou milionech let se střídají ledové doby s meziledovými poměrně rychle, přičemž nedávný a dosud pokračující ústup ledovců nesporně přispěl k rozvoji lidské civilizace. Výška oceánů přitom kolísala v rozmezí téměř 140 m; hladina oceánů byla před 81 tis. lety o 7 m výš, a předtím naopak až o 130 m níž, než je dnes. Vrt NEEM v grónském ledu dosáhl v červenci 2010 dna, když v hloubce 2,5 tis. metrů narazil na skálu. Tak bylo možné rekonstruovat teplotní křivku povrchu Země v posledních 155 tis. let. Tak se mj. ukázalo, že v období před 155 – 130 tis. lety byla průměrná teplota Země o 5 °C vyšší než dnes. V interglaciálu v epoše mezi 18 a 10 tis. lety před současností stoupla koncentrace CO2 v zemské atmosféře ze 180 ppm na více než 260 ppm.

Oslunění Země vlivem Milankovičových cyklů (s periodami 23 tis., 41 tis. a 100 tis. let) zřetelně kolísá. Dnes se nejvíce uplatňuje nejdelší z těchto period. Současná průměrná teplota povrchu Země dosahuje přibližně +15 °C a za minulou dekádu se zvýšila o 0,16 °C. Mimochodem, nejrychlejší poryv větru na Zemi 408 km/h byl naměřen v dubnu 2006 při cyklonu Olivia na ostrově Barrow v Austrálii.

Diskuse o globálním oteplování a podílu člověka na zvyšování skleníkového efektu jsou v posledních desetiletích předmětem vášnivých debat politiků i laiků, zesilovaných snahou sdělovacích prostředků o co možná nejdramatičtější vyhrocení každého sporu. (Termín „globální oteplování“ se poprvé objevil v týdeníku Science v srpnu 1975.) Odborně vzato je však ve hře řada dosud málo prozkoumaných vlivů a zpětných vazeb, což je nejlépe vidět na nedostatečných schopnostech meteorologie předpovídat počasí na více než týden dopředu. Jelikož klima je časovým i prostorovým integrálem počasí přes období stovek a tisíců let, je zřejmé, že spolehlivé předpovědi budoucího vývoje klimatu neexistují. Proto je riskantní prosazovat tvrdá regulační opatření s nepředvídatelnými dokonce i ekonomickými dopady.

J. Duprat aj. nalezli ve vzorcích sněhu z centrální části Antarktidy jemný prach se zrnky o hmotnostech 0,3 – 3 mikrogramy, v nichž naměřili až 30krát vyšší zastoupení deutéria v porovnání s pozemskými horninami. Autoři snesli přesvědčivé důkazy o tom, že tento materiál pochází z chladných oblastí protoplanetárního disku, jenž obklopoval Slunce v době vzniku Sluneční soustavy.

T. Alboussićre aj. objevili na základě pozorované anizotropie šíření zemětřesných vln nečekanou nesouměrnost vnitřního jádra Země, které tuhne na západní polokouli, ale taje na polokouli východní. Vlny totiž putují ve velké hloubce Země rychleji ve směru od severu k jihu, než od východu k západu. Tuhé železné jádro Země tak putuje směrem na východ tempem 15 mm/r. Příčinou nesouměrnosti je vzhled krystalů železa vznikajících pod extrémně vysokým tlakem v jádře Země. Krystaly mají hexagonální strukturu, jejíž hlavní osa je orientována ve směru rotační osy Země. Právě tato orientace vede ke zmíněné seismické anizotropii.

W. Bottke aj. polemizovali s představou, že při tvorbě jader Země, Měsíce i Marsu tam sestoupily z pláště veškeré siderofilní prvky (Au, Ir, Mn, Mo, Os, Pd, Re, Rh, Ru), takže v pláštích těchto těles by se dnes vlastně neměly vyskytovat. Ve skutečnosti jsou siderofilní prvky v plášti Země zastoupeny nadprůměrně, což podle autorů souvisí s obnovenou dodávkou těchto prvků srážkami s planetárními embryi typu Pluta o průměrech až 3 tis. km (!) až po dobudování vlastního jádra Země. Embrya přinesla na Zemi jednak vodu a jednak siderofilní prvky, které se převážně usadily v zemském plášti. Odhadované zastoupení siderofilních prvků v plášti Marsu a Měsíce pak ukázalo, že s Marsem se srážela planetární embrya o velikosti nanejvýš 1,5 tis. km a s Měsícem o průměru nanejvýš 1 tis.km.

N. Gillet aj. získali studiem krátkodobých a periodických kolísání rychlostí zemské rotace nepřímý důkaz o silné indukci magnetického pole ve vnějším jádru Země. Dosud se soudilo, že toto pole má indukci jen 0,2 mT, ale ze zmíněných měření vyplývá více než o řád vyšší hodnota 4 mT. J. Tarduno aj. proměřovali magnetismus velmi starých krystalů křemene a ukázali, že geomagnetické pole existovalo již před 3,45 mld. let. Tehdejší magnetosféra Země však měla poloviční rozměry v porovnání se současným stavem, protože indukce magnetického dipólu dosahovala jen asi 60 % indukce současné.

Nižší magnetická indukce umožnila sice větší ztrátu těkavých látek i vody z rané atmosféry Země, ale stačila na ochranu před slunečním větrem, který se od té doby nedostává k povrchu Země na vzdálenost menší než 30 tis. km. Protože však mladé hvězdy slunečního typu rotují rychleji než Slunce dnes, byla indukce slunečního dynama mnohem větší než nyní, a to mohlo výrazně narušovat stabilitu tehdejší slabší geomagnetosféry. Není jasné, čím se proti tomu geomagnetosféra tak zdařila bránila. V každém případě však začal v zemské atmosféře narůstat podíl molekulového kyslíku před 2,3 mld. let, zřejmě pod vlivem fotosyntézy v mikroorganismech. Tak se postupně připravily podmínky pro přechod života z oceánu, moří a jezer na souš.

O poměrně nečekaném vlivu geomagnetických bouří na zabezpečovací systém železnice v severních oblastech Ruska podali zprávu E. Jerošenko aj., když uvedli, že během 17 silných geomagnetických bouří v letech 2000-2005 a také v březnu 1989 docházelo k poruchám zabezpečovacích systémů železničních tratí v pásmu 58° - 64° s. š. vinou indukovaných proudů během hlavních fází bouří.

G. Stadler aj. využili nových možností paralelního počítání na superpočítačích k simulacím globálních pohybů v zemském plášti díky deskové tektonice, přičemž jednotlivé desky byly popsány mříží s roztečí bodů 1 km. Chladné tepelné anomálie ve spodním plášti jsou propojeny s oceánskými deskami pomocí úzkých viskózních tabulí, které mění rychlosti pohybu desek. Disipace energie v prohýbající se litosféře kolem oceánských příkopů představuje pak 5 – 20 % celkové disipační energie v litosféře a zemském plášti. Z geologického hlediska nejstabilnějšími kontinenty, které přetrvávají jednotlivé epizody deskové tektoniky Země po miliardy let, jsou jednak jádro Severní Ameriky a jednak Austrálie. Tyto stabilní útvary dostaly název kratony. Příčina jejich mimořádné odolnosti spočívá v tom, že v jejich podloží není žádná voda. Jak upozornila L. Spinneyová, má více než 99 % hmotnosti Země teplotu vyšší než 1 tis. °C, takže život je možný je v tenké slupce na rozhraní hydrosféry, litosféry a atmosféry.

1.1.3.2. Bolidy a meteority

A. Rubin a J. Grossman upřesnili termíny, které se v meteoritické astronomii a geologii používají. Podle nových definic je meteoroid přírodní tuhé těleso, jež se pohybuje v meziplanetárním prostoru a má typický rozměr v rozmezí od 10 μm do 1 m. Mikrometeoroidy tvoří podmnožinu meteoroidů s rozměry v intervalu od 10 μm do 2 mm. Naproti tomu meteorit je přírodní tuhé těleso s typickým průměrem >10 μm, které bylo dopraveno na Zemi přirozenou cestou z tělesa, jež se utvořilo z kosmického tělesa, které se nacházelo vně oblasti gravitační převahy Země. Meteorit tedy nejprve musel toto kosmické těleso opustit, aby se následně srazil s přirozeným nebo i umělých tělesem větším, než je sám. Meteorit tedy může být vyvržen i ze Země a vrátit se na ni posléze z meziplanetárního prostoru. Podmnožinou meteoritů jsou pak mikrometeority, pro něž platí omezení velikosti na interval od 10 μm do 2 mm.

D. Čapek a D. Vokrouhlický zkoumali následky významného tepelného namáhání těch meteoroidů, které se při oběhu po výstředné dráze dostávají v okolí přísluní do blízkosti ke Slunci. Ukázali, že degradace meteoroidu závisí nejenom na vzdálenosti od Slunce, ale také na jeho geometrickém rozměru, rychlosti rotace a orientaci rotační osy vůči směru ke Slunci. Zvlášť náchylné k zániku jsou meteoroidy mající rozměry od setin metru do několika metrů, které rotují pomalu a jejichž rotační osa míří ke Slunci. Všechny meteoroidy, které se dostávají ke Slunci na vzdálenost <0,15 AU se ohřívají na teploty >700 K, čímž se z nich uvolňují těkavé látky a taví se silikáty. Následkem toho se tělesem začnou šířit trhliny a při opakovaných průletech se meteoroid nakonec zcela rozpadne.

Autoři uvedli, že tepelné namáhání nejvíce ničí jádra Kreutzovy rodiny komet, ale podobně jsou na tom i meteoroidy v meteorických rojích η Akvarid (přísluní 0,07 AU), Geminid (0,14 AU) a Monocerotid (0,19 AU). Dokonce i meteority Tagish Lake (pád v Kanadě v r. 2000) a Orgueil (pád ve Francii v r. 1864), jež měly přísluní v relativně bezpečné vzdálenosti 0,87 AU, byly tak zkřehlé, že se při průletu atmosférou výrazně štěpily na úlomky, jelikož byly poznamenány opakovaným tepelným namáháním po řádově 10 milionech obězích na takto exponované dráze.

K. Misawa aj. objevili ve vzorcích ledu z východoantarktického dómu Fuji dvě ohraničené několikamilimetrové vrstvy silikátového prachu z doby před 434 tis., resp. 481 tis. lety. Jelikož se vrstvy vyskytují ve vzorcích, které byly odebrány z míst od sebe vzdálených 2 tis. km, autoři soudí, že jde o prach mimozemského původu, jenž je důsledkem srážky Země s větším meteoritem. E. Kolesnikov a N. Kolesnikovová nalezli ve vzorcích rašeliny přirostlé v r. 1908 v oblasti pádu Tunguského meteoritu změny v poměrném zastoupení vodíku a uhlíku, které odpovídají poměrům v kometárních jádrech. Odtud vyvozují, že meteorit představoval úlomek jádra komety.

T. Croat aj. zjistili, že v australském meteoritu Murchison, jenž dopadl na Zemi 28. září 1969, má zhruba 1 % mikronových grafitových zrnek až 2,3krát vyšší zastoupení nuklidů 29Si a 30Si vůči základnímu nuklidu 28Si oproti Slunci. Takový poměr mohou vykazovat jen produkty hvězd s hmotností minimálně 8 M☉, které po opuštění hlavní posloupnosti umějí při termonukleárních reakcích ve svých nitrech spalovat uhlík a neon. Takto obohacený materiál se nakonec dostane do uhlíkového hvězdného prachu buď při srážkách hvězdných větrů Wolfových-Rayetových hvězd, anebo během výbuchu hmotné supernovy (kolapsaru). Je totiž známo, že kolapsary mohou rozmetat do kosmického prostoru prach o úhrnné hmotnosti až 1 M☉. Týž meteorit zkoumali také P. Hoppe aj., kteří ve vzorcích z Murchisonu objevili na dva tisíce presolárních zrnek SiC, z nichž zhruba 40 pochází z kolapsaru.

Podobně F. Gyngard aj. získali údaje o zastoupení nuklidů kyslíku ve 41 spinelových zrníčkách meteoritu Murray, který dopadl ve státě Kentucky 20. září 1950 a je klasifikován jako vzácný uhlíkatý chondrit. Zastoupení nuklidů je typicky presolární, takže většina zrníček pochází z větve červených obrů, anebo asymptotické větve obřích hvězd. U dvou zrníček je dokonce jisté, že pocházejí z výbuchu supernovy (kolapsaru). Pod

E. Buchner aj. zpřesnili pomocí poměru nuklidů 40Ar/39Ar stáří meteoritu, jenž vytvořil v jižním Německu impaktní kráter Ries o průměru 24 km. Obdrželi hodnotu (14,6 ±0,2) mil. let. Jak známo, následkem dopadu tohoto meteoritu vznikly proslulé vltavíny. K. Thraneová aj. nalezli přebytek nuklidu 187Hf v meteoritu SAH 99555, jenž byl nalezen v saharské poušti v květnu 1999 a patří mezi tzv. angrity (basaltické achondrity), tj. vůbec nejstarší vyvřelé horniny Sluneční soustavy. Odtud podle autorů plyne, že Sluneční soustava je stará 4,557 mld. let, a supernova, která vyvolala smršťování sluneční pramlhoviny, vybuchla před 4,564 5 mld. let; tj. o 7,5 mil. let dříve. Vzápětí však A. Bouvier a M. Wadgwa našli chondritický meteorit, jehož stáří určené z poměru zastoupení nuklidu olova a hořčíku vyšlo na 4,568 2 mld. let. Podle K. Jamašity aj. se k datování událostí v prvních 20 milionech let existence Sluneční soustavy dobře hodí chronometrie pomocí radionuklidu 53Mn, jenž se rozpadá na 53Cr s poločasem 3,7 mil. let. K ověření stáří Sluneční soustavy tak mohli použít úlomek uhlíkatého chondritu Gujba, který dopadl do Nigérie 3. dubna 1984. Dostali tak stáří 4,563 6 mld. let, což za předpokladu, že radioaktivní nuklid 53Mn byl v protoplanetárním disku Sluneční soustavy rozložen rovnoměrně, dává zatím nejlepší hodnotu doby vzniku této soustavy.

J. Weirich aj. prokázali podrobným rozborem antarktického meteoritu Miller Range 05029 (hmotnost úlomku 0,14 kg), že jeho stáří zjištěné argonovou metodou činí (4,517 ±0,011) mld. let. Jde o chondrit typu L spečený s vyvřelou horninou. Muselo jít o gigantický objekt, protože vychládal tempem jen 14 °C/1 mil.let! Impakt se tedy odehrál minimálně 20 mil. let před uvedeným datem, čili v době, kdy Země ještě neměla Měsíc. Autoři odhadují, že impaktní kráter vzniklý při srážce meteoritu se Zemí musel mít průměr kolem 50 km.

V. De Michele našel pomocí družicových snímků z Landsatu a také mapy Google Earth meteoritický kráter Gebel Kamil v jižním Egyptě. Kráter má průměr 55 m a je starý asi 5 tis. roků. Kovový meteorit měl při dopadu průměr 1,3 m a hmotnost asi 9 t. L. Folco aj. pak na místě nasbírali přes 5 tis. úlomků o úhrnné hmotnosti 1,7 t. Hmotnost největšího úlomku činí dokonce 83 kg. Podle autorů měl meteorit při vstupu do zemské atmosféry pod úhlem zhruba 45° rychlost 18 km/s a hmotnost asi 30 t. Před dopadem se zbrzdil na pád rychlostí 3,5 km/s. Zdá se téměř neuvěřitelné, že tak velké kovové těleso v poušti nikdo neobjevil dříve, ale je zřejmé, že na povrchu Země leží netknuty ještě mnohé mimořádně cenné kosmické vzorky.

J. Borovička shrnul některé neobvyklé poznatky o meteoritu, jenž dopadl 15. září 2007 v 11:40 h místního pásmového času do blízkosti osady Carancas v Peru. Průlet meteoritu byl potvrzen čidly pro infrazvuky a také pomocí seismometrů. Při dopadu meteoritu vznikl kráter o průměru 14 m hluboký 2,5 m. Bloky hlíny o průměru až 1 m byly rozmetány výbuchem až do vzdálenosti 350 m od kráteru. Na rozdíl od původních zpráv se ukázalo, že voda v kráteru nevřela; šlo o pouhé bubliny vzduchu, které se dostávaly postupně na hladinu. Rázová vlna při dopadu shodila na zem cyklistu ve vzdálenosti 100 m od místa dopadu a býka, který se nacházel 200 m od dopadu a při pádu si zlomil jeden roh. Autor odhadl, že meteorit o původním průměru 2 m vstoupil do zemské atmosféry rychlostí nižší než 17 km/s a během průletu odolal tlakům přes 15 MPa. Do kráteru však dopadlo těleso o průměru jen 1 m, které se neroztrhlo na menší kusy jednak díky tomu, že nemělo žádné pukliny a také kvůli velké nadmořské výšce místa dopadu (3,8 km).

P. Jenniskens a M. Shaddad zveřejnili údaje, získané studiem meteoritu Almahata Sitta, jenž dopadl 7. října 2008 do severního Súdánu doslova v přímém přenosu po objevu původně miniplanetky 2008 TC3 asi 20 h před její srážkou se Zemí. Autorům se za vydatné pomoci studentů chartúmské univerzity podařilo nasbírat v poušti přes 600 drobných úlomků o úhrnné hmotnosti téměř 11 kg (odhadem dopadlo na zem asi 40 kg úlomků). Miniplanetka o průměru 3,5 m a hmotnosti kolem 40 t rotovala při vstupu do atmosféry v periodě 99 s a její střední hustota přesahovala hustotu vody jen 1,7krát, tj. byla z 50 % porézní. Hustota nalezených úlomků totiž dosahuje 2,8násobku hustoty vody a jejich albedo 0,05 je řadí k nejtmavším objektům Sluneční soustavy. Miniplanetka patřila k novému typu chondritů, jímž se říká ureility a strávila jako samostatné tělísko v kosmickém prostoru téměř 20 mil. roků. V nalezených úlomcích byla objevena stopová množství aminokyselin.

P. Spurný aj. zpracovali pozorování slovinského bolidu Jesenice (EN090409) z 9. dubna 2009, jehož průlet atmosférou byl zachycen na dvou jihočeských stanicích (Kunžak a Churáňov) jakož i na pozorovatelně Črni Vrh ve Slovinsku, kde však kamera není opatřena rotujícím sektorem pro určení úhlové rychlosti letu bolidu. Sonický třesk po přeletu bolidu zaznamenalo celkem 16 seismických stanic. Navzdory záznamům na samém okraji zorného pole jihočeských kamer se autorům podařilo určit s dostatečnou přesností všechny potřebné parametry trajektorie potenciálních úlomků a tak se podařilo ve vypočtené cílové ploše nalézt 3 úlomky meteoritu o úhrnné hmotnosti 3,6 kg. Jde o obyčejný chondrit třídy L6 a tedy již o 13. meteorit s rodokmenem, až na jednu výjimku (australský meteorit Bunburra Rockhole, který patří ke křižujícím planetkám typu Aten) vesměs přiletěvších z hlavního pásu planetek.

Meteorit Jesenice o hmotnosti asi 170 kg se před vstupem do zemské atmosféry pohyboval heliocentrickou rychlostí 36 km/s na dráze o velké poloose 1,75 AU, výstřednosti 0,43, sklonu 19° a oběžné době 2,3 r. V odsluní jeho dráha zasahovala do hlavního pásu planetek ve vzdálenosti 2,5 AU, kdežto v přísluní křižovala zemskou dráhu do vzdálenost jen 0,9965 AU od Slunce. Při vstupu do atmosféry měl meteoroid geocentrickou rychlost 14 km/s a sestupoval šikmo pod úhlem 59° vůči obzoru. Začal svítit ve výšce 88 km nad Zemí a v maximu dosáhl jasnosti -15 mag. Po letu dlouhém 6,6 s zhasnul ve výši 18 km nad Zemí. Odhadem na zem dopadlo asi 30 kg úlomků.

P. Spurný a J. Borovička dokázali lokalizovat také pád meteoritu Košice, jenž proběhl těsně před půlnocí SEČ 28. února 2010. Na východním Slovensku a v severním Maďarsku byl úkaz provázen silným hromobitím, ale přestože na většině území Slovenska bylo v tu dobu zataženo, podařilo se čas přeletu přesně určitě díky radiometrům, jež měří osvětlení mraků meteoritem. Podle snímků z bezpečnostních kamer v Maďarsku dosáhl meteorit v maximu -20 mag (!), takže byla slušná naděje na nalezení jeho úlomků v terénu. To se skutečně zdařilo expedici slovenských astronomů J. Tótha aj., takže první úlomek západně od Košic byl nalezen již 20. března 2010. Díky nálezu mohl P. Povinec změřit rychle zastoupení krátkožijících nuklidů a J. Haloda klasifikovat meteorit Košice jako chondrit H5. Meteorit Košice se tak stal teprve 15. meteoritem s rodokmenem od r. 1959. Ondřejovská škola založená Z. Ceplechou si tak i po půl století dále upevnila své vedoucí světové postavení v tomto odvětví meteorické astronomie.

J. Trigo-Rodríguez aj. uveřejnili výsledky pozorování argentinského bolidu a meteoritu Berduc, jenž proletěl nejprve nad Uruguayí 7. dubna 2008 a dosáhl přitom -16 mag, takže v přilehlém městě se automaticky vypnulo pouliční osvětlení. Během průletu došlo k několika štěpením meteoritu a největší nalezený úlomek má 154 g. Celková nalezená hmotnost meteoritu byla však zřejmě vyšší, jenže mnoha úlomků se zmocnili soukromí hledači meteoritů a rozprodali je hlavně do USA. Meteorit byl klasifikován jako chondrit L6. Meteorit přiletěl z hlavního pásma planetek v den 49. výročí pádu prvního meteoritu s rodokmenem Příbram.

1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi

V r. 1972 přišli C. Sagan a G. Mullen s problémem slabě svítícího mladého Slunce. Z teorie termonukleárních reakcí v trpasličích hvězdách hlavní posloupnosti totiž plyne, že mladé hvězdy typu Slunce mají asi o třetinu nižší zářivý výkon než zralé Slunce o stáří bezmála 5 mld. let. Protože je dosti pravděpodobné, že Země i v rané době existence Sluneční soustavy obíhala přibližně v téže vzdálenosti jako dnes, měly by tehdy oceány na Zemi zmrznout, a už nikdy by nerozmrzly, protože albedo tuhého ledu je podstatně vyšší než albedo tekuté vody.

F. Macdonald aj. zjistili z rozpadových řad U/Pb v horninách z Yukonu a Severozápadních teritorií, že povrch oceánů byl z větší části zaledněn v období před 830 – 635 mil. lety. Ledovce se však objevovaly na rovníku už 100 mil. let před globálním zaledněním. Prapevnina Laurentia na rovníku byla nejvíce zaledněna přes 716 mil. lety. Tehdy dosáhla tloušťka ledu v oceánech až 1 km.

Tak vznikl zásluhou J. Kirschvinka již v r. 1992 scénář „sněhové koule Země“, který ve své nejtvrdší podobě znamenal, že Země jen taktak unikla hrozbě trvalého zalednění. Nyní však J. Kasting tento hrozivý scénář zmírnil na „měkkou sněhovou kouli“, jelikož i v době zalednění Slunce čirým ledem prosvítalo a ohřívalo jak vodu tak prapevninu, což vedlo nakonec k odlednění. Měli bychom tedy spíše hovořit o „blátivé kouli“ Země; tedy o šťastném vyústění nepříliš vábné epizody v geologických dějinách Země.

E. Wolf a O. Toon se nyní vrátili k paradoxu raného Slunce, o jehož řešení se poprvé pokusil C. Sagan v r. 1996 předpokladem, že v dávné minulosti byla Země obklopena organickou mlhou methanu a dusíku, která blokovala ultrafialové záření Slunce, ale propouštěla záření optické. Sagan ukázal, že stačí malá příměs čpavku v této mlze, aby to úhrnem vyvolalo silnější skleníkový efekt, než je ten současný. Wolf a Toon nyní Saganův výpočet potvrdili a rozšířili v tom smyslu, že šlo o uhlovodíkové aerosoly, které vytvořily před 3,8 mld. let silně skleníkový zákal, jenž se rozptýlil až před 2,5 mld. let, kdy už Slunce dosáhlo 85 % dnešního zářivého výkonu, takže oceány na Zemi nezamrzly. Přesto byla Země podle J. Hechta třikrát ohrožena efektem sněhové koule, a to před 2,4; 0,8 a 0,6 mld. let. Zmíněná organická mlha umožnila vznik života na Zemi nejpozději před 3,5 mld. let, ve shodě s proslulým experimentem S. Millera a H. Ureyho z r. 1952.

Jak známo, podle paleontologických nálezů se život na Zemi rozvíjel zprvu velmi zvolna teprve po konci těžkého bombardování terestrických planet kosmickými projektily (planetkami, meteority, jádry komet) před 3,9 mld. let. Vícebuněčné organismy se objevily až před 1,2 mld. let. V poslední půl miliardě let došlo navíc k pěti epizodám velkého vymírání organismů, a to před 450, 375, 251, 205 a 65 miliony let, přičemž vymírání před 251 mil. lety na rozhraní permu a triasu (paleozoikum-mesozoikum) bylo vůbec největší, neboť vymřelo 96 % druhů organismů v oceánech, 70 % druhů obratlovců na souši a dokonce i většina druhů hmyzu. Příčiny tohoto skutečně katastrofálního vymírání nejsou dosud objasněny; pravděpodobně šlo o celou sérii událostí, od zásadní proměny životního prostředí a klimatu až po mimořádně rozsáhlý vulkanismus a pád velké planetky.

P. Schulte aj. se věnovali stále kontroverznímu tématu o příčině masového vymírání rostlin i živočichů na rozhraní křídy a třetihor (paleogenu) před 65,5 mil. let. Poukázali na jasnou příčinnou souvislost mezi dopadem planetky, jež vytvořila impaktní kráter Chicxulub v oblasti dnešního Mexického zálivu a poloostrova Yuacatán. Devastace celé zeměkoule začala rázovými (tlakovými) vlnami i obrovitou vlnou tsunami a pokračovala zastíněním Slunce, což ničilo plankton i řasy jako základ potravního řetězce. Kyselost vody v mořích a oceánech vyhubila mořské živočichy a další zkázu způsobilo výrazné a dlouhodobé ochlazení zemského povrchu.

Je zajisté těžké odhadnout, zda se podobné katastrofy velkého rozsahu nevyskytnou v příštích stovkách milionů let znovu. Jedno je však prakticky jisté už teď. Zářivý výkon Slunce se bude plynule zvyšovat tempem přibližně 10 % za miliardu let a tento trend se udrží i v následujících miliardách let. Zhruba za 1,5 mld. let bude proto průměrná teplota zemského povrchu vyšší než je bod varu vody za normálních podmínek.

S. Tanaka zjistil, že velká zemětřesení poblíž Sumatry (26. 12. 2004 - magnitudo 9,0; 28. 3. 2005 - 8,6 a 12. 9. 2007 - 8,5) mohla vzniknout v důsledku zvýšených slapů (syzygií) Měsíce a Slunce. Našel totiž statistickou korelaci mezi výškou slapů v postižených oblastech s velkými zemětřeseními již 7-10 let před zmíněnými megazemětřeseními. Po posledním ze tří megazemětřesení korelace vymizela. D. Delle Done aj. využili soustavných dat o proměnnosti tepelného toku ze Země, která jsou získávána umělými družicemi Země od r. 2000, k důkazu, že vulkanická činnost roste následkem zemětřesení s magnitudem větším než 4,5. Za prvních 7 let souvislých měření odhalili 37 případů zvýšení lokálního tepelného toku Země v oblasti, kde se v předstihu 1 – 21 dnů odehrálo zemětřesení. V souvislosti se 7 velkými epizodami zvýšené seismicity Země objevili 4 případy následného zvýšení globálního tepelného toku Země. Nejvýznamnější zvýšení tepelného toku Země na trojnásobek klidového stavu nastalo bezprostředně po zmíněném nejničivějším zemětřesení u Sumatry a kolem Andamanských ostrovů koncem r. 2004.

Největší zemětřesení XX. stol. se odehrálo v r. 1960 v Chile s epicentrem poblíž Valdivie. Jeho prekursor dosáhl totiž magnituda 8,1, ale o půl dne později přišel hlavní úder o magnitudu 9,5, což představuje historický rekord.V Chile přitom zahynulo přes 1 tis. osob, ale další velké škody napáchaly vlny tsunami na Havajských ostrovech a dokonce i v Japonsku vzdáleném od chilského pobřeží 17 tis. km, kde vlny dosáhly výšky až 25 m, takže i zde zahynulo na 140 osob.

Na Sumatře vybuchla před 74 tis. lety sopka Toba, což byla největší pozemské vulkanická katastrofa za poslední 2 mil. let. Sopečné magma dosáhlo objemu bezmála 3 tis. čtv. km, tj. o 3 řády většího objemu než při katastrofickém výbuchu americké sopky Sv. Helense v r. 1980. Podle C. Timmreckové aj. způsobil výbuch sopky Toba dlouhodobé snížení průměrné teploty Země o plných 5 °C. Není známo, zda v té době byla již Indonézie osídlena lidmi druhu Homo sapiens, ale mohli tam v té době žít neandertálci, kteří snad aspoň zčásti tuto gigantickou katastrofu přežili. Počátkem března 2010 vybuchla na Islandu sopka Eyjafjallajoekull, která vychrlila do atmosféry prachový mrak o šířce 1,6 tis. km, sahající až do výšky 5 km. Když se mrak vlivem větru dostal nad Evropu, způsobil závažné narušení letecké dopravy, které se pak ještě několikrát opakovalo.

Obavy z ještě rozsáhlejších geologických katastrof v budoucnosti rozhodně nejsou liché, jak ukázaly nejnovější studie podloží Yellowstonského národního parku, který se rozkládá na území amerických států Idaho, Montana a Wyoming. Roztavené magma zde totiž sahá až do hloubky 650 km a během série velkých vulkanických erupcí před 17 mil. lety pokrylo lávou dnešní státy Oregon, Washington a Idaho. Další velké erupce v oblasti Parku se odehrály před 2,05; 1,3 a 0,64 mil. lety, takže lze očekávat, že další katastrofa (srovnatelná svými ničivými účinky s výbuchem sopky Toba) se může odehrát v geologicky blízké budoucnosti.

Jak uvedli A. Eff-Darwich aj., současným klíčovým astronomickým observatořím na Havajských i Kanárských ostrovech jakož i v Andách v Chile nehrozí prakticky žádné nebezpečí od vybuchujících sopek, ale v Chile i na Havaji může dojít k nebezpečným zemětřesením, takže v největším bezpečí jsou jen přístroje na Kanárských ostrovech.

Podle W. Napiera mohlo dojít před 13 tis. lety ke kosmické katastrofě na Zemi následkem srážky s jádrem obří (až 100 km!) bezejmenné komety. Dokladem její existence je dosud pozorovatelný komplex meteorických rojů v souhvězdí Býka, do něhož svými drahami patří i 19 nejjasnějších planetek křižujících zemskou dráhu. Srážka měla za následek vznik ledové doby, která trvala minimálně 1,3 tis. roků. Autor dále uvádí, že následkem srážky zmizelo na území Severní Ameriky přes 33 druhů savců; výrazně postižena byla i severozápadní Evropa. Napierovy závěry však bývají často kritizovány, což se stalo i tentokrát. A. Scott aj. uvedli, že pro existenci tak obří komety nemáme žádné spolehlivé důkazy, ale sami připouštějí, že na obou uvedených teritoriích se objevují nanodiamanty, které jsou důkazem srážkové metamorfózy uhlíku v horninách.

B. Jones a J. Horner podrobili kritice běžně přijímaný názor, že Země je chráněna před častými dopady kometárních jader nejhmotnější planetou Sluneční soustavy - Jupiterem. Podrobnější rozbor totiž prozradil, že Jupiter skýtá tuto ochranu jen proti nejnebezpečnějším dlouhoperiodickým kometám, které přicházejí z Oortova oblaku komet, anebo Edgeworthova-Kuiperova pásu a mají tudíž při potenciální srážce se Zemí vysokou relativní rychlost. Naproti tomu Jupiter zvyšuje pravděpodobnost srážky Země s jádry krátkoperiodických komet i planetek hlavního pásu, které se mohou vlivem poruch od Jupiteru stát nejprve planetkami křižujícími zemskou dráhu. A. Melott a R. Bambach konstatovali, že Země je terčem pro roje komet s periodicitou 27 mil. roků. Tato periodicita je však tak stálá, že nemůže souviset s poruchami Oortova oblaku vlivem hypotetické hmotné a vzdálené planety Nemesis, jak se o tom donedávna spekulovalo.

1.1.3.4. Měsíc

Zatímco v trvale zastíněných oblastech může podle měření sebevražedné měsíční sondy LCROSS z října 2009 klesnout teplota na povrchu Měsíce až na 40 K, takže výskyt vodní jinovatky je tam téměř jistý, nikdo by byl nečekal, že se může voda vyskytovat i na osvětlené straně Měsíce, jak prokázala americká aparatura MMM (Moon Mineral Mapper) na indické sondě Chandrayaan-1 v r. 2009 v infračerveném spektru, kde nalezla v okolí měsíčních pólů pásy vody a hydroxylu. Zdrojem této vody jsou zřejmě protony ze slunečního větru, které se slučují s atomy kyslíku. V principu by tak šlo z 1 t měsíčního prachu získat asi litr vody, což by bylo nejspíš ekonomičtější, než dovážet vodu pro případnou budoucí trvalou kosmickou stanici na Měsíci ze Země.

Podle R. Gladstona aj. jsou však krystalky ledu vmíseny do hornin, takže jejich separace by byla náročná. Ještě horší je však objev rtuti v regolitu v místech přistání kosmických lodí programu Apollo, která by se musela rovněž separovat. F. McCubbin aj. odhadli z rozboru vzorků měsíčních hornin nasbíraných při výpravě Apolla 14, že v povrchových vrstvách Měsíce dosahuje zastoupení vody v podobě ledu relativní hodnoty 5.10-6.

Překvapivě úspěšná byla při výzkumu Měsíce japonská sonda SELENE přejmenovaná po startu v září 2007 na Kaguya, doprovázené dvěma 50kg pobočníky (Okina a Ouna) zabezpečujícími komunikací se sondou v dobách jejího zákrytu za Měsícem. Kaguya měla na své palubě celkem 14 vědeckých přístrojů, mezi nimi i širokoúhlou kameru HDTV s rozlišením až 10 m na měsíčním povrchu, umožňující rovněž pořizovat stereoskopické snímky. Po 21 měsících bezchybného provozu byla navedena ke srážce s Měsícem 10. 6. 2009.

K jejím nejzajímavějším objevům patří nález jeskyně v oblasti pohoří Marius o šířce 65 m a hloubce 80 m, která by mohla sloužit jako útočiště pro astronauty v případě nějakého nebezpečí. Sonda však vykonala celkem 6 mil. měření výšek bodů na měsíčním povrchu, což pomohlo upřesnit, kdy a kam Slunce svítí na povrchu Měsíce. Ukázalo se totiž, že většina tzv. měsíčních přechodných jevů (LTP) lze vysvětlit jako krátkodobá osvětlení příslušných oblastí Sluncem. S. Yamamoto aj. nalezli na spektrálních snímcích Kaguyi známky zvýšeného výskytu minerálu olivínu v okolí největších impaktních kráterů (pánví a moří). To by znamenalo, že vnější partie Měsíce vznikly z globálního magmatického oceánu, který krystalizoval na hustý olivínový a pyroxenový plášť, na němž plavala plagioklasová kůra. Při velkých impaktech kosmické projektily prorazily kůru a exponovaly tak minerály pláště. I. Garrick-Bethell aj. zjistili, že největší převýšení se nacházejí na odvrácené straně Měsíce a potvrdili nezávisle, že kůra raného Měsíce plavala na tekutém oceánu roztavených hornin. Během tuhnutí oceánu vymodelovaly dnešní povrch odvrácené strany Měsíce slapové síly.

Nejvyšší rozlišení na měsíčním povrchu však poskytla americká sonda Lunar Reconnaisance Orbiter (LRO), která z výšky 50 km dokázala na povrchu Měsíce rozlišit objekty o rozměrech kolem 0,5 m a s touto přesností zmapovala 10 % jeho povrchu. Mj. tak nalezla kráter o průměru 35 m, který v Oceánu bouří vyhloubil 14. 4. 1970 urychlovací stupeň nosné rakety Apolla 13 o hmotnosti 14 t. Na povrch Měsíce narazil rychlostí 2,5 km/s. Kolem kráteru jsou vidět paprsky až do vzdálenosti přes 1,5 km od místa dopadu.

Tatáž sonda také vyhledala místa (někdy tvrdých) přistání sovětských kosmických sond Luna 9, 13, 16, 17. 20, 21 a 24. Sonda též našla sovětský Lunochod 1, jehož poloha na Měsíci nebyla od přistání v listopadu 1970 známa a následkem toho se nedalo využívat retroreflektoru, který Lunochod měl na svém víku a který měl sloužit pro přesná laserová měření vzdálenosti Měsíce. To umožnilo americkým odborníkům začít po 40 letech využívat i toto zrcadlo k měření vzdálenosti Měsíce; ozvěny jsou mnohem silnější než od identického retroreflektoru na Lunochodu 2 a svědčí o správném zamíření automatu k Zemi. Jak známo, laserová měření vzdálenosti Měsíce z USA a Francie úspěšně probíhají po celou dobu s retroreflektory instalovanými na Měsíci astronauty při výpravách Apolla 11, 14 a 15. Podle T. Murphyho aj. však odrazné plochy všech retroreflektorů postupně degradují jednak tepelnými deformacemi povrchů v době kolem měsíčních úplňků a dále vinou měsíčního prachu a poškrábání povrchu mikrometeority.

B. Deneviová aj. objevili díky sondě LRO pět nových impaktních kráterů na odvrácené straně Měsíce, které tam před 40 lety ještě nebyly. Podobně T. Watters využili vysokého rozlišení kamery LRO k objevu 14 laločnatých svahů starých méně než 1 mld. let, které patrně vznikly smršťováním vychládajícího Měsíce. Ve zmíněném intervalu se tedy Měsíc smrštil asi o 200 m.

J. Head aj. využili altimetru na sondě LRO k sestavení úplného katalogu impaktních kráterů s průměrem alespoň 20 km. Odtud plyne, že v oblasti měsíčních vysočin docházelo k nasycení povrchu krátery, takže další velké impakty nutně překryly a rozrušily starší struktury až do vzdálenosti rovné dvěma poloměrům nově vzniklých pánví. Autoři tak zjistili, že v raném věku Sluneční soustavy na sebe navazovaly dvě populace impaktních projektilů.

Největší projektil z první (starší) populace vytvořil obří pánev Jižní pól-Aitken o průměru 2,5 tis.km. Přechod mezi populacemi vyznačuje Východní moře (průměr pánve 930 km), které vzniklo před 3,8 mld. let. Kromě toho se na Měsíci vyskytují četné sekundární krátery, které vznikaly po primárním obřím dopadu následkem vyvržením velkých objektů na balistické dráhy. Tyto objekty se pak vrátily relativně pomalými rychlostmi a vytvářely tak další krátery velmi daleko od místa primárního impaktu. G. Bart a H. Melosh měřili na snímcích kamery LRO polohy 14 tis. kamenů vyvržených při impaktech z 18 kráterů o průměrech stovek metrů. Odtud spočetli rozsah rychlostí vyhození kamenů z kráterů 10 – 75 m/s.

Souběžně s těmito výzkumy přinesli B. Greenhagen aj. a T. Glotch aj. důkazy o výskytu vyvřelých silikátových hornin v povrchových útvarech na Měsíci. Měsíc tedy nebyl v první fázi své existence zdaleka tak geologicky mrtvým tělesem jakým je dnes. Podle S. Weidera aj. dosahoval proud magmatu v Oceánu bouří a Moři jasu tloušťky až 160 m.

1.1.4. Mars

Díky soustavné práci 63kg 0,5m zrcadlové kamery HiRISE na sondě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), která na oběžné dráze kolem planety začala pracovat koncem září 2006, se podařilo do r. 2010 zobrazit ve více barvách 1 % povrchu Marsu s rozlišením lepším než 1 m. Kamera tak zobrazila většinu přistávacích modulů na povrchu Marsu a poskytla jedinečné údaje pro geologické studie povrchu této planety dokonce i ve stereoskopické projekci, což znamená, že povrch Marsu bude geologicky prozkoumán důkladněji, než je to možné na povrchu Země. Dalším cílem projektu je ovšem připravit podklady pro místa budoucího odběru vzorků regolitu a hornin na Marsu, popř. i pro pilotovaný let na Mars. Příval dat z nejvýkonnější kamery určené pro dálkový průzkum ve Sluneční soustavě zaměstná ovšem odborníky minimálně na desetiletí.

C. Dundas aj. využili kamery k prozkoumání povahy stružek (angl. gullies), jež se vyskytují na svažitém povrchu Marsu na obou polokoulích a jejichž délka se pohybuje v rozmezí 50 – 3 000 m. Jednotlivé snímky kamery HiRISE obvykle pokrývají pruhy terénu o šířce až 6 km a délce několika desítek km s lineárním rozlišením až 0,25 m s vysokým dynamickým rozlišením sytosti barev. To autorům umožnilo zkoumat sezónní změny vzhledu v okolí stružek v šířkách 20° – 60° na obou polokoulích planety. Zjistili tak, že vzhled stružek lze ve většině případů vysvětlit jarním táním jinovatky CO2; zbytek odpovídá sesuvům sypkého zrnitého materiálu. S. Diniegaová aj. podobně prozkoumali sezónní změny stružek v dunách na jižní polokouli Marsu v rozsahu areografických šířek 0° – 80° a dospěli ke stejné příčině vzniku stružek, tj. buď následkem jarního tání jinovatky CO2, popřípadě lavinami sypkého materiálu spuštěnými nárazy silného větru, jenž tvaruje zmíněné duny.

Zatímco mnohé přímé i nepřímé způsoby prokázat tekutou vodu na povrchu Marsu v současnosti nebo aspoň v dávné minulosti selhávají, podařilo se nyní I. Smithovi a J. Holtovi díky ohmatávání rozsahu a tloušťky severní polární čepičky radarem na sondě MRO odhadnout, že roztání vodního ledu v této čepičce by zalilo povrch planety mělkým jezerem o průměrné hloubce několika metrů. J. Holt aj. přitom prokázali že kaňon dlouhý 500 km, široký až 100 km a hluboký až 2 km známý jako Chasma Borealis, jakož i spirálovitě se vinoucí koryta v centru čepičky nevznikla erozí, jak se dosud předpokládalo, ale naopak ukládáním ledu, jenž putoval k severu a byl vyzvednut do výše za poslední 2 mil. let.

S. Fonti a G. Marzo využili dat z oběžné sondy Mars Global Surveyor k úvahám o příčinách nerovnoměrného výskytu methanu na povrchu a v atmosféře Marsu. Výskyt malého množství methanu v atmosféře byl totiž velkým překvapením, které zavdalo ke spekulacím o jeho organickém původu, tj. o mikrobiálním životě někde pod povrchem planety. Životnost molekul methanu v atmosféře je totiž kratší než rok, takže methan musí být neustále odněkud doplňován. Přitom fotochemický poločas rozpadu těchto molekul činí pouhých 350 let, takže tak krátká životnost je rovněž záhadou. Nyní je už zřejmé, že množství methanu v atmosféře kolísá jak sezónně, tak sekulárně. V oblasti Arabia Terra byly nalezeny tři zdroje methanu a podobně u dvou vulkánů ve vulkanických pohořích Tharsis a Elysium. Koncentrace methanu stoupá, když je na dané polokouli Marsu v létě tepleji.

R. Morris aj. nalezli pomocí vozítka Spirit důkazy o výskytu uhlíkatých minerálů ve výchozu starých hornin na návrší Columbia impaktního kráteru Gusev. Podle jejich názoru to svědčí o vulkanické činnosti na Marsu v noachiánské éře (4,1 – 3,7 mld. před současností). Podobně P. Niles aj. uveřejnili údaje o zastoupení izotopů uhlíku v atmosféře Marsu, jak je naměřil hmotový spektrometr na přistávacím modulu sondy Phoenix v r. 2008. Z podobnosti mezi těmito daty a zastoupení týchž izotopů v atmosféře Země usoudili, že vulkanismus na Marsu vedl k jeho ohřevu ještě v intervalu -1,0 – 0,5 mld. let před současností. Některá lávová pole na Marsu nejsou starší než 100 mil. let. Tyto závěry podpořil také nejnovější objev sondy MRO horké skvrny na svahu vulkanického kužele Nili Patera. Takové horké skvrny na svazích pozemských sopek jsou buď důkazem horkého vřídla, nebo parní fumaroly, typických pro islandské sopky a bývají osídleny koloniemi extremofilních mikroorganismů.

R. Jacobson zpracoval astrometrické údaje o polohách družic Phobos a Deimos z pozemských měření v letech 1877-2003. Přidal k nim pak astrometrii z kosmických sond počínaje Marinerem 9 až do r. 2007 a také Dopplerova měření pohybu sond Viking a Phobos 2 během těsných průletů kolem Phobosu a Deimosu (únor-březen 1977; říjen 1977 a březen 1989). Získal tak jednak přesné hmotnosti obou družic a jednak revidovanou hodnotu sekulárního urychlování družice Phobos následkem slapů od Marsu. Dostal tak pro velké poloosy drah Phobose a Deimose zpřesněné hodnoty 9 375 km, resp. 23 458 km od centra Marsu, výstřednosti drah 0,0151 a 0,000, sklony 1,08° a 1,79° a hmotnosti 1,063.1016 kg, resp. 1,51.1015 kg. Úhlové urychlení Phobosu dosahuje hodnoty 4,6′/rok.

1.1.5. Jupiter

H. Hammelová aj. sledovali pomocí nejvýkonnější kamery WFC3 (pásmo 225 – 924 μm) instalované na HST v květnu 2009 vývoj skvrny, kterou v atmosféře Jupiteru zanechal impakt z 19. července 2009. Kvůli tomuto unikátnímu jevu přerušili 23. 7. kalibrační procedury nové kamery a na reálném astronomickém jevu dokázali, o jak vynikající kameru jde. V porovnání s proslulými impakty jadérek komety Shoemaker-Levy 9, k němuž došlo o 15 let dříve, jež studovala rovněž H. Hammelová, se tentokrát vzhled skvrny měnil pomaleji a svědčil o tom, že se tentokrát s Jupiterem srazila malá planetka. Podobně se chovají v zemské atmosféře aerosoly vznikající po velkých sopečných erupcích. Následky impaktu sledovali také I. de Pater aj. jednak pomocí Keckova teleskopu v pásmu 1 – 5 μm a jednak pomocí teleskopu Gemini-N v pásmu 7,7 – 18 μm.

K úžasu odborné astronomické veřejnosti již 3. června 2010 ve 20:31 h UT zaznamenal australský amatér A. Wesley v atmosféře Jupiteru 2s jasný záblesk, který nezávisle spatřil na svém digitálním videu Jupiteru také filipínský amatér C. Go. Záblesk sice nevytvořil v atmosféře žádnou tmavou skvrnu, jako tomu bylo v letech 1994 a 2009, ale tím, že byl pozorován ze dvou vzdálených stanovišť v téže poloze, je jisté, že šlo o reálný jev na vzdálené planetě v jovigrafické délce 159° a jižní šířce 16,5°. Když pak týž jev potvrdili nezávisle ještě další dva astronomové amatéři digitálními snímky pomocí dalekohledů o průměrech 0,4 m a 0,3 m ve filtrech R, resp. B, plyne odtud podle R. Huesa aj., že poprvé v historii astronomie se podařilo na Jupiteru pozorovat ze Země velmi jasný bolid.

Autoři odhadli energii impaktu na 1 PJ, což odpovídá velikosti kamenného tělesa o hustotě 2x vyšší než voda zhruba 10 m. Navíc již 20. srpna 2010 v 18 h UT pozorovali japonští amatéři M. Tachikawa a A. Kazuo na Jupiteru další bolid, takže je zřejmé, že metoda soustavného sledování atmosféry Jupiteru pomocí videa a relativně malých dalekohledů přinese velmi užitečné údaje o frekvenci a velikostech drobných těles meziplanetární hmoty, jež se s Jupiterem střetávají. Taková statistika by významně pomohla zlepšit naše odhady rizika pádu nebezpečného kosmického projektilu na Zemi.

H. Levison aj. se zabývali problémem, jak mohly ve Sluneční soustavě vyrůst obří planety Jupiter a Saturn. Pokud totiž vznikaly akrecí, tak to musely stihnout dříve, než se spotřebovala a rozptýlila protoplanetární mlhovina, resp. disk, tj. rychleji, než za 10 mil. let. Autoři ukázali, že ve vzdálenostech, kde vznikala kamenné jádra Jupiteru a Saturnu, se oba zárodky vlivem odporu prostředí a slapů mohly během nějaké stovky tisíc let přisunout (migrovat) ke Slunci až o 6 AU a tak dorůst do hmotnosti až 30 Mz. Tak hmotné těleso pak dokáže velmi rychle nabalit protoplanetární plyn. Naproti tomu kamenné planety terestrického typu potřebují k dostavbě čas možná až o řád delší.

A. Barr a R. Canup se pokusili o vysvětlení, proč se povrchy Galileových družic Ganymedu a Kallistó tak nápadně liší. Ganymed, který je bližší k Jupiteru, je pokryt vrstvami ledu, hornin a tavených kovů, kdežto Kallistó má vzhled geologicky nevyvinutého objektu. Autoři proto soudí, že v období těžkého bombardování vrcholícího před 3,9 mld. let byl Ganymed častějším terčem kometárních jader mířících k Jupiteru. Proto na něj spadlo dvakrát více materiálu a ještě k tomu vyššími rychlostmi v porovnání s Kallistem, což způsobilo úhrnem asi 3,5krát vyšší devastaci jeho povrchu.

K. Khurana aj. polemizovali s atraktivní domněnkou, že pod povrchem družice Io se nachází vodní oceán ¸ la jezero Vostok pod Antarktidou. Ve skutečnosti jde o tekuté magma, tj. roztavené horniny, jehož teplota je dokonce vyšší než teplota magmatických krbů na Zemi, takže jeho viskozita je rekordně nízká a simuluje tak tekutou vodu.

1.1.6. Saturn

S. Robbins aj. odhadli hmotnosti obou hlavních a historicky nejstarších prstenců Saturnu jednak z jejich optické tloušťky, dále z výpočetních simulací a také z pozorování zákrytů hvězd prstenci. Dostali tak pro vnitřní prsten A hmotnost 6.1018 kg a pro vnější prsten hodnotu o řád větší. Podle autorů jsou prstence stejně staré jako Saturn. Když prstence v srpnu 2009 díky „jarní rovnodennosti“ na Saturnu pro sondu Cassini dostatečně zeslábly, podařilo se zachytit kamerou sondy v atmosféře Saturnu jednotlivé blesky, a to asi 200 km pod vrcholky mračen čpavku v „bouřkové aleji“ na 30° j.š. planety. Snímky i působivá videa zveřejnila NASA v dubnu 2010. Mezitím dobře známí astronomové amatéři C. Go a A. Wesley pozorovali počátkem března 2010 na Saturnu další bouřku v téže aleji.

M. Hedman aj. se věnovali vnitřní struktuře Cassiniho dělení mezi hlavními prstenci Saturnu A a B. Samotné Cassiniho dělení vzniklo v důsledku rezonance 2:1 s oběžnou dobou družice Mimas. Díky sondě Cassini však nyní víme, že dělení o celkové šířce 4,5 tis. km není úplně prázdné; obsahuje 8 ostře ohraničených mezer, jejichž vnější okraje mají tvar kružnic s přesností na 1 km, kdežto 6 vnitřních okrajů je mírně excentrických. Vůči centru planety mají mezery střední poloměry v rozmezí 117 806 – 120 231 km. Jednotlivé mezery v pořadí od Saturnu nesou jména Huygens, Herschel, Russel, Jeffreys, Kuiper, Laplace, Bessel a Barnard. Nejširší je mezera Huygens (350 km), naopak nejužší Kuiper má šířku jen 3 km. Většina mezer opět souvisí s rezonancemi v oběžných dobách s přirozenými družicemi Saturnu.

Sonda Cassini fungující na oběžné dráze u Saturnu od r. 2004 je v tak dobré kondici, že NASA rozhodla o prodloužení její podpory až do r. 2017. Podle tohoto plánu uskuteční sonda dalších 155 oběhů planety, 54 blízkých průletů u Titanu a 11 průletů u Enceladu.

L. Iess aj. využili přesných rádiově měřených poloh družice Cassini během 4 těsných průletů kolem Titanu ke studiu jeho tvaru a vnitřní struktury. Jeho rovnovážný tvar lze popsat trojosým elipsoidem, v jehož nitru došlo jen k neúplné diferenciaci jádra. Jelikož však Titan vykazuje synchronní rotaci, je tím zaručena jeho hydrostatická rovnováha. Vnější slupka Titanu sestává z vodního ledu a kapalných uhlovodíků, pod nimiž se nachází oceán velmi chladné vody smíšené s čpavkem. Na povrchu tohoto oceánu plavou ledové kry a pod ním se nachází tlustá vrstva stlačeného vodního ledu.

V létě 2008 se podařilo spektrometru VIMS na sondě Cassini prokázat existenci tekutého povrchu jezera Ontario na jižní polokouli Titanu, ale dosud nikdo neměl přímý důkaz o souvislé hladině tekutiny na severní polokouli, kde je více uhlovodíkových jezer než na jihu. To se podařilo sondě Cassini až 8. července 2009, kdy sonda získala odraz slunečních paprsků od jižní části hladiny jezera Kraken na severní polokouli Titanu. Jezero o ploše 400 tis. km2 se nachází na 71° s.š. a sonda byla v té chvíli vzdálena od Titanu 200 tis. km. Snímek byl zveřejněně až těsně před Vánoci 2009, zhruba 4 měsíce po tom, co se na severní polokouli Titanu odehrála jarní rovnodennost.

Podle R. Lorenze je 20 % povrchu Titanu pokryto písečnými přesypy (dunami).Duny jsou obvykle široké asi 1 km, přes 100 vysoké a dlouhé až stovky kilometrů. Přenos písku probíhá od západu na východ, ale podle radarových měření sondy Cassini vane na povrchu Titanu mírný vítr od východu k západu! Jedině kolem rovnodennosti se zvedne silný vítr od západu k východu, jehož rychlost dosahuje 1,5 m/s. To je sice málo pro poměry na Zemi, ale hodně pro zrnka o průměru od zlomků mm až po 2 mm, neboť na Titanu je 7krát nižší gravitace.

Podle C. Wooda se podařilo na povrchu Titanu spolehlivě rozlišit 5 impaktních kráterů a dalších 44 kráterů je velmi pravděpodobně rovněž impaktního původu. Malých kráterů do průměru 35 km není mnoho a jsou vesměs mladší než 200 mil. let. Starší krátery jsou silně erodované, nebo pohřbené v písečných dunách, popřípadě zaplavené uhlovodíkovými jezery. Obecně je však impaktních kráterů méně než na jiných srovnatelných objektech Sluneční soustavy. Za tento deficit přirozeně může hustá atmosféra Titanu, která většinu projektilů při průletu silně odporujícím prostředím rozpráší.

J. Spencer a T. Denk odhalili příčinu podivuhodného vzhledu družice Japetus, jejíž „návětrná“ strana je neobyčejně tmavá, zatímco „závětrná“ strana nápadně světlá. Japetus je naprosto netypický svou velmi dlouhou rotační periodou 79 dnů. Na návětrné polokouli se proto ukládá mimořádně tmavý prach z prstenu kolem družice Phoebe. Jelikož Phoebe obíhá kolem Saturnu retrográdně, jde o čelné srážky a tak na návětrné polokouli Japeta vzniká několik metrů tlustá vrstva tmavého prachu. Ten se však dlouhým osluněním silně zahřívá, což zase vede k sublimaci vodního ledu na vodní páru, která kondenzuje na chladnější závětrné straně družice jako námraza.

C. Porcová aj. zveřejnili výsledky posledního průletu sondy Cassini nad jižním pólem družice Enceladus, jenž se uskutečnil koncem září 2009 s největším přiblížením 1,6 tis. km. Na snímcích zblízka docílila kamera rozlišení až 80 m/pixel a zachytila v „tygřím pruhu“ Baghdad Sulcus na 30 malých gejzírů o teplotě až 200 K (okolní terén měl teplotu jen 50 K). V příštích 15 letech se jižní pól družice ponoří do tmy, ale zato bude možné prozkoumat, co se děje na polokouli severní.

V březnu 2010 proběhl úspěšně průlet sondy Cassini v minimální vzdálenosti jen 97 km nad 81° s.š. družice Rhea, která je s poloměrem 764 km druhou největší družicí Saturnu. B. Teolis aj. nalezli v její řiďounké atmosféře O2 a CO2, který se tam dostává z vodního ledu na povrchu družice.

1.1.7. Uran a Neptun

G. Boué a J. Laskar přišli s novým řešením staré záhady, proč se Uran obrazně řečeno kutálí po své oběžné dráze téměř naležato, tj. se sklonem rotační osy k rovině ekliptiky 97°. Na rozdíl od od dosavadních vysvětlení, založených na srážce s planetárním embryem o značné hmotnosti ukázali autoři pomocí numerických simulací, že méně násilné řešení je také možné a dokonce pravděpodobnější. Stačí totiž, aby se Uran zrodil s průvodcem o hmotnosti 1 % hmotnosti Uranu ve vzdálenosti 50 poloměrů Uranu a dokonce by snad stačila hmotnost průvodce ještě o řád menší. Jelikož je vysoce pravděpodobné, že Uran podobně jako ostatní obří planety Sluneční soustavy migroval ke Slunci a zase naopak od něho, mohl být v některé fázi migraci průvodce odhozen a zpětný rázem otočil osu Uranu o potřebný úhel.

S. Sheppard a C. Trujillo ohlásili objev prvního Trojanu Neptunu v okolí Lagrangeova bodu L5. Objekt 2008 LC18 byl poprvé zachycen japonským 8m teleskopem Subaru 7. června 2008 a podle výpočtu dráhy má sklon k ekliptice 28°, takže silně libruje, což je však opravdu teoreticky možné pro všechny Neptunovy Trojany. Jelikož je o něco jasnější než 24 mag, odhadli autoři jeho průměr na >80 km. V letech 2007-2009 bylo sice nalezeno již 5 Neptunových Trojanů, ale všechny se nacházejí v okolí bodu L4. Autoři odhadují, že v okolí tohoto bodu může být dalších asi 250 Trojanů podobné jasnosti, zatímco v okolí bodu L5 jich bude dalších asi 150.

R. Helled aj. si všimli, že rotační periody obřích planet Sluneční soustavy odvozené buď z rádiových měření nebo z variací magnetického pole nemusí být totožné se skutečnou periodou celého planetárního tělesa, pokud ho považujeme za těleso tuhé. Na tyto rozpory poprvé narazili odborníci při měření rotace Saturnu, ale ještě výrazněji právě u Uranu a Neptunu. Autoři práce si všímají toho, že obě planety vykazují velmi vysoké rychlosti zonálních větrů řádu stovek m/s, které jsou ovšem vztaženy k tichému předpokladu, že rádiově či magneticky naměřené rotační periody odpovídají tuhým tělesům. To nemusí být pravda, pokud obě planety vykazují diferenciální rotaci (jako Slunce), anebo v případě, že zmíněné periody se od skutečné periody tuhých těles obou planet odchylují.

Jelikož z těchto rotací odvozená zploštění obou planet neodpovídají zploštěním pozorováním, hledali autoři východisko z těchto paradoxů předpokladem, že by zonální větry měly být vůči rotačním periodám co možná minimální. Odtud odvodili, že Uran jako tuhé těleso rotuje s periodou 16,58 h a Neptun 17,46 h. V literatuře se však udávají zcela odchylné hodnoty 17,24 h, resp. 16,11 h, odvozené z měření sondy Voyager 2 při průletech kolem obou planet v letech 1986, resp. 1989. Nové řešení dává shodné (menší) rychlostí zonálních větrů pro obě planety a zploštění obou planet odvozené z nových hodnot rotace dobře souhlasí s pozorováními. V tomto případě je tedy rovníkový poloměr Uranu 25 559 km a jeho polární poloměr 25 023 km, zatímco odpovídající hodnoty pro Neptun činí 24 787 km a 24 383 km. Podobně se zmenší nepřirozeně vysoké pozorované zonální rychlosti větrů, které podle dosud užívaných rotačních period činí 200 m/s pro Uran a dokonce 400 m/s pro Neptun, pro revidované rotační periody vycházejí pro obě planety zhruba stejné, tj. cca 150 m/s.

1.1.8. Trpasličí planety a protoplanety

M. Buie aj. pořídili pomocí kamery FOC HST albedové mapy povrchu (134340) Pluta během opozice na přelomu let 2002/2003, kdy se severní polokoule Pluta počala vynořovat z temnot, v nichž tonula po více než století. Nalezli tak velké změny v porovnání se snímky pořízenými v r. 2004. Světlé oblasti na snímcích interpretovali jako čerstvou námrazu ledů methanu a dusíku, zatímco tmavší oranžový a zčernalý terén je zřejmě pokryt komplexními molekulami uhlíku. Ty vznikají na povrchu následkem dlouhodobého bombardování ledu methanu částicemi kosmického záření. Naproti tomu na Charonu žádné obdobné změny nepozorovali.

S. Tegler aj. proměřili infračervená spektra Pluta a TNO (136199) Eris pomocí spektrografů Stewardovy observatoře (6,5m MMT a 2,3m Bok). Zatímco povrch Pluta je pokryt ledem methanu jen ze 3 %, na Eris je jeho zastoupení 3x vyšší. Naopak 97 % ledu na Plutu patří dusíku, kdežto na Eris jen 90 %. Belgičtí astronomové využili využili robotického 0,6 m teleskopu TRAPPIST na La Silla (ESO) ke sledování zákrytu hvězdy 17 mag trpasličí planetou Eris dne 6. listopadu 2010 ve 2:19h UT. Zákryt trval 31 s a uprostřed bylo pozorováno malé zjasnění vyvolané refrakcí v atmosféře Eris, která byla v té době v geocentrické vzdálenosti 96 AU! Jelikož týž zákryt byl nezávisle pozorován 0,5m reflektorem na stanici San Pedro v poušti Atacama s trváním >70 s, vyplývá odtud, že průměr Eris je menší než 2 320 km, zatímco Pluto má průměr >2 340 km, takže opět třímá prvenství, pokud jde o rozměry těles Edgeworthova-Kuiperova pásu.

Mezi trpasličí planety se podle rozhodnutí IAU řadí také planetka (1) Ceres, ale nejnovější snímky z HST ukazují, že tato vůbec první objevena planetka je z hlediska geneze těchto těles spíše protoplanetou, podobně jako planetka (2) Pallas, která má délky os 582 × 556 × 500 km3 a střední hustotu 2,4násobek hustoty vody. Na Pallasu byl objeven obří impaktní kráter o průměru 240 km. B. Carry aj. snímkovali planetku Pallas v opozicích v letech 2003-07 pomocí adaptivní optiky teleskopů Keck II a VLT s rozlišením až 32 km. Dostali tak menší rozměry trojosého elipsoidu 550 × 516 × 476 km3, hmotnost 120 pM☉ a vyšší střední hustotu 3,4násobek hustoty vody. Do téže kategorie protoplanet patří i (4) Vesta, kterou pomocí HST studovali J. Li aj. Pořídili tak barevnou i albedovou mapu planetky v rozmezí „geografických“ šířek od +20° do -50°.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Transneptunská tělesa (TNO)

M. Barucci aj. pořídili v letech 2005-08 pomocí spektrografu SINFONI VLT ESO infračervená spektra TNO (90377) Sedna, ačkoliv jde o mimořádně vzdálené těleso (88 AU). Ve spektru jsou vidět pásy vodního ledu, methanu, ethanu, dusíku, tholinu a serpentinu, možná i methanolu. Parametry dráhy Sedny jsou opravdu fantastické, protože v přísluní v r. 2075/76 se ke Slunci sice přiblíží na 76 AU, ale díky vysoké výstřednosti dráhy e.gt;0,24 se v odsluní vzdálí až na 931 AU. Její oběžná doba činí 11,5 – 12,1 tis. let. Můžeme jen spekulovat, kolik podobných objektů v dohledné době neuvidíme, protože vzhledem ke Keplerovu zákonu setrvávají v blízkosti odsluní po většinu svého života.

A. Snodgrass aj. zjistili, že podobně jako v hlavním pásu planetek existují také rodiny v Edgeworthově-Kuiperově pásu, konkrétně identifikovali již 22 kandidátů rodiny trpasličí planety (136108) Haumea. O příslušnosti k rodině lze pak s větší jistotou rozhodnout, jakmile se podaří určit jejich barvu a případně i pásy ve spektru. Pomocí aparatury Hawk-1 VLT ESO tak proměřili blízká infračervená spektra 15 kandidátů a tím potvrdili přiřazení 10 z nich do rodiny Haumea.

J. Elliot aj. zaznamenali 9. října 2009 zákryt anonymní hvězdy 13 mag (And) pomocí TNO (55636) = 2002 TX300 (19,5 mag) v široké mezinárodní spolupráci amerických, havajských, australských i novozélandských pozorovatelů (21 teleskopů na 18 stanicích v oblouku dlouhém skoro 6 tis. km). Přelet stínu mezi USA a Austrálií rychlostí 25 km/s trval totiž pouhých 5 min, takže na daném stanovišti šlo jen o několikasekundové poklesy jasnosti hvězdy, neboť objekt se v té chvíli nacházel 6 mld. km (40 AU) od Země. Přesto se podařilo určit jeho průměr 290 km i vysoké albedo povrchu kolem 90 %. Objekt patří rovněž do rodiny Haumea, neboť má velkou poloosu dráhy 43,5 AU; výstřednost 0,12; sklon 26° a délku oběžné periody 287 r.

W. Fraser aj. změřili pomocí kamery WFPC2 HST parametry transneptunského tělesa (50000) Quaoar, jenž je doprovázen průvodcem pojmenovaným Weywot. Obě tělesa dohromady mají hmotnost 1,6.1021 kg (2 % hmotnosti Měsíce) a obíhají kolem společného těžiště na dráze o poloose 14 tis. km a výstřednosti 0,14 v periodě 12 d. Quaoar má průměr 890 km, čemuž pak odpovídá střední hustota 4,2násobek hustoty vody, což je rekord pro transneptunská tělesa.

Podobně M. Brown aj. odvodili pomocí HST parametry páru plutin (90482) Orcus-Vanth, jež mají dohromady hmotnost 6.1020 kg (poměr hmotností 12:1) a poloměr téměř kruhové dráhy 9 tis. km s periodou 9,5 d a sklonem 21°. Jelikož Vanth není pokryt ledem, liší se albeda obou složek tak výrazně, že to má vliv na určení jejich hmotností a odhady jejich průměrů, které jsou relativně srovnatelné, tj. 860 a 380 km. A. Delsanti aj. využili infračervené spektroskopie i fotometrie pomocí obřích dalekohledů Keck a Gemini-N k potvrzení, že na Orcusu se nachází krystalický vodní led podobně jako na Charonu. Dále objevili stopy iontů NH4+ a ethanu, kteréžto látky vznikají silným ozářením amoniaku a methanu. Autoři soudí, že Orcus měl mít alespoň zpočátku roztavené jádro a tudíž i kryovulkanismus. Nad jádrem pak mohla být desítky kilometrů tlustá vrstva amorfního vodního ledu.

D. Nesvorný aj. si povšimli, že překvapivě mnoho TNO s průměrem >100 km jsou páry s velkými vzájemnými vzdálenostmi složek až 100 tis. km a vysokými sklony k ekliptice až 50°. Příkladem je sám Pluto s Charonem, ale též výše zmíněný pár Orcus-Vanth. Autoři se proto domnívají, že páry rovnou vznikají ze zárodečného disku sluneční pramlhoviny během gravitačního hroucení zárodků TNO, protože přebytek momentu hybnosti prostě zabrání, aby se nakonec slily na jediné těleso. Lze tak dokonce vysvětlit i vícenásobné soustavy jako je TNO (47171) = 1999 TC36. Počet objevovaných TNO nenápadně, ale plynule stoupá a v průběhu roku 2010 překročil číslo 1 100.

V. a J. Jemeljajenkovi uvedli, že tzv. chladná populace těles v Edgeworthově-Kuiperově pásu v heliocentrických vzdálenostech 42 – 48 AU se vyznačuje malými výstřednostmi (e <0,1) i sklony (i <4°) drah. V tom případě je jejich shlukování na vybraných drahách důsledkem migrace planet Sluneční soustavy v dávné minulosti, takže z rozložení shluků se dá rekonstruovat, jak migrace probíhaly. Největší koncentrace odpovídá poloosám ≈ 44,5 AU. Jelikož při zpětné migraci planet hraje pro dráhový chaos klíčovou roli Neptun, jsou planety migrujcí chladnou populací nakonec vymrštěny na dráhy směřující do Oortova oblaku komet, nebo dokonce uniknou ze Sluneční soustavy natrvalo, popř. spadnou na Slunce. Autoři se domnívají, že tedy šlo o migraci planet terestrického typu, které už dnes prostě neexistují.

1.2.2. Kentauři

A. Thirouin aj. využili 2,2m reflektoru na Calar Alto a 2,5m INT na La Palmě k soustavnému 6 let trvajícímu sledování světelných křivek vybraných TNO a Kentaurů. Zjistili, že u většiny objektů nepřesahuje amplituda světelných změn 0,1 mag. Pouze 15 % sledovaných objektů vykazovalo variace >0,15 mag. Obecně lze pozorovat tendenci ke kratším rotačním periodám u menších objektů, ale závislost není příliš výrazná. Průměrná rotační perioda pro celý sledovaný soubor objekt činí 7,5 h; TNO mají průměrnou periodu 7,6 h, kdežto Kentauři 7,3 h.

A. Alvarez-Candal aj. studovali pomocí přístrojů VLT ESO vlastnosti netypického Kentaura (42355) Typhon, kterého doprovází menší souputník Echinda. Dvojice obíhá po velmi protáhlé (e = 0,5) dráze o délce velké poloosy 38 AU, periodě 235 let a sklonu 2° k ekliptice. To znamená, že v přísluní se Typhon dostává do vzdálenosti 17 AU, takže na své dráze křižuje dráhy Neptunu i Uranu. Typhon má průměr 175 km a na jeho povrchu byly objeveny spektrální pásy vodou modifikovaných silikátových minerálů.

J. Horner a P. Lykawka konstatovali, že panuje všeobecná shoda o tom, že následníky Kentaurů jsou krátkoperiodické komety, ale naproti tomu jejich původ je dosud nejasný. Proto přicházejí s nápadem, že zdrojem Kentaurů mohou být Trojani Neptunu a možná i Jupiteru. Příkladem je vůbec první Neptunův Trojan 2001 QR322, jehož dráha je na časové stupnici milionů až miliardy roků zcela určitě nestabilní. Není prý vyloučeno, že právě takto vzniká naprostá většina Kentaurů.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

Počátkem ledna 2010 byla v programu LINEAR objevena v souhvězdí Blíženců periodická kometa P/2010 A2 o jasnosti 20 mag, jejíž dráhové parametry byly poněkud zvláštní. Kometa měla projít přísluním ve vzdálenosti 2,0 AU už v polovině listopadu 2009 při nízkém 5° sklonu k ekliptice, ale nepatrné výstřednosti 0,12, takže délka její velké poloosy 2,3 AU a oběžná doba 3,4 roku ji řadily do vnitřního pásu planetek. Pochybnosti o povaze objektu zesílily, když jej koncem ledna a počátkem února několikrát zobrazila nová kamera WFC3 HST. Snímek totiž vůbec nevypadal jako klasická kometa, protože v komě byl patrný zvláštní shluk prachu a z něho vybíhaly radiální paprsky v podobě chvostu. Hlava „komety“ měla tvar písmene X, na konci jehož jedné příčky se nacházel onen prachový shluk. D. Jewitt aj. a nezávisle C. Snodgrass aj. přišli proto s odvážným tvrzením, že nešlo vůbec o kometu, ale o první doložený případ srážky dvou planetek hlavního pásu.

K potvrzení této domněnky přispěl spektrograf OSIRIS na kosmickě sondě Rosetta, která byla v době snímkování již 1,8 AU od Slunce a tak se ukázalo, že částečky prachu na snímcích jsou poměrně velké, tj. mají rozměry řádu mm až cm. Do výzkumu se zapojily také další velké dalekohledy, především 3,6 m NTT ESO a 5m na Mt. Palomaru. Kombinací všech údajů dospěly oba týmy pozorovatelů k názoru, že dvě planetky o průměrech 120 m a 10 m a hustotách asi 2,5násobek hustoty vody se srazily již 10. února 2009 a následkem toho se do prostoru kolem srážky rozsypalo asi 600 kt jemného prachu. Neméně záhadné zjasnění bylo počátkem prosince 2010 pozorováno u planetky (596) Scheila, kdy její jasnost dosáhla 13 mag. V rozmazaném obraze planetky byla rozpoznána spirálovitá struktura. I když z jednoho či dvou úkazů je těžké zobecňovat, zdá se, že srážky mezi planetkami hlavního pásu se odehrávají alespoň jednou za rok a prachová mračna vzniklá srážkou se nakonec dostanou do pásma zodiakálního světla. Při této četnosti srážek by však měla jasnost zodiakálního světla s časem rychle klesat, takže zřejmě existují ještě jiné účinnější dodávky prachu do zmíněného pásma.

L. Somenzi aj. využili údajů o přesné poloze Marsových družic Phobosu a Deimosu z pozorování sondami Mars Global Surveyor a Mars Express z let 1999-2007 ke stanovení velikosti poruch v dráze Marsu následkem přibližování zhruba 300 planetek hlavního pásu k této planetě. Je téměř neuvěřitelné, že zmíněné sondy umožňují určit okamžitou polohu Marsu s chybou ±1 m! Odtud byly nově určeny hmotnosti planetek (2) Pallas (90 pM☉), (3) Juno (7 pM☉), (9) Metis (15 pM☉), (14) Irene (26 pM☉), (16) Psyche (23 pM☉), (19) Fortuna (3 pM☉), (29) Amphitrite (6 pM☉), (52) Europa (11 pM☉), (532) Herculina (7 pM☉) a (704) Interamnia (13 pM☉).

Tyto hmotnosti se často výrazně liší od údajů získaných ze vzájemných přiblížení planetek, kde se ovšem mísí vliv mnoha poruch, takže fakticky nemohou být příliš spolehlivé. Poruchy způsobené blízkými setkáními mezi planetkami dávají totiž podle W. Zielenbacha často velmi odchylné hodnoty: (1) Ceres (480 pM☉), (2) Pallas (110 pM☉), (3) Juno (14 pM☉), (4) Vesta (130 pM☉), (9) Metis (12 pM☉), (10) Hygiea (50 pM☉), (15) Eunomia (17 pM☉), (16) Psyche (12 pM☉), (29) Amphitrite (12 pM☉), (48) Doris (13 pM☉), (88) Thisbe (12 pM☉), (511) Davida (26 pM☉), (532) Herculina (20 pM☉) a (704) Interamnia (30 pM☉). Překvapivě nízkou hmotnost třetí objevené planetky Juno lze vysvětlit tím, že planetka má mimořádně vysoké albedo 24 %. Téže metody k určování hmotnosti planetek hlavního pásu použili také M. Kuzmanoski aj. a zde jsou jejich výsledky: Ceres (470 pM☉), Pallas (108 pM☉), Juno (15 pM☉), Vesta (130 pM☉),

Hygiea (47 pM☉), Psyche (34 pM☉), Davida (25 pM☉), Interamnia (17 pM☉). Z porovnání všech tří studií zřetelně vyplývá, že pro řadu planetek zůstávají změřené hodnoty zatížené velkými chybami.

M. Jura a S. Xu si všimli skutečnosti, že nejhmotnější planetka Ceres, jejíž hmotnost (9.1020 kg) dosahuje plné čtvrtiny hmotnosti hlavního pásu planetek, má střední hustotu jen 2,1násobek hustoty vody, takže obsahuje přibližně z jedné čtvrtiny vodní led. Podobně ledovým tělesem je také Jupiterova družice Kallistó. To má podle autorů zajímavý důsledek pro planetární soustavy cizích hvězd, které opustily hlavní posloupnost a změnily se v červené obry. V této fázi se totiž vypaří voda namrzlá na jádra komet a komety bližší než 40 AU od hvězdy jsou zničeny. Jelikož exoplanetky hlavního pásu obsahují podobně jako v případě Sluneční soustavy kolem 10 % své hmotnosti v podobě vody, způsobí jejich akrece na následně vzniklého héliového bílého trpaslíka, že můžeme v jeho atmosféře objevit postupně se zesilující čáry vodíku, jak skutečně pozorujeme v případě bílého trpaslíka GD 362. Nejvíc je to patrné u bílých trpaslíků s efektivní teplotou <20 kK, jejichž stáří činí více než 50 mil. let. Zesilování čar vodíku při dalším poklesu teploty je důkazem, že akrece planetek na některé bílé trpaslíky dosud probíhá.

S. Ostro aj. dokázali v listopadu 2006 získat radarové ozvěny od planetky (7) Iris v době, kdy Iris byla jen 0,85 AU od Země. Planetka má přibližně tvar dvojosého elipsoidu o rozměrech os 253 × 228 km2. Odtud vyplývá, že toto těleso představuje přechodný typ mezi protoplanetami a nepravidelnými obřími skálami s typickým rozměrem 50 km.

H. Campins aj. a A. Rivkin s J. Emerym objevili pomocí infračerveného spektrografu 3m teleskopu IRTF, že planetka (24) Themis je pokryta organickými sloučeninami i vodním ledem, ačkoliv se pohybuje ve střední vzdálenosti 3,2 AU od Slunce, kde by měl led při teplotě 145 K poměrně rychle sublimovat do prostoru. H. Hsieh se proto domnívá, že led je plynule doplňován vodní parou z nitra planetky.

V únoru byla objevena planetka 2010 EB46 těsně před průchodem přísluním ve vzdálenosti 1,5 AU, s velkou poloosou dráhy 7,1 AU, výstředností 0,79, oběžnou dobou 19 let a sklonem 156°, což znamená, že obíhá kolem Slunce retrográdně. Další retrográdně obíhající planetky objevila v průběhu roku infračervená družice WISE. Planetka 2010 GW64 (21 mag) obíhá po vysoce výstředné dráze (e = 0,96) se sklonem i = 105°, velkou poloosou a = 2,5 AU a oběžnou dobou 4,1 roku. Dalších pět planetek (GW147, KW7, LG61, OM101 a PO58), objevených družicí WISE, se vyznačuje mimořádně protáhlými retrográdními drahami s oběžnými periodami vesměs nad 100 let (maximum činí dokonce až 2,7 tis. let!), jež však mají přísluní blíže než 5,4 AU; extrémně dokonce jen 1,4 AU. Koncem roku se však objekt 2010 KW7 zařadil svým mlhavým vzhledem mezi komety s přísluním ve vzdálenosti 2,6 AU, výstředností 0,97 a sklonem 147°, takže nelze vyloučit, že podobně dopadnou i ostatní objevené planetky ve zmíněných vyloženě kometárních drahách.

S. Bagnulo aj. využili spektrografu FORS 1 VLT ESO k fotometrii a polarimetrii povrchu planetky (7968), klasifikované rovněž jako krátkoperiodická kometa 133P/Elst-Pizzaro, v době jejího největšího přiblížení k Zemi v r. 2007. Ukázali, že střední průměr tělesa činí jen 3 km a albedo jeho povrchu dosahuje jen 7 %. Odtud též vyplývá, že těleso je fakticky planetkou typu F. Podobné chování vykazují také tři další tělesa hlavního pásu, tj. (2060) Chiron, (4015) Wilson-Harrington, (60558) Echeclus a (118401) LINEAR, které se během průchodu přísluním jeví jako komety.

H. Keller aj. zpracovali měření z aparatury OSIRIS kosmické sondy Rosetta během průletu sondy v blízkosti planetky (2867) Steins počátkem září 2008. Tvar planetky lze aproximovat trojosým elipsoidem o rozměrech 6,7 × 5,8 × 4,5 km3, takže její ekvivalentní poloměr činí 2,65 km a jde ve skutečnosti o pouhou hromadu sutě. U jejího jižního pólu byl rozpoznán impaktní kráter o průměru 2,1 km. Planetka vykazuje vysoké albedo v červené oblasti spektra 40 % a vyznačuje se retrográdní rotací s periodou 6 h.

Dne 10. července 2010 doletěla Rosetta ke svému hlavnímu cíli planetce (21) Lutetia. Celý průlet trval pouhou minutu a sonda se přitom k planetce přiblížila na minimální vzdálenost 3,2 tis. km. Odtud se okamžitě podařilo B. Carrymu aj. určit rotační periodu planetky 8,2 h, délky hlavních os 132 × 76 km2 a její vysokou střední hustotu 5,5násobek hustoty vody; jde tedy o kovovou planetku podobnou planetce Vesta. Planetka vykazuje na povrchu četné šrámy v podobě impaktních kráterů jako dosud zkoumané podstatně menší planetky Mathilde, Ida, Gaspra, Braille, Anne Frank, Steins, Eros a Itokawa. Do konce roku však byly navíc uveřejněny jen údaje, získané o Lutetii velkými pozemními dalekohledy. D. Perna aj. odvodili z pozorování italským 3,6 teleskopem TNG, že planetka rotuje v periodě 8,2 h a je zřetelně protáhlá, tj. s poměrem os a : b : c = 1,44 : 1,2 : 1,0. J. Drummond aj. obdrželi z pozorování Keckovým 10m teleskopem a 8m teleskopem VLT, že planetku lze charakterizovat trojosým elipsoidem s rozměry 132 × 101 × 93 km3 a rovněž odhadli, že planetka může být zčásti kovová.

P. Pravec aj. se zabývali otázkou, zda pozorované páry planetek mohou vznikat rotačním rozštěpením. Z pozorování velkého množství párů a také z případů, kdy páry už nedrží pohromadě gravitací, zjistili, že takto vzniklé páry drží pohromadě tehdy, je-li poměr hmotností složek větší než 0,2. Obecně totiž platí, že čím je poměr hmotností složek vyšší, tím pomalejší je rotace primární složky. To znamená, že k rozpadu původního tělesa na dvě složky došlo díky snížení rotační energie tělesa, jež tak byla využita k rozštěpení složek. Pokud je rotační rychlost hlavní složky páru blízká rychlosti kritické, takže odstředivá síla na rovníku soupeří s gravitaci, je prakticky vždy poměr hmotností složek výrazně nižší než 0,2. To znamená, že je-li poměr hmotností složek menší než 0,2, pár se časem rozpadne. Takových rozpadlých dvojic našli autoři ve svém statistickém souboru 35.

V r. 2002 zjistili W. Merline aj., že planetka (3749) Balam (a =2,2 AU; e = 0,1; i = 5°; per. 3,3 r) má průvodce, jenž kolem ní obíhá po elipse s délkou poloosy 310 km a výstředností 0,15 v periodě 110 d. V r. 2010 oznámili F. Marchis aj., že kolem planetky obíhá ještě třetí tělísko ve vzdálenosti pouhých 20 km s periodou 33 h, takže jde o klasický případ trojplanetky s hierarchickou konfigurací, tj. těsná dvojplanetka a třetí podstatně vzdálenější složka, jako tomu bývá u hierarchických trojhvězd. Primární složka trojplanetky má průměr asi 7 km a rotuje v periodě 2,8 h. Její těsný průvodce o průměru asi 3 km je od ní úhlově vzdálen jen 0,02′, zatímco vzdálená složka má průměr jen 1,5 km, ale zato je úhlově vzdálen 0,5′.

D. Vokrouhlický a j. ukázali, že před několika sty miliony let vznikla srážkou rodina planetky (87) Sylvia, která má více než tisíc (!) členů. Během časové stupnice řádu miliard let se však takové rodiny rozptýlí natolik, že se už její členové nedají dohledat. Podobně B. Novakovic zjistil, že mateřské těleso rodiny planetek (778) Theobalda mělo průměr asi 80 km a dostalo zásah před 7 mil. let, přičemž úniková rychlost z mateřského tělesa byla pouhých 32 m/s. Původní těleso se tak rozdrobilo na minimálně 128 úlomků, které se dnes nacházejí ve vnější části hlavního pásu planetek a jejich dráhy jsou nápadně chaotické.

1.2.4. Křížiči

V červnu 2010 se úspěšně vrátilo na Zemi pouzdro z japonské kosmické sondy Hajabusa, jež odstartovala ze Země v květnu 2003 a v září 2005 se usadila na oběžné dráze u miniplanetky (25143) Itokawa. Po cestě k planetce i na oběžné dráze kolem ní se sonda potýkala s řadou technických problémů, které však japonští technici nakonec mistrovsky zvládli; sonda byla s to odebrat vzorky z planetky a vydala se na zpáteční cestu s velkým zpožděním proti původnímu plánu až koncem dubna 2007. Předností sondy byly 4 nezávisle fungující iontové motory, což dalo sondě tolik potřebnou redundanci pro zpáteční let. Pouzdro ze vzorky bezpečně přistálo v australské poušti 13. června a v ochranném obalu bylo převezeno letadlem do japonské laboratoře o 4 dny později. V polovině listopadu oznámila agentura JAXA, že v pouzdru se nachází na 1,5 tis. mikrometrových zrníček z planetky Itokawa, což znamená epochální předěl ve zkoumání drobných těles Sluneční soustavy, i když podrobný výzkum těchto jedinečných vzorků potrvá léta.

Mediálně nejvděčnějším křížičem se stala právem hrozící planetka Apophis, jejíž průměr činí asi 300 m, což je zhruba 6x více, než odhadovaný průměr mateřského tělesa Tunguského meteoritu. Při případné srážce se Zemí by se tak uvolnila energie řádu stovek Mt TNT, tedy asi o 2 řády větší než při tunguské katastrofě. Nyní je už jisté, že při blízkém průletu kolem Země v dubnu 2029 ke kolizi nedojde; dokonce i pravděpodobnost srážky při dalším průletu 13. dubna 2036 již klesla na přijatelnou hodnotu 1/250 000. Ještě nižší je nyní pravděpodobnost srážky Apophise se Zemí 13. 4. 2068.

Těsný průlet v r. 2029 však může podle R. Binzela aj. odhalit, jakým typem planetky vlastně Apophis je. Určitě jde o planetku velmi starou, ale pokud by to byla hromada sutě, tak slapové síly Země jí doslova „svléknou“ vnější vrstvu následkem slapového zemětřesení, jak ukázal D. Nesvorný. Zbytek planetky se roztočí na vyšší obrátky, takže odstředivá síla na rovníku způsobí další odhazování materiálu, z něhož může nakonec vzniknout průvodce původní planetky a ten se může znovu spojit s mateřským tělesem, jež nabude vzhledu „kosti pro psa“. Pokud se planetka setkává se Zemí častěji, může se tento proces dokonce vícekrát opakovat, takže těsné průlety u Země planetku silně ovlivňují, zatímco Země sama na tato setkání nijak nereaguje. B. Bachšijan aj. propočítali vhodná startovní okna pro vyslání sond k planetce Apophis v období let 2012-2022. První okno se otevře koncem února 2015, ale nejekonomičtější by byly starty 5. května 2020, popř. 18. dubna 2021. Trvání letu k planetce by v těchto případech by bylo dostatečně krátké, tj. 0,7, resp. 1,8 roku.

Právě v souvislosti s hrozbou Apophisu se rozbíhá v USA debata, zda 5,5 mil. dolarů ročně určené pro hledání nebezpečných křižujících planetek jsou dostatečné pro splnění klíčového úkolu projektu Spaceguard nalézt do r. 2022 všechny křížiče s průměrem >140 m (tak velká tělesa by při srážce způsobila kontinentální, popř. i globální katastrofu). Očekává se, že v té době už bude fungovat 8m synoptický teleskop LSST, ale ani ten celý úkol nezvládne. M. Birlan aj. uvedli, že do projektu Spaceguard přispívají také evropské observatoře pomocí 9 přehlídkových teleskopů ve 4 evropských státech. Za posledních 15 let tak bylo objeveno přes 160 křížičů a celkem se podařilo získat pro ně více než 1,5 tis. poloh s přesností na 1′.

Podle T. Kwiatkovského se pro hledání velmi malých křížičů hodí dokonce i obří teleskop SALT poblíž Sutherlandu v JAR s efektivním průměrem zrcadla 9,2 m. První přehlídka objevila celkem 14 drobných křížičů s typickými průměry 20 – 90 m a rotačními periodami 1,3 – 44 min. D. Trilling aj. využili Spitzerova kosmického teleskopu k hledání a soustavnému pozorování 700 křížičů v infračerveném pásmu 3,6 a 4,5 μm. Autoři zjistili, že objekty s rozměrem >1 km jsou většinou velmi tmavé, zatímco řada křížičů s rozměry <1 km má vysoké albedo až kolem 35 %. To svědčí o relativním mládí malých úlomků a relativním stáří úlomků větších.

NASA však chce řešit „obranu planety Země“ daleko velkoryseji, protože objev všech křížičů je jen prvním krokem. Druhým, daleko těžším úkolem je zpřesnění drah zejména nejvíce rizikových křížičů a k tomu cíli by bylo nejlepší vypustit přehlídkový teleskop na dráhu blízkou dráze Venuše. Nový úřad pod střechou NASA by měl mít z toho důvodu roční rozpočet až 300 mil. dolarů ročně, protože nezbytný třetí krok, tj. vypuštění sondy určené pro odklonění dráhy nebezpečného projektilu, by přišel minimálně na 1 mld. dolarů.

Otázkou, jak nejlépe odklonit rizikový křížič od srážky se Zemí, se podrobně zabýval D. Durda. Technicky nejjednodušší je uskutečnit výbuch o energii 100 kt TNT ve vzdálenosti 20 m od povrchu planetky o průměru 1 km, který změní oběžnou rychlost planetky o 10 mm/s. Pokud se takový manévr uskuteční 7 – 10 let před očekávanou srážkou, tak nás takto posunutý křížič mine. Další možností je mechanický náraz 1t projektilu o relativní rychlosti 10 km/s na samotný křížič. Tím se vymrští velké množství kamení z planetky, jež se po balistických drahách vrátí a údery na planetku ji odsunou správným směrem. Ty kameny by šlo také vyhazovat magnetickými katapulty z planetky, popřípadě mocnými lasery odpařovat příslušnou část povrchu planetky. Jinou možností je využít obřích slunečních plachet k odpařování regolitu křížiče ve správném místě jeho povrchu. Lze také v principu sestrojit gravitační traktor podle dřívějšího návrhu E. Lu a S. Loveho, ale Durda soudí, že konstruovat něco takového v předstihu nemá valný smysl, protože v době aktuálního nebezpečí by byla příslušná technologie již zastaralá. Za zmínku však stojí možnost uskutečnit pilotovaný let k vhodné planetce, který by šlo odstartovat v letech 2024-26 k planetkám o rozměrech <100 m, např. 1999 AO10, 2003 SM84, nebo 2009 OS5.

H. Campins aj. tvrdí, že potenciálním testem schopností bezpilotní kosmické sondy by měla být přednostně planetka (101955) = 1999 RQ36, která pochází z rodiny Polana v komplexu Nysa-Polana hlavního pásu, ale nyní patří ke křížičům typu Apollo. (Členové komplexu s průměrnou délkou velké poloosy 2,4 AU a sklonem 10° jsou v současnosti hlavními dodavateli nových křížičů dráhy Země.) Planetka (101955) má nyní délku velké poloosy 1,13 AU a v přísluní se přibližuje ke Slunci na vzdálenost 0,9 AU při sklonu dráhy 6° a výstřednosti 0,2. Obíhá kolem Slunce v periodě 1,2 r a její průměr je docela hrozivý: 560 m.

Velkým oříškem pro planetární obranu jsou ovšem podvojní křížiči. Radarová měření z léta 2000 na observatoři Arecibo (vlnová délka radaru 126 mm; frekvence 2,4 GHz) i na stanici NASA v Goldstone (35 mm; 8,6 GHz) prokázala podle M. Brozovicove aj., že planetka (4486) Mithra je kontaktním párem, propojeným údolím hlubokým 380 m, o rozměrech trojosého elipsoidu 2,4 × 1,6 × 1,4 km3. Planetka rotuje velmi pomalu v periodě 2,8 d.

Ke křížičům patří pochopitelně také mateřské těleso meteorického roje Geminid (3200) Phaethon, jež podle J. de Léona aj. pochází z rodiny velké planetky Pallas (průměr 550 km; i = 34°; e = 0,23), do níž patří celkem 9 objevených planetek. Phaethon křižuje dráhy Merkuru, Venuše, Země i Marsu, protože má přísluní ve vzdálenosti 0,14 AU (pouhých 21 mil. km od Slunce), kdežto odsluní až v hlavním pásu planetek (2,4 AU). Těleso tedy na své dráze s periodou pouhých 1,4 roku prodělává značné tepelné šoky a to se jistě podepisuje na vzhledu jeho regolitu.

T. Ito a R. Malhotraová si všimli, že impaktní krátery na Měsíci nejsou rozloženy náhodně, ale jeví přebytek o 1/3 ve směru apexu v porovnání s antapexem. Vesměs jde o projektily, které na Měsíc dopadaly malými rychlostmi, tj. Měsíc tato tělesa doháněl. Stáří těchto impaktů nepřesahuje nikdy 800 mil. rok a autoři se proto domnívají, že ve dráze Země se pohybuje řada těles o průměru >5 km, které mají vůči Zemi a Měsíci malou diferenciální rychlost. Podobné asymetrie s přebytkem ve směru apexu pohybu byly ostatně pozorovány také u Galileových družic Jupiteru a u velké Neptunovy družice Triton. Jinými slovy budování Země, Měsíce a četných planet Sluneční soustavy dosud mírným tempem pokračuje.

O dlouhodobé nestabilitě drah takových těles nás mohou přesvědčit výpočty P. Wajera, jenž propočítal budoucí osudy dvou kvazisatelitů Země: (164207) = 2004 GU a (277810) 2006 FV35. První planetka vydrží na dráze v blízkosti Země ještě zhruba 1 tis. roků. Má totiž současné elementy dráhy a = 1,001 AU; i = 14° a e = 0,14. Pak se však její dráha změní na typickou podkovu kolem Země. Podkova bude ovšem stabilní jen několik tisíc let, pak ji ovlivní poruchy od Venuše a planetka se od Země natrvalo vzdálí. Druhá planetka je vzdálenou družicí Země již desítky tisíc let (a = 1,001 AU; i = 7° a e = 0,38) a zůstane jí ještě asi 800 roků, jenže kvůli vysoké výstřednosti křižuje i dráhy Marsu a Venuše. Pak gravitačně zapracuje Venuše a objekt 2006 FV35 Zemi navždy opustí.

1.2.5. Komety

Johannes Kepler kdysi odhadl, že ve vesmíru je více komet, než kolik je ryb v oceánech, a dnes se zdá, že i toto přirovnání kulhá, protože současné statistické úvahy naznačují, že jenom v naší Galaxii je minimálně 1024 potulných komet, které se vymanily z gravitační náruče svých mateřských hvězd a bloudí Galaxií zcela bezcílně. H. Levison ukázal, že jestliže několik mateřských hvězd vzniká víceméně zároveň z téhož zárodečného mezihvězdného mračna, mohou se komety přitom vzniklé u některé z hvězd nakonec uchytit u jiné hvězdy téhož původu, takže téměř každý Oortův oblak sestává se dvou složek - první složku tvoří kometární jádra zrozená u konkrétní hvězdy a druhou složku zachycená kometární jádra od geneticky spřízněných hvězd.

J. Garciová-Sanchezová zjistila před 10 lety z přesných vlastních pohybů změřených pro statisíce hvězd astrometrickou družicí HIPPARCOS, že trpasličí hvězda Gl 710 (= HD 168442; 10 mag; sp. K7 V; 0,6 M☉; 0,7 R☉; vzdálenost 20 pc) se za 1,5 mil. roků přiblíží ke Slunci na minimální vzdálenost 0,5 pc. Také V. Bobylev nyní znovu prohlédl týž katalog vlastních pohybů hvězd a vybral z něho hvězdy, jež jsou ke Slunci blíže než 30 pc. Odtud odvodil případná těsná přiblížení hvězd ke Slunci v intervalu -2 – +2 mil. let. Našel 9 nových kandidátů, kteří se ve zmíněném časovém intervalu přiblížily nebo přiblíží ke Slunci na méně než 2,3 pc. Pokud jde o hvězdu Gl 710, vypočítal, že s pravděpodobností 86 % projde za 1,45 mil. let vnějším okrajem Oortova oblaku komet ve vzdálenosti 100 kAU. Tím se poruší dráhy kometárních jader v této oblasti a následně se zvýší pravděpodobnost dopadu vychýlených kometárních jader na Zemi zhruba o 10 %. Autor také ukázal, že ostrý vnější okraj Edgeworthova-Kuiperova pásu planetek ve vzdálenosti 60 AU od Slunce mají na svědomí předešlé blízké průlety anonymních hvězd vnějšími partiemi Sluneční soustavy. Z téhož důvodu mají některé transneptunské objekty velmi podivné silně protáhlé dráhy, jak dokládá případ transneptunské planetky Sedna s přísluním v 76 AU, ale odsluním ve vzdálenosti téměř 1 kAU.

M. Królikowská a P. Dybczynski si položili otázku, odkud se vlastně berou pozorované dlouhoperiodické komety. Studovali dráhy 26 dlouhoperiodických komet, ale zjistili, že jejich dráhy jsou často výrazně ovlivněny galaktickými slapy, takže jen o třetině z nich lze spolehlivě dokázat, že jde o dynamicky nové komety z Oortova oblaku komet. U většiny komet z tohoto vzorku se proto nedá stanovit, odkud skutečně pocházejí. V každém případě většina nových dlouhoperiodických komet posléze Sluneční soustavu opustí, protože se vlivem poruch drah dostanou na nevratné hyperbolické dráhy.

Nejnovější 17. vydání generálního katalogu komet s uzávěrkou v červnu 2008 obsahuje téměř rovnou půlstovku přesných kometárních drah, ale naprostá většina z nich patří krátkoperiodickým kometám s oběžnou dobou pod 200 let. Úhrnem však obsahuje již 3815 dráhových elementů pro 3708 návratů komet ke Slunci. Z toho téměř 1,5 tis. drah se týká komet objevených kosmickými družicemi SOHO, STEREO, SMM a Solwind.

Sonda STEREO zpozorovala v březnu 2010 ve svém koronografu dosud nejjasnější kometu C/2010 E6 STEREO, jež dosáhla 13. 3. jasnosti 1 mag. Nejjasnější kometu Marsdenovy rodiny komet lízajících Slunce následně pozorovala družice SOHO 18. dubna 2010 těsně před průchodem přísluním 20. 4., kdy dosáhla 5,5 mag, ale rozpadla se na tři úlomky. Proti předpovědi si tak přispíšila téměř o 12 dnů. Kometa byla poprvé pozorována již v r. 1996 (J6) a znovu v r. 2004 (V9). K výpočtu nové dráhy přispěla také pozorování sondou STEREO, takže revidované elementy dráhy činí q = 0,05; a = 3,1 AU; i =24°; per. 5,4 r. Z výpočtů také vyplynulo, že kometa prošla 12. 6. 1999 ve vzdálenosti 0,014 AU od Měsíce a 0,013 AU od Země. Koncem června 2008 proletěla ve vzdálenosti 1,16 AU od Jupiteru.

Kometa C/2009 R1 (McNaught) dosáhla v polovině července 2010 hranice viditelnosti očima. Byla v té době dobře pozorovatelná v souhvězdích Vozky a Blíženců. Zpřesnění dráhy ukázalo, že kometa proletěla přísluním 2. 7. 2010 ve vzdálenosti 0,4 AU po hyperbolické dráze, takže Sluneční soustavu navždy opouští.

Nejzajímavější kometou roku se stala nepochybně kometa 103P/Hartley objevená v r. 1986, jež patří do Jupiterovy rodiny komet a prošla přísluním 28. 10. 2010 ve vzdálenosti 1,05 AU, když o 8 dnů předtím proletěla kolem Země ve vzdálenosti pouhých 18 mil. km (0,12 AU) a dosáhla v tom týdnu 5 mag. Už od poloviny září se nápadně zvyšovala celková aktivita komety, stoupala produkce plynných molekul CN, CO, H2O, CO2 a HCN. Kometa Hartley 2 se navíc stala cílem prodloužené výpravy kosmické sondy Deep Impact označené jako EPOXI. K jádru komety se 4. 11. 2010 sonda přiblížila rychlostí 12,3 km/s na vzdálenost pouhých 700 km a pořídila mj. sugestivní snímky jejího povrchu. Jádro komety má vzhled „kosti pro psa“ o délce 2,2 km, průměru obou „kloubů“ kolem 1 km a šířce spojovací části kosti asi 0,4 km. Jde teprve o páté kometární jádro pozorované zblízka kosmickou sondou (poprvé se to podařilo sondě Giotto v r. 1986, kdy zobrazila siluetu jádra komety 1P/Halley.)

Souběžně byla kometa pozorována 2,1m reflektorem KPNO v Arizoně, Keckovým desetimetrem, radarem v Arecibu, družicemi WISE, Odin i Herschel a dále HST. Data o délce rotační periody jádra se však rozcházejí v rozmezí 16 – 18 h. Spektrograf na Keckově teleskopu odhalil také přítomnost dalších, převážně organických, molekul: OH, H2CO, C2H6 a CH3OH, Čidla sondy EPOXI zaznamenala nárazy až 10 mm zrnek z komy, v níž byla pozorována trajektorie ve tvaru Archimedovy spirály vytvářené ze zrnek vyvržených z jádra komety rychlostmi až 700 m/s. Pohonným plynem je však spíše CO2 než vodní pára. Jádro komety má překvapivě hladký povrch, posetý jen místy obrovitými skalisky. Z povrchu jádra se vypařuje až 300 kg vodní páry za sekundu.

Zatímco souhrnné výsledky projektu EPOXI se teprve připravují do tisku, objevily se v literatuře r. 2010 souhrnné výsledky téže sondy, která pod názvem Deep Impact uskutečnila počátkem července 2005 jedinečný experiment, když vyslala měděný projektil o hmotnosti 372 kg k jádře komety 9P/Tempel, jenž na kometu Tempel 1 narazil šikmo relativní rychlostí 10,3 km/s. Nárazem se podle O. Groussina aj. uvolnila kinetická energie 20 GJ (≈ 5 t TNT). V prvních sekundách po impaktu se vynořil z místa dopadu horký chochol, obsahující 190 kg vodní páry, 255 kg prachu, 28 kg organických látek a 10 kg plynného CO a CO2. Více než 36 % energie v chocholu se spotřebovalo na vypaření vody, kdežto na vypaření CO a CO2 jen necelá 2 % a na odpaření organických látek přes 5 %. Nejvíce (41 %) vyžadovalo odpaření prachu. Dalších 10 % spotřebovalo vymrštění vodní páry, přes 3 % vymrštění zbytků projektilu a poslední 2 % vymrštění prachu. Úhrnem však z místa dopadu bylo vymrštěno na 10 kt materiálu.

Pokud jde o podíl fyzikálních procesů na celém úkazu, tak nejvíce energie (68 %) se spotřebovalo na urychlování prachových zrnek, 16 % na jejich ohřev, 6 % na jejich roztavení nebo sublimaci a maximálně 10 % na drcení a stlačení zrnek a ledových krystalků na částice o mikronových rozměrech. Složení vymrštěného materiálu nesouhlasí se zastoupením prvků a molekul v celém objemu kometárního jádra, což lze vysvětlit tak, že podpovrchové vrstvy zasažené impaktem se skládaly z pláství různého chemického složení. Největším překvapením celého pokusu byl vysoký obsah vody v chocholu i v celém vymrštěném oblaku materiálu, jak nezávisle potvrdili P. Feldman aj. měřeními na ultrafialové družici GALEX v pásmu (200 – 340 nm). Z měření intenzity pásů molekul OH (308 nm) a CS (257 nm) odvodili ihned po impaktu dočasné zvýšení produkce molekul vody v poměru 25 000:1 a molekul CS2 v poměru 20 000:1.

Odborníci pokračovali také v luštění záhady obřího výbuchu komety 17P/Holmes z roku 2007. H. Hsieh aj. zjistili z pozorování robotického teleskopu SuperWASP na ostrově La Palma, že výbuch začal v čase 23,3. října (UT), tedy asi 19 h před Santanovým objevem. Jasnost komety vzrůstala zprvu exponenciálně a koma se rozpínala tempem 550 m/s. Před výbuchem měla kometa 17,5 mag a během dvou dnů se zjasnila až na 2 mag. R. Stevensová aj. sledovali rozpínání kulové prachové komy po výbuchu pomocí 3,6m CFHT na Mauna Kea. Podle vzhledu komy usoudili, že výbuch byl téměř dokonale izotropní. Nalezli v ní 16 větších úlomků o rozměrech 10 – 100 m, obklopených vlastními prachovými komami. Úlomky však slábly tempem 0,2 mag/den, takže patrně šlo o ledové úlomky, které se odpařovaly na slunci. Autoři také odhadli, že jádro komety má poloměr asi 1,7 km. M. Ishiguro aj. usoudili z infračervených pozorování, že teplota zrnek v materiálu vymrštěném z jádra dosahovala 200 K. Podařilo se jim také odhadnout celkovou hmotnost prachu uvolněného do kosmického prostoru během výbuchu na 40 Mt, což odpovídá tloušťce několika metrů na povrchu komety. Z toho též vyplývá, že zdroj exploze se nacházel jen několik metrů pod povrchem jádra. Ze submilimetrových měření parabolou HHST na Mt. Grahamu vyplynulo, že rychlost rozpínání plynné složky výbuchu dosahovala 500 m/s.

K. Kossacki a S. Sztowiczová sice tvrdí, že k tak mohutné explozi nemůže stačit energie uvolněná krystalizací amorfního ledu, jenže přitom vyšli z předpokladu, že hmotnost vymrštěného prachu byla podstatně větší, než hmotnost pláště jádra komet, v přímém rozporu s uvedenou prací M. Ishigura aj. W. Reach aj. proto na základě infračervených měření ze Spitzerova kosmického dalekohledu podpořili původní domněnku, že za celým úkazem opravdu stojí fázový přechod amorfního ledu na krystalický, i když kinetická energie výbuchu přesáhla 100 TJ, což je více než vazebná gravitační energie kometárního jádra. Ostatně hmotnost prachové komy jim vyšla prakticky shodná s Ishigurovými údaji. Podle jejich výpočtů byl výbuch z r. 2007 asi 20krát mocnější než analogický výbuch komety Holmes v r. 1892. Jde tedy o vůbec největší pozorovaný výbuch jakékoliv komety v celé historii lidstva.

Několik variant příčin kometárnich výbuchů předložili P. Gronkowski a Z. Sacharczuk. Kromě již zmíněné krystalizace amorfního vodního ledu uvažovali polymeraci kyanvodíku (HCN), tepelné namáhání vyvolané pomalým přestupem tepla z povrchu jádra komety do jejího nitra a konečně tepelné rozpínání inkluzí CO ve vodním ledu. Právě tento poslední mechanismus považují pro výbuchy komety Holmes za nejpravděpodobnější.

M. Knight aj. využili obsáhlého pozorovacího materiálu o kometách Kreutzovy rodiny, jež v průběhu dekády 1996-2005 získala družice SOHO. Zaznamenala v tomto období více než 900 členů této rodiny při jejich průletech přísluních. Rozměry jejich jader byly vesměs miniaturní v rozmezí 5 – 50 m, takže tak nepatrné komety se vlastně nedají ve větších vzdálenostech od Slunce současnými prostředky pozorovat - svítí právě jen díky extrémně blízkým průletům u Slunce, protože jejich přísluní se pohybuje v rozmezí 1 – 2 R☉. Není proto divu, že zejména menší jádra takový průlet už ani nepřežijí. Zajímavé je, že komety Kreutzovy rodiny mají vysoký sklon k ekliptice 143° a obíhají přitom po retrográdní dráze v periodách 500 – 1 000 roků. Autoři zároveň zjistili, že podél celé eliptické dráhy je četnost komet evidentně proměnná, a že hmotnost všech úlomků podél celé dráhy činí přibližně jen 4.1011 kg.

J. Harmon aj. využili počátkem ledna 2008 příznivé okolnosti, že se kometa 8P/Tuttle přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,25 AU, k proměření rozměrů jejího jádra radarem v Arecibu na frekvenci 2,4 GHz (vlnová délka 126 mm). Zjistili tak, že kometa se skládá ze dvou jader, která jsou patrně v dotyku, mají poměr hmotností složek 2,1:1 a společně rotují v periodě 11,4 h. Rozměry jader lze přibližně popsat dvěma sféroidy s rozměry 5,8 × 4,1 km a 4,2 × 3,3 km. Přitom jde o teprve třetí kometu, jejíž jádro se podařilo radarem zobrazit.

1.2.6. Meteory

N. Brosch aj. zveřejnili výsledky obsáhlého souboru radarových pozorování meteorů v projektu EISCAT. Jde o soustavu složenou z radarů a pasivních přijímacích antén, které využívají nekoherentního rozptylu rádiových vln na ionizovaných stopách meteorů k získání údajů o četnostech meteorů a jejich atmosférických trajektoriích. Radary vysílající impulsy vertikálně na frekvencích VHF a UHF byly instalovány v norském Tromsö, kdežto přijímací antény se nacházely také v švédské Kiruně a finském Sodankylä. V prosinci 2008 uskutečnili během činnosti meteorického roje Geminid nepřetržité celodenní měření, během něhož získali v pásmu VHF téměř 23 tis. ozvěn, kdežto v pásmu UHF jen něco přes 2 tis. ozvěn. 11 ozvěn VHF se vrátilo z výšky přes 150 km nad zemí; rekord drží ozvěna z výšky 247 km!

Během doby, kdy byl radiant Geminid nad obzorem, nepozorovali žádné zvýšení počtu ozvěn, takže v souboru se vyskytují téměř výhradně sporadické meteory s geocentrickými rychlostmi <60 km/s. Průměrná četnost ozvěn v pásmu VHF se pohybovala kolem 16 met/min, což opticky odpovídá meteorům 13 – 14 mag. Pozorované meteory se štěpily na úlomky již při tlacích >0,5 Pa, tj. jsou o dva řády křehčí, než jasné kometární meteoroidy. Autoři tak objevili novou populaci radarových meteorů s výškami zážehu v rozmezí 150 – 120 km nad zemským povrchem.

A. Berezhnoy a J. Borovička uvedli, že zářící jasné bolidy dosahují během letu atmosférou na krátkou chvíli teplot 4 – 5 kK, takže tam vznikají nejen atomy a ionty, ale i molekuly SiO, CO, N2 a NO. Při nižších teplotách 2,0 – 2,5 kK se tvoří monoxidy kovů a při ještě nižších teplotách dokonce molekuly SO2, CO2 a H2O.

P. Jeniskens a J. Vaubaillon se věnovali vývoji dráhy nepravidelného meteorického roje α-Capricornid, jenž byl poprvé pozorován M. Konkolym vždy koncem července v letech 1871 a 1873. V r. 2002 bylo objeveno jeho mateřské těleso původně klasifikované jako planetka EX12, jež je však ve skutečnosti krátkoperiodickou kometou 169P/NEAT s dráhovými elementy a = 2,6 AU; q = 0,6 AU; i = 11° a oběžnou periodou 4,2 let, takže v odsluní je jen 4,6 AU daleko, čili bezpečně uvnitř dráhy Jupiteru. Proto je dráha komety dlouhodobě stabilní. Kometa je však o 10 mag slabší než bývají běžné komety Jupiterovy rodiny, takže jde o stařenku nad hrobem. Tím lze vysvětlit vysokou hmotnost meteorického roje 9 Gt, řádově shodnou se současnou hmotností jádra komety. Podle autorů se většina tohoto materiálu nalézá uvnitř dráhy Země, takže zatím nás meteorický roj zasahuje jen svým „roztřepeným“ vnějším okrajem, a proto patří mezi roje nepravidelné. Gravitační poruchy planet však posouvají nejhustší vlákno roje směrem k Zemi, takže podle výpočtu autorů se tento roj stane v letech 2220-2400 nejsilnějším pravidelným meteorickým rojem pro budoucí obyvatele Země. T. Kasuga aj. odvodili efektivní poloměr jádra komety 169P 2,3 km při zploštění zhruba 30 % a jeho rotační periodu 8,4 h. Hmotnost meteorického proudu odhadli na minimálně 10 Gt, ale nevylučují, že během dosavadního stáří roje cca 5 tis. let se do meteorického proudu α-Capricornid mohlo dostat ještě o dva řády více rozptýleného materiálu. Jádro komety ztrácí v současné době při každém oběhu asi 1 Mt materiálu.

J. de León aj. zjistili pomocí numerických simulací, že mateřské těleso (3200) Phaethon (průměr 5 km) meteorického roje Geminid je úlomkem velké planetky (2) Pallas (průměr 550 km). Do její rodiny patří dalších 9 členů o rozměrech řádu desítek km, které rovněž představují úlomky po srážce, k níž došlo před nějakými 25 miliony let. Phaethon má sice odlišné spektrum v porovnání s ostatními členy příslušné rodiny, ale to lze vysvětlit jeho malými rozměry, protože se obecně ukazuje, že čím menší je planetka, tím má drsnější regolit. Svou roli hraje také silný ohřev povrchu Phaethonu v přísluní (0,14 AU) až na 1025 K. Ostatně dříve či později se Phaethon zřítí na Slunce. D. Jewitt a J. Li uvedli, že když byl Phaethon v polovině června 2009 v přísluní, pozorovala kosmická sonda STEREO A, že se zjasnil téměř o 1 mag a vyvrhl oblak prachu o hmotnosti 250 kt, což odpovídá zlomku promile hmotnosti celého meteorického proudu Geminid (1 – 10 Gt)! To znamená, že Geminidy vznikly rozprášením pláště Phaethonu o tloušťce 5 – 50 m. (Současná hmotnost Phaethonu činí 160 Gt.) V každém případě to znamená, že každoroční Geminidy jsou tvořeny materiálem, jenž kdysi patřil jedné z největších a nejhmotnějších planetek hlavního pásu.

1.3. Planetární soustava kdysi a dnes

Pozoruhodné údaje o dlouhodobé stabilitě drah hlavních těles Sluneční soustavy shrnul G. Laughlin. Vyvrcholení představ založených na platnosti Newtonova gravitačního zákona přinesla stěžejní publikace P. Laplacea z konce 18. století „Nebeská mechanika“. Laplace byl, jak známo, zastáncem přísného determinismu, takže se domníval, že Sluneční soustava bude trvale šlapat jako švýcarské hodinky. Nicméně již v polovině XIX. století to byl především U. Le Verrier (1811-1877), kdo objevil zřetelné odchylky od přísného determinismu v podobě gravitačních poruch, jimiž planety na sebe působí navzájem a H. Poincaré (1854-1912) v r. 1890 publikoval svou slavnou práci o tom, že problém tří těles nemá analytické řešení.

Dnes je chaos planetárních drah už zcela běžným pojmem, doloženým jednak numerickými výpočty o omezené stabilitě drah prakticky všech planet Sluneční soustavy a jednak objevem migrace obřích planet, která je typická zejména pro většinu exoplanet typu Jupiteru. V r. 1995 ukázal J. Laskar, že štěstím v neštěstí je skutečnost, že obecná teorie relativity, která je podstatným pokrokem gravitační teorie v porovnání s klasickou Newtonovou mechanikou, zmírňuje chaotické změny drah planet. Kdybychom totiž používali pro výpočet dráhového chaosu Newtonovy teorie, podlehl by Merkur chaotické změně své dráhy daleko dříve a nejspíš by se srazil s Venuší. Podobně by se Země podle takového výpočtu srazila v kosmologicky dohledné budoucnosti s Marsem. Paradoxně tak vděčíme právě moderní Einsteinově teorii za jistotu, že stabilita Sluneční soustavy je zřetelně dlouhodobější, než bychom podle klasické fyziky čekali.

B. Shikita aj. zjistili na základě numerických simulací, že nejlepší stabilitu exoplanetárních soustav vykazují ty z nich, jejichž mateřské hvězdy si opatřily dvě obří planety (typu Jupiter nebo Saturn) dostatečně daleko od sebe. Pokud však mají tři takto rozmístěné obří planety, dochází po dlouhém období stability k prudkému nástupu chaosu, čímž je jedna obří planeta ze zmíněného tria vymrštěna z exoplanetární soustavy rychlostí vyšší než únikovou a dráhy zbylých dvou planet získají tak vysokou dráhovou výstřednost, že zlikvidují všechny případně existující méně hmotné (tj. např. terestrické) planety v dané soustavě.

W. Bottke aj. uvedli, že tři velké planety Jupiter, Saturn a Uran mají poměrně až dvě třetiny nepravidelných družic s podobnou sestavou dráhových elementů. Zřejmě vznikly podobným procesem zachycení v době, kdy byla Sluneční soustava vyplněna mnoha planetesimálami II. generace, nejčastěji v době před 3,9 mld. roků. Nejsnáze se daří zachycení páru planetesimál, kdy relativně pomalejší složka páru se zachytí, zatímco druhá se od planety vzdálí rychlostí vyšší než únikovou.

Mnohé z těchto planetesimál se ovšem srážely jak navzájem, tak také s již existujícími většími tělesy počínaje Jupiterem a konče třeba Měsícem u Země. Byly tedy hlavními činiteli v období těžkého bombardování a jsou odpovědné za většinu kráterů na tělesech s pevným povrchem i za existenci uhlíkatých chondritů, které představují nejstarší a málo přetvářený materiál z období vzniku Sluneční soustavy.

Podle D. Nesvorného aj. lze vysvětlit trvanlivost zodiakálního světla neustálým přísunem prachu z krátkoperiodických komet Jupiterovy rodiny. V období těžkého bombardování vnitřních terestrických planet Sluneční soustavy byl však tento přísun materiálu mnohem vyšší, takže rané zodiakální světlo svítilo o plné tři řády více než nyní. Nicméně při pozorování Sluneční soustavy zdálky je úhrnná jasnost zodiakálního světla ještě nyní vyšší než jasnost planety Venuše. Současná hmotnost prachu zodiakálního světla do vzdálenosti 5 AU od Slunce se odhaduje na 1016 kg a velikost zrnek se pohybuje v rozmezí 0,1 – 0,2 mm. Prachová zrnka z komet o rozměrech 0,01 –1,0 mm dopadala v dávné minulosti Sluneční soustavy také na Zemi, Měsíc a Mars v podobě uhlíkatých mikrometeoritů. Autoři odhadli celkový přínos tohoto materiálu na 1019 kg pro Zemi, až 1018 kg pro Měsíc a 2.1017 kg pro Mars.

Podle D. Jewitta by Země ve vzdálenosti 5 AU od Slunce byla viditelná jako objekt o úhlovém průměru 4′ a jasnosti 2,6 mag, ale ve 30 AU od Slunce už jen jako téměř bodový zdroj o průměru 0,6′ a jasnosti 10,8 mag. Konečně v 600 AU od Slunce by měla úhlový průměr pouhé 0,03′ a jasnost 24 mag. Pokud by byla od Slunce dál než 50 AU, nebyli bychom schopni odhalit gravitační poruchy jí vyvolané na dráhy známých planet Sluneční soustavy. Podobně by to platilo i pro těleso o hmotnosti Neptunu, pokud by bylo od Slunce dále než 130 AU. Jelikož vnější okraj Oortova oblaku komet je od Slunce vzdálen asi 65 kAU, znamená to, že naše vědomosti o případných planetárních tělesech Sluneční soustavy v rozmezí 1 – 100 kAU jsou v podstatě nulové. Přitom lze statisticky odhadnout, že v Galaxii se nachází minimálně bilión planet-nomádů, které se odpoutaly od svých mateřských hvězd, popřípadě vznikly samostatně bez návaznosti na nějakou hvězdu. Zachycení takových nomádů v již existující planetární soustavě není sice úplně vyloučeno; vyžaduje však souhru málo pravděpodobných událostí. Podstatně pravděpodobnější je ovšem těsný průlet nomádu planetární soustavou, i když i takový případ se sotva kdy podaří zdokumentovat.

D. Champion aj. poukázali na možnost, jak určit s rekordní přesností 10-7 hmotnosti planet Sluneční soustavy od Merkuru po Saturn netradičním způsobem, totiž měřením impulsních period alespoň 4 pulsarů po dobu alespoň 10 let. Měření hodnoty je totiž třeba vztáhnout k barycentru Sluneční soustavy a k tomu je potřebné znát co nejpřesněji hmotnosti a vzdálenosti zmíněných planet v okamžiku měření periody pulsaru. Pokud jsou některé hodnoty hmotnosti chybné, projeví se to periodickým kolísáním takto ovlivněné impulsní periody, což zpětně umožní opravit hmotnost konkrétní planety s přesností lepší, než když je k mání hodnota odvozená z průletu kosmické sondy. V případě Jupiteru tak ovšem dostáváme hodnotu hmotnosti Jupiteru a jeho Galileových měsíců, ale to se dá v případě dlouhodobého sledování vybraných pulsarů dokonce od sebe oddělit.

L. Burlaga a N. Ness objevili výrazné fluktuace heliomagnetického pouzdra (angl. heliosheath) z měření kosmické sondy Voyager 1 během r. 2009, kdy sonda prolétala oblouk své dráhy ve vzdálenosti 108 – 112 AU od Slunce v heliografické šířce +34°. Od poloviny února 2009 byl po dobu 7 měsíců příslušný magnetický sektor záporný a pak až do konce roku naopak kladný. Je zřejmé, že již od vzdálenosti 94 AU od Slunce je magnetické pouzdro metastabilní a prodělává takto pozorované variace.

1.4. Slunce

A. Vecchio aj. odhalili dvouletou modulaci sluneční činnosti, jež se v údajích z let 1974-2001 projevila jak v kolísání toku slunečních neutrin, tak i v změnách toku slunečního a galaktického kosmického záření. Podle názoru autorů za to může interakce magnetického momentu neutrin se slunečními magnetickými poli a překládání tohoto dvouletého cyklu s jedenáctiletým cyklem magnetickým, což se mimo jiné projevuje tzv. Gněvyševovou mezerou v době maxima aktivity každého jedenáctiletého cyklu. Maxima slunečního cyklu jsou tak obvykle rozeklaná a tento fenomén tak má konečně přirozené fyzikální vysvětlení. Poslední 23. cyklus sluneční činnosti tak trval plných 12,5 let a vykázal vyhlazené maximální relativní číslo R =120. Maximum 24. cyklu by mělo podle předpovědi z ledna 2010 nastat v březnu r. 2013 s maximálním vyhlazeným relativním číslem R = 90. V létě 2010 odhadli R. Dabas a L. Sharma, že maximum 24. cyklu nastane už v červenci 2012 s nejistotou ±4 měsíce a maximálním relativním číslem R = (131 ±20). Pokud se může čtenáři zdát, že jde spíše o hádání z křišťálových koulí než o fyzikálně zdůvodněné předpovědi, patrně se nemýlí.

Mimochodem, neutrina vzniklá při termonukleárních reakcích v nitru Slunce se dostanou na povrchu Slunce za 2,3 sekundy, zatímco fotonům viditelného světla trvá strastiplná cesta mnohonásobného pohlcování a opětného vyzařování z centra k povrchu v průměru asi 200 tis. let. Kdyby tedy z nějakého neznámého důvodu ustala termonukleární reakce v nitru Slunce, dozvíme se to jedině z poklesu toku neutrin, ale opticky bude Slunce svítit ještě po dobu delší, než je dosavadní existence člověka Zemi.

J. Vaquero aj. vyhledali záznamy o polárních zářích pozorovaných v poslední čtvrtině XVIII. stol. ve Velké Británii a Španělsku a hledali s jejich pomocí event. projevy 155d (Riegerovy) periody, jež se projevuje v periodicitě slunečních erupcí. Skutečně tak našli známky této periody zejména v průběhu 3. cyklu sluneční činnosti (1777-1781).

F. Sánchez-Bajo aj. prohlédli kresby slunečních skvrn, pořizované W. Bondem na Harvardově observatoři v letech 1847-1849 a odvodili odtud synodickou rotaci Slunce v periodě 27,86 dne, resp. siderickou rotaci 25,88 dne. To jsou hodnoty nepatrně menší než současné, ale autoři se domnívají, že v zásadě je v posledních 160 letech rychlost sluneční rotace stálá.

J. Wilson shrnul údaje o sledování projevů aktivity hvězd slunečního typu (analogů Slunce), jež by nám mohla pomoci objasnit dlouhodobé výkyvy periodicity sluneční činnosti, jako bylo období velkého sucha v Arizoně v letech 1270-1300, anebo tuhých zim na severní polokouli během proslulého Maunderova minima (1645-1715). Sledování činnosti 91 chladných hvězd za období let 1909-1994 uveřejnil už před 16 lety americký astronom O. Wilson a nyní v tom pokračují S. Baliunasová aj. V uvedeném souboru vykazuje 60 % hvězd aktivitu podobnou Slunci s periodami několika málo až asi 20 let. Nicméně až do r. 2006 byl znám je jeden sluneční analog, objevený v r. 1997 - hvězda 18 Sco (=HD 146233; 5,5 mag; sp. G2 V; 5,4 kK; 1,0 M☉; 1,0 R☉; 1,1 L☉; stáří 4,7 mld. r.; vzdálenost 14 pc). Teprve od té doby jich přibylo díky objevům analogů v otevřené hvězdokupě M67 (Cnc). Kromě toho hvězda ψ Serpentis A (=HD140489; 5,9 mag; sp. G5 V; stáří 3,2 mld. let; vzdálenost 15 pc) se proslavila tím, že během sledování v letech 1997 přešla z fáze „Maunderova minima“ do fáze periodické variace magnetické činnosti. Z těchto údajů pak vyplývá, že Slunce tráví v průměru asi 15 % doby v hlubokém útlumu (v Maunderových minimech).

R. Bush aj. využili okolnosti, že družice SOHO sleduje pomocí aparatury MDI úhlové rozměry Slunce již po dobu delší než jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti. Měření na družici jsou totiž v principu prostá systematických chyb, jež do obdobných pozemních měření vnáší zemská atmosféra. Prokázali tak maximální krátkodobé variace úhlového poloměru Slunce menší než 0,023′, což znamená, že střední průměr Slunce se během let nemění o více než 0,001 2′. Dosavadní pozemní měření poukazující na větší změny rozměrů Slunce tak ve skutečnosti jen odrážejí proměnné optické vlastnosti atmosféry Země.

D. Hathway a L. Rightmireová ukázali na základě údajů z téže družice, že poledníkový tok plazmatu po povrchu Slunce je osově souměrný a směřuje od rovníku k pólům minimálně do heliografických šířek ±60°. Na konci 23. cyklu však dosáhl do ještě vyšších šířek a prodloužil tak délku cyklu na 12,5 roku. V období slunečních minim se rychlost tohoto proudu zvyšuje a v současném slunečním minimu mezi 23. a 24. cyklus je rekordně vysoká, což zřejmě úzce souvisí s anomáliemi probíhajícího minima. M. Dikpati aj. potvrdili, že na konci 23. cyklu dosahoval poledníkový tok minimálně do šířek ±70°, což opozdilo nástup nového cyklu sluneční činnosti. (Průměrná perioda předešlých několika cyklů sluneční činnosti dosáhla jen 10,8 roku.)

H. Antia a S. Basu uvedli, že zatímco délka 23. cyklu počítaná z variace výskytu slunečních skvrn vychází na 12,6 roku, helioseismologické údaje z projektů GONG a MIDI dávají podstatně kratší periodu jen 11,7 roku. Tento rozpor souvisí s tím, že rychlost rotace Slunce na rozhraních 22./23. a 23./24. cyklu se výrazně lišila.

J. Haighová aj. zjistili z měření aparatury SIM v pásmu 0,2 – 2,4 μm na družici SORCE, že od dubna 2004 klesalo ultrafialové záření Slunce zhruba pětkrát rychleji, než vyplývá z dosavadní zkušenosti s průběhem sluneční činnosti po maximu cyklu. Tento deficit byl zčásti vyrovnán růstem slunečního záření v optickém oblasti spektra. Jde však o další důkaz, že Slunce se v poslední fázi 23. cyklu chovalo neobvykle.

P. Conlon a P. Gallagher popsali vznik sluneční aktivní oblasti AR 10956 na základě stereoskopických a třírozměrných pozorování kamerou MDI SOHO a sondami STEREO v extrémní ultrafialové oblasti spektra. Zachytili tak poprvé, jaký vliv má vynořující se magnetické pole na topologii siločar i celkovou magnetickou energii aktivní oblasti. M. Temmer aj. využili souběžných pozorování tří koronálních výtrysků (CME - angl. coronal mass ejection) sondami STEREO a družicí RHESSI s kadencí snímků po 2,5 min k proměření rychlosti a zrychlení CME v blízkosti slunečního povrchu. Zjistil tak, že výtrysky se nejvíce urychlují ve vzdálenostech do 0,4 R☉ od slunečního povrchu a nabývají nejvyšší rychlosti ve vzdálenostech do 2,1 R☉ od povrchu Slunce. Evidentně souvisely se slunečními erupcemi z 3. 6. i 31. 12. 2007 a dále z 25. 3. 2008.

Mimochodem, na zpracování bohatých dat o sluneční činnosti ze sond STEREO A i . se podílejí také počítačoví dobrovolníci. Zhruba 50 snímků pořízených denně zpracovává na 10 tis. dobrovolníků s cílem předpovědět příchod slunečních magnetických poruch k Zemi. Zatím se daří předvídat bouře s chybou ±12 h, ale zkušenosti nabývané s tímto zpracováváním údajů umožní tuto chybu ještě zmenšit.

J. Chae aj. získali kratičkými expozicemi s kadencí 0,035 s vynikající údaje o průběhu magnetické rekonexe v klidné sluneční chromosféře během 12 minut dne 26. 8. 2009. Využili k tomu nového slunečního teleskopu NST o průměru zrcadla 1,6 m na observatoři Big Bear v Kalifornii, jenž byl uveden do chodu v dubnu 2009. Na záběrech s rozlišením 0,1′ v čáře H-α je dobře vidět, jak se úlomky magnetických siločar s opačnou polaritou navzájem ruší.

S. Rifai Habbal aj. využili červených a infračervených snímků pořízených při úplných zatměních Slunce 29. 3. 2006 a 1. 8. 2008 a zpracovaných metodou M. Druckmüllera k objevu, že protuberance pozorované nad okrajem slunečního disku jsou obaleny horkým plazmatem o teplotě až 2 MK ve zkroucených magnetických strukturách. Existence těchto obalů (angl. shrouds) byla předvídána modelovými výpočty již počátkem 70. let minulého století, ale pozorovatelé je nedokázali odlišit od tzv. dutin (angl. cavities), které se v optickém oboru jeví jako tmavé. Teprve nynější měření v mnoha spektrálních oborech sahající od povrchu Slunce až do vzdálenosti 2 R☉ umožnilo oba jevy jasně rozlišit.

V r. 2010 se odehrálo úplné sluneční zatmění 11. července, jehož pás totality procházel převážně jižními oblastmi Tichého oceánu, takže zasáhl jen některé ostrovy ve Francouzské Polynézii, Velikonoční ostrov a Patagonii v Jižní Americe. Přesto se díky výtečnému počasí podařilo řadě expedicí získat opět vynikající záběry sluneční koróny, které po zpracování moderními matematickými postupy vyvinutými M. a H. Druckmüllerovými předčí svou kvalitou i snímky z umělých družic či kosmických sond.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

2.1.1. Tranzitující exoplanety

L. Hebb aj. zjistili, že tranzitující exoplaneta typu Jupiter (1,3 Rj; 1,2 Mj) u hvězdy WASP-19 v souhvězdí Plachet (12 mag; sp. G8 V; teplota 5,5 kK; rotační per 10,5 d; metalicita Z = 0,1; vzdálenost 250 pc; 0,9 R☉; 0,95 M☉; 0,7 L☉; stáří 600 mil. let) má zatím nejkratší oběžnou dobu 19 h a při výstřednosti e = 0,005 obíhá kolem hvězdy v průměrné vzdálenosti 2,5 mil. km. Je tedy ohřáta na velmi vysokou teplotu a nepochybně se po spirále blíží k mateřské hvězdě, kterou přitom přenosem hmoty roztáčí na vyšší obrátky. Je zcela jisté, že v astronomicky dohledné době se exoplaneta rozplyne v žáru mateřské hvězdy.

D. Anderson aj. objevili extrémně řídkou tranzitující exoplanetu s hustotou jen 13 % hustoty vody (o řád nižší než Jupiter) u hvězdy WASP-17 (Sco; 12 mag; sp. F6 V; 6,6 kK; 300 pc; 1,4 R☉; 1,2 M☉). Exoplaneta o hmotnosti 0,5 Mj a poloměru 2 Rj má teplotu 1,6 kK. Jde o první známou planetu, která obíhá kolem mateřské hvězdy retrográdně (sklon vůči rotační ose hvězdy je 167°) po téměř kruhové dráze (e = 0,03) v periodě 3,74 d ve vzdálenosti 7,7 mil. km. Je zřetelně nafouklá jak vlivem silného ozáření mateřskou hvězdou tak slapovým ohřevem jejího nitra. D. Bayliss aj. potvrdili retrográdní dráhu pozorováním pomocí spektrografu u 6,5m teleskopu Magellan na Las Campanas, a dále zjistili, že exoplaneta prodělala migraci vůči mateřské hvězdě.

D. Queloz aj. pozorovali pomocí spektrografu HARPS ESO a kamery Eulerova 1,2m dalekohledu na La Silla transit exoplanety, která obíhá kolem mateřské hvězdy WASP-8 (Scl; poloha 2359-3502; 10 mag; G8 V; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 0,8 L☉; 5,6 kK; Z = 0,17; 87 pc; stáří 4 Gpc). Hvězda je jasnější složkou velmi široké (rozteč 4,8′) dvojhvězdy (průvodce o teplotě 3,7 kK je hvězdou 15 mag ve vzdálenosti 600 AU od primární složky). Na základě měření radiálních rychlostí i fotometrie z let 2006-8 odvodili poloměr 1,0 R☉ a hmotnost exoplanety 2,2 Mj jakož i délku velké poloosy oběžné dráhy 12 mil. km při výstřednosti 0,31. Překvapením je sklon rotační osy exoplanety 123° vůči normále k oběžné rovině, což znamená, že exoplaneta obíhá kolem hvězdy retrográdně. To může nejspíš souviset s podvojností hvězd a následným složitým dynamickým vývojem celé soustavy

Podobně J. Winn aj. odhalili retrográdní dráhy exoplanety o relativně nízké hmotnosti (0,08 Mj = 26 Mz) a poloměru (0,4 Rj = 4,7 Rz) u hvězdy HAT-P-11 (10 mag; sp. K4 V; 0,75 R☉; 0,8 M☉; 0,3 L☉; Z = 0,3; rotační per 29 d; 38 pc; stáří 6,5 Gr), kolem níž exoplaneta obíhá po výstředné (0,2) dráze s velkou poloosou 8 mil. km v periodě 4,9 d. K tomu jim pomohlo pozorování Rositterova-McLaughlinova efektu v profilech spektrálních čar pozorovaných spektrografem HIRES u Keckova desetimetru během tranzitů exoplanety přes hvězdný disk. Dostali tak totiž sklon rotační osy exoplanety k normále oběžné dráhy 103°, což docela připomíná sklon rotační osy Uranu vůči ekliptice.

S. Vogt aj. oznámili objev tří exoplanet u blízké hvězdy slunečního typu 61 Vir (5,5 mag; sp. G5 V, 5,6 kK; rotační per. 29 d; Z = -0,02; 8,6 pc; 0,9 R☉; 0,95 M☉; 0,85 L☉; stáří 6,5 mld. let), kterou sledovali po dobu 16 let fotometricky a téměř 5 let měřili změny její radiální rychlosti. Exoplanety obíhají kolem mateřské hvězdy v drahách o poloosách 0,05; 0,22 a 0,48 AU a výstřednostech 0,12; 0,14 a 0,35 v periodách 4,2; 38 a 124 dnů a mají po řadě minimální hmotnosti 5, 18 a 23 Mz.

J. Southworth aj. úmyslně rozostřovali dánský 1,5m teleskop na La Silla a italský Cassiniho 1,5m dalekohled na observatoři v Loianu při sledování světelné křivky tranzitů u hvězdy WASP-2. Při 120s expozicích pokrývaly obrazy hvězdy tisíce pixelů zobrazovacího čipu, což umožnilo zmenšit střední chybu měření jasnosti na 0,4 milimagnitudy. Odtud odvodili pro exoplanetu doprovázející hvězdu WASP-2 zlepšené parametry 1,0 Rj; 0,85 Mj a povrchovou teplotu 1,3 kK.

G. Gébrard aj. pozorovali ve dnech 13./14. ledna 2010 pomocí kamery IRAC SST tranzit exoplanety u hvězdy HD 80606 (UMa, 9 mag; G5 V; 1,0 R☉; 1,0 M☉; 58 pc). Souběžně byla hvězda monitorována spektroskopicky pomocí spektrografu SOPHIE na observatoři OHP ve Francii. Jde patrně o vůbec nejdelší tranzit (11,9 h) kdy zjištěný, protože nastává u exoplanety s oběžnou dobou plných 111,4 d. Tranzit přitom začal o 20.min dříve, než nabízela tehdejší efemerida. Jelikož zákryt exoplanety hvězdou trvá jen 1,85 h, je zřejmé, že exoplaneta obíhá po dráze o největší známé výstřednosti mezi exoplanetami (e = 0,93!) při délce velké poloosy 0,45 AU. To znamená, že v periastru se ke hvězdě přibližuje na pouhých 4,5 mil. km, kdy se rozpaluje na 1,5 kK, zatímco v apastru se vzdaluje na 0,88 AU, což má za následek velmi proměnný ohřev jejího povrchu. Navíc je její rotační osa skloněná o 42° ke kolmici k oběžné rovině, což zvyšuje rozkmit sezónních změn teploty na obou polokoulích. Exoplaneta je stejně velká jako Jupiter, ale má 4krát větší hmotnost a hustotu srovnatelnou se Zemí!

H. Deeg aj. nalezli tranzitující obří exoplanetu u hvězdy CoRoT-9 (Ser; 13,7 mag; G3 V; 5,6 kK; 460 pc; 0,9 Ro; 1,0 M☉; Z = -0,01), která kolem ní obíhá po dráze o poloose 0,4 AU a výstřednosti 0,1 v periodě 95 d, takže její teplota se pohybuje v rozmezí 250 – 430 K. Exoplaneta má poloměr 1,05 Rj a hmotnost 0,84 Mj, takže její střední hustota je srovnatelná s hustotou vody. Trvání tranzitu přesahuje 8 h.

R. Barnes aj., D. Valencia aj. a A. Lanza aj. ukázali, že kolem hvězdy CoRoT-7 (Mon; 12 mag; G9 V; 5,3 kK; 0,9 R☉; 0,9 M☉; rotační per. 23,5 d; Z = 0,03; 150 pc) obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 2,55 mil. km a v periodě 20 h kamenná exoplaneta o poloměru 1,65 Rz a hmotnosti 5 Mz. Exoplaneta o hustotě srovnatelné se Zemí se vinou silných slapů od mateřské hvězdy ohřívá a současně brzdí, takže je prakticky jisté, že její povrch se neustále mění vinou mocného vulkanismu v daleko větším rozsahu, než jak to pozorujeme u Jupiterovy družice Io. Exoplaneta tak ztrácí každou sekundu zhruba 100 kt plynu. To znamená, že už asi nemá atmosféru z vodíku a hélia, jejíž životnost by nepřekročila 1 mil. roků. Možná, že jde o plynného obra s malým jádrem, jenž o svou plynovou slupku už z větší části přišel. Proto se L. Kaltenegger aj. domnívají, že povrch exoplanety pokrývá tekutý magmatický oceán, což by se dalo ověřit pomocí identifikace molekul SO2 v jejím spektru.

Vzápětí B. Jackson aj. odhalili u téže hvězdy druhou exoplanetu o hmotnosti 12 Mz, jež obíhá po slabě výstředné dráze ve vzdálenosti 6,8 mil. km v periodě 3,7 d. Po několika měsících oznámili A. Hatzes aj. že kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze o poloměru 12 mil. km ještě třetí exoplaneta o hmotnosti 17 Mz v periodě 9 d. Kupodivu je tento vysoce kompaktní planetární systém stabilní po dobu minimálně několika set milionů let. H. Bruntt aj. využili spektrografů HARPS na La Silla a UVES VLT na Paranalu ke zlepšení údajů o mateřské hvězdě, která rotuje extrémně pomalu (1,2 km/s), má metalicitu Z = 0,12 a její stáří se pohybuje v rozmezí 1,2 – 2,3 Gr. Pro hustotu prvně objevené exoplanety jím vyšla vysoké hodnota 7,2násobek hustoty vody. Družice CoRoT tak stihla do léta 2010 nalézt již celkem 15 exoplanet.

Podobně dopadá dle S. L. Li aj. také exoplaneta WASP-12b, která obíhá kolem mateřské hvězdy (Aur; 11,7 mag; sp. G0 V; vzdálenost 270 pc; 6,3 kK; 1,6 R☉; 1,35 M☉; Z = 0,3) v periodě 26 h po dráze o poloose 3,3 mil. km a výstřednosti 0,05, má hmotnost 1,4 Mj a je nafouklá na poloměr 1,8 Rj, takže její střední hustota představuje jen 33 % hustoty vody. Následkem ohřevu na teplotu 2,5 kK (!) a rozpínání ztrácí ročně 10-7 Mj své hmoty a bude pohlcena hvězdou během nejbližších 10 milionů let.

Do objevování exoplanet se dala s mimořádným úspěchem družice Kepler, vypuštěná NASA v březnu 2009. jež měří s vysokou přesností a opakovaně v krátkých intervalech změny jasnosti asi 156 tis. hvězd v souhvězdích Labutě a Lyry na ploše 105 čtv. stupňů s cílem odhalit tranzitující exoplanety. První výsledky přehlídky byly zveřejněny W. Boruckim aj. počátkem února 2010 a jsou více než obdivuhodné. Jednoznačné transity exoplanet přes kotoučky mateřských hvězd dokázala družice Kepler odhalit už za 6 týdnů od zahájení měření. První přesné parametry tranzitujících exoplanet u hvězd Kepler-4 až -7 poukázaly na obrovský potenciál této družice; ostatně v polovině r. 2010 už družice odhalila alespoň jednu exoplanetu u 306 mateřských hvězd. Kepler navíc získává výborné výsledky pomocí asteroseismologie řady hvězd a objevuje na běžícím pásu nejrůznější typy proměnných hvězd.

M. Holman aj. objevili v prvních soustavných údajích z družice Kepler dvě tranzitující exoplanety (délky tranzitů 3,8 a 4,1 h) a o poloměrech a hmotnostech srovnatelných se Saturnem (0,84 Rj; 0,25 Mj a 0,8 Rj; 0,17 Mj), jež obíhají kolem mateřské hvězdy Kepler-9 (1,1 R☉; 1,0 M☉; vzdálenost 700 pc) ve vzdálenostech 0,14 a 0,22 AU. Jejich oběžné doby 19,2 a 38,9 dne se však neustále mění, tj. bližší exoplaneta se urychluje o 4 minuty za každý oběh a druhá se naopak o 39 minut opožďuje, což svědčí o tom, že se obě exoplanety navzájem gravitačně významně ovlivňují (jde o učebnicovou ukázku problému tří těles v gravitační teorii). Autoři odtud usuzují, že nakonec se oběžné doby obou exoplanet ustálí v rezonanci 1:2. Po odečtení zmíněného ovlivňování pak zjistili, že v soustavě se zřejmě nachází ještě třetí exoplaneta o poloměru 1,5 Rz a hmotnosti <7 Mz, obíhající těsně u mateřské hvězdy v periodě 1,6 dne. Odhadli, že tato nejbližší exoplaneta má povrch rozpálený na 2,2 kK.

S. Poddaný aj. referovali o zřízení on-line databáze pro světelné křivky tranzitujících exoplanet (var2.astro.cz/ETD/index.php), která funguje péčí Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti od srpna 2008 a stala se v současné době mezinárodní referenční databází pro všechna fotometrická měření tranzitů. Čeští astronomové do ní přispívají neuvěřitelnou pětinou všech pozorování.

2.1.2. Objevy exoplanet z křivek radiálních rychlostí

J. Johnson aj. nalezli pomocí spektrografu HIRES u Keckova desetimetru 7 obřích exoplanet (>1 M☉; velké poloosy drah >1 AU) typu Jupiter u podobrů spektrální třídy A. Poloměry podobrů se pohybovaly v rozmezí 3,4 – 6,1 R☉; hmotnosti 1,1 – 1,9 M☉ a metalicity v pásmu -0,2 – +0,2. E. Bowler aj. měřili po dobu 5 let změny radiálních rychlostí 31 podobrů sp. tříd A a F s hmotnostmi 1,5 – 2,0 M☉ a zjistili, že 26 % hvězd zkoumaného vzorku má alespoň jednu exoplanetu o hmotnosti Jupiteru do vzdálenosti 3 AU od hvězdy. To je 3,7krát vyšší četnost než zastoupení exoplanet typu Jupiter u hvězd slunečního typu. Jinými slovy relativně nevýznamné zvýšení hmotnosti mateřské hvězdy výrazně zvyšuje pravděpodobnost výskytu obřích exoplanet v jejich okolí.

I. Han aj. vybrali pro změnu 55 jasných (< 5 mag) obrů sp. tříd K0-K4 a hledali mezi nimi metodou změn radiálních rychlostí potenciální exoplanety pomocí 1,8m reflektoru BOAO v Jižní Koreji. Uspěli v případě hvězdy γ1 Leo (2,3 mag; KO III; 4,5 kK; 180 L☉; 38 pc; 32 R☉; 1,2 M☉; Z = -0,5), kolem níž obíhá exoplaneta o minimální hmotnosti 9 Mj ve vzdálenosti 1,2 AU po dráze s výstředností 0,14 v periodě 1,17 roku.

A. Correia aj. využili přesných spektrometrů HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla a HIRES Keck na Mauna Kea k objevu další exoplanety u hvězdy GJ 876 (=IL Aqr; 10 mag; sp. M4 V; 3,4 kK; 0,4 R☉; 0,3 M☉; 13 mL☉; Z = 0,05; vzdálenost 4,7 pc), takže tato exoplanetární soustava obsahuje již dříve nalezené obří exoplanety o hmotnostech 0,8 a 2,6 Mj se sklony 48° a 49°, velkými poloosami 0,13 a 0,21 AU; v orbitální rezonanci 1:2 (periody 30,4 a 61,1 d), a nově exoplanetu o hmotnosti >6 Mz, obíhající mateřskou hvězdu po dráze o velké poloose 3,2 mil. km s oběžnou dobou 1,9 d a výstředností 0,13. Autoři též ukázali, že systém je dlouhodobě stabilní po dobu delší než 5 mld. let. Vzápětí E. Rivera aj. odvodili z více než dvanáctileté přehlídky exoplanet pomocí spektrografu HIRES/Keck parametry další exoplanety: hmotnost 15 Mz; oběžná doba 124 d, výstřednost dráhy 0,2. Autoři však dostali pro všechny exoplanety jiný sklon dráhy 60°. V každém případě jde o vůbec nejbližší cizí planetární soustavu, kterou známe, takže může do budoucna sloužit jako základ pro srovnávání s ostatními planetárními soustavami.

N. Haghighipour aj. využili téhož spektrografu k určení parametrů exoplanety, jež obíhá kolem hvězdy HIP 57050 (12 mag; M4 V; 3,2 kK; 0,4 R☉; 0,3 M☉; 0,01 L☉; rotační per. 98 d!; 11 pc; Z = 0,32). Zatímco hvězda se vyznačuje rekordní metalicitou ve slunečním okolí, exoplaneta o hmotnosti >0,3 Mj a teplotě 230 K překvapuje poklesem jasnosti hvězdy během tranzitu o plných 7 %. Kolem hvězdy obíhá po dráze o výstřednosti 0,3 a velké poloose 0,16 AU v periodě 41 d.

Neméně zajímavý objev pomocí spektrografu HARPS popsali J. Cabrera aj., když změřili křivku radiálních rychlostí pro hvězdu CoRoT-13 (15 mag; sp. G0 V; 6 kK; 1,0 R☉; 1,1 M☉; Z = 0; vzdálenost 1 kpc!; stáří 0,1 – 3,2 mld. r.). Odtud vyplynulo, že kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,05 AU od hvězdy a v periodě 4 d exoplaneta o hmotnosti 1,3 Mj, ale poloměru jen 0,9 Rj, tj. o střední hustotě 2,3krát vyšší než voda! To prakticky znamená, že exoplaneta má kamenné jádro o hmotnosti minimálně 140 Mz a maximálně dokonce 300 Mz - jde tedy o zatím nejhmotnější známou kamennou planetu ve vesmíru, která si ovšem přisvojila úctyhodně hmotnou plynnou obálku.

R. Dawson a D. Fabrycky nalezli přesnější metodou rozpletení oběžných period vícenásobné planetární soustavy kolem jasné hvězdy 55 Cnc (6 mag; G8 V; 5,4 kK; 1,15 R☉; 0,95 M☉; 12 pc; Z = 0,3; stáří 8 Gr), že v pořadí 4. objevená exoplaneta o hmotnosti >8 Mz obíhá kolem trpasličí hvězdy v rekordně krátké periodě 17,75 h. Potvrdili také, že první dvě objevené planety (c + d) mají oběžné doby v rezonanci 2 : 1.

B. McArthurová aj. pořizovali v rychlém sledu spektra jasné hvězdy ε And (= HD 9826; 4 mag; F8 V; 6,1 kK; 1,7 R☉; 1,3 M☉; 14 pc; Z = 0,1; 3 Gr) spektrografem HRS 9,2m teleskopu HET a doplnili je o starší záznamy radiálních rychlostí hvězdy z teleskopů FGS HST, 3m Lick, 2,7m HJS; 1,5m AFOE a ELODIE 1,9m OHP. Odtud nalezli revidované hmotnosti exoplanet c (14 Mj) a d (10 Mj). Pro exoplanety b, c, a d dostali po řadě oběžné periody 4,6 d, 241 d a 3,5 roku; velké poloosy drah 9 mil. km, 0,83 AU a 2,5 AU a výstřednosti 0,01; 0,24 a 0,32.

I. Boisse aj. uveřejnili údaje o jednom z prvních objevů exoplanety pomocí přehlídky superpřesným spektrografem SOPHIE, jenž se stal nástupcem ELODIE u francouzského 1,9m teleskopu OHP. Z měření radiálních rychlostí od října 2006 tak nalezli exoplanetu u hvězdy HD 109246 (9 mag; G0 V; 6 kK; 1 R☉; 1 M☉; Z = 0,1; vzdálenost 66 pc). Exoplaneta o hmotnosti >0,8 Mj obíhá kolem této hvězdy po mírně výstředné dráze (e = 0,1) o velké poloose 0,3 AU v periodě 68 d.

D. Ségransan aj. měří dlouhodobě pomocí spektrografu CORALIE u 1,2m Eulerova teleskopu na La Silla radiální rychlosti více než 1,6 tis. hvězd sp. tříd F8 - Ko z katalogu HIPPARCOS do vzdálenosti 50 pc s přesností lepší než 10 m/s. Zatím se jim podařilo objevit touto cestou přes 50 exoplanet.

V roce 2010 zveřejnili údaje o třech hvězdách, jež mají za průvodce obří exoplanety s oběžnou dobou přes 1 tis. dnů. V prvním případě hvězdy HD 147018 (TrA; 9 mag; G9 V; 5,4 kK; 0,9 M☉; Z = 0,1; 43 pc, stáří 12,6 Gr!) jde dokonce o dvě exoplanety, z nichž první o hmotnosti >2 Mj se nachází těsně u hvězdy, neboť obíhá po protáhlé (e = 0,47) dráze s oběžnou dobu jen 44 d a délkou velké poloosy 36 mil. km. Naproti tomu druhá exoplaneta o hmotnosti >7 Mj obíhá po dráze s velkou poloosou 1,9 AU a výstředností 0,13 v periodě 2,8 let. Další ze sledovaných hvězd HD 171238 (Sgr; 9 mag; G8 V; 5,5 kK; 0,9 M☉; 50 pc; Z = 0,2; stáří 5 Gr) má za průvodce exoplanetu s hmotností 4 Mj, jež obíhá kolem hvězdy po dráze o velké poloose 2,5 AU a výstřednosti 0,4 v periodě 4,2 let. Poslední ze zmíněné trojice HD 204313 (Cap; 8 mag; G5 V; 5,8 kK; 1,0 M☉; 47 pc; Z = 0,2; stáří 4 Gr) je doprovázena exoplanetou o hmotnosti 4 Mj, která obíhá kolem hvězdy po dráze o velké poloose 3,1 AU a výstřednosti 0,2 v periodě 5,3 roku.

T. Metcalfe aj. se věnují od r. 2007 sledování magnetické aktivity hvězd slunečního typu na jižní polokouli. Používají k tomu měření změn intenzity čar vápníku H a K podle metody vyvinuté už před několika desetiletími na Mt. Wilsonu. Odtud je všeobecně známo, že hvězdy slunečního typu mívají cykly aktivity s periodami 2,5 – 25 roků, jež souvisejí jednak s rychlostí rotace hvězdy, ale i s rozdíly v hmotnostech a stáří hvězd. Během zmíněné přehlídky objevili hvězdu ι Horologii (5 mag; F8 V; 17 pc) s dosud nejkratší známou periodou magnetické aktivity 1,6 roku. Hvězda je ovšem pozoruhodná i tím, že kolem ní obíhá exoplaneta o hmotnosti >2,2 Mj v periodě 311 d po dráze s velkou poloosou 0,9 AU, periastrem 0,7 Mj a výstředností dráhy 0,2. Není tedy příliš pravděpodobné, že by za extrémně krátkou periodu magnetické aktivity hvězdy mohla obří exoplaneta; spíše jde o závislost délky této periody na spektrální třídě.

M. Hermán-Obispo aj. sledovali po dobu několika roků pomocí teleskopů CAHA (2,2m; Almeria, Španělsko) a TNG (3,6m; La Palma) mladou (35 – 80 Mr) aktivní trpasličí hvězdu BD+20 1790 (sp. K5 V; 4,4 kK; 0,7 R☉; 0,6 M☉; 0,2 L☉; 25 pc; Z = 0,3) která se vyznačuje jak proměnným výskytem skvrn ve fotosféře, tak protuberancemi a chromosférickými erupcemi, navzdory tomu, že rotuje pomalu (>10 km/s). Přitom však objevili kolísání její radiální rychlosti s poloviční amplitudou 1 km/s jakož i periodické kolísání jasnosti hvězdy ve dvou barevných filtrech. I když značná část těchto variací souvisí se zmíněnou aktivitou mladé hvězdy, podařilo se jim v těchto údajích objevit periodu 7,8 dnů, kterou lze dobře vysvětlit výskytem hmotné (>6 Mj) exoplanety, obíhající kolem mateřské hvězdy po mírně výstředné (e = 0,1) dráze o velké poloose 10 mil. km.

Projekt autorů nebyl ovšem zaměřen na důkaz existence exoplanety, protože všechny hvězdy, u nichž byly objeveny exoplanety metodou kolísání radiálních rychlostí, jsou starší než 1 mld. let, takže jejich hvězdná aktivita se dostatečně zmírnila, aby neohrozila věrohodnost identifikace exoplanet. Výskyt této hmotné a těsné exoplanety se navíc projevuje zvýšením aktivity mateřské hvězdy, takže jde v podstatě o jedinečný objev. Jak totiž ukázali K. Poppenhaegerová aj., kteří zkoumali 72 blízkých hvězd s exoplanetemi, ani v jednom případě nezjistili, že by exoplaneta ovlivňovala magnetickou aktivitu své hvězdy.

E. Snellen aj. získali pomocí spektrografu CRIRES VLT ESO sérii 51 infračervených spekter hvězdy HD 209458 (Peg, 7,6 mag; G0 V; 1,1 M☉; 47 pc), kolem níž obíhá v periodě 3,5 d exoplaneta o poloměru 1.3 Rj a hmotnosti 0,6 Mj na téměř kruhové dráze s poloměrem 6,75 mil. km. Tato jedinečná exoplaneta byla objevena nejprve metodou radiálních rychlostí a posléze potvrzená také díky tranzitům v trvání 3,2 h. V čarách CO v atmosféře exoplanety se podařilo pozorovat Dopplerovy posuvy, které odpovídaly proměnné projekci oběžné rychlosti exoplanety (140 km/s) do směru zorného paprsku, ale též rychlostem zonálních větrů, jež nepřetržitě vanou mezi osvětlenou a temnou polokoulí exoplanety.

J. Linsky aj. pořídili spektra exoplanety v různých fázích pomocí spektrografu COS HST a ukázali, že ultrafialové čáry C II a Si III během tranzitů vždy zeslábly. Exoplaneta totiž zakrývá 8 % plochy disku mateřské hvězdy. Exoplaneta je výrazně nafouklá vinou blízkosti k mateřské hvězdě, která její povrch ohřívá na 1,1 kK, přičemž podle zmíněné spektroskopie ztrácí hmotu tempem 300 tis. t/s, což dává exoplanetě vzhled obří komety s chvostem. Navzdory tomu lze spočítat, že se exoplaneta zcela vypaří teprve za bilión let! J. Beaulieu aj. objevili pomocí SST během tranzitu exoplanety v její atmosféře vodní páru, jež se podílí 1,5 % na celkové hmotnosti atmosféry. Jak patrno, jde tedy o exoplanetu s vhodnými prekurzory života, podobně jako se to už dříve podařilo zjistit u exoplanety HD 189733b v souhvězdí Lištičky.

G. Fritz Benedict aj. určovali parametry dvou substelárních objektů (b + c) u hvězdy HD 38529 (6 mag; G4 IV; 5,7 kK; rotační perioda 32 d; vzdálenost 40 pc; 2,4 R☉; 1,5 M☉; Z = 0,3; stáří 3,3 Gr) pomocí měření její křivky radiální rychlostí obřím 9,2m teleskopem HET v Texasu po dobu 11 let a dále astrometrií pointerem FGS HST. Exoplaneta b o hmotnosti >0,85 Mj obíhá kolem hvězdy po eliptické dráze s poloosou 0,13 AU a výstředností 0,25 v periodě 14 d. Hnědý trpaslík c má hmotnost >18 Mj a obíhá kolem hvězdy po protáhlé dráze s velkou poloosou 3,7 AU a výstředností 0,36 v periodě 5,8 let.

S. Vogt aj. sledovali po dobu 11 let radiální rychlosti blízké trpasličí hvězdy Gl 581 (Lib; 10,5 mag; sp. M3 V; 3,5 kK; 0,3 R☉; 0,3 M☉; Z = -0,3; 6 pc; stáří ±9 mld. r.) pomocí spektrografu HIRES Keckova 10m teleskopu a v kombinaci s již publikovanými měřeními spektrografu HARPS z observatoře ESO La Silla potvrdili existenci již dříve objevených exoplanet s oběžnými dobami 5,4; 12,9; 3,15 a 67 d. Navíc však našli v křivce radiálních rychlostí hvězdy známky existence 5. exoplanety Gl 581f s hmotností >7 Mz, jež kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 0,76 AU v periodě 433 d. Uvedli, že se v soustavě vyskytuje ještě šestá exoplaneta Gl 581g s hmotností >3 Mz obíhající kolem hvězdy ve vzdálenosti 0,15 AU v periodě 37 d. V tom případě by šlo o první exoplanetu terestrického typu nacházející se v ekosféře hvězdy, protože její rovnovážná teplota by činila asi 230 K. Z toho vyvodili optimistický odhad, že Mléčná dráha oplývá planetami zemského typu, jež se nacházejí v ekosférách dlouhožijících trpasličích hvězd hlavní posloupnosti. Naneštěstí F. Pepe aj., kteří se podíleli na měřeních u spektrografu HARPS, existenci planety Gl 581g nepotvrdili; jde zřejmě o výpočetní artefakt méně přesných měření spektrografu HIRES.

Přesto se zastánci možného výskytu životodárné exoplanety v této soustavě ještě nevzdávají. R. Woodsworth aj. a P. von Paris aj. uveřejnili nezávislé studie, naznačující, že exoplaneta Gl 581d se nachází na vnějším okraji ekosféry. Jejich modelové výpočty naznačují, že za předpokladu >5 % zastoupení CO2 v její atmosféře by teplota na povrchu této nadZemě (>5,6 Mz; kruhová dráha o poloměru 0,22 AU; oběžná doba 67 d) překročila hodnotu 273 K.

2.1.3. Astrometrie a interferometrie exoplanet a hnědých trpaslíků

V r. 2009 oznámili S. Pravdo a S. Shaklan, že z astrometrie hvězdy získali důkazy o existenci exoplanety s hmotností 6 Mj, která obíhá kolem hvězdy VB 10 (Aql; 19,5 mag; M8 V; 2,8 kK; 5,7 pc; 0,1 R☉; 0,075 M☉) v periodě 0,74 roku. Jenže J. Bean aj. nyní měřili radiální rychlost hvězdy, jejíž hmotnost se pohybuje těsně kolem hranice mezi hvězdami a hnědými trpaslíky, pomocí spektrografu CRIRES VLT ESO a nenašli žádnou proměnnost během 0,6 roku měření, čímž je existence exoplanety vyvrácena.

Jak uvedli R. Heller aj., dosud jediným známým zákrytovým systémem hnědých trpaslíků je objekt 2MASS J0535-0546, jehož složky kolem sebe obíhají po dráze s velkou poloosou 4,8 mil. km a výstředností 0,32 v periodě 9,8 d. Primární složka o hmotnosti 0,057 M☉ a poloměru 0,7 R☉ je přitom nepatrně chladnější (2,7 kK) než složka sekundární (0,037 M☉; 0,5 R☉; 2,8 kK). Svítivost složek činí po řadě 9.1024 W a 7.1024 W a zatímco primár má rotační periodu 3,3 d, tak sekundár rotuje v periodě 14 d. Autoři odhadli stáří soustavy na 1 mil. roků. Jenže vzápětí K. Allers aj. odhalili pomocí Keckova 10m vybaveného adaptivní optikou pár mladých hnědých trpaslíků SDSS J2249+0044 AB (vzdálenost 54 pc) s úhlovou roztečí složek 0,3′ (lineární rozteč >17 AU) o hmotnostech 0,03 a 0,02 M☉ se spektry L3 a L5. Stáří soustavy odhadli na 100 mil. roků.

V tomto odstavci bych se chtěl ještě zmínit o ojedinělém objevu exoplanety zkoumáním variací minim zákrytové dvojhvězdy QS Vir (15 mag; sp. DA + M3 V; 0,01 R☉ + 0,4 R☉; 0,8 + 0,4 M☉; 14 + 3 kK; vzdálenost 48 pc). Z těchto parametrů vyplývá, že jde o kataklyzmickou dvojhvězdu, jejíž hmotnější složkou je bílý trpaslík a jeho průvodcem hvězda hlavní posloupnosti. Obě složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 840 tis. km v periodě 3,5 h. Jde o tzv. přezimující kataklyzmickou dvojhvězdu, protože červený trpaslík na hlavní posloupnosti v současné době vyplňuje svůj Rocheův lalok. Nicméně oběžná perioda kolísá a odtud se podařilo spočítat, že kolem dvojhvězdy obíhá exoplaneta o hmotnosti >6 Mj ve vzdálenosti 4 AU a v periodě 8 roků. Nepochybně je podobných případů více, takže studium kolísání period velmi těsných dvojhvězd nabývá tímto objevem příležitost, jak rozvinout další dosti účinnou metodu objevování exoplanet.

2.1.4. Zobrazování hnědých trpaslíků a exoplanet

A. Lagrange aj. a S. Quanz aj. zobrazili pomocí aparatury NACO VLT ESO na snímcích známé hvězdy s prachovým diskem β Pictoris (A5 V; 1,75 M☉; 9 L☉; 19 pc; stáří 10 mil. r.), pořízených v letech 2003 a 2009 vždy v listopadu, exoplanetu o hmotnosti 9 Mj ve vzdálenosti 8 – 15 AU od hvězdy, tj. s oběžnou periodou 17 – 33 let. Bez ohledu na nejistotu obou hodnot je zřejmé, že exoplaneta se nalézá za tzv. sněžnou čarou, tj. voda se tam vyskytuje jen v podobě amorfního nebo krystalického ledu. Prachový disk zobrazovaný na infračervených snímcích okolí hvězdy však sahá až do vzdáleností stovek AU.

D. Lafrenićre aj. našli u mladičkého (stáří 5 mil. let) analogu Slunce 1RXS J1609-2105 v hvězdné asociaci horního Štíra (vzdálenost 145 pc) průvodce o hmotnosti 8 Mj v úhlové vzdálenosti 2,2′, tj. v lineární vzdálenosti 330 AU, který se prozradil společným vlastním pohybem s mateřskou hvězdou a také vysokou povrchovou teplotou 1,8 kK. Zdá se téměř neuvěřitelné, že tak hmotný objekt mohl vzniknout v tak velké vzdálenosti od mateřské hvězdy. Autoři zároveň konstatovali, že v okolí hvězdy v rozmezí 50 – 440 AU se žádné další těleso s hmotností 1 – 8 Mj nenachází.

E. Serabyn aj. zaclonili 5,1m zrcadlo Haleovy observatoře na Mt. Palomaru na průměr 1,5 m a docílili tak difrakčního zobrazení poloh tří exoplanet u hvězdy HR 8799 (Peg; 6 mag; A5 V; 7,4 kK; 1,3 R☉; 1,5 M☉; Z = -0,5; 39 pc; stáří 100 Mr), které byly poprvé pozorovány Keckovým desetimetrem v září 2008. Exoplanety měly v infračerveném pásmu K 13 – 14 mag a tento úspěch dává naději pro podobná zobrazení také dalších exoplanet úhlově dostatečně vzdálených od svých mateřských hvězd.

C. Marois aj. ostatně pokračovali v zobrazování exoplanet v této velmi mladé soustavě pomocí infračervené kamery Keckova teleskopu II i v letech 2009-10, kdy se jim podařilo objevit u této hvězdy navíc čtvrtou exoplanetu (e) o hmotnosti 7 – 10 Mj, jež obíhá v periodě přibližně 50 let ve vzdálenosti 14,5 AU od hvězdy, tj. v úhlové vzdálenosti 0,37′. Její zářivý výkon v infračerveném pásmu dosahuje 2.10-5 L☉. Zmínění autoři dále určili rozmezí pásu planetek v této podivuhodné soustavě od 6 do 15 AU a vnitřní hranici vnějšího chladného disku na 90 AU. Halo jemných částic pak sahá až do vzdálenosti 1 tis. AU od hvězdy. Poměry vzdáleností čtyř obřích planet se podobají týmž poměrům v naší Sluneční soustavě pro obří planety od Jupiteru až po Neptun, ale měřítko soustavy v Pegasovi je zhruba dvojnásobné. Tak např. sněhová čára ve Sluneční soustavě se nachází ve vzdálenosti 2,7 AU od Slunce, kdežto u HR 8799 je odsunuta až k 6 AU. Morfologii soustavy HR 8799 nedokáže vysvětlit žádná ze stávajících domněnek o původu planet, takže máme před očima kabinetní ukázku toho, jak jsou naše pokusy objasnit nečekanou pestrost exoplanetárního světa v Galaxii zatím velmi kusé.

C. Thalmann aj. využili 8,1m japonského teleskopu Subaru k přímému zobrazení průvodce pozdního trpaslíka GJ 758 (dG9; 0,9 R☉; 1,0 M☉; 15 pc), který kolem trpaslíka obíhá v úhlové vzdálenosti 1,9′, tj. ve vzdálenosti >29 AU. Hmotnost průvodce s infračervenou jasností H = 19,3 mag odhadli na 10 – 40 Mj, takže jde buď o obří exoplanetu, anebo spíše hnědého trpaslíka. Jelikož jeho teplota činí zhruba 500 K (teplota na osvětlené straně Merkuru dosahuje 700 K), jde o zatím nejchladnějšího známého průvodce hvězdy slunečního typu. I když většina parametrů není příliš přesná, autoři odhadují, že jde o hnědého trpaslíka sp. třídy T9, který obíhá kolem hvězdy po eliptické dráze s poloosou 55 AU a výstředností dráhy 0,7 v periodě 290 let. Kromě toho se autorům zdařilo zahlédnout alespoň v jednom případě dalšího průvodce (H = 18,5 mag) v úhlové vzdálenosti 1,2′ (lineární vzdálenost >19 AU.

B. Billerová aj. snímkovali pomocí infračerveného zobrazovače NICI u 8,1m teleskopu Gemini-S bezprostřední okolí proměnné hvězdy PZ Tel (sp. K0 V; 1,25 M☉; 52 pc; stáří 12 Mr), jež je členem pohybové skupiny u hvězdy β Pictoris. Ve filtrech JHK tak odhalili na snímku z dubna 2009 substelárního průvodce v úhlové vzdálenosti 0,4′, tj. v minimální lineární vzdálenosti 16 AU od hvězdy. Týž objekt se jim podařilo zobrazit na kontrolním snímku z května 2010 a odtud prokázali jednak jeho společný vlastní pohyb s hvězdou, a dále zřetelný oběžný pohyb kolem hvězdy. Odtud odvodili spektrální třídu průvodce M7 (2,7 kK) a jeho hmotnost 36 Mj. Oběžná dráha je vysoce excentrická (>0,6) s délkou velké poloosy kolem 20 AU a oběžnou periodou zhruba 80 let. Tyto parametry odpovídají mladému hnědému trpaslíku, jenž se může stát prototypem pro srovnávání pozorování s modelovými výpočty pro tuto třídu substelárních objektů.

E. Artigau aj. objevili pomocí srovnání údajů z katalogů DENIS a 2MASS opomenutého osamělého hnědého trpaslíka v poloze J0817-6155, jenž má infračervenou jasnost J = 13,6 mag a spektrální třídu T6. Jelikož je vzdálen jen 5 pc od Slunce, patří mezi nejbližší hnědé trpaslíky střední sp. třídy T, takže může sloužit k podrobnějšímu studiu jako kalibrační objekt této skupiny substelárních objektů.

K. Todorov aj. využili kamery WFPC2 HST k objevu průvodce hnědého trpaslíka 2MASS J0441+2301 (Tau; 20 Mj), jenž má se zmíněným trpaslíkem shodný vlastní pohyb. Průvodce o hmotnosti 5 – 10 Mj je od trpaslíka úhlově vzdálen o 0,1′; tj. minimálně 15 AU. Celý pár je zřejmě mladší než 1 mil. roků, takže vznikl nejspíš současně z gravitačních nestabilit v zárodečném chuchvalci prachu a plynu. Autoři pak díky adaptivní optice u 8m teleskopu Gemini-N nalezli ve vzdálenosti 12′ od zmíněného páru další pár s roztečí 0,2′, takže ve skutečnosti jde pravděpodobně o hierarchickou čtyřnásobnou soustavu.

B. Burnigham aj. objevili porovnáním přehlídek UKIDSS LAS a SDSS 7, že objekty J1416+13 AB mají shodný vlastní pohyb, takže se nacházejí ve vzdálenosti nanejvýš 15 pc od Slunce. Z infračervené spektroskopie pomocí SST pak vyplynulo, že primární složka spektrální třídy L7 má hmotnost 75 Mj, teplotu 1,5 kK, vysokou hodnotu logaritmu gravitačního zrychlení 5,5 a nízkou metalicitu. Sekundární složka je hnědým trpaslíkem sp. třídy T7.5p o hmotnosti 30 Mj, teplotě 500 K, log g = 5 a metalicitě Z = -0,3. Soustava je stará 10 mld. let a vzájemná vzdálenost složek činí minimálně 45 AU.

T. Robinson aj. se domnívají, že tak jako kosmické sondy ve Sluneční soustavě dokázaly zachytit zrcátkové odrazy slunečního světla od hladiny světových oceánů, anebo od hladiny jezera Kraken Mare Saturnovy družice Titan, bylo by možné objevit tato „prasátka“ od exoplanetárních oceánů ve fázi, kdy je osvětlen srpek oceánské exoplanety při pohledu ze Země. V příznivých případech se totiž může krátkodobě zvýšit jasnost exoplanety až na dvojnásobek standardní hodnoty. K tomu cíli by ovšem musel být budoucí kosmický teleskop JWST doplněn o vzdálené stínítko, jež by odclonilo svit mateřské hvězdy.

2.1.5. Atmosféry exoplanet a hnědých trpaslíků

M. Janson aj. pořídili infračervené spektrum exoplanety HR 8799c (1,3 Rj; 7 Mj), vzdálené 38 AU od své mateřské hvězdy po více než 5h expozici spektrografem NACO VLT ESO. Odtud odvodili teplotu povrchu exoplanety 1,1 kK, ale spektrum samo neodpovídá žádnému z běžně užívaných modelů atmosfér pro exoplanety, což nejspíš nasvědčuje výskytu rozsáhlé a neprůhledné oblačnosti.

M. Swain aj. využili spektrografu u 3m teleskopu IRTF na Mauna Kea k pořízení blízkého infračerveného spektra osvětlené polokoule známé exoplanety HD 189733b (1,1 Mj), jež obíhá v periodě 2,2 d kolem trpasličí hvězdy V452 Vul (10 mag; K2 V; 0,75 R☉; 0,26 L☉; 0,8 M☉; Z = 0; 20 pc; stáří >600 Mr) po kruhové dráze s poloměrem 4,6 mil. km. V tomto případě našli spíše nesoulad s modely exoplanetárních atmosfér; prokázali však fluorescenční záření molekul methanu. M. Line aj. ukázali, že atmosféra této exoplanety umožňuje studovat chování molekul methanu, CO2, CO a vody při vysokých teplotách. A. Lecavelier des Etangs aj. pozorovali tři tranzity exoplanety pomocí spektrografu ACS HST a zjistili ze změn hloubky čáry Ly-α, že exoplaneta za sebou vleče „kometární chvost“ neutrálního vodíku, takže ztrácí hmotu tempem 10 kt/s. Jde teprve o druhý případ potvrzeného vypařování atmosféry exoplanety (tím prvním je exoplaneta HD 209458b - viz odst. 2.1.2.).

E. Agol aj. pozorovali jasnost i infračervené spektrum soustavy během 14 tranzitů a zákrytů exoplanety pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST). Zatímco hloubka poklesu jasnosti během tranzitu kolísá, není příliš velký rozdíl teplot mezi denní a noční stranou exoplanety. Podle těchto měření se v této soustavě nenachází žádná další blízká exoplaneta s hmotností >20 % hmotnosti Marsu. Pozorovaná exoplaneta je asi 6x menší než mateřská hvězda a obíhá ve vzdálenosti 9x větší, než činí poloměr mateřské hvězdy. Také M. Hrudková aj. potvrdili, že v soustavě není žádná další exoplaneta s hmotností nanejvýš 1 Mz, která by byla v rezonanci oběžných dob s pozorovanou exoplanetou. Autoři ukázali na základě proměření 12 tranzitů v letech 2007-2008 pomocí 2,6m teleskopu NOT a 4,2m WHT na ostrově La Palma, že exoplaneta HD 189733b má poloměr 1,14 Rj a tranzity trvají 1,8 h. R. Fares aj. zjišťovali, zda exoplaneta neovlivňuje s ohledem na svou těsnost a kvůli měřitelnému toroidálnímu magnetickému poli hvězdy její magnetosféru. Žádný projev případné interakce nenašli, takže aktivita hvězdy je podobně jako u Slunce ovlivněna diferenciální rotací povrchu hvězdy, která je nejrychlejší na rovníku (rotační perioda 11,9 d) a podstatně pomalejší na pólech (16,5 d).

L. Fosatti aj. pořizovali pomocí spektrografu COS HST ultrafialová spektra exosféry silně ozařované exoplanety u hvězdy WASP-12. Exoplaneta o poloměru 1,8 Rj se nachází uvnitř Rocheova laloku o poloměru 2,4 Rj a obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 26 h. Vinou blízkosti k mateřské hvězdě a silných slapů je atmosféra exoplanety rozžhavená natolik, že je nafouklá až k hranici Rocheova laloku, takže plyn z ní proudí přes Langrangeův bod a dopadá nakonec na hvězdu. Autorům se podařilo doložit výskyt atomů Na, Sn, Mn a iontů Y II, Sc II, Sc II, Mn II, Al II, V II a Mg II v exosféře exoplanety. Odtud lze usoudit, že v těchto pro nás exotických podmínkách je plyn obřích exoplanet promícháván daleko mocněji, než v atmosférách obřích planet Sluneční soustavy.

K. Stevenson aj. sledovali vzhled atmosféry „horkého Neptunu“ (4,2 Rz; 23 Mz; hustota 1,7násobek vody) obíhajícího kolem hvězdy GJ 436 (M2.5 V; 10 pc; 0,46 R☉; 0,45 M☉; Z = -0,03) pozorováním tranzitů a zatmění exoplanety pomocí SST. Exoplaneta obíhá kolem hvězdy, která je současně rentgenovým zdrojem se zářivým výkonem řádu 100 EW, v periodě 2,6 d ve vzdálenosti 4,3 mil. km. Ačkoliv modely atmosfér předvídají významné zastoupení methanu, žádné stopy po něm nenalezli. Methanu je tedy v atmosféře exoplanety alespoň o 5 řádů méně než plynného CO, kterého je naopak nadbytek. Spektrograf SST tam dále zaznamenal stopy vodní páry a CO2.

E. Agol aj. objevili díky SST atmosférickou emisi v infračerveném spektru tranzitující exoplanety TrES-2 (1,2 Rj; 1,3 Mj) odečtením spektra hvězdy během zákrytu exoplanety od spektra soustavy během tranzitu. Exoplaneta obíhá kolem své mateřské hvězdy (11 mag; 1,0 R☉; 1,0 M☉) po kruhové dráze v periodě 2,5 d. Spojité spektrum odpovídá teplotě 1,5 kK, avšak teplota s výškou nad povrchem exoplanety patrně stoupá.

J. Bean aj. využili spektrografu FORS2 VLT ESO k pořízení transmisních spekter hvězdy, jejíž světlo prochází během tranzitů atmosférou exoplanety o poloměru 2,6 Rz a hmotnosti 6,5 Mz obíhající v těsné blízkosti (2 mil. km) trpasličí hvězdy GJ 1214 (Oph; 0,2 R☉; 0,16 M☉; 13 pc) v periodě 1,6 d. Střední hustota exoplanety činí jen 1,9násobek hustoty vody, z čehož nepřímo vyplývá, že jde o vodní exoplanetu s povrchovou teplotou <500 K. Spektra skutečně prokázala, že v atmosféře exoplanety se nacházejí opticky tlustá vodní mračna, popřípadě vodní pára, zatímco pod povrchem kamenné exoplanety mohou být oceány tekuté vody.

Podobně A. Burgasser ukázali pomocí spektrografu FIRE 6,5m teleskopu Magellan, že hustá oblačnost se vyskytuje i v atmosférách chladných hnědých trpaslíků. Proměřili spektrum tehdy nejchladnějšího (650 K) známého hnědého trpaslíka Ross 458C (sp. T8;<0,011 M☉; stáří 150 – 800 Mr) a ukázali, že jeho průběh odpovídá silně zamračené obloze. K podobnému závěru vedla také spektroskopie dalších mladých hnědých trpaslíků SDSS 1416+1348 sp. třídy T7.5 a ULAS J1335+1130 (sp. T9; teplota 595 K. Zdá se tedy, že výskyt mračen, jež efektivně ochlazují povrch tělesa, je u nejchladnějších mladých hnědých trpaslíků typický.

R. King aj. využili okolnosti, že dvojice hnědých trpaslíků ε Ind Ba+Bb (R ≈ 20,6 + 22,4 mag) je ze všech známých hnědých trpaslíků nejblíže ke Slunci (3,6 pc) a proto využili špičkových aparatur FORS2 a NACO VLT ESO k podrobnému proměření jejich fyzikálních vlastností pomocí vícepásmové fotometrie a optické i infračervené spektroskopie. Ve spektrech obou složek našli pásy molekul methanu, vodní páry, H2 a CO; dále též absorpční čáry K I a Na I. Jejich spektrální klasifikace tak vychází po řadě na T0.5 a T6 pro složky Ba a Bb. Odtud obdrželi jejich efektivní teploty 1,3 kK a 0,9 kK; logaritmy tíhové zrychlení na povrchu 5,25 a 5,50; svítivosti 0,50 mL☉ a 0,02 mL☉; metalicitu Z ≈ -0,2 i stáří celé soustavy 4 Gr, vesměs v uspokojivé shodě s nejnovějšími modelovými výpočty. Odtud též vyplývá souhrnná hmotnost páru hnědých trpaslíků 120 Mj, z čehož na složku Ba připadá necelých 70 Mj a na složku Bb něco přes 50 Mj. Obě složky mají týž poloměr 0,08 R☉. Pár trpaslíků je vzdálen 1,5 kAU od hvězdy ε Ind A (K4.5 V), vyznačující se velkým vlastním pohybem 4,7′/r. Jak autoři uvedli, tím se tato dvojice stává dobrým standardem pro odvozování fyzikálních parametrů všech ostatních známých hnědých trpaslíků.

2.1.6. Objevy exoplanet pomocí gravitačních mikročoček

J. Janczaková aj. našli exoplanetu o hmotnosti 74 Mz v podobě „zoubku“ na světelné křivce gravitační mikročočky MOA-08-BLG-310L o hmotnosti 0,7 M☉. Exoplaneta obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 1,25 AU a celá soustava je od nás vzdálena >6 kpc, takže jde o objekt ve výduti Galaxie. V takových vzdálenostech se exoplanety nedají jinou metodou, než pomocí mikročoček, vůbec najít.

D. Bennett aj. dokázali, že kolem mikročočky OGLE-2006-BLG-109L o hmotnosti 0,5 M☉ obíhají přinejmenším dvě exoplanety o hmotnostech 230 a 90 Mz, přičemž druhá z nich obíhá kolem hvězdy po dráze s výstředností 0,15.

T. Sumi aj. odhalili při rozboru světelné křivky gravitační mikročočky OGLE-2007-BLG368Lb (Sco; 6 kpc), že čočkující hvězda o hmotnosti 0,64 M☉ má za průvodce exoplanetu o hmotnosti 20 Mz, jež kolem ní obíhá ve vzdálenosti 3,3 AU, tj. až za příslušnou sněhovou čarou, kde už neexistuje voda v kapalném stavu. Jelikož jde už o 4. případ „studeného Neptunu“ za sněhovou čarou, jenž byl objeven touto metodou, lze odtud usoudit, že za sněhovou čarou jsou u trpasličích hvězd třikrát četnější „neptuni“ než „jupiteři“.

A. Gould aj. odvodili z rozboru výskytu obřích exoplanet ve 13 úkazech gravitačních mikročoček z let 2005-2008, že tato metoda nejsnáze objeví obří exoplanety vzdálené 2,5 AU od mateřské hvězdy s typickou hmotností 0,5 M☉. Ze statistiky dále vyplývá, že exoplanet typu Jupiter je v Galaxii více, než se dosud odhadovalo, a že ledoví obři typu Uran/Neptun jsou četnější než plynoví obří typu Jupiter/Saturn, kteří se většinou nacházejí uvnitř sněhové čáry své mateřské hvězdy. Pokud exoplanety migrují směrem ke hvězdě, je jejich životnost silně omezená. Nicméně obří exoplanety objevované metodou gravitačních mikročoček nejspíš ke hvězdám nemigrují vůbec.

2.1.7. Souhrnné studie exoplanet a hnědých trpaslíků

Během rozšířené infračervené přehlídky hnědých trpaslíků CFBDSIR pomocí 3,6 m teleskopu CFHT na Mauna Kea hledají P. Delorme aj. chladné (<650 K) substelární objekty v zorném poli o ploše 66 čtv. stupňů. Zatím se jim podařilo odhalit 55 hnědých trpaslíků sp. třídy T, přičemž tři nejchladnější mají spektrum pozdnější než T8, tj. jejich teplota se pohybuje v rozmezí 550 – 600 K. Autoři odhadli, že po dokončení projektu stoupne počet hnědých trpaslíků třídy >T8 až na 15 objektů.

H. Abt ukázal, že prakticky všechny dosud objevené extrasolární planety i hnědí trpaslíci vznikli souběžně s mateřskými hvězdami prostě proto, že smršťující se oblak plynu měl tak velký moment hybnosti, že se rozpadl na více zárodků různé hmotnosti. Svědčí o tom skutečnost, že hvězdám s nízkou metalicitou chybějí hvězdní průvodci s krátkou oběžnou dobou. U těchto hvězd se totiž objevují i hnědí trpaslíci nebo exoplanety jen zcela vzácně. Nepotvrdila se však původní statistika, že hnědých trpaslíků je obecně velmi málo; uvažovalo se dokonce o „poušti hnědých trpaslíků“.

Podle Abta šlo o výběrový efekt; nyní už je zřejmé, že tzv. funkce hmotnosti hvězd a substelárních objektů nemá u hmotnosti 0,08 M☉ žádný zlom. Pokračuje naprosto plynule, tj. prostorová četnost hvězdných trpaslíků je vyšší než červených trpaslíků pozdní spektrální třídy M a ještě více je obřích plynných exoplanet a dokonce i kamenných (terestrických) exoplanet. Krátkoperiodickými exoplanetami se však vyznačují teprve později vznikající hvězdy s metalicitou blízkou sluneční, nebo vyšší. Naproti tomu planety Sluneční soustavy vznikly shlukováním planetesimál v plynoprachovém disku kolem Praslunce. Objevy takto vzniklých exoplanet jsou však technicky mnohem obtížnější, takže v dosud objevených stovkách exoplanet se vyskytují zřídka.

A. Howard aj. využili spektrografu HIRES Keckova 10m teleskopu k hledání exoplanet u 166 blízkých (<25 pc) hvězd slunečního typu. Potvrdili tak Abtův závěr o plynulém růstu funkce hmotnosti pro exoplanety s klesající hmotností. Když se omezili na četnost exoplanet ve vzdálenostech do 0,25 AU od mateřské hvězdy, tak jim vyšlo, že do této vzdálenosti má obří planety typu Jupiter jen 1,6 % hvězd, ale 6,5 % hvězd doprovázejí exoplanety typu Neptun a 12 % hvězd má za průvodce nadZemě o hmotnostech 3 – 10 Mz. Extrapolací těchto údajů dospěli k závěru, že 23 % hvězd slunečního typu by mělo mít exoplanety s hmotnostmi 0,6 – 2,0 Mz. V této souvislosti upozornili G. Macijewski aj. na vynikající možnost, jak zjemnit vyhledávání exoplanet z variací oběžných dob již objevených tranzitujících exoplanet, protože za tyto variace může vzájemné gravitační působení s dosud nerozpoznanými exoplanetami.

B. Zuckermann aj. zjistili pomocí spektrografu HIRES, že exoplanety se vyskytují také v okolí bílých trpaslíků, čili mohou přežít předchozí vývojovou fázi červených obrů. Usoudili na to ze skutečnosti, že ve spektrech 40 bílých trpaslíků vzdálených <20 pc od Slunce našli kontaminaci jejich atmosfér tvořených převážně vodíkem a héliem čarami osmi těžších prvků. Podle názoru autorů získali tyto prvky během fáze chladnutí bílého trpaslíka v průběhu nějakých 200 milionů let, a to z planetek, které se vlivem poruch s mateřským bílým trpaslíkem srazily.

Autoři tak potvrdili závěry teoretických výpočtů M. Jury a S. Xu, kteří ukázali, že planetky v okolí červených obrů si mohou ve svém nitru zachovat vodu v podobě ledu, popřípadě podpovrchových jezer tekuté vody, která se po pádu planetek na následně vzniklé bílé trpaslíky vypaří a v atmosféře těchto trpaslíků pak pozorujeme silné čáry kyslíku. Také vodíku v atmosféře stárnoucích bílých trpaslíků přibývá, neboť akrece planetek na povrch těchto kompaktních hvězd plynule pokračuje. Připomínají, že největší planetka hlavního pásu - trpasličí planeta Ceres - má střední hustotu jen 2,1násobek hustoty vody. To znamená, že čtvrtinu hmotnosti Ceresu tvoří voda a Ceres sám představuje čtvrtinu hmotnosti celého pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Jestliže mají planetky hlavního pásu v průměru >6 % vody, nabývá tím na vážnosti domněnka, že akrecí planetek v období těžkého bombardování získala Země své oceány.

Ostatně J. Setiawanovi aj. se podařilo objevit pomocí spektrografu 2,2m teleskopu MPI a ESO exoplanetu u hvězdy HIP 13044. Jde o obří exoplanetu s hmotností >1,2 Mj, obíhající kolem mateřské hvězdy v periodě 16,2 d na dráze s velkou poloosou o délce 18 mil. km a výstředností e = 0,25. Pomocí spektrografu FEROS VLT ESO pak prokázali, že mateřská hvězda patří do vodorovné větve obrů a vyniká extrémně nízkou metalicitou Z = -2,1. To znamená, že hvězda už prošla stádiem červeného obra (RGB - red giant branch), a obří planeta to přežila, ačkoliv se nyní v periastru opakovaně přibližuje ke hvězdě na vzdálenost pouhých 13,5 mil. km. Extrémně nízká metalicita hvězdy navíc svědčí o tom, že tento pár vznikl před minimálně 7 mld. let v satelitní galaxii Mléčné dráhy, která byla posléze naší Galaxií pohlcena.

L. Kaltenegger aj. upozornili, že to jsou právě tranzitující exoplanety, které se ideálně hodí pro studium planetárních atmosfér a případné objevy biomarkerů (čar a pásů sloučenin nutných pro život, resp. vznikajících působením živých organismů). Dokonce je myslitelné, že život bude nejprve prokázán na přirozených družicích exoplanet, protože ty budou sice slapově zbrzděny vůči mateřské exoplanetě, ale to nikterak neomezuje jejich otáčení vůči mateřské hvězdě. Autoři dále soudí, že největší naději na nalezení obydlitelných exoplanet, resp. exodružic (exoměsíců), máme u trpasličích hvězd pozdních spektrálních tříd K a M, protože jejich ekosféry mají kvůli nízkému zářivému výkonu hvězdy malé rozměry a tím stoupá pravděpodobnost, že budeme moci pozorovat tranzity exoplanet a exoměsíců v ekosféře.

Podle S. Martina a A. Boothe se k vyhledávání biomarkerů CO2, O3 a H2O nejlépe hodí střední infračervené pásmo 10 – 20 μm, kde je nepoměr svítivosti mateřské hvězdy a exoplanety pouze 106:1. Taková pozorování jsou možná jedině z kosmického prostoru, protože úhlová rozteč mezi hvězdou a exoplanetou bude vždy menší než 0,2′. Ideálním přístrojem pro taková měření je tzv. nulovací interferometr, jenž dokáže světlo mateřské hvězdy téměř úplně zablokovat. Zatím se ale používá pouze v pozemní verzi u Keckových teleskopů na Mauna Kea. Plánované využití těchto interferometrů na družicích odložily obě klíčové kosmické agentury (NASA i ESA) na neurčito.

R. Kopparapu a R. Barnes se zabývali rozborem stability ekosfér (habitable zones) pro osamělé hvězdy s exoplanetou, která případně zpočátku obíhala kolem hvězdy po výstředné dráze. Z modelových výpočtů pro exoplanety s hmotnostmi 1 Mz, 10 Mz a 1 Mj zjistili, že oblasti stability mají charakter fraktálů. Z dosud známých hvězd s exoplanetou jsou na tom relativně nejlépe exoplanety u hvězd ρ CrB, HD 164922, GJ 674 a HD 7924, ale ani jedna z nich v současné době na nositelku života nevypadá.

P. Arras a A. Socrates upozornili na závažné důsledky asynchronní rotace obřích exoplanet typu Jupiter vůči mateřské hvězdě v případě, že exoplaneta obíhá po protáhlé dráze a má kapalný povrch. Vlivem změn ve vzdálenosti exoplanety od hvězd se kapalina střídavě ohřívá a chladne a následkem toho vzniká kvadrupólový moment, jenž se vektorově sčítá s gravitačními slapy. Efekt je nejvýraznější pro exoplanety s oběžnými dobami v rozmezí 1 – 50 d a způsobuje, že takové exoplanety jsou i uvnitř rozžhavené. Je také daleko významnější, než u exoplanet s tuhým povrchem.

A. Triaud aj. zjistili na základě rozboru parametrů 27 exoplanet, že více než polovina z nich má dráhy výrazně skloněné vůči rovníku rotujících mateřských hvězd a některé z nich obíhají kolmo k rovině rovníku svých hvězd či dokonce v protisměru. Autoři soudí, že jde o přirozený následek požadavku soustředit při vzniku hvězdy z chuchvalce mezihvězdného mračna co nejvíce materiálu v jeho těžišti a naopak odnést přebytečný moment hybnosti co nejdále od těžiště. To je důvod, proč jsou vznikající hvězdy obklopeny plochým protoplanetárním diskem, což jinými slovy znamená, že při tvorbě planetárních soustav se navzájem vyhodí ze sedla dobrá polovina hmotných exoplanet s velkými sklony a při těchto manévrech vezmou za své všechny méně hmotné kamenné („terestrické“) exoplanety. Sluneční planetární soustava je z toho důvodu spíše vzácnou anomálií, protože obří i terestrické planety zde obíhají vesměs prográdně a přibližně v rovině slunečního rovníku (sklon rovníku Slunce k ekliptice činí jen 7°).

Také naše Země je podle D. Spiegela aj. velmi výjimečná, protože má téměř kruhovou dráhu, což pro terestrické exoplanety nejspíš bude velmi vzácné. Výstřednost zemské dráhy e dlouhodobě jen nepatrně kolísá v rozmezí 0,00 – 0,06 a podobně stabilní je i sklon její rotační osy k ekliptice v intervalu 22,1 – 24,5°. Navzdory této stabilitě víme od čtyřicátých let minulého století zásluhou M. Milankoviče, že i toto relativně malé kolísání dráhových elementů zemské dráhy, k nimž patří ještě stáčení přísluní a precese, dochází k poměrně výrazným výkyvům klimatu.

Z téhož důvodu dosud není zcela vyřešen paradox mladého Slunce, spočívající ve skutečnosti, že podle modelů vývoje hvězd slunečního typu byl zářivý výkon (svítivost) mladého Slunce asi o třetinu nižší než dnes, a tento výkon se plynule zvyšoval až na současnou hodnotu 3,8.1026 W. Jelikož se Země od počátku své existence nacházela v dnešní vzdálenosti od Slunce a její povrch z větší části pokrývají oceány, hrozilo Zemi nebezpečí, že při výkyvech klimatu mohlo dojít ke globálnímu zalednění vinou vysokého albeda sněhu a ledu v porovnání s nízkým albedem tekuté vody. Zdá se, že Země unikla hrozbě globálního (a následkem toho trvalého) zalednění unikla právě jen díky relativně mírným následkům Milankovičových cyklů. Naproti tomu lze podle Spiegela aj. očekávat, že většina terestrických planet v ekosférách takové štěstí nemá, tj. Milankovičovy klimatické cykly jsou mnohem významnější. Na to je třeba brát ohled při odhadech, zda na takových exoplanetách byl, či dokonce právě je, možný život.

E. Nielsen a L. Close se pokusili najít vzdálené obří exoplanety u 118 hvězd sp. tříd F, G, K, M pomocí kontrastního zobrazování aparaturou NACO VLT ESO a dále pomocí velkých teleskopů MMT a Gemini-S. Zjistili pouze, že ve vzdálenostech >65 AU od mateřských hvězd se žádné takové exoplanety nevyskytují.

A. Moro-Martín aj. využili skvělých měření ve středním infračerveném pásmu získaných Spitzerovým kosmickým teleskopem k objevu pásů planetesimál u čtyř hvězd (HR 8799 a HD 82943, 128311, 202206), z nichž každá má alespoň dvě exoplanety. Svědčí to opět o mimořádné pestrosti konfigurací planetárních systémů, jak o tom svědčí onen příval objevů, který mimochodem hrozí zahltit i Žeň objevů (v mých podkladech pro tuto kapitolu za r. 2010 mám přes 250 výpisků). Koncem r. 2010 dosáhl počet potvrzených exoplanet magické hranice 500 objektů a výzkumem exoplanet se zabývá více než tisíc astronomů. V současné době jde zřejmě o nejdynamičtěji se rozvíjející obor astronomie, kterému se ještě před 20 lety věnovalo (tehdy bezúspěšně) asi půltuctu astronomů...

2.2. Vznik hvězd a prahvězdy

K tomu, aby mohly v raném vesmíru vznikat hvězdy, je potřebí, aby horký mezihvězdný plyn se ochladil na teplotu ≈200 K a umožnil tak hustším chuchvalcům začít gravitační hroucení. Hvězdy jsou totiž minimálně o 20 řádů (stotriliónkrát!) hustší než nejhustší partie mezihvězdných mračen, takže zahuštění na hvězdnou hustotu není rozhodně snadné. Už skoro půl století astrofyzikové vědí, že nejúčinnějším chladivem jsou molekuly vodíku (H2), ale teprve nyní H. Kreckel aj. uskutečnili experimenty, při nichž změřili účinné průřezy vzniku molekul vodíku v podmínkách napodobujících raný vesmír. Zmenšili tak o řád nejistotu v odhadu hmotnosti vzniku hvězd I. generace (populace III) a dostali tak výsledky ve výborné shodě se současnými pozorování nadhvězd ve vzdáleném vesmíru (na těchto výzkumech se významně podílel M. Čížek aj. z MFF UK v Praze).

N. Murray aj. polemizovali s názorem, že k rozpadu obřích molekulových mračen (OMM) na hvězdy nejvíce přispívají výbuchy supernov, jelikož životnost OMM v oblastech překotné tvorby hvězd je kratší, než životnost i velmi hmotných hvězd na hlavní posloupnosti. Prozkoumali totiž vývojové fáze OMM v různých typech galaxií a zejména v oblastech překotné tvorby hvězd. Zjistili tak, že zejména v galaxiích, pro něž je překotná tvorba hvězd charakteristická (ultrasvítivé infračervené a submilimetrové galaxie), hraje nejvýznamnější úlohu při rozpadu OMM tlak záření od již existujících hvězd. Toto záření je pohlcováno a následně rozptylováno na zrníčkách mezihvězdného prachu. K rozpadu OMM dále přispívají i tlak ionizovaného vodíkového plynu a výtrysky z již vzniklých prahvězd. Autoři též ukázali, že tvorba hvězd z OMM je poměrně pomalá a nepříliš účinná, protože obecně se až dosud jen asi 5 % hmotnosti OMM přeměnilo na hvězdy.

Naproti tomu M. Guarcello aj. dospěli při zkoumání procesu tvorby hvězd v Orlí mlhovině (M16; „Sloupy stvoření“ na proslulém snímku HST) a v sousední obří hvězdokupě NGC 6611 (vzdálenost 1,75 kpc), že intenzivní tvorba hvězd v příslušném OMM výbuchem supernovy před 6 mil. lety započala. Výbuch odloupl z OMM slupku, v níž započala překotná tvorba hvězd před 3 mil. roků, jejíž těžiště se přesouvalo napříč celou oblastí až do doby před 300 tis. lety. Pokud byly prahvězdy příliš blízko (< 1 kpc) k nejhmotnějším hvězdám třídy O, tak přišly poměrně brzo o své akreční disky jejich vypařením vinou silného EUV záření horké hvězdy O. Ve větších vzdálenostech však převažuje záření FUV, které už nemá měřitelné fotodestruktivní účinky na akreční disky prahvězd,

Jak připomněl M. Begelman, v r. 1963 přišli F. Hoyle a W. Fowler s odvážným konceptem nadhvězd o hmotnostech >1 MM☉, které by podle autora mohly vznikat v raném vesmíru pouze za předpokladu, že tempo akrece plynu na nadhvězdy překročí 1 M☉/r. Pokud je tato podmínka splněna, může podle jeho modelových výpočtů vzniknout stabilní rotující nadhvězda, v jejímž nitru po krátkou dobu nanejvýš 2 mil. let vskutku probíhají termonukleární reakce, ale pak dojde k jejímu zhroucení na intermediální černou díru s hmotností 10 – 100 kM☉. Pokud by se existence takto hmotných nadhvězd prokázala, usnadnilo by to teoretikům vysvětlení, kde se v raném vesmíru berou černé veledíry o hmotnostech >1 mil M☉ - vznikají sléváním těchto intermediálních černých děr v centrech rodících se galaxií.

S. Komissarov a M. Barkov jsou však opatrnější, neboť soudí, že nadhvězdy I. generace mohou dosahovat hmotnosti nanejvýš 1 kM☉, a to jen díky své mimořádně rychlé rotaci, která brání předčasnému zhroucení nadhvězdy na intermediální černou díru. Během katastrofického gravitačního hroucení z nich po dobu řádu 10 ks vybíhají díky Blandfordovu-Znajekovu mechanismu úzce směrované výtrysky se zářivým výkonem až 1045 W, jež odnesou až 1047 J původní rotační energie nadhvězdy; centrální energetický motor funguje řádově den a maximum vyzařované energie spadá do tvrdého rentgenového pásma. Autoři odhadli, že za rok bychom mohli spatřit až desítky takových úkazů ve vzdáleném vesmíru.

T. Peters aj. řešili pomocí numerických simulací otázku, jak vlastně zejména v raném vesmíru nadhvězdy (>100 M☉) vznikají. Nadhvězdy sice žijí kosmologicky vzato velmi krátce, ale díky své mimořádné svítivosti je můžeme pozorovat v rekordních vzdálenostech. Nesporně také ovlivňují své daleké okolí a tím i vývoj celých galaxií, protože svým ultrafialovým záření ionizují mezihvězdný vodík a rozbíjejí interstelární molekuly. Při zániku hmotných hvězd výbuchem supernov se pak mezihvězdné prostředí významně obohacuje o astrofyzikální kovy, tj. chemické prvky počínaje uhlíkem a konče uranem.

Dnes se uvažují dva možné scénáře, jak z dostatečně hmotného molekulového mračna může taková hvězda vzniknout: buď se hustý chuchvalec mračna rovnou zhroutí na nadhvězdu, anebo si nejhmotnější prahvězda v souboru souběžně vznikajících hvězd nabere neúměrně velký podíl zárodečného chuchvalce postupnou akrecí. Výpočty ukázaly, že brzký rozpad chuchvalce na více zárodků spíše brání vzniku nadhvězdy popsanou akrecí, protože nejhmotnější hvězda doslova nemá z čeho brát vinou gravitačního apetýtu blízkých méně hmotných hvězdných družek, které pilně nabírají plyn ze svého okolí. Autoři však ukázali, jak ohřev zárodečného mračna zářením již vzniklých hvězd zvyšuje hodnotu tzv. Jeansovy hmotnosti, která je definována jako minimální hmotnost, při níž se může zárodečný chuchvalec v mračnu gravitačně zhroutit na hvězdu, což ve svém důsledku zabraňuje předčasnému rozpadu chuchvalce na menší zárodky.

Odtud vyplývá, že pro vznik nadhvězd se nejlépe hodí molekulová mračna s hierarchickou strukturou hustoty plynu, kde hraje ohřev zářením již vzniklých hvězd významnou úlohu pro zvyšování hodnoty Jeansovy hmotnosti. Jednotlivé nadhvězdy se pak utvářejí velmi rychle (zhruba během 100 tis. roků) akrecí z rovníkového disku, který bývá často pozorován u mladých velmi hmotných hvězd.

Modelování procesu je však složité, protože vznikající nadhvězda svým mocným zářením rozpouští okolní plynný materiál a tak si vlastně podřezává větev další akrece. Autoři ukázali, že zatímco dřívější jednorozměrné simulace těchto protichůdných tendencí fakticky vylučovaly existenci nadhvězd, které přitom nesporně pozorujeme, jejich trojrozměrné simulace prokazují, že v největších molekulových mračnech vznikají dokonce celá hnízda nadhvězd, v souladu s pozorováním. Dokladem správností těchto výpočtů se stal známý komplex Carina (NGC 3372) v naší Galaxii, jenž má rozměr kolem 20 pc a obsahuje řadu veleobrů spektrální třídy O s rekordními hmotnosti až 100 M☉. Autoři svými modely také podpořili názor, že hmotnost reálných nadhvězd je shora omezena hodnotou přibližně 150 M☉.

Podle B. Daviese aj. není dosud jednoznačně vyřešeno, ani jak vznikají hmotné hvězdy (>10 M☉) v současném vesmíru. Autorům se však podařilo pomocí systému adaptivní optiky ve spojení s obřím 8m teleskopem Gemini-N sledovat infračerveným spektrografem ALTAIR/NIFS pozorovat podrobnosti v obraze mladého stelárního objektu (YSO) W33A (Sgr; vzdálenost 3,7 kpc) a jeho reflexní mlhoviny. Podařilo se jim zmapovat rozložení čar H I i H2 jakož i CO, takže odtud se vynořil jedinečný trojrozměrný obraz objektu, v jehož centru se nachází prahvězda před vstupem na hlavní posloupnost o hmotnosti >10 M☉, obklopená rotujícím akrečním diskem a vnější chladnější obálkou o hmotnosti ≈15 M☉. Kolmo k těmto strukturám se pozorují dva úzké protisměrné výtrysky, odnášející přebytečný moment hybnosti, a dále širší vějíř výtoku horkého plynu z prahvězdy. Na základě těchto pozorování autoři tvrdí, že i velmi hmotné hvězdy vznikají stejným způsobem jako hvězdy slunečního typu, tj. akrecí plynu ze zárodečného cirkumstelárního disku.

S. Kraus aj. zkoumali pomocí spektrálního interferometru AMBER VLTI ESO, SST a radioteleskopu APEX horký (2 kK) kompaktní prachový disk kolem hmotného (20 M☉) YSO IRAS 1348-6124 (Cen), jenž je od nás vzdálen 3,5 kpc. Disk má hlavní rozměry 13 × 19 AU a je zřejmě pozůstatkem akrečního disku, z něhož prahvězda vznikla. Stáří disku odhadli na 60 tis. let, avšak vinou silného hvězdného větru a tlaku záření prahvězdy se už další akrece zastavila a i tento disk se počne rozplývat. Jde tedy o další doklad shodného způsobu vzniku hvězd o vysokých i nízkých počátečních hmotnostech akrecí z disku.

D. Looper aj. pozorovali pomocí 6,5m Magellanova teleskopu v zakázaných čarách S, O a Mg silné výtoky plynu z velmi mladé (7 mil. let) málo hmotné (0,12 M☉) hvězdy TWA 30 (sp. M5), jež patří do hvězdné asociace kolem proměnné hvězdy TW Hya, vzdálené od nás 42 pc. Z pozorování zjistili, že pozorujeme akreční disk kolem hvězdy téměř zboku, a že osa rotace hvězdy je vůči němu šikmo skloněna. Odtud odvodili vývojový scénář, v němž se z OMM vydělil zárodek prahvězdy, jenž se gravitačně smršťoval po dobu 200 tis. let, načež se prahvězda rozsvítila a vyčistila své nejbližší okolí od padajícího plynu. Nabírá však dále hmotu z cirkumstelárního akrečního disku, což trvá zhruba 10 mil. roků, čili v této fázi ji pozorujeme. Jakmile akrece skončí, bude hvězda dále postupovat směrem ke hlavní posloupnosti a v této fázi mohou v jejím okolí vznikat terestrické planety.

C. Carrasco-Gonzáles aj. ukázali, že výtrysky v objektech YSO mají podobný původ jako výtrysky pozorované v okolí černých veleděr v jádrech galaxií typu AGN i hvězdných černých děr (mikrokvasarů). Ve všech těchto případech jde o difuzní rázové urychlování v šroubovicovém magnetickém poli. Autoři využili k důkazu anténní soustavy VLA k zevrubnému pozorování prahvězdy YSO IRAS 1816-2048 (Sgr; 1,7 kpc), jenž má hmotnost 10 M☉ a zářivý výkon 17 kL☉, a přitom docela slabé magnetické pole o indukci 20 nT.

S. Dzib aj. využili radiointerferometru VLBA k trigonometrickému určení vzdálenosti dvojhvězdy EC95 (Ser; primární složka je Herbigova hvězda Ae/Be a sekundár je mladá nízkohmotná proměnná hvězda typu T Tau (414 pc), což je vzdálenost o 37 % vyšší, než dosud udávaná hodnota odhadnutá z velikosti mezihvězdné extinkce. Po této opravě vychází hmotnosti primární složky 4,5 M☉ a sekundární složka překonává primární složku v rádiové a rentgenové jasnosti, což svědčí o výskytu silnějšího magnetického pole a netepelných procesech vyzařování. To je pro mladé hvězdy nízkých hmotností zřejmě typické.

Podle D. Kumara a B. Anandaraoa je známá mlhovina M8 (Laguna; vzdálenost 1,25 kpc) a její blízké okolí doslova kolébkou hmotných prahvězd. Autoři využili infračervených snímků mlhoviny pomocí kamery IRAC SST k důkazu, že překotná tvorba hvězd tam probíhá v 7 kompaktních oblastech v oblasti o celkovém úhlovém rozměru 42′ × 32′. V úhlové vzdálenosti 15′ od Laguny se nachází známá mlhovinka „Hodinové sklíčko“, jež je ionizována horkou hvězdou sp. třídy O7.5 V; poblíž jsou i další tři hvězdy sp. tříd O4 -O7.5. Stáří těchto objektů nepřesahuje 2 mil. roků.

G. de Marchi aj. využili spektrofotometrie HST ke sledování 133 mladých hvězd v okolí pozůstatku po supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Medián jejich stáří činí 13,5 mil. r. Zkoumané hvězdy nabírají hmotu ze svých akrečních disků rychlostí 3.10-8 M☉/r, ale pozorování současně ukazuje, že intenzivní ultrafialové záření blízkých hmotných hvězd tyto disky rychle rozpouští.

Hydrodynamické modelování tvorby velmi hmotných hvězd R. Kuiperem aj. prokázalo, že akrece na prahvězdu z cirkumstelárního disku obchází problém předčasného rozfouknutí prahvězdy tlakem záření (v r. 1924 stanovil A. Eddington tuto mez na maximálně 120 M☉), takže tímto způsobem mohou vznikat i dnes nadhvězdy o hmotnostech až 140 M☉. To též přímo vyplývá z práce P. Crowthera aj., kteří studovali Wolfovy-Rayetovy hvězdy bohaté na vodík v mladých otevřených hvězdokupách NGC 3603 (Car; 7,6 kpc) a R136 v mlhovině Tarantule (30 Dor) ve Velkém Magellanově mračnu. Využili k tomu archivních spekter z HST a VLT a dostali tak pro tyto hvězdy v NGC 3603 průměrné efektivní teploty 42 kK a v R136 dokonce 53 kK.

Všechny takto pozorované hvězdy ztrácejí hmotu intenzívním hvězdným větrem tempem až 5.10-5 M☉ v souladu s teorií, z níž pak vyplývá, že zmíněné hvězdy jsou staré asi 1,5 mil. r., takže jejich původní hmotnosti dosahovaly až 170 M☉ pro NGC 3603 a 320 M☉ pro R136. Pomocí fotometrie s adaptivní optikou rozlišili ve svítivém jádru R136 nadhvězdu R136a1 o zářivém výkonu 9 ML☉ (!), čemuž odpovídá hmotnost 265 M☉, tedy vysoko nad Eddingtonovou mezí. Kromě toho se jim podařilo rozlišit v jejím okolí ještě tři nadhvězdy o hmotnostech 135 – 195 M☉. Nelze ještě úplně vyloučit, že ve skutečnosti pozorovali nerozlišené těsné dvojhvězdy, což by zmíněné hodnoty snížilo pro jednu složku až na polovinu, ale i tak by šlo o extrémně hmotné hvězdy. Autoři však uvádějí silné argumenty proti dvojhvězdné povaze těchto hvězdných bumbrlíčků.

Pokud jde o spektroskopické těsné dvojhvězdy, hmotnosti jejichž složek se dají určit přímo, vede podle M. De Beckera aj. primární složka dvojhvězdy HD 15558 (Cas; sp. O5.5 III; oběžná per. 1,2 r; e = 0,4)) v mladé hvězdokupě IC 1805 (vzdálenost 2,3 kpc). Z křivky radiálních rychlostí totiž vyplývá hmotnost primární složky 150 M☉, i když tato hodnota je zatížena chybou ±50 M☉.

A. Zavagnová aj. využili prvních údajů z Herschelova kosmického dalekohledu k důkazu, že v raném vesmíru vznikalo minimálně o řád více hvězd za jednotku času, než dnes. Nicméně i dnes se ještě ve vesmíru tvoří nadhvězdy, ve shodě se závěry práce T. Peterse aj. Podle G. Illingworthe aj. vznikalo ve vesmíru nejvíce hvězd až 2,5 mld. let po velkém třesku. Svůj závěr opírají o statistické údaje o změnách tempa vzniku hvězd na základě hlubokých expozic pomocí dvou kamer instalovaných na HST, tj. ACS (500 h souhrnných expozic) a ještě výkonnější WFC3 (48 h expozic), které zobrazily i galaxie s kosmologických červeným posuvem z ≈ 8 (650 mil. let po velkém třesku).

Na opačném konci funkce hmotnosti pro hvězdy jsou objekty, které se za hvězdy kvalifikují jen doslova s odřenými zády. Podle současné definice jsou plnohodnotnými hvězdami jen plynné objekty, v jejichž nitru se zažehla termonukleární reakce, což podle novějších výpočtů dokáží jen objekty s minimální hmotností >0,75 M☉. Pod touto hranicí jde buď o hnědé trpaslíky, nebo obří (plynné) planety.

Hranice mezi červenými a hnědými trpaslíky i obřími planetami je však hodně mlhavá, jak nedávno ukázali K. Todorov aj., když zkoumali pomocí HST a teleskopu Gemini-N dvojici 2M J0441+2301, skládající se z hnědého trpaslíka o hmotnosti 20 Mj a obří exoplanety o hmotnosti 7 Mj. Stáří soustavy je totiž jen 1 mil. let a v její blízkosti se nachází další pár, složený z červeného trpaslíka třídy M, doprovázeného hnědým trpaslíkem. Autoři proto soudí, že celá čtveřice vznikla gravitačním zhroucením chuchvalce molekulového mračna prakticky naráz a z astrofyzikálního hlediska jde pak spíše o hvězdy než o hnědé trpaslíky a exoplanetu. Teprve podružná tělesa, jež se utvořila akrecí z cirkumstelárního disku, lze pak považovat za exoplanety.

2.3. Osamělé hvězdy

Po dlouhou dobu se jasná hvězda Vega (α Lyr; sp. A0 V; vzdálenost 7,7 pc) považovala za základní standard pro fyzikální i geometrické parametry hvězd, než se teprve r. 1994 přišlo na to, že rafinovanou shodou okolností jde o rychle rotující (240 km/s, což je 80 % rychlosti kritické) a následkem toho silně zploštělou hvězdu, která je navíc téměř přesně (sklon osy k zornému paprsku je jen 5°) natočena k Zemi svou polární osou, takže údaje získávané přímo z pozorování jsou nutně výrazně netypické. Vega je totiž na pólech o více než 2 tis. K teplejší než na rovníku a z pohledu pozorovatele měříme její největší (ekvatoreální) poloměr (2,8 R☉), kdežto polární poloměr činí jen 2,4 R☉.

J. Yoon aj. využili skvělého rozlišení interferometru NPOI Námořní observatoře USA k proměření tvaru Vegy na několika různě dlouhých základnách a odtud odvodili přesnější údaje o hmotnosti Vegy, která činí jen 2,16 M☉ a o její svítivosti (40 L☉). Odtud vyplývá její stáří pouze 450 mil. roků a překvapivě nízká metalicita -0,4, tj. zřetelně nižší než metalicita Slunce, ačkoliv Slunce je téměř přesně o řád starší. Podle základního chemického paradigmatu má metalicita později vzniklých hvězd výrazně vzrůstat, jelikož předešlé generace hvězd obohacují mezihvězdnou látku potřebnou pro vznik mladších hvězd o tzv. kovy. Autoři se proto domnívají, že dosavadní řazení Vegy k pohybové skupině hvězd kolem Castora (α Gem) nesedí; její nově určené chemické složení spíše naznačuje, že jde o hvězdu typu λ Boo. Tato skupina hvězd hlavní posloupnosti se vyznačuje rychlou rotací a nízkou metalicitou, ale příčina této anomálie není dosud objasněna.

E. Fitzpatrick využili ultrafialových spekter Vegy pořízených družicí IUE k určení základních parametrů její atmosféry. Vyšla jim střední efektivní teplota atmosféry 9,55 kK, logaritmus gravitačního zrychlení na povrchu 3,7; metalicita -0,5. Autoři také dokázali určit poměrné zastoupení 17 chemických prvků v atmosféře Vegy, tj. jak skupiny CNO, tak dalších lehkých prvků a dokonce i prvků skupiny železa. Tím potvrdili, že navzdory potvrzené velmi rychlé rotaci hvězdy souhlasí vlastnosti její atmosféry velmi dobře s moderními modely atmosfér hvězd třídy A0 a v tomto směru zůstává Vega dobrým jasným a blízkým standardem. Týž závěr vyslovili i G. Hill aj., kteří pořídili spektra Vegy v optickém oboru pomocí spektrografu 1,2m reflektoru observatoře DAO ve Victorii v Kanadě.

L. De Warf aj. se zabývali dlouhodobými cykly magnetické aktivity a rotační periodou sekundární složky trojhvězdy α Centauri (= HD 128621; 1,3 mag; sp. K1 V; 5,3 kK; 0,86 R☉; 0,50 L☉; 0,90 M☉), což je vůbec nejbližší soustava hvězd k našemu Slunci (1,35 pc), takže zkoumání všech tří složek lze uskutečnit s nejvyšší dosažitelnou přesností. Primární složka A a sekundární složka B kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 23 AU v periodě 79 let, zatímco třetí složka Proxima Centauri je od jejich společného těžiště vzdálena asi 13 tis. AU.

Není divu, že tato soustava je předmětem mnoha výzkumů, ale zmínění autoři se dostali zatím nejdále při určení přesných parametrů α Cen B díky tomu, že ji zkoumali pomocí řady kosmických aparatur, především družic ROSAT, Chandra, Newton, FUSE a IUE. Podařilo se jim tak zpřesnit jak hodnotu rotační periody složky B (36,2 d), tak střední periodu její magnetické aktivity (8,8 r) i stáří hvězdy 5,6 mld. let. Jde o dosud nejlepší data pro trpasličí hvězdu hlavní posloupnost spektrální třídy K. Odtud plyne, že jde o hvězdu se stabilním zářivým výkonem po dobu až třikrát delší, než přísluší Slunci, takže případné terestrické exoplanety by měly optimalní podmínky pro dlouhodobou prosperitu. Zatím však žádná exoplaneta v celé trojhvězdné soustavě prokázána nebyla.

M. Aurićre aj. objevili pomocí spektrometru NARVAL teleskopu TBL na Pic du Midi, že červený veleobr Betelgeuse (α Ori; sp. M2 Iab; 650 R☉; ≈15 M☉; vzdálenost ≈200 pc) má relativně silná lokální magnetická pole s indukcí řádu 0,1 mT, která vznikají ve velkých konvekčních buňkách sahajících až k povrchu veleobra. Jelikož Betelgeuse je potenciálním kandidátem na supernovu třídy II, má tento objev mimořádný význam pro pochopení mechanismu samotného výbuchu supernovy-kolapsaru. K výbuchu zřejmě dojde na časové stupnici desítek tisíc až milionu let, takže naši vzdálení potomci si užijí pohledu na supernovu jasnou téměř jako Měsíc v úplňku. Jinak jim ale ani v tomto výjimečném případě žádné nebezpečí následkem výbuchu nehrozí, protože supernova vzplane v dostatečné vzdálenosti od Sluneční soustavy.

A. Mérendovi aj. se podařilo pomocí infračerveného interferometru CHARA na Mt. Wilsonu změřit úhlový poloměr (0,003′) a křivku okrajového ztemnění červeného obra η Serpentis (3,3 mag; sp. K0 III-IV; 4,9 kK; 19 L☉; log g = 3,21; 2 M☉; rotační rychlost na rovníku 3 km/s; Z = -0,4; vzdálenost 19 pc). Jelikož hvězda má navíc dobrá asteroseismická data, je možné údaje o jejím poloměru (5,90 R☉) i okrajovém ztemnění podrobně porovnat s modely atmosfér červených obrů a souhlas teorie s pozorování je vynikající.

R. Nilsson aj. využili submilimetrového bolometru LABOCA APEX v poušti Atacama v Chile k hledání obdob Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKB) pro 22 potenciálních dostatečně blízkých hvězdných kandidátů na jižní obloze. Zkušenost totiž ukázala, že tyto pásy lze pozorovat na vlnové délce 0,87 mm, pro níž je zemská atmosféra ve velkých výškách s nízkým obsahem vodní páry prostupná. Známky výskytu prachových zrnek o daleko větších rozměrech (25 – 100 μm), než jsou zrnka interstelární, našli u 10 blízkých hvězd, ale v poměrně malé vzdálenosti od nich (5 – 10 AU), zatímco v naší Sluneční soustavě je prach EKB soustředěn až ve vzdálenostech >100 AU.

A. Irrgang aj. určili parametry prchající hvězdy HIP 60350, která se vůči centru Galaxie pohybuje rychlostí 530 km/s, což představuje v její současné poloze rychlost mírně vyšší než únikovou. Hvězda spektrální třídy B má metalicitu vyšší než sluneční a zrodila se před 45 mil. lety ve vzdálenosti 6 kpc od centra Galaxie. Má efektivní teplotu 16 kK, poloměr 3 R☉, hmotnost 5 M☉, svítivost 2 kL☉. Rotuje na rovníku rychlostí >150 km/s.

W. Brown aj. měřili pomocí HST vlastní pohyby prchající hvězdy HE 0437-5439 (16,5 mag; sp. B; 23 kK; log g = 4,0; rovníková rotační rychlost >55 km/s) . Protože radiální rychlost hvězdy vůči Slunci je známa (723 km/s), mohli tak určit vektor její prostorové rychlosti, jenž míří od středu Galaxie, ačkoliv hvězda je v současné době vzdálena od centra 61 kpc a nachází se poblíž Velkého Magellanova mračna. Z toho by se sice dalo usoudit, že hvězda byla vymrštěna na svou hyperbolickou dráhy při těsném přiblížení k černé veledíře v jádře Galaxie v době, kdy byla složkou těsné dvojhvězdy. Potíž je však v tom, že cestovní čas z centra Galaxie do nynější vzdálenosti obnáší 100 mil. roků, ale hvězda sama má hmotnost 9 M☉ a odtud vyplývá její stáří na hlavní posloupnosti pouze 20 mil. roků. Východiskem z tohoto rozporu je domněnka, že prchající hvězda byla původně členem hierarchické trojhvězdy, z níž si veledíra přitáhla během těsného průletu vzdálenější třetí složku, následkem čehož se těsná dvojhvězda utrhla vysokou rychlostí. Během svého letu se velká část hmoty jedné složky přelila na původně pomalu se vyvíjející méně hmotnou hvězdu, čímž se omladila na tzv. modrého loudala (angl. blue straggler).

Prchajících hvězd začíná díky rozsáhlým přehlídkám oblohy utěšeně přibývat. První hvězda unikající z Galaxie byla rozpoznána teprve v r. 2005 a za pět let se jejich počet vyhoupl na 18. K. Svenssonovi aj. se podařilo spočítat pravděpodobné trajektorie tuctu prchajících hvězd za předpokladu, že všechny startovaly z okolí černé veledíry při těsných průletech dvojhvězd, z nichž jedna složka se dostane na protáhlou „spirálu smrti“ v blízkosti veledíry jako hvězda typu S, zatímco druhá se utrhne na silně protáhlou eliptickou dráhu kolem centra Galaxie s oběžnou dobou typicky 2 mld. roků! Většinou jde o velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti sp. třídy B spíše než o hvězdy vodorovné větve obrů, ale vůči těžišti Galaxie mohou být jejich dráhy i parabolické či hyperbolické. Podle těchto výpočtů a dosavadní statistiky se zdá, že k tomuto vymršťování hmotných modrých hvězd dochází v průměru jednou za 15 mil. roků. Pitoreskní je ovšem objev hvězdy SDSS J1722+5942, která vznikla v halu Galaxie a směřuje přibližně do jejího centra...

2.4. Těsné dvojhvězdy

D. Hoard aj. shromáždili archivní údaje o zákrytech proslulé těsné dvojhvězdy ε Aurigae (2,9 mag; vzdálenost 625 pc) a doplnili je o pozorování sestupné fáze nejnovějšího zákrytu v pásmech 0,1 – 100 μm, jak to umožnily umělé družice Země v pásmech FUV, UV, MIR a FIR a pozemní optické dalekohledy a interferometry současnosti. Zákryt začal v srpnu 2009 a dosáhl minima (3,8 mag) v prosinci téhož roku. Střed zákrytu se odehrál 5. srpna 2010 a celý zákryt skončí v březnu 2011. Soustavu lze podle autorů popsat třísložkovým modelem, v němž hlavním zdrojem je jasný (130 kL☉) veleobr (135 R☉; 2,2 M☉) sp. třídy F III, který již opustil asymptotickou větev obrů a za několik tisíc let se promění v planetární mlhovinu. Druhou hvězdnou složkou je hmotná (6 M☉) hvězda sp. třídy B5 V (3,6 R☉; 130 L☉) prosvítající v pásmu FUV skrze téměř neprůhledný rozsáhlý (vnější poloměr 3,8 AU; tloušťka 0,9 AU) a teplý (550 K) prachový disk zářící zejména v pásmech MIR a FIR.

Hvězda B získala tento disk, který pozorujeme téměř zboku pod úhlem 88°, přetokem materiálu od veleobra zhruba před 10 mil. lety, Disk je tvořen prachovými zrnky o rozměrech >10μm. Přitom podle infračervených měření B. Kloppenborga aj. pomocí interferometru CHARA dosahuje hmotnost eliptického prachového disku pouze 0,07 Mz. Disk obíhá kolem barycentra dvojhvězdy po dráze o velké poloose 1,75 AU. R. Stefanik aj. využili historických měření světelné křivky od r. 1897 až do současnosti ke zpřesnění oběžné periody na 27,09 roku a výstřednosti dráhy na 0,23.

N. Zimmerman aj. využili adaptivní optiky a koronografického zástinu u 5,1m Haleova teleskopu na Mt. Palomaru k nalezení průvodce Alkoru (= 80 UMa; V = 4 mag; sp. A5 V; 1,8 M☉; vzdálenost 25 pc) v infračerveném oboru spektra. Průvodce (9 mag; dM3-4; 0,28 M☉) je od Alkora úhlově vzdálen 1,1′ (28 AU) a má s Alkorem shodnou paralaxu i vlastní pohyb. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 90 let. Jak autoři uvádějí, byl to sám Kepler, kdo nabádal Galilea, aby se pokusil určit trigonometrickou paralaxu Mizara, Alkora a hvězdy HD 116798, protože se vešly do stejného zorného pole, ale Galileo pochopitelně nemohl při nízké rozlišovací schopnosti jeho dalekohledů uspět. Kepler si totiž myslel, že hvězdy jsou docela blízko; jejich vzdálenosti podceňoval minimálně o 6 řádů.

Téhož průvodce nezávisle objevili E. Mamajek aj. pomocí adaptivní optiky u 6,5m teleskopu MMT v pásmu 5 μm. Právě tato aktivní trpasličí hvězda je zřejmě zodpovědná za rentgenové záření soustavy o průměrném výkonu 2.1021 W, jež bylo svého času objeveno družicí ROSAT. Jelikož čtyřhvězda Mizar (= η UMa) je od Alkora vzdálena 709′ (0,4 pc ≈ 74 kAU), vzniklo podezření, zda nakonec nejde o gravitačně vázanou soustavu. To se nyní potvrdilo tím, že oba systémy mají společný vlastní pohyb, čili jde o hierarchickou šestihvězdu starou asi 500 mil. let. Složky Mizaru A a B tvoří těsnou vizuální dvojhvězdu se separací 14,5′, tj. obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 500 AU v periodě přibližně 5 tis. let. Mizar A je spektroskopická dvojhvězda s téměř shodnou hmotností složek s oběžnou periodou 20,5 d a velmi výstřednou drahou (e = 0,53). Mizar B je rovněž spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou dobou 176 d a výstředností 0,46. Celková hmotnost čtyřhvězdy Mizar činí 9 M☉. Alkor pak obíhá kolem těžiště Mizara v periodě zhruba 750 tis. let.

Podobně je podle N. Evansové aj. vícenásobnou soustavou i Polárka (α UMi; 130 pc). O objev dalších složek se zasloužil spektrograf ACIS na družici Chandra, když našel v soustavě rentgenový zdroj o zářivém výkonu 1022 W a teplotě 6 MK. Samotná Polárka je vlastně nejjasnější cefeidou sp. třídy F7 Ib, zatímco její nejtěsnější průvodce je hvězdou hlavní posloupnosti F6. Tyto dvě složky (Aa+Ab) tvoří spektroskopickou dvojhvězdu (A) o úhlové rozteči 0,17′ a hmotnostech 4,5 a 1,3 M☉. Ve vzdálenosti 18′ od A se nachází složka B sp. třídy F3 V, která kolem zmíněné dvojice obíhá. Ani ta však není zdrojem objeveného rentgenového záření, takže v hierarchické soustavě Polárky se ještě musí nacházet další jedna až dvě hvězdy, vzdálené od AB <0,1 pc. Nad touto mezí pak pozorujeme ještě vizuální složky C (sp. dM4; 0,3 M☉) a D (sp. dK6) ve vzdálenostech 0,16 pc, resp. 0,29 pc, jež však vznikly dříve, než A i B.

W. Peterson aj. objevili díky pozorování z jara a léta r. 2008 pomocí globálního radiointerferometru (VLA + VLBI + Effelsberg) v pásmu 15 GHz velkou koronální smyčku mezi magnetickými póly chladnější sekundární složky Algola (=β Per; vzdálenost 30 pc) - podobra třídy K1, jejíž vrchol má výšku nad povrchem rovnou průměru podobra a směřuje k primární složce třídy B8 V. Magnetické pole chladnější složky je zhruba o 3 řády silnější, než odpovídající pole na Slunci a je zřejmě propojeno s magnetickým polem složky primární. Není proto divu, že obě složky rotují synchronně. R. Zavalovi aj. se pozorováními na podzim 2006 podařilo opticky rozlišit všechny tři složky soustavy Algolu pomocí interferometru NPOI Námořní observatoře USA. Úhlové průměry složek A, B, C jsou po řadě 0,8 + 0,9 + 0,4 milivteřin, hmotnosti 3,7 + 0,8 + 1,5 M☉ a efektivní teploty 13 + 4,5 + 7,5 kK. Složka C obíhá těžiště složek (A+B) v periodě 1,9 r.

H. Lehmann aj. se věnovali nejjasnější hvězdy známého Trapezu v Orionu θ1 Ori C, která je nejmladší a nejbližší (410 pc) hvězdou třídy O na nebi. Má úctyhodnou hmotnost 31 M☉ a rotuje kolem své osy v periodě 15,4 d. Magnetická osa hvězdy je k rotační ose šikmo skloněna. Ve skutečnosti jde o nejhmotnější složku podivuhodné hierarchické trojhvězdy. Bližší sekundární složka o hmotnosti 1 M☉ obíhá kolem primáru v periodě 61,5 d po silně protáhlé dráze s výstředností 0,5. Její oběžná perioda se nachází v rezonanci 4:1 s rotací primární složky. Třetí složka o hmotnosti plných 12 M☉ obíhá kolem této dvojice po ještě výstřednější dráze (e = 0,6) v periodě 11 roků. Obě oběžné roviny jsou přitom koplanární.

P. Mayer aj. revidovali na základě archivních dat z družice IUE i pomocí nové fotometrie a červené spektroskopie některé parametry jasné zákrytové dvojhvězdy δ Ori (2,2 mag; oběžná doba 5,7 d, vzdálenost 400 pc, abs. hvězdná velikost -5,7 mag; stáří 5,5 mil. r.). Zjistili, že primární složka je ve skutečnosti těsná dvojhvězda, skládající se z hvězd sp. tříd O9.5 II a O9 IV. Ve spektru jsou vidět čáry příslušející těmto složkám, zatímco čáry sekundáru sp. třídy B (4 R☉; 24 kK; 10 M☉) nejsou vidět vůbec. Mělká fotometrická minima částečných zákrytů nedovolují proto určit všechny parametry trojhvězdy, ale odhady hmotnosti a poloměru primární složky (16,5 R☉; 25 M☉) jsou nyní v souladu s pozorováními.

R. Žučkov aj. využili fotometrie u 6m teleskopu BTA a 1,5m teleskopu rusko-turecké observatoře TUBITAK k určení parametrů hierarchické čtyřhvězdy ο And. Složka A je spektroskopickou dvojhvězdou (sp. B6 III + B6.5 V; 6,5 + 4 M☉; abs. hv. velikost -3 a -1 mag; oběžná doba 6 r; e = 0,2), ale i složka B je spektroskopickou dvojhvězdou (sp. B7.5 IV-V + B9.5 IV-V; 3,4 + 4,2 M☉; oběžná doba 33 r; e = 0,2). Úhrnná hmotnost soustavy AB tedy dosahuje 18 M☉ a oběžná doba dvojhvězd A a B kolem společného těžiště činí 117 let při výstřednosti dráhy 0,4.

A. Claret aj. shrnuli nejnovější údaje o zákrytové a spektroskopické dvojhvězdě DI Her (oběžná perioda 10,6 d; e = 0,5), jejíž po řadu desetiletí pozorované stáčení přímky apsid bylo v očividném rozporu s předpovědí o velikosti tohoto stáčení počítaného z obecné teorie relativity. Ze spektrálního Rositterova-McLaughlinova efektu se však nedávno podařilo odhalit, že na vině je nečekaný šikmý sklon rotačních os obou složek vůči oběžné rovině, což způsobuje retrográdní stáčení přímky apsid vinou zploštění obou hvězd vlivem rychlé rotace obou složek (108 a 116 km/s). Hvězdy o poloměrech 2,7 R☉ a 2,5 R☉; efektivních teplotách 17 kK a 15 kK a hmotnostech 5,2 a 4,5 M☉ mají totiž osy rotace šikmo skloněné vůči oběžné rovině pod úhly +72° a -84°. Po započtení nově objeveného vlivu na stáčení přímky apsid se rozdíl teoretické a pozorované hodnoty zmenšil na ±10 %.

G. Roelofs aj. ohlásili objev nejkratší oběžné doby pro těsné dvojhvězdy. Jde o soustavu dvou bílých trpaslíků HM Cnc (21 mag), kde perioda 5,4 minuty (!) byla potvrzena z optické i rentgenové světelné křivky, ale také z křivky radiálních rychlostí. Oba trpaslíci tedy kolem sobe obíhají ve vzájemné vzdálenosti jen 40 tis. km! Hmotnosti bílých trpaslíků činí 0,55 a 0,27 M☉, přičemž hmotnější složka je navíc obklopena plynným prstenem, což je přímým důkazem silné interakce obou složek. Autoři odhadli vzdálenost soustavy od nás na 5 kpc, takže objekt je potenciálním zdrojem gravitačního záření pro interferometr LISA, protože patrně ztrácí více energie vyzařováním gravitačních vln, než v pásmu elektromagnetickém.

M. Konacki aj. ukázali na příkladu pěti dvojčárových spektroskopických dvojhvězd (HD 78418, 123999, 160922, 200077 a 210027), že pomocí ultrapřesného ešeletového spektrografu HIRES (chyba radiálních rychlostí <10 m/s) u Keckova 10m teleskopu je možné určit parametry soustavy s chybou jen 0,02 % a hmotnosti obou složek s chybou ±0,5 %. Vesměs jde o hvězdy o něco teplejší než Slunce (6,0 – 6,6 kK) s velmi rozdílnými výstřednostmi drah (0,0 – 0,7), délkami velkých poloos 0,04 – 0,25 AU, oběžnými dobami 5 – 112 d a sklony drah 96 – 151° ve vzdálenostech 11 – 40 pc od Slunce. Hmotnosti primárních složek se pohybují v rozmezí 1,2 – 1,4 M☉ a sekundárů 0,8 – 1,4 M☉. Pokud jsou dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy navíc zákrytové, klesne chyba v určení jejich hmotnosti na neuvěřitelných 0,001 %, čili ještě o řád lepší, než dosud nejpřesněji určené hmotnosti složek binárního pulsaru B1913+16,

J. Solheim shrnul nejnovější údaje o těsných dvojhvězdách typu AM CVn, jejichž počet vzrostl za posledních 15 let z tehdy známých pěti případů pětkrát a tak se rýsuje lepší pochopení dvojhvězd se společnou plynnou obálkou. Modelování těchto soustav je obtížné, protože mezi oběma složkami dvojhvězdy dochází k velmi silným interakcím (oběžné doby těchto soustav se pohybují v rozmezí 5 – 65 min), a to nejenom gravitačním ale i magnetickým a dokonce elektrickým. Jak se zdá, ke vzniku dvojhvězd typu AM CVn mohou vést tři cesty. Dárcem plynu do disku kolem bílého trpaslíka může být buď druhý bílý trpaslík o nízké hmotnosti, ale též heliová, popř. kataklyzmická hvězda v pokročilém stádiu svého vývoje. Soustavy se prozradí buď spektrálními emisemi helia, anebo krátkoperiodickým kolísáním rentgenového záření. Je dokonce pravděpodobné, že právě tyto těsné dvojhvězdy se stanou prvními kandidáty na identifikaci zdrojů gravitačních vln o velmi nízké frekvenci.

P. Lu aj. propočítali modely vzniku modrých loudalů (blue stragglers) ve starých hvězdokupách. Jde o poměrně hmotné hvězdy, které by už ve starých (>2 mld. let) hvězdokupách neměly existovat, protože hmotné hvězdy končí svůj termonukleární život rychle, zatímco kulové hvězdokupy jsou velmi staré. Vysvětlením vývojového paradoxu je domněnka, že loudalové byly původně dvojhvězdy, jejichž hmotnější složka se nafoukla jako první do svého Rocheova laloku a předala velké množství plynu druhé složce, která svou velkou hmotnost získala teprve nedávno. Variantou je domněnka, že přetok hmoty vedl k brzdění oběžné rychlosti složek a jejich následnému splynutí.

Autoři ve svých modelových výpočtech uvažovali soustavu o počáteční hmotnosti složek 1,9 a 0,9 M☉ pro případy přenosu hmoty typu A a B. (Přenos typu A probíhá v době, kdy v dárci, jenž už vyplňuje Rocheův lalok, dosud probíhá hoření vodíku v jádře hvězdy; přenos typu B v době, kdy v nafouklém dárci probíhá hoření vodíku ve slupce kolem jádra, ale ještě nezačalo hoření helia v jádře hvězdy.) Výpočty ukázaly, že oba typy přenosu hmoty jsou možné a rovnocenné pro vznik modrých loudalů ve známé kulové hvězdokupě M67 (Cnc; stáří 4 mld. let), takže zmíněná domněnka o vzniku modrých loudalů vypadá velmi realisticky.

R. Wilson aj. propagují novou velmi přesnou metodu pro určování vzdáleností zákrytových dvojhvězd pomocí absolutní fyzikální kalibrace jejich zářivého toku. K tomu je především zapotřebí určit hodnoty tohoto toku pro osamělé hvězdy, jejichž přesné trigonometrické vzdálenosti známe a jsou k nám blíž než 80 pc. Pomocí těchto údajů lze pak kalibrovat absolutní toky pro složky těsných zákrytových dvojhvězd a tím odvozovat jejich přesné vzdálenosti pro celou oblast Místní soustavy galaxií, tj. až do vzdálenosti 1 Mpc od Slunce.

2.5. Proměnné hvězdy

2.5.1. Novy a kataklyzmické proměnné

M. Friedjung aj. využili archivu ultrafialové družice IUE k popisu změn jasnosti a spektra Novy HR Del, která vzplanula v r. 1967 a zůstala v optickém i ultrafialovém oboru velmi jasná minimálně po celou dobu provozu družice IUE do r. 1996. Z pozorování vyplývá, že bílý trpaslík je obklopen akrečním diskem s horkou skvrnou v místě přítoku plynu z průvodce do disku. Podle profilu čáry Hα je zřejmé, že po celou tu dlouhou dobu probíhá v atmosféře bílého trpaslíka termonukleární reakce, čímž je průvodce stále silně ozařován.

M. Shara aj. upozornili na skutečnost, že pro novy zdaleka neplatí předpoklad o rovnocennosti vyzářené a kinetické energie výbuchu. Vyzářená energie se dá odhadnout z bolometrické světelné křivky a vzdálenosti novy, pokud se podaří tyto veličiny spolehlivě naměřit. Nicméně poměr vyzářené a kinetické energie výbuchu může kolísat až o čtyři řády, takže to svědčí o silných odchylkách od energetické rovnováhy celého jevu. Totéž také platí pro supernovy třídy Ia, kde ovšem jde o totální zničení bílého trpaslíka

T. Güth aj. nalezli v letech 2004-2007 celkem 4 novy v poměrně vzdálené galaxii NGC 4736 (=M94; CVn; 4,9 Mpc). Odtud odvodili, že v této galaxii v průměru vzplane 5 nov ročně. V galaxii pravděpodobně probíhá překotná tvorba hvězd v prstenci obklopujícím jádro. Jde vlastně o jednu z „místních soustav“ galaxií v Místní nadkupě galaxií v Panně. M94 patří k nejjasnějším galaxiím této soustavy, skládající se minimálně ze čtvrt stovky galaxií.

E. Mason aj. popsali netypické spektrum proměnné hvězdy V1309 Sco, považované při výbuchu začátkem září 2008 nejprve za klasickou novu. Spektra z VLT ESO pořizovaná od 7. září 2008 do konce dubna 2009 však ukázala, že v jejím absorpčním spektru se vyskytují velmi těžké chemické prvky, čímž se liší od klasických i rekurentních nov. Autoři proto soudí, že ve skutečnosti šlo o novou třídu kataklyzmických objektů, připomínající neméně záhadnou proměnnou hvězdu V838 Mon, objevenou při výbuchu v r. 2002. Podle T. Kaminského aj. patří k též třídě také proměnná V4332 Sgr (vzdálenost >1 kpc), která se výrazně zjasnila v r. 1994 a jejíž spektra nyní pořídili pomocí japonského 8m Subaru v červnu 2009. Ve spojitém spektru lze objekt klasifikovat jako obra spektrální třídy M6, jenž je však zastíněn chladným cirkumstelárním prstencem s teplotami 200 – 950 K, pozorovaným zboku.

K. Page aj. zjistili z rentgenového bezmála osmiměsíčního monitorování novy V2491 Cyg (Nova Cygni 2008 č. 2) od 1. dne po vzplanutí v dubnu 2008, že na sestupné části rentgenové světelné křivky se objevilo mihotání (flickering) svědčící o brzkém obnovení akrece plynu do disku bílého trpaslíka. Z pozorování vyplývá, že bílý trpaslík je zřejmě silně magnetický a má vysokou hmotnost 1,3 M☉, takže jde nejspíš o rekurentní novu s periodou vzplanutí kolem 100 let.

Koncem ledna 2010 vybuchla rekurentní nova U Sco, když se za necelý den zjasnila v pásmu V z 18 mag na 8 mag. Již za týden se však na sestupné větvi světelné křivky objevilo mihotání s amplitudou 0,2 mag svědčící o optickém ztenčení vyvrhovaného materiálu a obnovení přetoku plynu do akrečního disku bílého trpaslíka. J. Drake a S. Orlando dokázali sledovat hydrodynamiku průběhu výbuchu ve trojrozměrné simulaci, během něhož byl akreční disk kolem bílého trpaslíka dočasně zcela zničen a nova odvrhla úhrnem >10-8 M☉ plynu, přičemž energie výbuchu dosáhla hodnoty 1026 J. Výbuch byl usměrněn do bipolárních výtrysků. Hmotnost bílého trpaslíka (1,55 ±0,24) M☉ svědčí o tom, že objekt se v rámci uvedené střední chyby nachází v těsné blízkosti Chandraskharovy meze a je možná i trochu podivné, že již nevybuchl jako supernova Ia. Snad tomu brání rychlá rotace bílého trpaslíka, anebo jsou naše představy o výbuchu samotných bílých trpaslíků chybné.

Také sekundární složka této soustavy (sp. G5 IV; hmotnost 0.9 M☉) patří mezi poměrně obézní objekty. Podle B. Schaefera aj. jde již o 10. erupci U Sco od r. 1863. Erupci v r. 2010 se podařilo dokonce předpovědět s přesností lepší než půl roku. Autoři dokázali hvězdu sledovat téměř souvisle od předposlední erupce v březnu 1999, s výjimkou období koncem listopadu každého roku, kdy se hvězda promítá do bezprostřední blízkosti Slunce. Tak mohli konstatovat, že do pouhých 9 h před erupcí v r. 2010 nebyly na světelné křivce pozorovány žádné variace jasnosti s amplitudou >0,2 mag. Celý náběh od standardní k maximální jasnosti trval také právě 9 h a pokles o 3 mag proti maximum se odehrál za pouhé 2,6 d, což je nový rekord pro světelné křivky nov.

Autoři též zjistili, že oběžná doba sekundární složky kolem bílého trpaslíka činí jen 30 h. M. Diaz aj. sledovali průběh vzplanutí rekurentní novy pomocí rentgenové družice Swift od konce ledna do července 2010 a zjistili, že se tam v té době vyskytovala horká skvrna o teplotě 700 kK, a že hmotnost vyvržené obálky dosáhla 3.10-6 M☉. D. Banerjee aj. pozorovali výbuch v blízkém infračerveném pásmu již za 14 h od maxima vzplanutí a odtud odvodili jednak rychlost rozpínání plynného obalu 10 tis. km/s a jednak hmotnost vyvržené obálky 2.10-5 M☉.

K. Nishiyama aj. a F. Kabashima aj. ohlásili 10. března 2010 vzplanutí Novy V407 Cyg (2102+4546), která poprvé vybuchla v r. 1936 a od té doby její jasnost kolísala v rozmezí 12 – 14 mag. Nynější prudký výbuch na 7 mag byl překvapením, protože svědčí o tom, že jde ve skutečnosti o rekurentní novu, jež byla dosud klasifikována jako symbiotická mirida. Po objevu začala její jasnost rychle klesat, takže již 12. 3. se snížila na 8 mag a 17. 3. na 9 mag. Spektrum z 13. března ukázalo modré kontinuum od průvodce miridy, takže soustava vykazuje podobné spektrum jako rekurentní nova RS Oph během výbuchů. Celá soustava je obklopena společnou plynnou obálkou, kterou napájí pomalý ionizovaný hvězdný vítr miridy a nyní též rychlý vítr novy. Družice Fermi odhalila během výbuchu i její záření v oboru energetických fotonů gama, které zřejmě vzniká inverzním Comptonovým rozptylem optických a infračervených fotonů na relativistických elektronech.

Podle B. Schaefera aj. patří k nejzáhadnějším rekurentním novám proměnná hvězda T Pyxidis (vzdálenost 3,5 kpc), objevená H. Leavittovou již v r. 1913. Podle archivních záznamů vybuchla tato rekurentní nova v letech 1890-1967 minimálně pětkrát. Snímky plynných obálek novy pořízené HST v letech 1994, 1995 a 2007 ukázaly, že obálky se rozpínají rychlostmi 500 – 715 km/s. Navíc se podařilo ukázat, že nova vybuchla také r. 1866 a jelikož příslušná nejvzdálenější slupka má hmotnost 3.10-5 M☉, šlo tehdy o výbuch klasické novy! Tempo akrece plynu na bílého trpaslíka v období před tímto výbuchem však činilo jen 4.10-11 M☉/r, takže vodík na povrchu bílého trpaslíka se před tímto výbuchem ukládal po dobu 750 tis. let. Naproti tomu po výbuchu v r. 1866 se tempo akrece zvýšilo na >10-8 M☉/r, což zřejmě nastartovalo rekurentní novu, která vybuchuje v intervalech přibližně 20 let.

Tato epizoda však během nejbližších desetiletí musí skončit a pak bude následovat etapa přezimování minimálně po dobu 2,6 mil. roků. Dvojhvězda však při svém oběhu kolem společného těžiště v periodě jen 1,8 h plynule ztrácí energii gravitačním vyzařováním, jež k sobě obě složky neustále přibližuje, takže v takto vzdálené budoucnosti se opět dostanou do silné interakce a dojde k nové explozi klasické novy. Tento cyklus se může vícekrát zopakovat. H. Uthasová aj. zkoumali tuto podivuhodnou soustavu pomocí VLT ESO a dostali tak pro hmotnost bílého trpaslíka 0,7 M☉ a jeho průvodce 0,14 M☉. I tito autoři uvádějí že současné tempo akrece je netypicky vysoké a silně ovlivňuje budoucí vývoj soustavy, což platí obecně i pro ostatní kataklyzmické proměnné hvězdy.

B. Schaefer shromáždil všechny dostupné informace o rekurentních novách z rozličných databází, zejména na 140 tis. vizuálních odhadů jejich jasnosti astronomy amatéry, a proměřil všechny dosud nepublikované archivní snímky. Sám navíc pořídil již na 10 tis. digitálních snímků rekurentních nov, které posloužily k velmi přesným měřením jasnosti těchto objektů. Odtud vyplývá, že od konce XIX. stol. do současnosti vybuchlo v Galaxii 10 různých rekurentních nov celkem 37krát; z toho 6 vzplanutí objevil dodatečně právě studiem archivů. Pro pět rekurentních nov byl schopen určit oběžné periody příslušných dvojhvězd. Nejčastěji vybuchují rekurentní novy U Sco, RS Oph a T Pyx. Některé výbuchy přitom nutně unikají pozornosti, protože se odehrávají v době, kdy jsou novy kvůli úhlové blízkosti ke Slunci nepozorovatelné. Všeobecně se dnes soudí, že rekurentní novy lze považovat za bezprostřední předchůdce supernov třídy Ia.

2.5.2. Fyzické proměnné

R. Ostenová aj. pozorovali 25. dubna 2008 obří erupci červeného trpaslíka EV Lac (vzdálenost 5 pc) v širokém oboru vlnových délek od optického oboru (zjasnění o 4,7 mag) až po záření rentgenové a gama (družice Swift a Konus-Wind), kde nárůst proti klidové hodnotě dosáhl bezmála čtyř řádů! Erupce tak byl ještě 2,5krát intenzivnější, než dosud rekordní případy eruptivních trpaslíků II Peg a V374 Peg. Její zářivý výkon v rentgenovém oboru spektra dosáhl v maximu 1026 W, což řádově odpovídá bolometrickému výkonu Slunce! EV Lac patří mezi nejaktivnější eruptivní trpaslíky, protože vybuchuje v krátkých intervalech kolem 3 h a dále 10 h, což souvisí zřejmě s jejím silným magnetickým polem 0,4 T, takže erupce byla projevem prudké přestavby (rekonexe) tohoto pole. Hvězda tak představuje hrozbu pro život na případných exoplanetách terestrického typu, pokud se kolem takto zdivočelých trpaslíků ovšem nějaké planety vůbec vyskytují.

M. Corcoran aj. uvedli že proslulá dvojhvězda hvězda typu svítivých modrých proměnných (LBV) η Car (vzdálenost 2,3 kpc) se plynule zjasňuje a v současnosti už je 4,7 mag. Zjasnění zřejmě souvisí s posledním průchodem sekundární složky periastrem, jež se odehrálo v polovině ledna 2009. Na snímcích mlhoviny Homunculus pořízených pomocí 8m teleskopu Gemini-S s adaptivní optikou objevili, že příčinou zjasňování je intenzivní srážení hvězdných větrů obou složek dvojhvězdy, takže z analogie se sledováním posledních let před výbuchem supernovy 2006jc usuzují, že η Car vybuchne jako supernova již za 10 tis. let. L. Zaninetti připomněl, že mlhovina Homunculus byla objevena A. Thackerayem teprve v r. 1950. V době svého vzniku měla souměrný kulový vzhled, ale postupně se deformuje na bipolární následkem interakce s nehomogenním prostředím v okolí dvojhvězdy.

S. Ohm aj. odvodili parametry zmíněné dvojhvězdy, tj. hmotnosti složek >90 M☉ a >30 M☉, oběžnou periodu 5,54 let v dráze s výstředností 0,9! Při obřím výbuchu v r. 1843 se do mlhoviny Homunculus dostal plyn o hmotnosti 12 M☉! Hvězdný vítr primární složky proudí rychlostí 600 km/s a sráží se s neméně intenzivním větrem sekundární složky, jehož rychlost dosahuje dokonce 3 tis. km/s. Primární složka tak ztrácí ročně hmotu >0,5 mM☉ a sekundární 0,01 mM☉. Soustava vyzařuje netepelnými procesy ve velmi tvrdém rentgenovém oboru 22 – 100 keV zhruba 7.1026 W a v pásmu gama (0,1 – 100 GeV) dokonce 2.1028 W. A. Abdo aj. potvrdili, že ve dvojhvězdě se v srpnu 2008 rozzářil jasný zdroj záření gama pozorovaný aparaturou LAT družice Fermi a svítící ve zmíněném pásmu až do července 2009. Vzhled spektra gama se podobá spektru Krabí mlhoviny. Důležitá pozorování celého komplexu vykonali H. Gomez aj. pomocí submm (870 μm) aparatury LABOCA radioteleskopu APEX v poušti Atacama v Chile ve výšce 5,1 km n.m. Především se ukázalo, že velikost submilimetrového toku komplexu η Car kolísá v závislosti na fázi oběžné periody. Dvojhvězda je obklopena chladným prachem o hmotnosti 0,4 M☉. Do mlhoviny Homunculus se tak za posledních tisíc let dostalo více než 40 M☉ plynu.

A. Kashi a N. Soker konstatovali, že velké erupce η Car v letech 1838-1858 i menší erupce pozorované koncem XIX. stol. se vyskytovaly vždy poblíž periastra, kdy je interakce složek dvojhvězdy nejvyšší. To ostatně platí pro všechny proměnné třídy LBV, včetně jejich prototypu P Cyg, jehož obří výbuch byl pozorován již v r. 1600 a jehož hmotnost činí asi 55 M☉. Intenzita explozí evidentně souvisí s množstvím přetékajícího plynu mezi složkami. O tom svědčí i odhad celkové hmotnosti mlhoviny Homunculus ±40 M☉! Autoři uvádějí pro celkovou hmotnost soustavy téměř neuvěřitelnou hmotnost 250 M☉.

V r. 1907 zjistil S. Blažko, že proměnná hvězda RW Dra typu RR Lyr jeví variace amplitudy i délky cyklu pulsací. Ačkoliv od objevu Blažkova efektu uplynulo už více než století a jev byl postupně zjištěn u řady proměnných hvězd RR Lyr, neměl až dosud kloudné fyzikální vysvětlení. Nyní však R. Szabó aj. oznámili, že tento efekt nalezli pomoci ultrapřesné fotometrie družice Kepler u tří hvězd zmíněného typu: V808 Cyg, RR Lyr a V355 Lyr. Ve všech případech odhalili zdvojení period, která se projevují výměnou maxim a minim světelných křivek během následujících cyklů pulsací. Srovnáním s modelovými simulacemi vychází, že jde o rezonanci 9:2 mezi základním módem pulsací a 9. radiální harmonickou složkou. Proto po sobě následují mělká a hluboká minima na světelných křivkách.

M. Marengo aj. pozorovali pomocí kamery IRAC SST okolí prototypu cefeid δ Cep (≈5 M☉; vzdálenost 270 pc; stáří 60 mil. let) a jejího horkého průvodce HD 213307 (těsná dvojhvězda sp. B7.5 III-V a F0 V ve vzájemné vzdálenosti složek 2 AU). Dvojhvězda je od cefeidy vzdálena 11 kAU (40′) a sdílí s ní společný vlastní pohyb ve skupině Cep OB6, jež obsahuje celkem téměř 20 hvězd. Nalezli tak rozsáhlou (20 kAU) infračervenou mlhovinu svítící v pásmech 6 – 70 μm. Na delších vlnových délkách FIR září teplá prachová zrnka a na středních délkách MIR jsou vidět pásy příslušející polycyklickým aromatickým uhlovodíkům. Cefeida ztrácí hmotu tempem >5 nM☉/r. V pásmu 70 μm je celá trojhvězda obklopena parabolickým obloukem teplého plynu, jenž představuje rázovou vlnu, vzniklou prostorovým pohybem cefeidy rychlostí 14 km/s.

I. Soszynski aj. využili katalogu přehlídky gravitačních mikročoček OGLE III, jenž zahrnuje 8 let, popř. 13 let sledování k vyhledání 4,6 tis. cefeid v Malém Magellanově mračnu. Z tohoto počtu 2,6 tis. cefeid kmitá v základním módu a 1,6 tis. v první harmonické frekvenci. To dává velmi dobré možnosti zpřesnit vztah Leavittové pro tuto důležitou příčku kosmologického žebříku vzdáleností. G. Bono aj. sice varují, že vztah mezi periodou a svítivostí cefeid (vztah Leavittové) není v pásmu period 2,5 – 100 dnů ani zdaleka lineární, ale C. Ngeow aj. ukázali na základě měření japonské infračervené družice Akari, že v tomto pásmu nehraje příliš velkou roli extinkce, takže vztah Leavittové se dá určit s významně menší chybou. Pro infračervené pásmo N (3 μm) pak platí vztah: N (mag) = -3,25 log P + 15,84, který má lépe určený nulový bod i menší rozptyl údajů, než tomu bývá pro cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu, pozorované v optickém oboru.

S. Pietrzynski aj. objevili klasickou cefeidu ve Velkém Magellanově mračnu OGLE-LMC-CEP0227 (perioda pulsací 3,8 d), jež je složkou oddělené zákrytové dvojhvězdy a současně dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy. To umožnilo určit pomocí spektrografů teleskopu Clay Magellan a HARPS ESO její hmotnost 4,14 M☉ s chybou ±0,05 M☉ a ověřit tak soulad teorie pulsací cefeid s pozorováním. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají po eliptické dráze s výstředností 0,17 a délkou velké poloosy 272 mil. km v periodě 310 d. Cefeida má střední poloměr 32 R☉ a teplotu 5,9 kK. Druhá složka o stejné hmotnosti má poloměr 45 R☉ a teplotu 5,1 kK. Z teorie vyplývá, že by cefeida měla mít v tomto případě hmotnost (4,0 ±0,3) M☉, ve výborné shodě s tímto pozorováním.

P. Morel aj. si povšimli, že známá termonukleární reakce triple-α, při níž vzniká při velmi vysoké teplotě jaderným slučováním tří jader helia v nitru hvězd uhlík, je podle K. Ogaty aj. v pásmu teplot 10 – 100 MK o 20 řádů (!) účinnější, než se předtím soudilo. Následkem toho procházejí hvězdy s hmotností >4,5 M☉ pásmem nestability na diagramu H-R jen jednou a tento fakt zase ovlivňuje příznivě hmotnost cefeid, která pak z teorie pulsací vychází stejně jako z teorie termonukleárních reakci v jejich nitru. To znamená, že k silné produkci uhlíku v nitru hvězd dochází již při teplotě jádra 50 MK, nikoliv 100 MK, jak se soudilo dosud a rozpor v hodnotě hmotností proměnných hvězd strašil astrofyziky již po více než půl století.

2.5.3. Symbiotické proměnné a chemicky pekuliární hvězdy

V. Elkin aj. využili dalekohledů ESO na Paranalu i La Silla ke studiu parametrů hvězdy HD 75409 třídy Ap, jež patří vývojově k hvězdám, jež se právě usadily na hlavní posloupnosti. V jejím spektru nalezli mírný přebytek Si, Ti, Cr a Fe, ale silný přebytek v zastoupení vzácných zemin. Hvězda o poloměru 1,7 R☉ rotuje v periodě 4 d a má silné dipólové magnetické pole, jehož osa je k ose rotace skloněna o 25°. Indukce proměnného magnetického pole dosahuje 3,0 T, tj. jen o málo méně než proslulá Babcockova hvězda HD 215441, objevená již r. 1960 (3,4 T).

Podle Z. Mikuláška aj. by k chemicky pekuliárním hvězdám neměly obecně patřit horké hvězdy s rychlou rotací, neboť tím se zvyšuje meridionální promíchávání materiálu hvězdy. Toto pravidlo má však svou výjimku, kterou je magnetická hvězda HR 7355 (6 mag; sp. B2 Vn; >6 M☉; stáří ≈20 mil.r.; vzdálenost 270 pc) se silným zastoupením He, jež je však na povrchu hvězdy rozprostřeno zcela nerovnoměrně. Perioda rotace 0,5 d patří k nejkratším hodnotám pro chemicky pekuliární hvězdy a jelikož jde o velmi velkou hvězdu, tak její obvodová rychlost na rovníku dosahuje rekordních 370 km/s. Magnetické pole hvězdy kolísá v rozmezí -0,2 – +0,25 T a prodlužuje tak periodu rotace relativním tempem 3.10-6/r.

H. Bruntt aj. určili parametry dvojhvězdy β CrB třídy Ap z kombinace pozorování spektrografem SINFONI a kamerou NACO VLT ESO a interferometru CHARA. Dvojhvězda stará 0,5 mld. let ve vzdálenosti 34 pc se skládá se složek sp. tříd roA5 a F2 s efektivními teplotami 8,0 a 6,75 kK; poloměry 2,6 a 1,6 R☉ a zářivými výkony 25 a 4,5 L☉.

A. Tutukov a A. Fedorovová vypracovali scénář vzniku chemicky pekuliárních hvězd, jejichž silné magnetické pole pochází z konvektivní zóny a způsobuje ztrátu jejich momentu hybnosti vinou magnetického hvězdného větru. Může jít jak o osamělé hvězdy s hmotnostmi 1,5 – 3 M☉, tak o těsné dvojhvězdy s hmotnostmi složek 0,7 – 1,5 M☉, které se na chemicky pekuliární hvězdu slijí.

P. Koubský aj. uveřejnili výsledky dlouhodobého (1992-2008) sledování proměnné hvězdy ο Cas (=HD 4180; max 4,3 mag; sp. B5 III-IVe; 8 R☉; 6 M☉; rotační rychlost >220 km/s; perioda rotace 1,3 d) pomocí spektrografů 2m Perkova dalekohledu v Ondřejově a 1,8 teleskopu DAO ve Victorii, B.C. V r. 1978 autoři ohlásili, že jde fakticky o těsnou dvojhvězdu, což se zprvu nebralo vážně až do chvíle, kdy interferometr POI Námořní observatoře USA rozlišil sekundární složku o 3 mag slabší, úhlově vzdálenou od primáru jen 0,017′. Primární složka rotuje téměř na hranici stability. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 2,8 roku.

J. Mikolajewska aj. oznámili rozlišení symbiotické hvězdy CH Cyg (vzdálenost 220 pc) na dvojhvězdu díky skvrnkové interferometrii u 6m teleskopu BTA. Primární složku tvoří červený obr o hmotnosti 2,0 M☉, kdežto o 2 mag slabší sekundár je bílý trpaslík o hmotnosti 0,7 M☉. Úhlová vzdálenost 0,04′ mezi nimi odpovídá velké poloose 9 AU a oběžné periodě 16 roků. Bipolární výtok hmoty z obří hvězdy je šikmo skloněn k oběžné rovině dvojhvězdy.

2.6. Planetární mlhoviny

J. Cami aj. nalezli pomocí spektrografu IRC SST fullereny (C60 a C70) v mladé planetární mlhovině Tc 1, kterou ozařuje bílý trpaslík o efektivní teplotě 30 kK převážně ultrafialovým zářením. Autoři zjistili, že v mlhovině není téměř žádný vodík, ale zato se tam hojně vyskytuje uhlíkový prach o teplotách 330 a 180 K. Autoři odhadli, že molekuly C60 v mlhovině dosahují souhrnné hmotnosti 60 nM☉ a molekuly C70 asi 50 nM☉. Ve fázi červeného obra ztrácela hvězd hmotu tempem až 0,1 mM☉/r v podobě hvězdného větru vanoucího rychlostí až 20 km/s. V této fázi se dostával uhlík do koloběhu interstelárního materiálu. Autoři tak odhadli, že v mezihvězdném prostoru představují fullereny, objevené v pozemských laboratořích teprve v r. 1985, asi 1 % interstelárního uhlíku.

W. Maciel aj. sledovali rozložení planetárních mlhovin v Galaxii do vzdálenosti 3 kpc od Slunce. Většina z nich se nachází v galaktickém disku a jejich typické stáří se pohybuje v rozmezí 2 – 4 mld. let. Žádná z nich není starší než 6 mld. let. Stáří se dá ovšem určit jen přibližně s přesností do ±2 mld. let.

2.7. Bílí trpaslíci

J. Steinfadtová aj. oznámili objev první oddělené zákrytové dvojhvězdy, jež se skládá ze dvou bílých trpaslíků. Soustava NLTT 11748 vykazuje primární i sekundární minima, což dává jedinečnou příležitost určit všechny základní fyzikální parametry obou trpaslíků, vzdálených od nás ≈150 pc. Minima ovšem trvají pouze 3 minuty při oběžné periodě 5,6 h. Rovina oběžné dráhy má sklon přesně 90°. Primární složka o hmotnosti 0,7 M☉ má poloměr 0,04 R☉ a v její slupce dosud hoří vodík, zatímco sekundární složka s jádrem z helia má hmotnost 0,15 M☉.

Jak uvedl D. Kaplan, lze této soustavy využít k obrácenému postupu vůči historické premiéře měření rychlosti světla O. Roemerem pomocí variací v pozorování zákrytů Galileových družic Jupiteru. Jelikož rychlost světla je nyní známa s velkou přesností, lze užít rozdílů v časech primárního a sekundárního minima (cca 4,6 s) k přesnému určení lineárních rozměrů oběžné dráhy. Odtud pak lze výrazně zpřesnit hodnoty hmotností obou trpaslíků. K tomu je však navíc nutné změřit s přesností 0,1 % případnou výstřednost oběžné dráhy. Vzápětí tak M. Kilic aj. určili ze spektra primární složky její efektivní teplotu 9 kK, logaritmus grav. zrychlení 6,54 a hmotnost 0,18 M☉. Pro sekundární složky tak vychází hmotnost 0,76 M☉ a celá soustava splyne za 7 mld. let, aniž by však vybuchla jako supernova Ia, protože ani po splynutí nedosáhne objekt Chandrasekharovy meze. Unikátní soustavou se také zabývali A. Kawka aj., kteří využili spektrografu FORS2 VLT ESO a potvrdili tak předešlé parametry. Jelikož má soustava vysoký vlastní pohyb, zaběhla se zřejmě do blízkosti Slunce z hala Galaxie.

Další těsný pár bílých trpaslíků odhalili v přehlídce SDSS S. Kulkarni a M. van Kerkwijk. Jde o systém SDSS 1257+5428 (vzdálenost 140 pc) s oběžnou periodou 4,6 h. Primární složka má efektivní teplotu 6 kK; logaritmus grav. zrychlení 6,0; poloměr 0,04 R☉ a hmotnost 0,15 M☉. Sekundár má parametry 15 kK; log g = 8,5; 0,009 R☉ a 0,9 Mo. Čáry sekundáru jsou rozšířeny rychlou rotací s periodou 1 min; tj. obvodová rychlost na rovníku >800 km/s (!). Sekundár je na vysoké obrátky nepochybně roztočen akrecí materiálu z primáru a navíc je obdařen silným magnetickým polem >10 T.

Podle autorů přináší přehlídka SDSS první objevy párů bílých trpaslíků s oběžnými periodami řádu hodin již od r. 2009 a v době sepsání článku jich už bylo celkem 7. I když je zřejmé, že takové páry skončí splynutím v čase kratším než je dosavadní stáří vesmíru, nestanou se z nich většinou supernovy třídy Ia (scénáře dvojité degenerace), protože ani při splynutí nedosáhne hmotnost objektu Chandrasekharovy meze. Mohou tak vzniknout buď kataklyzmické proměnné typu AM CVn, anebo obří bezvodíkové hvězdy typu R CrB, jak už dříve navrhli M. Kilic aj. a F. Mullally aj.

J. Girven aj. nalezli v přehlídce SDSS průvodce bílého trpaslíka GD 322 (= PG 1258+593; vzdálenost 68 pc) v úhlové vzdálenosti 16′. Průvodce (J1300+5904) má s bílým trpaslíkem GD společný vlastní pohyb a nachází se od něho v lineární vzdálenosti >1,1 kAU. Z podrobných měření pak vyplynulo, že jde dokonce o magnetického bílého trpaslíka o indukci magnetického pole 600 nT a velmi nízké teplotě 6 kK. Je proto asi o 1,7 mld. let starší, než GD 322, který má efektivní teplotu 15 kK. Oba trpaslíci přitom vykazují shodnou hmotnost 0,5 M☉. Autoři odtud odvodili, že hvězda SDSS měla původní hmotnost ≈2,5 M☉, zatímco hvězda GD jen ≈1,6 M☉. Jak patrno, obě hvězdy ztratily valnou část své hmotnosti ještě před svým zhroucením na bílé trpaslíky. Existence magnetického pole u bílého trpaslíka SDSS navíc prozrazuje, že původní hvězda patřila mezi chemicky pekuliární hvězdy třídy Ap.

V téže přehlídce našli M. Kilic aj. na ploše 2,8 tis. čtv. stupňů oblohy tři mimořádně staré (11 mld. roků) bílé trpaslíky ve slunečním okolí (vzdálenost do 80 pc). Jejich efektivní teplota se totiž pohybuje kolem 4 kK. Ve skutečnosti však jde o přivandrovalce z hala Galaxie, protože jejich vlastní pohyby činí zhruba 0,5′/r, čemuž odpovídá tangenciální složka rychlosti v rozmezí 140 – 200 km/s. Dva z těchto objektů jsou navíc složkami dvojhvězd, prozradivších se společným vlastním pohybem.

E. García-Berro aj. objevili v otevřené hvězdokupě NGC 6791 staré 8 mld. let bílého trpaslíka, jenž podle své efektivní teploty odpovídá stáří hvězdokupy kratšímu o 2 mld. let. Autoři tento rozpor vysvětlují zajímavým mechanismem, kdy v předchůdci bílého trpaslíka probíhala termonukleární transmutace He na 22Ne. Těžší jádra neonu klesala do nitra hvězdy, kde krystalizovala a tím zbrzdila tempo ochlazování následně vzniklého bílého trpaslíka.

M. van Kerkwijk aj. objevili v souboru dat z družice Kepler dva případy tranzitů zdánlivě substelárních objektů, a to KOI-74 a KOI-81. Měření totiž ukázala, že malé objekty přecházející přes hvězdné disky jsou ve skutečnosti navzdory své nepatrné svítivosti teplejší než odpovídající hvězda. Proto dokonce zesilují po dobu přechodu svítivost primární hvězdy a ze světelné křivky tak lze překvapivě odhadnout přibližně i radiální rychlost primární hvězdy se slušnou přesností ±1 km/s. Následkem toho se podařilo v obou případech odhadnout hmotnost sekundárů na 0,22 M☉, resp. 0,3 M☉. Nejde tedy o substelární objekty, ale o bílé trpaslík.!

Primární složka objektu KOI-74 má spektrum A1 V, efektivní teplotu 9,4 kK; poloměr 1,9 R☉; svítivost 26 L☉ a hmotnost 2,2 M☉; amplituda křivky radiálních rychlostí 15 km/s. Bílý trpaslík kolem ní obíhá v periodě 5,2 d s tranzitem o trvání 0,2 d. Poloměr trpaslíka činí 0,04 R☉ a svítivost 0,05 L☉ při efektivní teplotě 13 kK. Primární složka KOI-81 má obdobné parametry B9-A0; 10 kK; 2,9 R☉; 77 L☉ a 2,7 M☉; 7 km/s. Bílý trpaslík kolem ní obíhá v periodě 24 d s tranzitem o trvání 1,4 d. Jeho další parametry jsou 0,12 R☉; 0,9 L☉; 17 kK.

Autoři dále připomínají, že obdobných soustav je v Galaxii poměrně hodně - viz např. Regulus (Leo; 3,4 M☉), který má za průvodce bílého trpaslíka o hmotnosti 0,3 M☉, jenž kolem něho obíhá v periodě 40 d. Všechny takové soustavy jsou dříve či později odsouzeny ke splynutí, což může mít velmi dramatické následky.

Ostatně právě v r. 2010 ukázali J. Sokoloski a L. Bildstein, že průvodcem Miry (ο Cet) je rovněž bílý trpaslík, jehož rychlá optická proměnnost je důkazem, že na něj přetéká plyn z Miry průměrným tempem 10-10 M☉/r. Jelikož sama Mira je klasifikována jako červený obr na asymptotické větvi, lze celou soustavu bezpečně zařadit mezi symbiotické proměnné typu R Aqr nebo CH Cyg. Bílý trpaslík je dokonce obdařen bipolárními výtrysky, takže velké termonukleární výbuchy v jeho slupce jsou řídké - autoři je odhadují na intervaly kolem 1 mil. roků.

R. Falcon aj. změřili radiální rychlosti pro 449 osamělých bílých trpaslíků typu DA pomocí prvních dvou čar Balmerovy série vodíku. Za předpokladu, že vlastní radiální pohyby bílých trpaslíků jsou náhodné, tak nalezli průměrný červený gravitační posuv s ekvivalentní rychlostí +33 km/s a odtud odvodili průměrnou hmotnost zmíněného souboru bílých trpaslíků 0,65 M☉.

W. Liu aj. se věnovali aktuální otázce, zda může bílý trpaslík za určitých podmínek výrazně překročit Chandraskharovu mez dříve, než vybuchne jako supernova třídy Ia. Množí se totiž empirické důkazy, že některé supernovy Ia musely mít před výbuchem hmotnost >1,4 M☉. Autoři proto modelovali vývoj bílých trpaslíků s hmotností 1,0 a 1,2 M☉ za předpokladu, že tyto hvězdy vykazují vysokou diferenciální rotaci. Ukázali, že model s počáteční hmotností 1,2 M☉ a tempem akrece z druhé složky dvojhvězdy >3.10-7 M☉/r udrží hvězdu pohromadě, i když její hmotnost překročí výrazně Chandrasekharovu mez. V podstatě by se tak daly vysvětlit exploze supernov Ia s hmotností bílých trpaslíků <1,8 M☉. Jelikož však supernova 2003fg musela mít při výbuchu hmotnost 2,1 M☉, nelze takové výbuchy objasnit jako produkty scénáře s jedinou degenerací; je třeba zavést scénáře s dvojitou degenerací (slití dvou dostatečně hmotných bílých trpaslíků).

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

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky (SNR)

3.1.1. Nově objevené supernovy

Objasnit, jakými cestami mohou vybuchovat supernovy třídy Ia, je klíčově důležité pro využití jejich mimořádných zářivých výkonů jako standardních svíček pro odhady kosmologických vzdáleností supernov i hvězdných soustav, v nichž vybuchují. Souběžně s rychle rostoucí databází supernov Ia se však celá záležitost spíše komplikuje, jak např. ukázali D. Poznanski aj. na příkladu supernovy 2002bj, která koncem února vybuchla v galaxii NGC 1821 (vzdálenost 50 Mpc) a dosáhla v maximu pozorované jasnosti 15 mag, tj. absolutní hvězdné velikosti jasnější než -18 mag. Její fotosféra se v době maxima rozpínala rychlostí jen 8,4 tis. km/s, ale tempo rozpínání rychle kleslo na pouhé 2 tis. km/s. Souběžně s tím rychle klesal i její zářivý výkon a také spektrum nebylo typické pro supernovy třídy Ia, protože v něm převažovalo He a skupina chemických prvků protonových čísel Z 6 – 22; zcela však chyběly krajní prvky, tj. H a Fe, které jsou běžně v takových spektrech hojné.

Autoři proto soudí, že v tomto případě proběhla v bílém trpaslíku překotná termonukleární reakce helia, která dala vznik jen poměrně malé rozpínající se obálce, a že jsme tak pozorovali velmi vzácný mechanismus výbuchu supernovy třídy Ia, který představuje jen menšinu (3 %) v databázi příslušné třídy supernov. Vyslovili však zároveň jisté znepokojení, zda naše teoretické představy o posloupnosti termonukleární nukleogeneze jader chemických prvků ve hvězdách odpovídají realitě.

Ve stejném duchu dopadl i rozbor okolností výbuchu supernovy 2008ha z poloviny listopadu, který publikovali R. Foley aj. Podle klasifikace šlo totiž rovněž o supernovu třídy Ia, ale její absolutní hvězdná velikost v maximu výbuchu -14,2 mag tomu vůbec neodpovídá; její maximální zářivý výkon byl o více než 2 řády nižší než je standard pro tuto třídu supernov. Supernova se od své třídy lišila také krátkým náběhem k maximu (10 d; průměr bývá 20 d) a zejména rychlostí rozpínání plynného obalu 2 tis. km/s. S tím souvisí také nízká uvolněná energie exploze 2.1041 J a malá hmotnost rozpínajícího se obalu (0,15 M☉). Přitom spektra supernovy byla pořízena obřími stroji 9m HET ještě před maximem světelné křivky a 8m Gemini-N po maximu.

Ze spektrálních snímků vyplývá, že supernova vytvořila jen 1 mM☉ radioaktivního 56Ni, ale podobně jako v předešlém případě se ve fotosféře vyskytovalo hodně Si, S a C. Uhlík pozorovali také v rozpínající se obálce. Odtud autoři usoudili, že vybuchl bílý trpaslík typu C-O, ale během exploze všechen uhlík nestačil termonukleárně shořet, a tak lze vysvětlit chabost celého úkazu. Pochopitelně se obdobné případy supernov třídy Ia nepochybně vůbec nehodí za standardní svíčky a astronomům tak vyvstává nepříjemná povinnost vybírat jako standardní svíčky supernovy Ia nejenom podle snadno měřitelné světelné křivky, ale také podle vzhledu spekter.

Naproti tomu A. Gal-Yam aj. studovali supernovu 2007bi třídy Ic (vzdálenost 500 Mpc), která nabíhala k maximu plných 70 d a dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -21,3 mag, přičemž její jasnost po maximu klesala velmi povlovně tempem jen 0,01 mag/d, což odpovídá poločasu rozpadu radioaktivního 56Co. To současně znamená, že při výbuchu vznikly 3 M☉ radioaktivního 56Ni, čímž se potvrdilo, že příčinou výbuchu této supernovy byla párová nestabilita v nadhvězdě o hmotnosti heliového jádra hvězdy kolem 100 M☉. To ovšem znamená, že předchůdce supernovy musel mít úžasnou hmotnost 200 M☉, vysoko nad hmotnostmi dosud pozorovaných hvězd (maximum stěží dosahuje 150 M☉).

K podobném závěru dospěli T. Moriya aj., kteří dokonce odhadli množství 56Ni na 6 M☉, což podle jejich výpočtů znamená, že do prostoru bylo vyvrženo 40 M☉ materiálu z nadhvězdy o hmotnosti 100 M☉ a tím se uvolnila energie 4.1045 J. Podle těchto autorů lze gravitačním zhroucením hmotných hvězd vysvětlit všechny supernovy tříd Ib, Ic a II, zejména pak katastrofy nadhvězd s počáteční hmotností 140 – 300 M☉. Jádra těchto hvězd se hroutí následkem párové nestability a teplota v jejich centru přesáhne 5 GK. V té chvíli tam proběhne překotná termonukleární reakce kyslíku, jež hvězdu rozmetá.

Podobně A. Drake aj. ohlásili objev supernovy 2008fz v anonymní málo svítivé galaxii vzdálené od nás 500 Mpc. Zatímco absolutní hvězdná velikost galaxie dosáhla stěží -17 mag, supernova v maximu zazářila jako hvězda 17 mag, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti -22,3 mag, tj. 200krát vyšší než mateřská galaxie! Během prvních tří měsíců po vzplanutí supernova vyzářila energii >1,4.1044 J. Podle názoru autorů je jediným kloudným vysvětlením tak extrémních hodnot zářivého výkonu i celkové vyzářené energie párová nestabilita nadhvězdy.

Teorie výbuchů supernov díky párovým nestabilitám ukázala už dříve, že při hmotnostech nadhvězd 150 – 240 M☉ není nitro nadhvězdy dostatečným zdrojem zářivé energie, takže gravitace stlačí jádro nadhvězdy natolik, že v něm dochází k produkci vysokoenergetických fotonů záření gama. Srážky fotonů gama vedou k materializaci párů pozitron-elektron, což opět sníží tlak v jádře a jádro nadhvězdy se hroutí doslova volným pádem. Párová nestabilita tak vede k mžikovým překotným termonukleárním reakcím, jež celou nadhvězdu zničí. Tak se uvolní zářivá energie odpovídající absolutní hvězdné velikosti až -22,5 mag (standardní svíčky supernov Ia dosahují „jen“ -19,3 mag).

Pozvolný nárůst světelné křivky po dobu 70 dnů vykázala podle N. Smitha aj. také mimořádně svítivá supernova 2006gy v galaxii NGC 1260 (vzdálenost 73 Mpc) klasifikovaná jako typ IIn, čili jako supernova velmi bohatá na vodík. Autoři zjistili, že již 8 roků před vlastním výbuchem vyletěl z hvězdy mrak plynu s kinetickou energií >1042 J a vlastní exploze udělila rozptylujícímu se materiálu kinetickou energii >5.1044 J. Autoři se proto domnívají, že původní hmotnost předchůdce supernovy činila >100 M☉, ale hvězda marnotratně rozhazovala velké množství horkého plynu dávno před zničujícím výbuchem supernovy, tak jak to pozorujeme u hmotných proměnných hvězd třídy LBV, např. u η Car.

Podle A. Millera aj. byla zmíněná energie výbuchu vůbec nejvyšší mezi dosud známými supernovami této třídy, neboť hvězda dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -21,7 mag. Fotometrie a spektra pozůstatků po supernově získaná v průběhu dvou let po výbuchu teleskopy Keck a HST ukázala na velmi pomalý pokles jasnosti v blízké infračervené oblasti spektra a na velké množství (>10 M☉) ohřátého prachu v rozpínající se obálce supernovy. Průběh poklesu jasnosti však nesouhlasí s poločasem rozpadu radioaktivního nuklidu 56Co. Autoři se proto domnívají, že v tomto případě nešlo o zhroucení hvězdy párovou nestabilitou, ale o klasický gravitační kolaps, protože hvězda v době výbuchu již neměla dostatečnou minimální hmotnost 150 M☉.

Na další problém spojený s výskytem extrémně svítivých supernov narazili R. Scalzo aj., když zkoumali průběh světelné křivky supernovy 2007if, která vybuchla v anonymní galaxii (absolutní hvězdná velikost -14,1 mag) vzdálené od nás 300 Mpc. Supernova totiž byla v maximu (-20,4 mag) zhruba 200krát svítivější než celá galaxie. Náběh světelné křivky k maximu trval 24 d a tempo rozpínání plynného obalu dosáhlo rychlosti 9 tis. km/s. Protože šlo o supernovu Ia, je zmíněné tempo rozpínání podezřele nízké a autoři z toho a z pomalého poklesu jasnosti supernovy po maximu usoudili, že při výbuchu vzniklo asi 1,6 M☉ radioaktivního nuklidu 56Ni a v obálce bylo navíc ještě asi 0,4 M☉ nespálených prvků uhlíku a kyslíku. To dává minimální hmotnost bílého trpaslíka, který byl předchůdcem supernovy, >2 M☉; velmi vysoko nad Chandrasekharovou mezí. Ke stejným závěrům nezávisle dospěli také F. Yuan aj. Je to tedy už 4. případ obézního bílého trpaslíka, který dal vznik supernově Ia; k dalším pozorovaným případům patří supernovy 2003fg, 2006gz a 2009dc.

V. Utrobin aj. propočítali hydrodynamický model výbuchu supernovy 2009kf, která podle pozorovaných parametrů byla klasifikována jako třída IIP, protože uvolnila během výbuchu gigantickou energii 2.1045 J a vyvrhla 0,4 M☉ radiaktivního nuklidu 56Ni. Autoři tak ukázali, že výbuch připomínal hypernovy třídy Ibc, ale v tomto případě šlo o dvojhvězdu, skládající se z hvězdné černé díry a červeného veleobra o poloměru 2 tis. R☉. Průvodce byl slapově roztrhán na akreční disk kolem černé díry, jenž se pak zhroutil na černou díru, čímž se do prostoru roznesla hmota 28 M☉. Původní hmotnost celé soustavy odhadli na 36 M☉.

A. Rest aj. využili světelných ozvěn na mezihvězdných mračnech k trojrozměrné rekonstrukci výbuchu supernovy Cas A, která vzplanula někdy kolem r. 1680 ve vzdálenosti 3,4 kpc od Slunce. Použili k tomu snímků i spekter pořízených Mayallovým a Keckovým teleskopem a zjistili, že výbuch supernovy byl výrazně nesouměrný, což se projevilo rozdíly v rychlosti rozpínání plynné obálky kolem supernov až o 4 tis. km/s a bipolárními výtrysky. Z rentgenových pozorování pozůstatku po supernově pak vyplývá, že neutronová hvězda, která je pozůstatkem po explozi, se pohybuje vysokou prostorovou rychlostí 350 km/s vůči centru bipolárních výtrysků, což je v souladu se zmíněnou nesouměrností výbuchu.

Naprosto nečekaným výsledkem pečlivého sledování výbuchu supernovy 2009bb (třída Ib/c) v rádiovém oboru spektra je objev subrelativistického výtrysku plazmatu ze supernovy rychlostí 0,85c, který ohlásila A. Soderbergová aj. Supernova vzplanula v polovině března 2009 v galaxii NGC 3278 (vzdálenost 40 Mpc) v minimální lineární vzdálenosti 4 kpc od centra galaxie. Přitom šlo zdánlivě o zcela tuctovou supernovu, protože se vůbec neprojevila zvýšením toku v pásmu záření gama. Podobně prakticky současně nalezli Z. Paragi aj. mírně relativistický výtrysk rychlostí 0,6c u supernovy 2007gr (třída Ic) ve spirální galaxii NGC 1058 (11 Mpc). Přitom supernova uvolnila zářivou energii během celého výbuchu řádu 1044 J, ale její plynné obálky se rozpínaly rychlostí jen 6 tis. km/s a ani zde nebylo pozorováno záření gama. Zřejmě jde o velmi vzácné úkazy, ale fyzikální podstata subrelativistického urychlení plazmatu je naprosto záhadná.

3.1.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

C. Heinke a W. C. G. Ho využili archivních pozorování aparatury ACIS rentgenové družice Chandra ke zjištění, že během posledních 9 let klesla teplota neutronové hvězdy v centru pozůstatku po supernově Cas A o 80 kK na 2,04 MK. Snížení její teploty o pouhá 4 % tak zmenšilo rentgenový tok o 21 %. Je to první případ, kdy máme přímý doklad o vychládání neutronové hvězdy, protože přesnost v určení teplot činí ±10 kK.

Souběžně V. Acciari aj. objevili pomocí aparatury VERITAS v Arizoně na podzim 2007 také záření gama o energiích >200 GeV a jasnosti 3 % Kraba z bodového zdroje v SNR Cas A. Podle autorů se výbuch supernovy odehrál v roce (1680,5 ±19) ve vzdálenosti 3,4 kpc od Slunce. Jde dodnes o nejjasnější rádiový zdroj na obloze hned po Slunci. Optická slupka pozůstatku má průměr 5 pc.

F. Acero aj. oznámili, že se jim pomocí aparatury HESS v Namibii podařilo v letech 2003-2008 odhalit záření gama o energiích >100 GeV z pozůstatku po supernově z r. 1006 (Lup; vzdálenost 2,2 kpc) na úrovni 1 % Kraba. Podobně A. Abdo aj. odhalili pomocí družice Fermi bodový zdroj záření gama s energiemi fotonů >500 MeV, jenž svědčí o výskytu magnetického pole s indukcí >0,1 μ.. Tím je také dána horní mez pro celkovou zásobu energie kosmických paprsků (urychlených protonů a elektronů) v pozůstatku po supernově <4.1042 J.

T. Tavani aj. našli dokonce přímý důkaz o urychlování hadronů kosmického záření v SNR IC 443 v širokém rozsahu energií elektromagnetického spektra. Zejména tak pozorovali difúzní emisi ze zdroje v pásmu záření gama 0,1 – 3 GeV. Fotony s energií TeV vylétají ze zdroje, jehož poloha je však posunuta o 0,4° proti poloze zdroje GeV, což je přímý doklad pokračujícího urychlování kosmických paprsků v oblasti zmíněného pozůstatku.

G. Zanardo aj. sledovali pomocí kompaktního australského radioteleskopu ATCA poblíž Narrabri změny v rádiovém záření SNR 1987A ve Velkém Magellanově mračnu po dobu plných 22 let od vlastní exploze. Měření opakovali každý měsíc na 4 frekvencích v rozmezí 1,4 – 8,6 GHz. Rádiová jasnost pozůstatku stále roste; za posledních 8 let se zvýšila o 18 %. Autoři odhadli, že předchůdce supernovy měl hmotnost 20 M☉ a supernovu klasifikovali třídou IIp.

Podle R. Sturma aj. se mění rentgenové záření pozůstatku po supernově 1987A velmi dramaticky. Z údajů družice Newton vyplynulo, že v období let 2003-2007 probíhala vnitřním opticky pozorovaným prstencem rázová vlna exploze projevující se výrazným rentgenovým zjasněním. Zhruba po 16,5 letech od výbuchu se rychlost rázové vlny náhle podstatně snížila. Prstenec sám je starý asi 20 tis. r. a rázová vlna ho stlačovala před sebou, čímž se prstenec v oblasti styku s rázovou vlnou ionizuje a ohřívá. Zjasnění se proto projevuje nejprve v měkkém rentgenovém pásmu a odpovídá dokonce dvěma různým teplotám 5 MK a 25 MK. Zřejmě zde dochází k interakci odražené rázové vlny s dopřednou. Po nárazu na prstenec se dopředná rázová vlna zpomalila na 1,8 tis. km/s.

Ve spektru prstence se podařilo nalézt vysoce čáry vysoce ionizovaného železa (až po čáru Fe XIX) a určit zastoupení prvků N, O, Ne, Mg, Si, S a Fe.

S. Matilla aj. určovali chemické složení vnitřního prstenu pomocí AAT a VLT v intervalu 3,8 – 13,7 let po výbuchu supernovy 1987A. Hustoty ve vnitřním prstenci kolísaly mezi 1 – 30 mld. atomy/m3. Ionizovaný plyn dosáhl úhrnné hmotnosti 0,06 M☉. Autorům se také podařilo určit zastoupení H, He, C, N a O, jež se liší jak od výskytu týchž prvků ve Slunci, ale i od průměrných hodnot pro Velké Magellanovo mračno. Skupina prvků C-N-O je vůči základním prvkům H a He v prstenu zastoupena 1,6krát více než činí průměr pro VMM, ale zato 0,6krát méně než na Slunci. Autoři se domnívají, že modrý veleobr, který v r. 1987 vybuchl, vznikl dávno před explozí splynutím dvojhvězdy. Tím by se totiž dala nenásilně vysvětlit okolnost, že zcela anomálně vybuchl modrý, a ne červený veleobr.

K. France aj. zkoumali prsten v letech 2004-2010 pomocí aparatur ACS a STIS HST zejména v čarách H I a N IV. Ukázali, že prsten je skloněn k zornému paprsku pod úhlem 45° a jeho průměr dosahuje 0,4 pc. První horká skvrna svědčící o interakci prstenu s rázovou vlnou výbuchu byla zaznamenána již v r. 1995. Dnes už je pozůstatek po supernově obklopen působivým „perlovým náhrdelníkem“ horkých skvrn. K. Kjaer aj. ukázali, že výbuch supernovy probíhal nesouměrně. Ve směru rovníku byly pozorovány výtrysky o rychlostech až 30 tis. km/s, ale obecně nepřesáhla rychlost rozpínání plynných obalů 3 tis. km/s.

S. Katsuda aj. využili rentgenových družic Chandra a Newton k určení zastoupení vybraných chemických prvků v rozpínajících se obalech supernovy Pup A, která je velmi jasná také v rentgenovém oboru spektra. Zastoupení prvků O, Ne a Mg převyšuje hodnoty pro Slunce až dvojnásobně.

R. Fesen a D. Milisavijevic objevili při pozorování emisních struktur v pásmu 450 –750 nm v oblasti o galaktických souřadnicích 159.6+7.3 vláknitou slupku o rozměrech 3° × 4° (!) v galaktické šířce +7°. Slupka má tedy obdobné úhlové rozměry jako známá smyčka mlhovin v Labuti, ale její vzdálenost se zatím nedá odhadnout. Je určitě dál než 0,25 kpc, ale nejistota v určení vzdálenosti dosahuje celého řádu. Rentgenová družice ROSAT má v této poloze velmi slabý rentgenový zdroj. Jde nepochybně o pozůstatek po anonymní supernově, který unikl všem dosavadním rádiovým přehlídkám, protože netepelné rádiové záření je v tomto případě neměřitelně slabé.

3.1.3. Obecně o supernovách

S. Rodney a J. Tonry využili přehlídku supernov IfA, zahrnující 130 supernov třídy Ia v intervalu červených posuvů z >0,1 (>400 Mpc), k odhadům, jak se mění výskyt supernov v závislosti na stáří vesmíru. Zjistili tak, že po odečtení výběrových efektů tato četnost směrem k minulosti roste a nezastavuje se ani pro nejvzdálenější supernovy se z ≈ 1,05 (2,4 Gpc, tj. pro stáří vesmíru 6 miliard let po velkém třesku. Tehdy byla četnost supernov asi 2,5krát vyšší než dnes.

R. Pakmor aj. zkoumali případ netypické supernovy 1991bg, která byla klasifikována třídou Ia, ale lišila se od svých družek podstatně nižší produkcí radioaktivního nuklidu 56Ni (0,1 M☉, zatímco standardní supernovy téže třídy mívají 0,4 – 0,9 M☉) a následkem toho i nižší absolutní hvězdnou velikostí v maximu (-17 mag). Autoři tuto anomálii vysvětlili předpokladem, že v tomto případě šlo o těsnou dvojhvězdu složenou ze dvou bílých trpaslíků přibližně téže hmotnosti 0,9 M☉. Vlivem gravitačního záření se obě složky k sobě pomalu (>1 mld. let) blížily, až se nakonec slily; tím překročily Chandraskharovu mez a došlo k relativně slabší explozi. Zatím je těžké odhadnout, jakým zlomkem se na populaci supernov Ia podílí tento mechanismus.

B. Gänsicke aj. nalezli dva případy (SDSS 0922+2928 a 1102+2054) bílých trpaslíků přibližně 18 mag, které mají ve své fotosféře více kyslíku než uhlíku. Lze je tedy klasifikovat jako bílé trpaslíky, kteří ztratili během svého vzniku vodík a obsahují hodně kyslíku a neonu v atmosféře. Hmotnosti předchůdců těchto hvězd se pohybovaly v rozmezí 7 – 10 M☉, tj. právě na hraně mezi zhroucením na bílého trpaslíka, nebo na neutronovou hvězdu. Jelikož hvězdy těchto hmotností dokáží ve svých nitrech spalovat při vyšších termonukleárních reakcích uhlík, mohly by případně skončit výbuchem supernovy. Není teď zcela jasné, pro kterou hmotnost předchůdce je výbuch supernovy třídy II (kolapsar) takříkajíc povinný.

V této souvislosti zveřejnili B. Wang obsáhlé srovnání osudu 2,4 tis. modelových těsných dvojhvězd, obsahujících bílé trpaslíky, kteří dospěli do fáze vysokého zastoupení prvků C a O. Trpaslíci nabírají akrecí vodík buď od hvězdy hlavní posloupnosti, anebo od červeného obra. V případě, že dodavatelem vodíku je hvězda hlavní posloupnosti, stačí, aby měl bílý trpaslík počáteční hmotnost 0,6 M☉, aby se akrecí dotáhl na Chandrasekharovu mez a vybuchl jako supernova Ia. Pokud však je jeho partnerem červený obr, musí mít počáteční hmotnost alespoň 1,0 M☉, aby k výbuchu nakonec došlo. Autoři dále ukázali, že první scénář dává četnost supernov Ia v naší galaxii 0,2/100 let, kdežto druhý scénář (výbuch je odložen o 1 mld. let proti prvnímu scénáři) má četnost jen 0,003/100 let. K tomu lze poznamenat, že v minulém tisíciletí našeho letopočtu byly v naší Galaxii pozorovány jen 3 výbuchy supernov Ia (1006, Tycho 1572 a Kepler 1604).

M. Gilfanová a A. Bogdán měřili rentgenové záření šesti blízkých eliptických galaxií s výdutí a zjistili, že tok rentgenového záření je 40krát nižší, než by měl být v případě, že tamější bílí trpaslíci ve dvojhvězdách nabírají hmotu akrecí od svých průvodců v poslední fázi před výbuchem supernovy Ia. Pokud tato situace platí obecně, znamená to podle autorů, že klasický scénář, v němž supernova třídy Ia vzniká akrecí plynu na bílého trpaslíka od průvodce - hvězdy hlavní posloupnosti nebo červeného obra - platí jen pro 5 % pozorovaných supernov třídy Ia! To by ovšem mělo závažné důsledky pro kosmologii, protože v tom případě by většina supernov Ia vznikala splynutím dvou bílých trpaslíků, jejichž úhrnná hmotnost může různě překračovat Chandrasekharovu mez a koncept standardních svíček by nemohl platit.

S tímto nečekaným výsledkem koresponduje také práce M. van Kerkwijka aj., kteří tvrdí, že přesné vyladění podmínek pro bílé trpaslíky typu C-O není příliš pravděpodobné. Nepozorujeme totiž skoro žádné bílé trpaslíky s hmotnostmi těsně pod Chandrasekharovou mezí. Proto se rovněž přiklánějí k názoru, že většina výbuchů supernov Ia vzniká splynutím dvou přibližně stejně hmotných trpaslíků obklopených malými hustými akrečními disky. Rychlá akrece z disků vede nakonec k prudké detonaci pozorované jako supernova Ia. Pomalé přibližování hmotnosti bílého trpaslíka k Chandrasekharově mezi a následný výbuch je sice možné, ale zcela atypické.

Ostatně důkazy o pestrosti scénářů pro výbuch supernov s rostoucím pozorovacím materiálem neustále přibývá. H. Perets aj. studovali supernovu 2005E, která vybuchla v halu osamělé galaxie NGC 1032 (Cet; vzdálenost 34 Mpc), tj. 23 kpc od centra galaxie a 11 kpc nad jejím diskem. Spektrum supernovy se blížilo třídě Ib, ale množství vyvrženého materiálu 0,3 M☉ bylo podezřele nízké, ačkoliv rychlost rozpínání slupky činilo 11 tis. km/s. Největší hmotnostní podíl ve slupce měl vápník (0,14 M☉). Absolutní hvězdná velikost supernovy tak dosáhla jen -15 mag. Autoři proto soudí, že bílý trpaslík přesáhl Chandraskharovu mez díky importu helia od svého průvodce, namísto běžného vodíku. Podobně K. Kawabata aj. popsali anomální průběh výbuchu supernovy 2005cz v eliptické galaxii NGC 4589. Spektrum supernovy se totiž lišilo jak od třídy Ib, tak i od třídy IIb, přestože šlo nejspíš o gravitační zhroucení dostatečně hmotné hvězdy s hmotností 12 – 15 M☉.

T. Moriya aj. upozornili na skutečnost, kterou si poprvé uvědomil S. Colgate již v r. 1971. Již tehdy zjistil, že supernovy vzniklé hroucením hmotných hvězd nemají dost energie na rozmetání cárů výbuchu do okolí. Nyní se to potvrdilo pro supernovu 2008ha (třída Ia pec), která měla před výbuchem hmotnost 13 M☉, ale energie exploze dosáhla jen 1,2.1041 J, zatímco běžné kolapsary uvolní energii řádu 1044 J. Supernova dodala do rozpínající se obálky jen 0,003 M☉ radioaktivního nuklidu 56Ni, takže její absolutní hvězdná velikost v maximu dosáhla jen -14,2 mag. Hmotnost cárů však činila 0,074 M☉, takže jejich rychlost nedosáhla rychlosti únikové. Cáry se proto po balistických drahách vracejí zpět na kolapsar a tím prodlužují hvězdnou agónii zejména v oborech energetického rentgenového a gama záření. Takovým způsobem lze vysvětlit i občas pozorované mimořádně dlouhé záblesky GRB.

Pozoruhodnou práci o supernovách ve velmi raném vesmíru, kdy metalicita Z (zastoupení chemických prvků počínající uhlíkem) byla nulová, publikovali C. Joggerst aj. Tento tým modeloval vývoj hvězd populace III (se Z = 0, resp. Z = 10-4) s počátečními hmotnostmi 15, 25 a 40 M☉. Pro každý model ještě navíc uvažovali dvě varianty rychlosti rotace hvězd. Jak se ukázalo, právě rychlost rotace má vliv na výsledný osud těchto krátkožijících hvězd v raném vesmíru. Pokud hmotná hvězda dostatečně rychle rotuje, projeví se to silnějším termonukleárním hořením vodíku ve slupce kolem jádra hvězdy a vznikem jader dusíku při termonukleárních reakcích v nitru hvězdy. Hvězda se z hlavní posloupnosti postupně přemístí do pásma červených veleobrů a vybuchne jako supernova třídy II. Pokud hvězda rotuje velmi pomalu, stane se z ní modrý veleobr a ten rovněž vybuchne jako supernova II.

V obou případech se do kosmického koloběhu prvků dostanou zplodiny termonukleárních reakcí, takže metalicita mezihvězdného prostředí nepatrně vzroste. Příslušné modely nové generace hmotných hvězd se Z ≈ 10-4 pak ukázaly, že i tato nepatrná metalicita u dostatečně rychle rotujících hvězd způsobí, že jejich konečným stádiem jsou kompaktní modré hvězdy. Modré hvězdy dávají obecně nižší energie výbuchu, takže zanechávají méně hmotný pozůstatek a více chemicky pestřejšího materiálu rozmetají do okolního prostoru. Tak se nakonec ukazuje, že právě gravitační zhroucení jader hvězd s původními hmotnostmi 15 – 40 M☉ přispívá v raném vesmíru nejvíce ke zvyšování zastoupení astrofyzikálních „kovů“ na úkor vodíku a helia. Autoři své výpočty konfrontovali s údaji pro supernovu HE 0557-4840 s nulovou metalicitou, při jejímž výbuchu se uvolnila energie 2.1044 J. Pozorované zastoupení kovů v rozpínající se slupce supernovy velmi dobře souhlasí s modelovými výpočty.

Podle F. Iocca hraje ve velmi raném vesmíru zajímavou úlohu také skrytá látka, která se koncentruje podél dlouhých vláken kosmické pavučiny, kudy proudí také baryonová látka. Chladnoucí baryony na sebe lákají i skrytou látku a tak vznikají jednak standardní hmotné hvězdy populace III, tak i „skryté hvězdy“ tvořené skrytou látkou s příměsí baryonů. Velmi hmotné „skryté hvězdy“ se gravitačně hroutí přímo na černé veledíry, zatímco méně hmotné se zbaví skryté látky. Zbylý podíl baryonové látky se vyvíjí jako standardní hmotné hvězdy díky termonukleárním reakcím a skončí výbuchem supernovy. Pokud je hustý centrální zbytek dostatečně hmotný, zhroutí se po výbuchu na hvězdnou černou díru, takže tento materiál se už dalšího koloběhu chemicky pestré látky během dalšího vývoje vesmíru nezúčastní.

V r. 2010 došlo k průlomu v modelových výpočtech samotného průběhu výbuchu supernov, protože řadě autorských kolektivů se podařilo poprvé propočítat trojrozměrné modely. Takové výpočty jsou nesmírně náročné na výpočetní kapacity i rychlost operací, ale i na astrofyzikální podklady a numerické metody. První takový trojrozměrný model, k němuž potřebovali čtvrt roku výpočetního času na superpočítačích, uveřejnili v květnu 2010 N. Hammer aj. Jenom přesný propočet první sekundy výbuchu by vyžadoval 1021 operací (!) v pohyblivé čárce, což přesahuje současné možnosti počítačů téměř o pět řádů, takže i tento první model 3D představuje velké zjednodušení. Nicméně i odtud vyplynul klíčový závěr, že u hmotných hroutících se hvězd stačí produkce neutrin v okolí neutronové hvězdy na spuštění gigantického výbuchu supernovy. Vzápětí uvedli J. Nordhaus aj., že jednorozměrné i dvojrozměrné modelové výpočty byly natolik vzdálené od reality, že jejich selhávání (předčasné zastavení výbuchu) bylo nevyhnutelné. Modely 3D také ukázaly, že výbuchy supernov nejsou izotropní, ale dosti silně asymetrické, ve shodě s tím, co naznačují pozorování. To opět problematizuje význam standardních svíček v kosmologii tak populárních, i když K. Meada aj. ujišťují, že pro dostatečně velké statistické soubory supernov se nepříjemné asymetrie prostě zprůměrují.

3.2. Radiové pulsary

J. Halpern a E. Gotthelf podrobně prozkoumali vlastnosti podivuhodného pulsaru J1852+0040 (impulsní perioda 0,1 s) v pozůstatku po supernově Kesteven 79, jenž slabě svítí i v rentgenovém pásmu spektra. Rentgenová světelná křivka je však po dobu pětiletého sledování pozoruhodně stálá a brzdění rotace relativním tempem 10-17 neuvěřitelně nízké, takže indukce magnetického pole na povrchu rotující neutronové hvězdy dosahuje „jen“ 3 MT. Autoři odhadli, že pulsar je od nás vzdálen asi 7 kpc, takže jeho rentgenový zářivý výkon činí jen 1026 W, což je zatím nejmenší hodnota pro takto mladou neutronovou hvězdu představující čistě tepelný tok vychládající hvězdy. Zářivý výkon uvolňovaný brzděním pulsaru je ještě o řád nižší. Rentgenové spektrum pulsaru lze vysvětlit pomocí dvou horkých skvrn na povrchu neutronové hvězdy o teplotách 3 MK a 5 MK, jejichž průměry dosahují 4 km a 1 km. Tak výrazná anizotropie rozložení teplot na povrchu hvězdy je při tak relativně slabém magnetickém poli zcela nepochopitelná a autoři proto označují tento případ jako antimagnetar.

Naproti tomu S. Olausen aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton pulsar J1734-3333 s extrémně silným magnetickým polem 5 GT. Navzdory tak silnému poli však pulsar září v rentgenovém oboru relativně slabě, což je kupodivu typické pro magnetické pulsary s rotačními periodami 2 – 12 s.

Proslulý pulsar v Krabí mlhovině B0531+21 (impulsní perioda 0,03 s), který vznikl po výbuchu supernovy v Býku v r. 1054, pulsuje podle G. Machabeliho a Z. Osmanova i v pásmu tvrdého záření gama o energiích >25 GeV, jak ukázala soustavná měření aparaturou MAGIC. Tím se dále rozšířilo spojité pásmo elektromagnetického záření, v němž lze tento původně jen rádiový pulsar sledovat. Při objevování milisekundových pulsarů zářících v pásmu gama je nyní nejužitečnějším pomocníkem skvělá družice Fermi. Před jejím vypuštěním bylo známo asi 60 milisekundových pulsarů, ale samotná družice k nim už stihla přidat během prvního roku svého provozu dalších 17. Podle teorie by právě milisekundové pulsary mohly být nejlepšími kandidáty na detekci gravitačních vln, protože je přesně známa doba rotace příslušných neutronových hvězd, což zvyšuje naději na vylovení signálu gravitačního záření ze šumu.

Plošný zdroj záření gama v pásmu energií 0,1 – 3 GeV objevili u dalšího významného milisekundového pulsaru Vela (B0833-45; impulsní perioda 89 ms) A. Pellizzoni aj. pomocí detektorů na družici AGILE. Pulsar je od nás vzdálen 290 pc a vznikl při výbuchu anonymní supernovy přibližně před 11 tis. lety. Plošným zdrojem je zřejmě mlhovina obloukové rázové vlny pulsarového větru vznikající rychlým pohybem pulsaru vůči mezihvězdnému prostředí. Pulsar sám září výrazně díky brzdění rotace neutronové hvězdy, takže jeho zářivý výkon dosahuje 7.1029 W. Vzápětí tento výsledek potvrdila také měření z družice Fermi, jak ukázali A. Abdo aj. Družice sledovala okolí pulsaru po dobu 11 měsíců a tak se ukázalo, že těžiště plošného zdroje záření gama se nachází plných 8° od pozůstatku po supernově a jde o vůbec nejjasnější stálý zdroj energetického záření gama na celé obloze! To dává vynikající příležitost prozkoumat pomocí družic rozložení energetických zdrojů i magnetických polí v mlhovině pulsarového větru.

G. Pavlov aj. uveřejnili zajímavé údaje o mlhovině pulsaru Geminga (J0633+1746), získané pomocí dlouhých expozic oběma klíčovými rentgenovými družicemi Newton a Chandra. Mlhovina má tvar obloukovitého chvostu, jehož tloušťka ve vrcholu chvostu dosahuje 50′, tj. lineárně alespoň 0,06 pc. Oblouk se nachází v protisměru prostorového pohybu pulsaru o rychlosti 210 km/s. Jde tedy nepochybně o rázovou vlnu, jež vzniká interakcí pulsarového větru s mezihvězdným prostředím. Ve vrcholu oblouku jsou vidět tři zhuštění a souměrné boky chvostu jsou dlouhé dokonce 2′ (minimálně 0,14 pc). Vítr pulsaru je tak silný, že ubírá pulsaru jeho rotační energii - současná impulsní perioda pulsaru Geminga činí 0,24 s.

J. Yuan aj. sledovali v letech 2002-2009 pomocí 25m radioteleskopu Nanshan v Číně pulsar B2334+61 (Cas), jenž souvisí s mladým pozůstatkem po supernově G114.3+0.3, jež vzplanula zhruba před 40 tis. lety. Podařilo se jim přitom objevit zatím rekordní skok (zkrácení) jeho impulsní periody (0,495 s), tedy dočasné zvýšení rotační rychlosti neutronové hvězdy, který proběhl v intervalu 26. srpnem a 8. zářím r. 2005 a dosáhl relativní hodnoty 2.10-5. Po náhlém zkrácení se impulsní perioda vrátila k normálnímu sekulárnímu poklesu relativním tempem 2.10-13 zhruba po půl roce. Díky tomuto poklesu vyzařuje pulsar zářivý výkon 6.1027 W. Zmíněné náhlé skoky v periodě jsou charakteristické pro mladé pulsary (v Krabí mlhovině a v souhvězdí Plachet) a jejich příčinou je pravděpodobně okolnost, že jádro neutronové hvězdy rotuje vyšší úhlovou rychlostí než její plášť; občas však se vlivem změn v konfiguraci magnetického pole plášť o jádro „zadrhne“ a dojde k pozorovaným skokům.

F. Janet aj. změřili pomocí 305m radioteleskopu v Arecibu rychlost šíření signálu proslulé rádiové spektrální čáry neutrálního vodíku o klidové frekvenci 1,42 GHz v mezihvězdném prostředí v okolí prvního objeveného milisekundového pulsaru B1937+21 (Vul; impulsní perioda 1,56 ms, tj. přes 640 obrátek neutronové hvězdy za 1 s!). Rychlost rádiových signálů různých frekvencí závisí, jak známo, na disperzi v mezihvězdném prostředí a slouží proto jako přibližná metoda pro určování vzdáleností rádiových pulsarů. V tomto případě však dochází v mezihvězdných mračnech H I, které se nacházejí na zorném paprsku k pozorovateli k anomální disperzi, která je zvláště patrná na rezonanční frekvenci vodíkové čáry. Autoři tak zjistili během tří pozorovacích nocí, že v průběhu téměř dvouhodinových průběžných měření přišly signály v blízkosti rezonanční frekvence v daném mračnu až o 30 μ. dříve, než signály od této frekvence odlišnější. To znamená, že grupová rychlost rezonančních signálů byla vyšší, než kolik činí rychlost světla ve vakuu. To není v rozporu se speciální teorií relativity; naopak se pomocí této anomálie dá zjišťovat struktura rozložení mračen H I v Galaxii podél příslušného zorného paprsku.

Jak uvedl M. Kramer, zatím nejlepší kosmickou relativistickou laboratoř představuje binární pulsar J0737-3039 (CMa; vzdálenost 600 pc), objevený M. Burgayovou aj. v r. 2003. Díky vysoké stálosti impulzních period pulsaru A (0,023 s) i B (2,8 s) mají totiž astronomové k dispozici téměř ideální dvoje Einsteinovy hodiny pro měření jemných efektů teorie. Obě neutronové hvězdy o hmotnostech 1,35 M☉ obíhají kolem společného těžiště rychlostí 300 km/s v periodě 144 minut (!) po mírně eliptické dráze s výstředností e = 0,09. Vlivem ztráty energie soustavy gravitačním zářením se velká poloosa dráhy (800 tis. km) zmenšuje denně o 7 mm, takže obě neutronové hvězdy splynou za 85 mil. let. Následkem těchto parametrů lze v soustavě pozorovat už během krátké doby řadu efektů předpovídaných obecnou teorií relativity; např. relativistické stáčení periastra dosahuje nevídané hodnoty 17°/rok! (U Merkuru činí relativistické stáčení jen 43′/století.) Podle B. Perery aj. rádiový impuls pulsaru B od doby objevu plynule slábl a měnil svůj profil na dvojitý, až nakonec v březnu r. 2008 zcela vymizel. Příčinou je relativistická precese rotační osy neutronové hvězdy, která by měla vést k opětnému objevení tohoto impulsu v příštích desetiletích.

J. Weisberg aj. uveřejnili rozbor dlouhodobých měření změn impulsní periody klasického binárního pulsaru B1913+16 (Aql; vzdálenost 6,4 kpc; hmotnost neutronové hvězdy 1,44 M☉; impulzní perioda 0,06 s), za jehož objev v r. 1974 a následnou analýzu obdrželi v r. 1993 R. Hulse a J. Taylor Nobelovu cenu za fyziku. Jelikož i průvodce pulsaru je neutronová hvězda s hmotností 1,39 M☉, jde rovněž o dobrou relativistickou laboratoř, která umožňuje určovat empiricky hodnoty řady předpověděných relativistických efektů. Navíc lze odtud určit i vlastní pohyb pulsaru, který činí 1,6 úhlových milivteřin/rok. V květnu r. 2003 se impulsní perioda pulsaru skokem zkrátila v relativní míře o 4.10-11. Obě neutronové hvězdy obíhají kolem společného těžiště po silně výstředné (e = 0,62) dráze o délce velké poloosy 2 mil. km v periodě 7,75 h. Relativistické stáčení periastra je zesíleno vinou vysoké výstřednosti dráhy a činí 4,2°/rok.

Nejzajímavějším efektem je ovšem relativistická ztráta energie soustavy tempem 7.1024 W následkem vyzařování gravitačních vln, což způsobuje zkracování velké poloosy dráhy tempem 3,5 m/s. Obě složky soustavy proto splynou za nějakých 300 mil. let. Pozorovaný efekt je díky zmíněným dlouhodobým pozorováním ověřen v souladu s předpovědí obecné teorie relativity s přesností 0,2 promile.

Neméně pozoruhodné výsledky přineslo podle P. Demoresta aj. sledování milisekundového (3,15 ms) binárního pulsaru J1614-2230, jehož složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 8,7 d. Autoři ukázali, že oběžná rovina soustavy má sklon 89°, takže při přesném měření periody impulsů se projevuje Shapirovo zpoždění (4. efekt obecné teorie relativity) ve vyšší míře než u kteréhokoliv dalšího známého pulsaru. Odtud pak lze spočítat hmotnosti obou složek, jak ukázali F. Özel aj., kteří tak dostali pro průvodce pulsaru (bílého trpaslíka) hmotnost 0,5 M☉ a pro vlastní pulsar rekordně vysokou hodnotu 2,0 M☉. Odtud vyplývá, že pulsar představuje v tomto případě rychle rotující neutronovou hvězdu, jejíž extrémně vysoká hmotnost dává naději na detekci gravitačních vln s frekvencí <500 Hz.

Shapirovo zpoždění lze podle C. Markwardta a T. Strohmayera měřit také u milisekundového rentgenového pulsaru Sw J1749.4-2807, který je svým průvodcem o hmotnosti 0,7 M☉ a poloměru 0,85 R☉ dokonce zakrýván po dobu 37 min, tj. po 7 % délky oběžné periody 8,8 h. Jde o vůbec první takový případ mezi milisekundovými rentgenovými pulsary. Příslušná rentgenová světelná křivka byla získána pomocí družice RXTE. Odtud vyplývá, že složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v minimální vzdálenosti 570 tis. km po téměř dokonalé kružnici a oběžná rovina je skloněna k normále zorného paprsku pod úhlem 77°. Naneštěstí je rentgenové záření soustavy silně proměnné s časem, takže potrvá ještě delší dobu, než bude možné přesně určit hmotnost kompaktní složky a tím případně stanovit nové meze pro hmotnosti reálných neutronových či kvarkových hvězd.

C. Pallanca aj. nalezli pomocí nové kamery WFC3 HST optického průvodce binárního milisekundového pulsaru J1824-2425H v kulové hvězdokupě M28. Jde o trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti o o hmotnosti 0,7 M☉ a efektivní teplotě 6 kK, která se nachází v úhlové vzdálenosti 0,2′ od samotného pulsaru. Vysoká teplota hvězdy při její malé hmotnosti je důsledkem ohřevu blízkým pulsarem, jenž je od trpaslíka vzdálen jen asi 2 mil. km. Proto je poloměr trpaslíka 0,65 R☉ důkazem, že trpaslík již zcela vyplňuje svůj Rocheův lalok. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 0,44 d a jsou velmi staré - jejich stáří autoři odhadli na 13 mld. let. B. Knispel aj. poukázali na znamenité výsledky projektu sdíleného počítání Einstein@Home, v němž dobrovolníci ze 192 zemí světa hledají od r. 2009 pulsary v přehlídkách z 305m radioteleskopu v Arecibu. Programu se účastní již 250 tis. dobrovolníků, kteří mají k dispozici 100 tis. osobních počítačů a zpracovávají tak balíčky dat o velikosti 2 MB. K nejzajímavějším úlovkům projektu patří pulsar J2007+2722 s tokem jen 2 mJy na frekvenci 1,5 GHz, jenž má impulsní periodu 0,024 s, je od nás vzdálen přes 5 kpc a jeho stáří se odhaduje na plných 21 mil. let, takže magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy má indukci nižší než 2 MT.

3.3. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

T. Yuasa aj. zkoumali pomocí rentgenové družice Suzaku 17 bílých trpaslíků ve dvojhvězdách, nazývaných intermediální polary. Do této skupiny kataklyzmických rentgenových dvojhvězd s kompaktní složkou patří jen několik desítek objektů, v nichž úlohu kompaktní složky hrají bílí trpaslíci s prostředně silným (intermediálním) magnetických polem a druhou složku představuje hvězda hlavní posloupnosti, která předává svou hmotu do akrečního disku kolem bílého trpaslíka. Vnitřní část disku se však pohybuje podél relativně hustých magnetických siločar v podobě plynných proudů směrem k povrchu bílého trpaslíka. Autoři dokázali změřit hmotnosti bílých trpaslíků s přesností ±0,2 M☉ a tak našli poměrně vysokou střední hodnotu hmotnosti intermediálních polarů 0,9 M☉, přičemž indukce magnetického pole na jejich povrchu byla vesměs nižší než 100 kT. Teplota rentgenově svítícího plynu se však pohybovala v hodnotách >100 MK!

T. Güver aj. odvodili parametry neutronové hvězdy v rentgenové dvojhvězdě s nízkou hmotností složek (LMXB) 4U 1608-52 na základě pozorování družicí Newton. Nejpravděpodobnější vzdálenost soustavy odhadli na necelých 6 kpc a odtud pak určili poloměr neutronové hvězdy 9,3 km a její velmi vysokou hmotnost 1,7 M☉.

V. Doroshenko aj. studovali pomocí družic INTEGRAL, RXTE, ASM a aparatury BATSE na družici Compton dlouhoperiodický rentgenový pulsar ve dvojhvězdě GX 301-2, jejíž druhá složka je ranou hvězdou sp. třídy B o poloměru 43 R☉, ztrácející hmotu hvězdným větrem tempem 10-5 M☉/r. Impulsní perioda pulsaru 684 s je rekordně dlouhá a prodlužuje se velmi rychle relativním tempem 4.10-8. Soustava je od nás vzdálena několik kpc a obě složky kolem sebe obíhají po silně výstředné dráze (e = 0,5) v periodě 41,5 d, která se však plynule zkracuje rekordně rychlým tempem 3.10-5 d/r. Odtud vyplývá vysoká indukce magnetického pole neutronové hvězdy na úrovni 10 GT.

L. Gou aj. uvedli, že přechodný měkký rentgenový zdroj A0620-00 (=V616 Mon; vzdálenost 1,1 kpc) vykázal zatím nejdelší a největší rentgenový výbuch mezi všemi známými rentgenovými dvojhvězdami. Výbuch pozorovaný družicí OSO-8 se odehrál v letech 1975-1976 a zdroj měl v maximu intenzitu 50x vyšší než zdroj v Krabí mlhovině, což odpovídá teplotě 7 MK. Od té doby je však zdroj v souhvězdí Jednorožce v klidu. Autoři odvodili z analýzy výbuchu hmotnost černé díry v této soustavě na necelých 7 M☉ a její spin jen 0,1, což je nezvykle nízká hodnota (spiny ostatních černých děr se většinou blíží maximu 1,0).

K. Kubota aj. revidovali hmotnosti složek proslulé rentgenové zákrytové dvojhvězdy SS 433 (=V1343 Aql; 14 mag; vzdálenost 5,5 kpc) na základě spektroskopických měření radiálních rychlostí složek pomocí 8m teleskopů Subaru a Gemini-N. Ukázali, že hmotná složka, z níž přetéká plyn na horkou kompaktní složku (rentgenový zdroj), má hmotnost 10,4 M☉, zatímco nejpravděpodobnější hmotnost rentgenové složky dosahuje 2,5 M☉. Jelikož oběžná perioda dvojhvězdy 13,1 d je po 30 letech měření známa s vysokou přesností stejně jako sklon dráhy 79°, lze odtud odvodit rozmezí hmotnosti kompaktní složky 4,3 M☉ > Mx > 1,9 M☉, jež svědčí o tom, že jde s vysokou mírou pravděpodobnosti o hvězdnou černou díru. E. Seifinová a L. Titarchuk odvodili z rentgenových měření pomocí družice RXTE a z rádiových měření radioteleskopem RATAN-600 minimální hmotnost černé díry 4,3 M☉.

Objekt SS 433 lze tedy klasifikovat jako mikrokvasar, jak rovněž ukázal M. Bowler, jenž našel spektroskopické důkazy existence akrečního disku obklopujícího černou díru, jenž kolem ní rotuje postupnou rychlostí >500 km/s. Odtud však vychází podstatně vyšší hmotnost kompaktní složky >18 M☉ (horní mez dokonce <37 M☉), zatímco průvodce je rovněž velmi hmotná hvězda s hmotností 20 – 30 M☉, která však zcela nevyplňuje svůj Rocheův lalok, takže akreční disk je doplňován pouze přetokem plynu přes Lagrangeův bod L2. V každém případě je minimální hmotnost této podivuhodné soustavy >40 M☉.

R. Dunn aj. nalezli v archivu dat družice RXTE celkem 25 těsných rentgenových dvojhvězd, z toho dokonce dvě soustavy, které patří do Velkého Magellanova mračna. Kompaktní složky v těchto dvojhvězdách jsou vesměs hvězdné černé díry v rozmezí hmotností 6 – 10 M☉, zatímco jejich hvězdné průvodci mají hmotnosti v rozsahu 0,3 – 6 M☉. Oběžné doby jsou vesměs krátké, v rozmezí 4 – 153 h a vzdálenosti galaktických rentgenových dvojhvězd se pohybují v rozmezí 1,7 – 10 kpc od nás.

F. Valsecchi aj. popsali vlastnosti rentgenové dvojhvězdy X-7 v galaxii M33 (Tri; vzdálenost 840 kpc). Kompaktní složkou ve dvojhvězdě je černá díra o hmotnosti 16 M☉, obíhající kolem nadhvězdy o hmotnosti 70 M☉ po nepatrně výstředné dráze v periodě 3,5 d. Primární složkou dvojhvězdy je však nadhvězda sp. třídy O7 III s efektivní teplotou 35 kK a zářivým výkonem 500 kL☉! Stávající vývojové modely dokáží vysvětlit současné hmotnosti obou složek výměnou hmoty v těsné dvojhvězdě, ale selhávají při objasnění pozorované vysoké rentgenové svítivosti 2.1031 W akrečního disku kolem černé díry, jejíž spin činí 0,84.

H. Feng aj. zkoumali rentgenové světelné křivky dvou proměnných rentgenových zdrojů X42.3+59 a X41.4+60 v galaxii M82, vzdálené od nás 3,6 Mpc. Zdroje vzdálené od sebe úhlově jen 5′ lze částečně rozlišit jedině pomocí družice Chandra a odtud plyne, že druhý ze zdrojů je vůbec nejsvítivějším rentgenovým zdrojem ve zmíněné galaxii, zatím první z nich je slabší a výrazně proměnný v závislosti na čase. Právě u zdroje X42.3+59 se jim podařilo odhalit během období extrémně vysoké rentgenové svítivosti >1033 W kvaziperiodické oscilace rentgenového záření s frekvencemi 3 – 4 mHz. Nízkofrekvenční oscilace jsou důkazem extrémně vysoké hmotnosti příslušné černé díry, která se nachází daleko od centra zmíněné galaxie s překotnou tvorbou hvězd. Taková černá díra je schopná zářit v rentgenovém oboru spektra díky přímé akreci plynu z mezihvězdného prostředí a odtud pak plyne její extrémně vysoká hmotnost v intervalu 12 – 43 kM☉, čili jde o první solidní důkaz existence intermediálních černých děr (IMBH) s hmotnostmi o 1 – 4 řády vyššími než jsou typické hmotnosti černých děr, ale zato minimálně o řád nižšími než kolik dosahují černé veledíry v centrech naprosté většiny klasických galaxií.

M. Fiocchi aj. využili družice INTEGRAL k pokusu o identifikaci dosud objevených více než 700 zdrojů tvrdého rentgenového záření v energetickém pásmu 17 – 100 keV. Aparatura IBIS na družici dokáže odhalit zdroje, jejichž intenzita představuje jen promile intenzity zdroje v Krabí mlhovině a tak není divu, že asi třetina takto objevených zdrojů není až dosud identifikována. Autoři se proto zaměřili především na přesné určení polohy zmíněných zdrojů s přesností na zlomky obl. vteřin. Potom srovnali údaje z družic INTEGRAL a Chandras infračervenou přehlídkou 2MASS a s daty z pozemních Čerenkovových aparatur (HESS, MAGIC, VERITAS). Výsledek je ovšem velmi hubený: podařilo se jim identifikovat jen 5 zdrojů, typově jde o kupu galaxií, pulsar s mlhovinou pulsarového větru a galaxie s aktivními jádry. Pomalý pokrok v identifikaci svědčí o tom, že jde o mimořádně obtížný výzkum, ale zároveň právě zde se můžeme v nejbližších letech dočkat zajímavých překvapení.

V průběhu roku 2010 zasáhla do výzkumu záření gama naprosto originálním způsobem výtečná americká družice Fermi, pracující v energetickém pásmu 0,1 – 100 GeV, která dokončila přehlídku celé oblohy v pásmech 2 – 50 GeV s úhlovým rozlišením 2 – 4°. Podle G. Doblera aj. se pozoruje silný přebytek tohoto záření ve směru k centru Galaxie a dále podél vnitřní části hlavní roviny Galaxie. Jde o jakési vysokoenergetické „kouřmo“, které se vysvětluje jako interakce synchrotronově urychlených elektronů s interstelárními fotony (inverzní Comptonův jev). Obecně pak souhlasí mapa rozložení tvrdého záření gama s obdobnými mapami známé družice WMAP, což tuto domněnku potvrzuje. Koncem r. 2010 pak oznámili M. Su aj., že družice Fermi propátrala pomocí aparatury LAT i rozsáhlé oblasti vně hlavní roviny Galaxie a tak se ukázalo, že až do galaktických šířek ±50° sahají obří bubliny záření gama o průměru 8 kpc, jejichž výskyt souhlasí s údaji z družic WMAP i ROSAT, ale je doložen mnohem přesvědčivěji.

Zatím se jen spekuluje o příčinách vzniku a udržování tak obrovských útvarů v Galaxii, protože životnost fotonů gama v bublinách se odhaduje jen na 10 mil. let. Nejspíš jde o projev energetického galaktického větru z okolí černé veledíry v centru Galaxie, ale rozložení energie fotonů gama v bublinách příliš nesouhlasí s výpočty založenými na zmíněném inverzním Comptonově jevu.

J. Zhang aj. srovnali výsledky pozorování difúzního pozadí v energetickém pásmu gama pomocí družice Fermi s dřívějšími výsledky z družic PAMELA a stratosférického balonu ATIC, které vesměs poukazují na pozorovaný přebytek elektronů i pozitronů jak v zemské atmosféře tak v celé Galaxii v porovnání se stávajícími modely. Zatím se podařilo vyloučit, že za tento přebytek by snad mohly pulsary, ale ve hře je jednak kosmické záření vysokých a extrémně vysokých energií (zčásti neznámého původu!), popř. rozpady hypotetických částic skryté látky. Nejspíš jsme tedy na prahu závažných objevů, ale k jeho překročení bude potřebí získat kvalitní a dostatečně početné další údaje.

Jak ukázali A. Abdo aj., je však i daleký vesmír nečekaně průhledný pro energetické záření gama, neboť se již podařilo zachytit energetické paprsky gama (energie fotonů >10 GeV) od blazarů, popř. zábleskových zdrojů záření gama (GRB), až ze vzdálenosti 3,75 Gpc.

3.4. Astrofyzika extrémních hvězd

P. Crowther aj. zkoušeli určit hmotnosti hvězd v proslulých kupách extrémně hmotných hvězd NGC 3603 (Car; vzdálenost 7,6 kpc) a R136 v mlhovině Tarantule (30 Doradus) ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost 51 kpc). Hvězdokupy jsou tak hustě osídleny hvězdami, že jednotlivé hvězdy lze i ve velkých dalekohledech stěží rozlišit od sebe, což v minulosti vedlo k přeceňování jejich hmotností, protože obrazy hvězd splývaly. Nyní autoři použili 8m teleskopů VLT ESO a také snímků z HST, takže dostali mnohem spolehlivější i přesnější údaje. Jde pochopitelně o velmi mladé hvězdy, které vznikly asi před 1,5 mil. roků. Jejich současné hmotnosti se pohybují mezi 165 – 320 M☉, tedy až čtyřikrát výše, než naznačuje teorie.

J. Tomsick a M. Muterspaugh se snažili určit hmotnosti neutronových hvězd v rentgenových dvojhvězdách a zjistili, že ve většině případů jsou tyto hvězdy těsně nad Chandrasekharovou mezí, čili nejčastěji mají hmotnost 1,4 M☉. Nejpřesněji je určena hmotnost neutronové hvězdy v soustavě X Persei (vzdálenost 900 pc; oběžná doba 0,7 r; velká poloosa dráhy 2 AU; sp. průvodce O9.5; hmotnost 15 M☉): (1,40 ±0,04) M☉. Pouze tři neutronové hvězdy z této statistiky vybočují, a to GX 301-2 s hmotností (1,85 ±0,19) M☉; Vela X-1 s rekordní hmotností (2,0 ±0,1) M☉ a podobně hmotná neutronová hvězda v pulsaru J1614-2230 s hmotností (1,97 ±0.04) M☉.

Podobně F. Özel aj. našli mezi rentgenovými dvojhvězdami o nízké hmotnosti (LMXB) celkem 16 případů, kdy rentgenové záření vzniká akrecí plynu z hvězdného průvodce na černou díru. Tak se jim podařilo zjistit, že průměrná hmotnost černé díry v těchto soustavách dosahuje hodnoty (7,8 ±1,2) M☉, přičemž nenašli ani jediný případ, kdy by hmotnost černé díry klesla pod 5 M☉.

K. Belczynski aj. se zabývali otázkou, jakou nejvyšší hmotnost mohou mít hvězdné černé díry. Pro hvězdy s metalicitou 2 % metalicity Slunce se dá spočítat, že příslušné černé díry snadno dosáhnout maxima hmotnosti kolem 15 M☉ a tato mez rychle stoupá s dalším poklesem metalicity předchůdce černé díry, takže pro 1 % metalicitu sahá až k 80 M☉. Když tyto maxidíry akreují plynný materiál, může se příslušný „vysávaný“ akreční disk zjasnit na zářivý výkon až řádu 1033 W. Uvedené modelový výpočty však platí jen pro osamělé hvězdy.

D. Kasen a E. Ramirez-Ruiz modelovali průběh slapového rozpadu hvězdy v gravitačním poli hvězdné, popř. intermediální černé díry. Ukázali, že jen polovina hmoty slapově roztrhané hvězdy nakonec spadne do černé díry, zatímco druhá polovina je rozmetána vysokou rychlostí ve směrech pryč od černé díry. Rozmetávaný plyn začne opticky svítit asi týdne po slapovém rozpadu hvězdy a jas se dokonce zvýší až k zářivým výkonům řádu 1034 W (100 ML☉) během několika málo dnů. Měli bychom tedy pozorovat přechodný optický zdroj, který bude jakýmsi protějškem rentgenového vzplanutí od plynu dopadajícího vysokou rychlostí na povrch černé díry. Paradoxně jsou tyto jevy nápadnější v případě pádu na méně hmotné černé díry, protože jejich Schwarzschildovy poloměry jsou o 1-3 řády nižší, než u intermediálních černých děr, kde slapové síly jsou následkem toho o 3-9 řádů slabší a v případě černých veleděr mají už problém hvězdu vůbec slapově roztrhat.

3.5. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Rozrůstající se počty pozorovaných GRB odhalují některé nečekané vzácné jevy, k nímž patří zejména opožděný příchod energetických fotonů gama až po „měkkém začátku“ celého úkazu. Podle A. Giulianiho aj. našla aparatura EGRET na družici Compton za 6 let provozu jen 5 případů, kdy GRB svítil i v pásmu energií >100 MeV. Nedávno pak družice AGILE našla u krátkého GRB (SGRB) 090510 (poloha 2214-2635; z = 0,9; vzdálenost 2 Gpc) kratičký (0,2 s) měkký (<10 MeV) začátek vzplanutí, po němž nastoupila tvrdá fáze (>30 MeV) trvající desítky sekund. Přitom energie vyzářená v první fázi dosáhla hodnoty 8.1046 J, kdežto v delší druhé fázi se vyzářilo „jen“ 4.1045 J (obě hodnoty vycházejí z předpokladu, že zdroj záblesku byl izotropní; reálné zářivé výkony budou minimálně o řád nižší, protože všechny GRB vysílají většinu zářivé energie v relativně úzkých kuželech/výtryscích s vrcholovým úhlem do 15°).

C. Swenson aj. sledovali velmi neobvyklý průběh světelné křivky mimořádně jasného GRB 090926A, objeveného oběma aparaturami (GBM i LAT) družice Fermi a pozorovaného pak plynule družicí Swift od 13 h po vzplanutí gama. Vlastní GRB trval 20 s v pásmu energií 8 –1 000 keV s maximem toku pro energii 270 keV. Nicméně jeden foton s energií 20 GeV byl pozorován až 26 s po začátku úkazu. Družice Swift pozorovala od 13. hodiny po vzplanutí rentgenový dosvit aparaturou XRT a současně i optický dosvit aparaturou UVOT. Světelné křivky v obou pásmech měly standardní sestupný tvar s řadou krátkých vzplanutí, jež byly v obou oborech synchronizovány, ale s většími amplitudami v optickém pásmu. Na optické křivce byl 4. den po vzplanutí patrný zlom, odpovídající rozptylu záření původně úzkého výtrysku na cirkumstelárním plynu. Pomocí teleskopu UT2 VLT ESO se přitom podařilo změřit červený posuv dosvitu z = 2,1 odpovídající vzdálenosti zdroje 3,2 Gpc.

Optický dosvit s kolísajícím tokem byl pak sledován plných 23 dnů po vlastním vzplanutí, což je docela neobvyklé, ale nikoliv ojedinělé. Autoři totiž ukázali, že jde o docela typický průběh pro téměř všechny GRB, které byly při vzplanutí tak jasné, že aktivovaly aparaturu LAT na družici Fermi. Porovnání statistických údajů o výskytu GRB z družice Swift a z aparatury LAT prokázalo, že GRB zaznamenané LAT jsou energetičtější než 88 % GRB zaznamenaných družicí Swift a v souladu s tím mají nadprůměrně jasné rentgenové i optické dosvity.

V podstatě odtud vyplývá, že centrální zdroj GRB zcela neuhasíná ihned po konci vzplanutí GRB, ale ještě se vícekrát probouzí k měřitelné aktivitě, která se přirozeně nejvíce projevuje u dostatečně energetických GRB. A. Rau aj. vskutku potvrdili pomocí studia spekter optického dosvitu spektrografem FORS2 VLT, že energie výtrysků ze zdroje GRB dosáhla fantastické hodnoty >3,5.1045 J, což je možná jedna z nejvyšších hodnot pro dosud pozorované GRB. Přitom hroutící se hvězda vykazovala mimořádně nízkou metalicitu téměř stokrát nižší než je metalicita hvězd typu Slunce, takže zcela určitě patřila k hvězdám vzniklým poměrně brzo po velkém třesku.

Podobně G. Beskin aj. nalezli v záznamech širokoúhlé optické kamery TORTORA (zorné pole o ploše 24° × 32° na observatoři La Silla) doklad rychlé proměnnosti optického protějšku vůbec opticky nejjasnějšího GRB 080319B, kdy každý výkyv v oboru gama byl doprovázen obdobným kolísáním optického protějšku se zpožděním 2 s. Autoři odhadli, že tyto výkyvy působí velké množství neutronů v látce vyvržené ve výtryscích. Současně se ukázalo, že akrece žhavého plynu z mohutného disku na černou díru proběhla ve čtyřech oddělených epizodách. N. Tanvir aj. uvedli, že objekt mohl být v maximu patrně 5,3 mag, čili viditelný krátce i okem. Ze spekter a fotometrie optického protějšku a dosvitu pomocí HST, Gemini, VLT a Chandra odvodili z = 0,94 (vzdálenost 2,3 Gpc) a zlom ve světelné křivce v 11. dnu po vzplanutí. To dává pro energii výtrysků hodnotu >1045 J. Mateřská galaxie nejjasnějšího GRB v dosavadní historii jejich pozorování je kupodivu zcela podprůměrná; na snímcích dosahuje jen 27 mag, takže její absolutní bolometrická hvězdná velikost činí jen -17 mag; není proto divu, že vyniká jedině nízkou metalicitou.

Identifikaci vůbec nejvzdálenější mateřské galaxie jevu GRB ohlásili P. D'Avanzo aj., kteří k objevu využili dalekohledy VLT ESO. Samotný GRB 090205 trval v pásmu gama jen 1,6 s v klidové souřadnicové soustavě s ním spojené a na sestupné rentgenové světelné křivce překvapil zjasněním v intervalu 500 – 1 000 s po vlastním vzplanutí gama. Mateřská galaxie se prozradila vodíkovou čarou Ly-α, posunutou z ultrafialové až do infračervené oblasti spektra vzhledem k z = 4,65 (vzdálenost 3,8 Gpc; 1,3 mld. let po velkém třesku). Podle vzhledu spektra měla galaxie jen čtvrtinu metalicity Slunce, ale zato obsahovala populaci hvězd mladších než 150 mil. roků.

B. Cobb aj. pozorovali průběh světelné křivky optického dosvitu GRB 091127, jenž vzplanul relativně blízko (z = 0,5; vzdálenost 1,5 Gpc), takže jeho světelná křivka byla pozorovatelná od necelé hodiny až do 102 d po vzplanutí GRB. V 9. dnu po vzplanutí se jasnost dosvitu začala zvyšovat po plné dva týdny a teprve pak se obnovilo původní tempo poklesu. To znamená, že v přepočtu na místní soustavu souřadnic objektu GRB zhruba v 6. dnu po vzplanutí zdroj vybuchl jako supernova třídy Ic, která dosáhla v téže souřadnicové soustavě 15. d po vzplanutí maxima jasnosti, tj. absolutní hvězdné velikosti -19,0 mag; byla tedy v té době svítivější než 3 GL☉!

J. Halpern a E. Gotthelf nalezli magnetar v pozůstatku supernovy CTB 37B, v němž družice Chandra objevila rentgenový pulsar s impulsní periodou 3,8 s. Pulsar byl následně ztotožněn se zdrojem energetického záření gama HESS J1713-381. Pulsar je starý jen asi 1 tisíciletí a zářivý výkon uvolňovaný brzděním rotace neutronové hvězdy dosahuje hodnoty 4.1027 W, tedy o řád vyšší, než pozorujeme u celého Slunce. Jelikož se tempo rotace poměrně rychle brzdí, lze odtud spočítat, že magnetické pole na povrchu pulsaru dosahuje indukce 50 GT, čili fakticky jde o magnetar.

Y. Tanaka aj. oznámili, že zachytili nízkofrekvenční rádiové signály od magnetaru SGR J1550-5418 (Nor; vzdálenost 5 – 10 kpc; perioda rotace neutronové hvězdy 2,1 s; indukce magnetického pole ≈100 GT) pomocí rádiového teleskopu ATI v Sao Paulu, jenž zachycoval signály komerčních rádiových stanic v pásmu 3 – 30 kHz ze Severní Ameriky. Magnetar začal být nápadně aktivní koncem ledna 2009 a jeho záblesky byly tak silné, že ovlivňovaly kolísání vlastností spodní ionosféry Země, což se projevilo kolísáním příjmu nízkofrekvenčních signálů ze vzdálených stanic, jež se od ionosféry odrážejí zpět k zemskému povrchu. Časové rozlišení přijímače 1 s pak ukázalo korelaci kolísání rádiových signálů synchronně s individuálními záblesky gama. Astronomové tak získali novou lacinou a velmi účinnou metodu, jak zkoumat chování magnetarů, i když se zrovna nacházejí pod obzorem rádioteleskopu.

W. Fong aj. využili HST ke zkoumání vlastností 10 galaxií, v nichž byly pozorovány krátké SGRB, o nichž se soudí, že vznikají splynutím dvou neutronových hvězd v těsné dvojhvězdě. Ukázalo, se, že jde vesměs galaxie pozdních typů, v průměru dvakrát větší než mateřské galaxie, v nichž se vyskytly dlouhé GRB (LGRB). Medián vzdáleností SGRB od centra příslušné galaxie 5 kpc je dokonce pětkrát vyšší, než odpovídající parametr pro LGRB, které se pravidelně vyskytují v nejjasnějších částech centrálních oblastí mateřských galaxií. Domněnka o příčině vzplanutí SGRB je touto byť poměrně malou statistikou posílena.

A. Rowlinson aj. objevili optický dosvit u SGRB 080905A, což jim umožnilo změřit červený posuv z = 0,12, odpovídající vzdálenosti zdroje 475 Mpc, jde tedy o vůbec nejbližší dosud pozorovaný SGRB. Nachází se 18,5 kpc od centra mateřské galaxie, čili v oblasti, kde už prakticky tvorba hvězd neprobíhá, takže i tento objev posiluje domněnku o tom, že SGRB vznikají splynutím (starých) párů neutronových hvězd. Týž tým autorů nalezl také neobvykle silný rentgenový dosvit u SGRB 090515, jenž v pásmu gama zářil jen 0,04 s, ale za 200 s po vzplanutí se vynořil extrémně silný rentgenový dosvit, vůbec nejvyšší, který kdy družice Swift pro SGRB zaznamenala. Dosvit zůstával konstantní po dalších 300 s a pak náhle zmizel. Po 100 min od SGRB se vynořil i optický dosvit 26,5 mag, jehož červený posuv se však nestihlo změřit. Z těchto údajů autoři vyvodili, že díky splynutí dvou neutronových hvězd vznikl v tomto případě magnetar s extrémně silným magnetickým polem 3 TT a rychlou rotací v periodě několika desítek milisekund.

E. Troja aj. prohlédli záznamy z družice Swift, které časově předcházely vzplanutí SGRB a tak zjistili, že v 10 % případů předcházely hlavnímu vzplanutí zvýšené emise fotonů s předstihem až 13 s. Jak uvedli K. Belczynski aj., existuje výběrový efekt zvýhodňující zachycení úkazu LGRB oproti SGRB v poměru celého řádu. Všechny GRB s červeným posuvem z v intervalu 6 – 10 (stáří od velkého třesku 950 – 480 mil. let) pocházejí ze starých hvězd populace II, které v případě rychlého míchání těžších prvků („kovů“) vznikají nejčastěji v době zhruba 800 mil. let po velkém třesku (z ≈ 7). V místech, kde se kovy příliš nepromíchaly, nastává však vrchol tvorby hvězd populace II mnohem později, až v čase 2,2 mld. let po velkém třesku (z ≈ 3).

R. Perna a A. MacFadyen tvrdí, že promíchávání kovů je velmi důležité i pro LGRB, jejichž bezprostřední příčinou je zhroucení stárnoucí velmi hmotné hvězdy na černou díru (kolapsar). Kdyby však v hmotné hvězdě nebyla látka předem dobře promíchána, trvaly by LGRB nikoliv desítky sekund, ale spíše celé minuty i hodiny, což pozorování vůbec nepotvrzuje. K promíchávání může přispět pozorovaná velmi rychlá rotace hmotných hvězd.

Úloha GRB při výzkumu nejvzdálenějších oblastí vesmíru historicky stále roste, protože v letech 1963-1995 patřily rekordy v průzkumu hlubokého vesmíru kvasarům a od té doby je stále drží malé (=nejranější) galaxie, jenže nejvyšším tempem se zvedají rekordy vzdáleností právě pro GRB. V dubnu 2009 byl pozorován GRB 090423 s červeným posuvem z = 8,3 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří 620 mil. let po velkém třesku), jehož rádiový dosvit objevili P. Chandra aj. pomocí obří anténní soustavy VLA zhruba týden po samotném vzplanutí. Rádiový dosvit pak pozorovali ještě dva měsíce, což jim umožnilo vypočítat celkovou kinetickou energii uvolněnou během celého úkazu - jde o ohromující číslo 4.1046 J. Z toho autoři usoudili, že v tomto případě šlo o jiného předchůdce, než u GRB, které vzplanuly ve vesmíru později. Zřejmě šlo o nadhvězdu populace III, tj. I. generace, kde se na černou díru zhroutila krátkožijící hvězda o původní hmotnosti řádu 100 M☉. To by bylo v souladu s domněnkou P. Mészárose a M. Reese, že právě takové GRB by mohl být zachyceny moderními družicemi pro obor záření gama.

4. Mezihvězdná látka

F. Wyrowski aj. nalezli pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu APEX v poušti Atacama (nadmořská výška 5 100 m) ion hydroxylu OH+ v absorpci na frekvenci 909 GHz (vlnová délka 0,33 mm) ve známém rýžovišti mezihvězdných molekul Sgr B2 poblíž centra Galaxie. Jak ukázala měření, výskyt iontu je docela vysoký, takže lze v blízké budoucnosti očekávat v tomto frekvenčním pásmu jeho objevy v dalších mezihvězných molekulových mračnech.

M. Agúndez aj. objevili nejmenší molekulový anion - dvouatomový záporný ion kyanidu CN- pomocí 30m radioteleskopu IRAM pro pásmo milimetrových vln (frekvence 80 – 300 GHz) na Pico Veleta ve Španělsku. Ion nalezli ve vnější prachové obálce známé uhlíkové hvězdy IRC+10216 (=CW Leo; 700 R☉; 11 kL☉ var.; 2,2 kK; 0,8 M☉; vzdálenost ≈140 pc). Jeho množství představuje asi 1/4 % množství neutrálního CN v prachové obálce bohaté na uhlík.

L. Pagani aj. studovali pomocí Spitzerova teleskopu (SST) 110 centrálních oblastí prachových mračen v spektrálním pásmu 3,6 – 8 μm. Zjistili, že mračna jsou slabě osvětlována hvězdami, protože prachová zrnka v nich mají rozměry srovnatelné s vlnovou délkou blízkého infračerveného záření, takže jsou o řád větší, než běžný mezihvězdný prach.

J. Cami aj. objevili pomocí SST v mladé planetární mlhovině Tc 1 (vzdálenost 1,8 kpc) fullereny C60 i C70 jako neutrální molekuly o teplotách 330 K a 180 K. Plyn v mlhovině je zřejmě ochlazován prachovými zrníčky. Přitom efektivní teplota mateřského bílého trpaslíka v centru mlhoviny činí 30 kK. Množství obou fullerenů v mlhovině je na pozemské poměry úctyhodné, neboť dosahuje 6.10-8 M☉, resp. 5.10-8 M☉, tj. je řádově srovnatelné s hmotností pásma planetek ve Sluneční soustavě. Autoři též odhadli, že asi 1 % mezihvězdného uhlíku je zabudováno právě do fullerenů, které byly laboratorně objeveny teprve v r. 1985.

K. Sellgren aj. identifikovali pomocí SST pásy nejstabilnějšího fullerenu C60 v pásmu vlnových délek 7 – 19 μm v rozsáhlé (>1 pc) reflexní mlhovině NGC 2023 (Ori; vzdálenost 450 pc) a potvrdili též jeho předchozí nález v prototypu reflexních mlhovin NGC 7023 (Cep; rozměr 1,8 pc; vzdálenost 400 pc). I v těchto případech jsou molekuly fullerenu excitovány ultrafialovým zářením hvězdy, která ozařuje prachovou mlhovinu.

Jak připomněli T. Stanke aj., jednou z nejstarších dosud nerozřešených záhad na obloze je tmavá „klíčová dírka“, kterou objevil v r. 1774 W. Herschel uvnitř jasné reflexní mlhoviny NGC 1999 (Ori; vzdálenost 460 pc). Jeho sestra Karolina zapsala do pozorovacího deníku doslova: „Hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel“ (zde je v obloze opravdu díra). K vyřešení záhady byl povolán kosmický teleskop s příznačným jménem Herschel, který oblast zobrazil ve vlnových délkách 70 a 160 μm, dále pak pozemní přístroje, tj. 6,5m dalekohled Magellan a submilimetrové bolometry LABOCA a SABOCA radioteleskopu APEX. Ze všech těchto měření jednoznačně vyplývá, že W. Herschel měl pravdu: v mlhovině je opravdu prázdná díra, nikoliv chladná globule, z níž by jednou mohla vzniknout hvězda. Původ díry není zcela jasný, ale nejspíš byla doslova vydlabána krátkodobými výtrysky záření z vícenásobné hvězdné soustavy V380 Orionis, jejíž primární složka sp. třídy B9 má svítivost 100 L☉. Autoři soudí, že během nejbližších desítek tisíc let se díra opět vyplní mezihvězdným materiálem, pokud ovšem nedojde k dalšímu vydlabávání...

A. Riccaová aj. dokázali konečně vysvětlit původ donedávna neidentifikovaných mezihvězdných emisních pásů v blízké a střední infračervené oblasti spektra (3,3 – 11,2 μm), jež vesměs patří k polycyklickým aromatickým uhlovodíkům (PAH - Polycyclic Aromatic Hydrocarbons), např. koronen (C24H12), nebo ovalen (C32H14). Mezitím propočítali emisní spektra pro PAH s vyšším počtem (82 až 130) uhlíkových atomů v rozmezí od C82H24 až po C130H26. Dokázali tak pokrýt celé infračervené i submilimetrové pásmo 15 – 1 000 μm. Tyto výpočty přicházejí v pravou chvíli, protože v nejbližší době se otevře dokořán submilimetrové pásmo elektromagnetického spektra díky obří soustavě ALMA v chilské poušti Atacama.

P. Goldsmith aj. zjistili z pozorování SST, že chladný (200 K) molekulový vodík H2, který se dosud nedařilo odhalit spektroskopicky, je viditelný ve středním infračerveném pásmu na vlnových délkách 9,7 – 28,2 μm na vnějším povrchu obřího molekulového mračna v Býku jako „stříbrný“ lem, zcela v duchu úsloví, že i nejčernější mrak má stříbrný okraj. Podle autorů je tím prokázáno intenzivní turbulentní promíchávání molekulového vodíku z chladného vnitřku mračna směrem k teplejším okrajům, což významně ovlivňuje procesy tvorby nových hvězd v mračnech.

Přesně to potvrdili O. Berné aj., když pořídili mikrovlnný snímek proslulé mlhoviny v Orionu (M42; vzdálenost 414 pc) pomocí mikrovlnné družice Planck. Na snímku je vidět, že na povrchu mračna jsou patrné vlnovité struktury, které vznikly díky tzv. Kelvinově-Helmholtzově nestabilitě vznikající na rozhraní tekutin různých hustot a rychlostí. V tomto případě šlo o ohřáté plazma, které se sráželo při rozpínání mlhoviny se starším chladným molekulovým plynem. Rychlost rozpínání mlhoviny 3 km/s změřil již dříve SST. Obří molekulové mračno v mlhovině dalo za posledních 12 mil. roků život desítkám tisíc hvězd, z čehož zhruba jedno promile tvoří hvězdy s hmotností >8 M☉, jejichž životnost dosahuje nanejvýš 40 mil. roků.

S. Guieu aj. zkoumali pomocí SST mlhovinu IC 2118 o úhlové délce 5°, nazývanou též „Hlava čarodějnice“, jež se nachází v podobné vzdálenosti jako M42, ale zato v úhlové vzdálenosti 7° od Trapezu ve směru k jasnému Rigelu (β Ori; 0,3 mag; sp. B8 I; vzdálenost 260 pc), od něhož je úhlově vzdálena 2,5°. V mlhovině našli šest nových mladých hvězdných objektů (YSO - Young Stellar Objects), jejichž vznik byl doslova vynucen ultrafialovým ozařováním chladného molekulového plynu hvězdami Trapezu a Rigelem.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdné asociace a hvězdokupy

J. Converse a S. Stahler simulovali dynamiku vývoje otevřené hvězdokupy Plejády (=M45; vzdálenost ≈125 pc) pomocí simulace, která začala stavem Plejád v době jejich vzniku před 125 mil. let a vedla co nejblíže k jejich současné konfiguraci. Odtud pak simulace pokračovala do budoucnosti. Úplný vývojový scénář pro hvězdokupu začal tím, že vzniklé hvězdy odstraňovaly ze svého okolí molekulový plyn, v němž vznikly, tak dlouho, až zcela vymizel. Tím se celá soustava rozvolnila a její centrální hustota se snížila na polovinu původní hodnoty. V rané fázi života hvězdokupy se téměř všechny hvězdy vyskytovaly v těsných párech, jež ztrácely oběžnou energii, čímž se jejich oběžné periody zkracovaly a hvězdokupa jako celek se ohřívala. Tento trend bude pokračovat i v nejbližších stovkách milionů let, takže centrální hustota se bude i nadále snižovat a hvězdokupa bude zvětšovat své rozměry, k čemuž navíc přispěje i ztráta hmoty z hvězd v průběhu jejich termonukleárního vývoje. Později gravitační vazby uvnitř hvězdokupy dále zeslábnou buď proto, že hvězdokupa projde v blízkosti obřího molekulového mračna, anebo i tím, že na ni začnou destruktivně působit slapové síly centra Galaxie. Ty způsobí rozpad hvězdokupy nejpozději za 1 mld. let od současnosti.

J. Davenport a E. Sandquist studovali rozložení hvězd ve staré otevřené hvězdokupě M67 (Cnc; vzdálenost ≈850 pc; stáří ≈4 mld. let;) pomocí dat z přehlídky SDSS. Jádro hvězdokupy má úhlový poloměr 8′, ale halo sahá až do úhlové vzdálenosti 60′ od centra. Z rozložení poloh téměř 1,4 tis. hvězd se ukázalo, že halo je protaženo ve směru vlastního pohybu hvězdokupy, což znamená, že hvězdokupa se již začíná rozpadat. Na vině jsou její průlety hlavní rovinou Galaxie, kterých za svou existenci absolvovala již 17.

I. Thompson aj. určili elementy zákrytové dvojhvězdy V69 v kulové hvězdokupě 47 Tuc (=NGC 104). Oddělená soustava se skládá ze starých hvězd populace II (metalicita -0,7), které kolem sebe obíhají v periodě 29,5 d po dráze s mírnou výstředností (e = 0,06). Poloměry složek jsou po řadě 1,3 a 1,2 R☉, svítivosti 1,9 a 1,5 L☉ a hmotnosti 0,88 a 0,86 M☉. Odtud vychází stáří soustavy 11,25 mld. roků a jejich vzdálenost od nás 4,7 kpc.

J. Anderson a R. van der Marel využili kamery ACS HST k sestavení fotometrického katalogu 1,2 mil. hvězd v centrálním poli (10′x 10′) pro kulovou hvězdokupu ω Cen (vzdálenost 4,7 kpc). Snímky opakovali po dobu 4 let a tím získali vlastní pohyby v menším výseku téhož pole pro více než 100 tis. hvězd. Mohli tak s větší přesností otestovat tvrzení E. Noyolové aj. z r. 2008, že v centru této hvězdokupy, která je někdy považována dokonce za trpasličí galaxii, se nachází intermediální černá díra s hmotností 30 – 40 kM☉. Nová a početnější měření však ukázala, že v bezprostředním okolí centra hvězdokupy vlastní pohyby nijak výrazně nerostou, což dává horní mez pro hmotnost případné černé díry jen 12 kM☉, ale nejlepší model popisující současné rozložení vlastních pohybů se bez centrální černé díry zcela obejde.

5.2. Naše Galaxie

G. Ponti aj. objevili světelnou ozvěnu výbuchu zdroje Sgr A*, když pomocí rentgenové družice Newton sledovali od září 2001 do dubna 2009 spektrum molekulového mračna vzdáleného úhlově 15′ od zmíněného mračna celkem ve 13 epochách. Za tu dobu nashromáždili 14 dnů úhrnné expozice, jež ukázala, jak po povrchu mračna superluminálně klouže silně krátkodobě proměnný odlesk výbuchu ze zdroje Sgr A* , který se musel odehrát více než 100 let před tímto pozorováním. Autoři odhadli, že výbuch trval minimálně desítky let, ale v extrémním případě až 400 roků. Z intenzity rentgenových čar Fe K-α a K-β v odlesku se dal určit zářivý výkon během výbuchu 1,5.1032 W (≈400 kL☉), zatímco od té doby až dosud svítí střed Galaxie s výkonem o tři řády nižším, tj. o osm řádů pod Eddingtonovým limitem. (Limit je definován jako hydrostatická rovnováha mezi tlakem záření snažícím se zdroj rozepnout a gravitací téhož zdroje, která se snaží zdroj smrštit.) To znamená, že černá veledíra v centru Galaxie o hmotnosti přes 4 MM☉ je v současné době (tj. před 26 tis. lety v jejím lokálním čase) mimořádně klidná, čili nepohlcuje téměř žádnou hmotu ze svého okolí. V době výbuchu však zářivý výkon centra Galaxie odpovídal přibližně Eddingtonovu limitu pro standardní hvězdnou černou díru, takže je možné, že tehdy probíhalo její pohlcování černou veledírou.

Y. Kato aj. využili nedávno objevených kvaziperiodických rádiových oscilací (s periodami v rozmezí 17 – 56 min) v bezprostředním okolí černé veledíry v jádře Galaxie k určení spinu a této k nám nejbližší (8 kpc) veledíry. Hodnota a = 0,44 je překvapivě nízká (extragalaktické černé veledíry mívají spiny a ≈ 0,95, tj. blízké teoretickému maximu 1,0). Spiny veleděr zvyšuje akrece materiálu z disku a naopak je zmenšuje zpomalování rotace veleděr Blandfordovým-Znajekovým mechanismem, ve shodě s nímž má akreční disk kolem veledíry silné dipólové magnetické pole, jež dokáže extrahovat rotační energii veledíry a tím její spin snižuje. To znamená, že akrece na naši veledíru je v současnosti s extrakcí energie magnetickým polem v rovnováze.

J. Eyre se věnoval slapovému proudu hvězd GD-1. Vlastní pohyby hvězd tohoto proudu známe v současnosti s přesností 0,004′/rok. Odtud lze určit, že proud je od centra Galaxie vzdálen 8 kpc se sklonem 37° a retrográdním oběhem hvězd vůči směru pohybu našeho Slunce. Problémem pro pochopení jeho vzniku a dalšího vývoje je však nedostatečně přesná hodnota vzdálenosti Slunce od centra Galaxie, takže je potřebí využít nových přehlídek vlastních pohybů, které už probíhají, nebo se v nejbližší době spustí. Konkrétně přehlídka PanSTARRS zlepší přesnost vlastních pohybů 4x, čímž se chyby vzdáleností hvězd sníží z 50 % na 10 %. Pro vzdálenější hvězdy do 30 kpc pak přehlídky LSST a Gaia zlepší přesnost v určování vzdáleností na 14 %. Potřebujeme však také mít velmi přesné vzdálenosti hvězd do 30 pc od Slunce, abychom zvýšili přesnost v určení kruhové oběžné rychlosti hvězd ve slunečním okolí. To vše jsou nezbytné podmínky pro zlepšení našich vědomosti jak o struktuře Galaxie, tak o jejím vývoji.

O tom, že současná situace v určování vzdálenosti galaktického centra není uspokojivá, svědčí i nejnovější výsledek D. Majaesse, jenž vybral početné proměnné hvězdy typu RR Lyrae, pozorované během přehlídky gravitačních mikročoček v projektu OGLE. Výsledná hodnota vzdálenosti Slunce od centra Galaxie (8,1 ±0,6) kpc má relativní chybu skoro 7,5 % a ta se pak šíří mezi všechna další odtud odvozované vzdálenosti kosmických objektů po celé Galaxii.

Ze stejného důvodu nejsou nijak přesné ani naše znalosti o rozsáhlém halu skryté látky naší Galaxie, jak zjistili N. Przybilla aj. Původní odhady hmotnosti hala vycházely ze sledování vlastních pohybů 2,4 tis. modrých hvězd ve vodorovné větvi diagramu HR a dávaly hodnotu kolem 2 TM☉, jenže novější měření z r. 2008 snížila tuto hodnotu na polovinu. Autoři nové práce objevili, že v halu Galaxie se vyskytuje hvězda populace II SDSS J1539+0239, jež se pohybuje vůči centru Galaxie prostorovou rychlostí 694 km/s. Má-li být tato rychlost nižší než úniková, musí být hmotnost skryté látky hala minimálně 1,7 TM☉ a celá Galaxie pak má hmotnost alespoň 1,8 TM☉, jenže střední chyba této hodnoty činí plných 60 %! O hmotnosti hala tak fakticky rozhoduje pozorování jediné rychlé hvězdy, což je pochopitelně naprosto neudržitelná situace, kterou by však zmíněné nové přehlídky hvězd v Galaxii měly postupně zlepšit.

O. Gnedin aj se pokusili o vykreslení profilu rozložení hmoty v radiálním směru od centra Galaxie do vzdálenosti celých 80 kpc. K tomu se právě hodí hvězdy s mimořádně vysokými prostorovými rychlostmi. Rozptyl radiálních složek rychlostí těchto hvězd klesá v rozmezí vzdálenosti od centra 25 – 80 kpc velmi málo. Podobný trend vykazují i odhady hodnot kruhových rychlostí, jež se zde pohybují v rozmezí 175 – 231 km/s, přičemž střední hodnota pro celé zmíněné rozpětí činí 193 km/s. Odtud lze vyvodit, že do poloměru 80 kpc se v Galaxii nachází pouze 700 GM☉ hmoty; skrytá látka tak zůstává v tomto případě ještě více skrytá...

Naproti tomu značný pokrok zaznamenalo určování trigonometrických vzdáleností mezihvězdných mračen pomocí rádiových maserů, jak ukázali V. Bobylev a A. Bajková. V současnosti jsou v Galaxii známy paralaxy 28 maserů, s nimiž je spojeno 25 oblastí překotné tvorby hvězd v galaktocentrických vzdálenostech 3 – 14 kpc. Odtud vycházejí nové hodnoty Oortových konstant pro rotaci Galaxie. A = 18 km/s; B = -13 km/s a kruhová oběžná rychlost ve vzdálenosti Slunce plných 248 km/s. Složky prostorové rychlosti Slunce vůči středu místní klidové soustavy činí po řadě 5,5; 11 a 8 km/s.

5.3. Místní soustava galaxií

A. Abdo aj. uveřejnili první údaje o jedenáctiměsíčním sledování galaxie Velké Magellanovo mračno (VMM) pomocí aparatury LAT na družici Fermi. Galaxie je v oboru energetického záření gama velmi dobře patrná na úrovni 33násobku střední kvadratické odchylky. Nejzřetelnější je podle očekávání oblast překotné tvorby hvězd kolem hvězdy 30 Doradus. Nepřímo tak potvrdili, že odtamtud také přicházejí energetické paprsky kosmického záření. Koncem r. 2010 autoři publikovali i výsledky 17měsíčního sledování Malého Magellanova mračna (MMM), kde našli stálý zdroj o úhlovém průměru 3° zářící v pásmu >100 MeV . Z měření vyplývá, že tok kosmického záření od MMM představuje 15 % toku téhož záření z naší Galaxie.

Stejný tým se rovněž pokusil pozorovat v oboru energetického záření gama i galaxie M31 a M33. Po dvou letech sledování se jim podařilo nalézt měřitelný signál od galaxie M31 v pásmu energií fotonů 0,2 – 20 GeV, což znamená, že zářivý výkon galaxie v Andromedě je v tomto pásmu asi poloviční v porovnání s naší Galaxií, takže Andromeda produkuje asi jen třetinu energetických paprsků kosmického záření ve srovnání s Galaxií. Galaxii M33 v Trojúhelníku se zatím v oboru záření gama rozpoznat nezdařilo; citlivost aparatury LAT není zkrátka postačující.

K. Glatt aj. zkoumali vlastnosti mladých hvězdokup ve stáří do 1 mld.let v obou Magellanových mračnech. Ve VMM našli celkem 1,2 tis. hvězdokup, kdež v MMM jen něco přes 300. Z barevných diagramů hvězd ve hvězdokupách dokázali určit jejich individuální stáří v rozmezí 10 – 1 000 mil. let. Obě Mračna mají velmi nízkou průměrnou metalicitu: VMM jen 0,8 % sluneční a MMM ještě dvakrát nižší. VMM prodělalo dvě epizody zvýšené tvorby hvězdokup před 800 mil. a 125 mil. let, kdežto MMM před 630 mil., 160 mil. a 8 mil. let. Nejstarší epizody souvisejí se vzájemný přiblížením obou Mračen k sobě.

D. Nidever aj. zkoumali na frekvenci 1,4 GHz (vlnová délka 211 mm) pomocí 100m radioteleskopu GBT Green Bank v Záp. Virginii celkovou konfiguraci Magellanova proudu, objeveného již r. 1972. Proud začíná u VMM a směřuje nejprve k MMM, odkud se obloukem vrací k naší Galaxii. Podle současných měření má úhlovou délku 140° a je starý 2,5 mld. let. Tehdy probíhala v obou Mračnech překotná tvorba hvězd. Autoři však zjistili, že proud prochází dále hlavní rovinou Galaxie a v podobě oddělených vláken pokračuje ještě dále až do úhlové vzdálenosti 60°, čili jeho souhrnná délka dosahuje neuvěřitelných 200°.

S. Deb a H. Singh využili údajů z projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE k určení přesných fotometrických parametrů pro cca 350 proměnných hvězd typu RR Lyr v MMM. Odtud odvodili jejich průměrnou metalicitu téměř o 2 řády nižší než u Slunce, dále teploty, poloměry, svítivosti i hmotnosti a zejména jejich střední absolutní hvězdné velikosti 0,77 mag. To jim pak umožnilo nezávisle určit vzdálenost MMM 59,2 kpc se statistickou střední chybou kolem 1 %. A. Ciechanowska aj. si vybrali pro stanovení vzdálenosti MMM 19 klasických cefeid typu II, jejichž jasnosti měřili v blízkém infračerveném pásmu, kde má vztah Leavittové nejmenší rozptyl měření (projekt ARAUCARIA). Obdrželi tak vzdálenost 58,9 kpc, která s přesností na 0,5 % souhlasí s hodnotou odvozenou pomocí proměnných typu RR Lyr.

P. North aj. pozorovali pomocí spektrografu FLAMES VLT ESO celkem 33 zákrytových dvojhvězd v MMM, z nichž 23 bylo oddělených, 9 polodotykových a jen jedna byla dotyková se společnou obálkou. Všechny hvězdy vynikaly nízkou metalicitou pro MMM typickou a z jejich elementů vyplynula podstatně větší vzdálenost MMM 66,4 kpc. Je ovšem možné, že odchylka souvisí s tloušťkou MMM ve směru zorného paprsku, která činí 7,6 kpc. Tři z pozorovaných zákrytových dvojhvězd vykazují rychlé stáčení přímky apsid - v jednom případě proběhne celá otočka za pouhých 7,6 let.

F. Vilardell aj. pozorovali dvě zákrytové dvojhvězdy v galaxii M31 (And) a odtud odvodili jejich vzdálenost (744 ±33) kpc, tj. se statistickou střední chybou <5 %. L. Watkinsová aj. využili údajů o poloze, vzdálenosti, radiálních rychlostech a vlastních pohybech hvězd v halech, kulových hvězdokupách a v satelitních galaxiích k odhadu celkové hmotnosti hlavních galaxií Místní soustavy. Pro naši Galaxii s 26 satelitními galaxiemi spočítali její hmotnost v oblasti o průměru 300 kpc na (1,2 – 2,7) TM☉. Pro galaxii M31 s 23 satelity dostali hmotnost (1,4 ±0,4) TM☉.

5.4. Cizí galaxie

G. Pietrzynski aj. nalezli v letech 2003-2005 v rámci projektu ARACAURIA celkem 17 cefeid v hloučku blízkých galaxií v souhvězdí Sochaře. Odtud určili pomocí vztahu Leavittové vzdálenost 1,9 Mpc pro galaxie NGC 55 a NGC 300 a 3,4 Mpc pro spirální galaxie NGC 247 a NGC 7793. Z těchto měření je zřejmé, že hlouček galaxií je protáhlý ve směru k naší Galaxii.

P. Crowther aj. dokázali, že rentgenový zdroj NGC 300 X-1 souvisí s hvězdnou černou dírou, která je členem soustavy těsné dvojhvězdy, kde druhou složkou je Wolfova-Rayetova hvězda o hmotnosti 15 – 26 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 32 h, což pak znamená, že černá díra má hmotnost 14,5 – 20 M☉. Naše znalosti o hvězdných černých děrách v sousedních galaxiích jsou dosud kusé, ale tento případ je výjimečný tím, že jde o jednu z nejhmotnějších hvězdných černých děr dosud objevených. Podobně A. Patruno a L. Zampieri našli hvězdnou černou díru ve dvojhvězdném rentgenovém zdroji X-2 v blízké galaxii NGC 1313 (Ret; vzdálenost 4 Mpc). Jejím průvodcem je hmotná hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 12 – 15 M☉, jež kolem černé díry o hmotnosti 50 – 100 M☉ (!) obíhá v periodě 6,1 d. Rentgenový zdroj má průměrný zářivý výkon řádu 1032 W, ale občas se zjasní až o řád. Autoři odhadují, že dvojice je stará ≈20 mil. let.

Neúnavná družice Fermi odhalila stálý tok energetické záření gama v blízkých galaxiích s překotnou tvorbou hvězd M82 (=NGC 3034; UMa; vzdálenost 3,5 Mpc) a NGC 253 (Scl; 3,5 Mpc), které nejspíš vzniká srážkami částic energetického kosmického záření s jádry atomů hustého mezihvězdného plynu v kolébkách rodících se hvězd. Autoři odhadli, že intenzita kosmického záření o vysokých energiích v galaxii M82 převyšuje touž intenzitu naší Galaxie asi 500krát, což je dáno častými výbuchy supernov a silnými magnetickými poli ve zmíněných kolébkách.

M. Lee aj. využili přehlídky SDSS k objevu kulových hvězdokup v obří kupě galaxií v souhvězdí Panny (vzdálenost kupy 16,5 Mpc). Tyto hvězdokupy obsahující minimálně tisíce hvězd však nejsou vázány na jednotlivé galaxie, protože se vyskytují v intergalaktickém prostoru, a to až do vzdálenosti 1,5 Mpc od těžiště kupy poblíž známé galaxie M87. Hvězdokupy se dokonce vyskytují v menších hnízdech vně galaxií a mohou tak sloužit jako dobré indikátory rozložení skryté látky v celé kupě galaxií.

N. Inogamov a R. Sjunjajev ukázali, že obří černá veledíra v jádře galaxie M87 o hmotnosti 3 – 6 GM☉ a Schwarzschildově poloměru řádu 1013 m je obklopena žhavým plynem zářícím v rentgenovém pásmu spektra, protože dochází k jeho akreci na veledíru. Kuriózní shodou okolností je úhlový průměr Schwarzchildova poloměru (přibližně 6 μ.s) týž jako úhlový průměr daleko menšího Schwarzchildova poloměru černé veledíry v jádře naší Galaxie, takže studium obou interakcí je technicky stejně snadné, či spíše stejně náročné. Je naprosto záhadné, proč akrece na veledíru v galaxii M87 dává rentgenový zářivý výkon 7.1033 W, zatímco u naší Galaxie je tento výkon o 8 řádů nižší; lze ji dokonce označit za spící Růženku mezi veleděrami v jádrech spirálních galaxií.

J. Irwin aj. nalezli přesvědčivé důkazy o tom, že v extrémně svítivém rentgenovém zdroji CXO J0338-35 v eliptické galaxii NGC 1399 (For; vzdálenost 20 Mpc) se nejspíš nachází intermediální černá díra o hmotnosti >1 kM☉. Svědčí o tom jak výskyt zakázaných čar [O III] a [N II] v optickém spektru, tak i pohyby rychlostí 70 km/s kolem centra objektu, pozorované obřím 6,5m teleskopem Magellan na observatoři Las Campanas v Chile. Zářivý výkon v každé čáře dosahuje neuvěřitelných 1029 W, tj. je téměř o tři řády vyšší než bolometrický zářivý výkon Slunce. Jelikož rentgenový zdroj souhlasí svou polohou s centrem kulové hvězdokupy, autoři soudí, že jsme svědky slapového trhání a požírání bílého trpaslíka intermediální černou dírou.

S. Karl aj. modelovali dráhový vývoj k nám nejbližších aktuálně interagujících galaxií Tykadla (NGC 4038/4039; Crv; 22 Mpc). Galaxie evidentně kolem sebe obíhají v dosti těsném sevření, což vede k úžasným ohňostrojům překotné tvorby hvězd a výrazným morfologických deformacím obou objektů, takže jde nepochybně, o doslova učebnicový příklad toho, co se děje před splynutím dvou galaxií. Autoři zjistili, že tato gigantická tělesa se podruhé setkala před 40 mil. lety a k jejich konečnému splynutí dojde za 50 mil. let.

D. Meier aj. studovali strukturu spirální galaxie s příčkou IRAS 04296+2923 (Tau; vzdálenost 29 Mpc), která vyniká nápadným přebytkem infračerveného záření, takže je v tomto oboru jasnější než zmíněná Tykadla, nebo galaxie M82. Ukázali, že přímo v jádře galaxie probíhá epizoda překotné tvorby hvězd ve dvou hvězdokupách navzájem vzdálených jen 50 pc. Každá z nich má hmotnost kolem 10 MM☉ a hvězdy se v nich tvoří tempem 12 M☉/rok. Už teď obsahují dohromady řádově sto tisíc mladých hmotných hvězd spektrálních tříd ranějších než O7. V celé galaxii přibývají každý rok hvězdy o souhrnné hmotnosti 25 M☉. Jde totiž o galaxii v relativně blízkém okolí naší Galaxie, jež vyniká nejvyšším podílem plynu na její úhrnné hmotnosti, takže stavebního materiálu pro hvězdy je nadbytek. Autoři se domnívají, že pozorujeme počátek epizody vzniku ultrasvítivé infračervené galaxie, která bude trvat přibližně 100 mil. let. Během té doby vzniknou uvnitř galaxie hvězdy o celkové hmotnosti 6 GM☉.

L. Tacconi aj. si položili otázku, co je příčinou nižšího a vyššího tempa tvorby hvězd v galaxiích různého stáří. Porovnali tak údaje o výskytu chladných (10 – 100 K) molekulových mračen v galaxiích blízkých (současných) a skupin galaxií s červenými posuvy kolem z = 1,2 a 2,3, tj. pro stáří 40 % (5,5 mld. let po velkém třesku) a 24 % (3,3 mld. let po velkém třesku). Z infračervených a mikrovlnných měření tak zjistili, že v naší Galaxii vzniká za rok jen několik málo násobků M☉ nových hvězd proto, že Galaxie má 3krát méně plynu než středně staré galaxie a dokonce o řád méně plynu než relativně mladé galaxie, pozorované v kosmologických vzdálenostech. Mladé galaxie však měly jen 1/4 počtu hvězd a středně staré asi polovinu počtu hvězd v porovnání se současným stavem naší Galaxie. Pokles tempa tvorby hvězd je tedy zákonitým důsledkem spotřeby mezihvězdného plynu při předešlé rychlé tvorbě hvězd.

Podobně R. Delgado Serrano aj. ukázali ze srovnání morfologie 148 galaxií z přehlídky GOODS a 116 lokálních galaxií, že před 6 miliardami let byla četnost pekuliárních galaxií nepravidelných tvarů pětkrát vyšší než je dnes a naopak pravidelných spirálních galaxií bylo tehdy 2,3krát méně než dnes. To prakticky znamená, že z řady pekuliárních galaxií se vyvinuly současné spirální galaxie při vzájemných srážkách pekuliárních galaxií v čase, kdy byly dostatečně bohaté na mezihvězdný plyn. To je též důvod, proč Hubble zavedl morfologickou klasifikaci, podle níž rozčlenil galaxie na eliptické, spirální, čočkovité a pekuliární.

S. Iguchi aj. zjistili z rádiových pozorování radioteleskopy v Nobeyamě a IRAM na Plateau de Bure a interferometrem VLBA, že obří eliptická rádiová galaxie 3C 66B (vzdálenost 90 Mpc) skrývá ve svém centru těsný pár černých veleděr o hmotnostech 1,2 GM☉ a 0,7 GM☉, jež kolem sebe obíhají v periodě něco málo přes 1 rok v průměrné vzdálenosti asi 50 Schwarzschildových poloměrů. Odtud vyplývá, že obě veledíry splynou vinou silného vyzařování gravitačních vln v dohledné budoucnosti přibližně 500 let. Obří galaxie se navíc honosí dvěma protilehlými kolimovanými výtrysky o délce 100 kpc.

L. Caramete a P. Biermann se pokusili určit průběh funkce hmotnosti pro černé veledíry v lokálním vesmíru do vzdálenosti 100 Mpc od Slunce. Použili k tomu údaje z infračerveného katalogu 2MASS a vztahu mezi hmotností galaktické výdutě a hmotností příslušné černé veledíry. Z téměř 6 tisíc kandidátů vybrali necelé 3 tisíce těch, které mají spolehlivé údaje a hmotnosti >3 MM☉. V přepočtu na celou oblohu pak vychází že v lokálním vesmíru se nachází asi 24 tis. černých veleděr s hmotnostmi >10 MM☉, tj. na čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru 0,6 černé veledíry.

L. Mayer aj. však ukázali na základě numerických simulací srážek hmotných galaxií, že většina černých veleděr vznikla v raných fázích vývoje vesmíru, tj. zhruba v prvních dvou pětinách dosavadního věku vesmíru, často již ke konci první miliardy let po velkém třesku. Podle B. Kellyho aj. vrcholí četnost výskytu veleděr ve vesmíru v čase 3,3 mld. let po velkém třesku. Nejhmotnější černé veledíry mohou dosáhnout hmotností až 30 GM☉. Nicméně jejich pozorovatelná aktivita vyvolaná akrecí hvězd a mezihvězdného plynu pomalu slábne, až s rostoucím stářím vesmíru zcela ustává. S. Sethi aj. ukázal, že pokud je prvotní plyn dostatečně horký (>10 kK), může se přímo řítit na narůstající černou veledíru, aniž by musel před svým vsáknutím do ní prodlévat v akrečním disku. Stačí k tomu slaboučké magnetické pole v okolí veledíry na úrovni >0,4 pT. Právě tak lze vysvětlit rychlý nárůst hmotnosti černých veleděr v době, kdy stáří vesmíru ještě nedosahovalo ani 1 mld. let.

F. Renaud aj. simulovali pomocí zjednodušeného modelu N těles srážkový vývoj proslulého Stephanova kvintetu (Peg; vzdálenost cca 92 Mpc), objeveného M. Stephanem již v r. 1877. Ve skutečnosti nejjasnější složka kvintetu NGC 7320 k ostatním členům kvintetu fyzicky nepatří; pouze se do tohoto směru promítá a je fakticky k nám podstatně blíž (11 Mpc). Do „kvintetu“ patří největší galaxie NGC 7319 (91,6 Mpc), dále NGC 7317 (92,1 Mpc), NGC 7320c (92,1 Mpc); 7318a (92,9 Mpc) a NGC 7318b (80,8 Mpc), z nichž většina je navzájem propojena slapovými chvosty z předešlých těsných průletů či dokonce srážek. Podle zmíněné simulace došlo k prvnímu těsnému průletu galaxie 7320c v těsné blízkosti 7319 před 260 mil. let.; před 80 mil. let se k tomuto páru přiblížila 7318a a k této trojici následně velkou rychlostí 7318b. V budoucnosti se k takto propojené čtveřici připojí i 7317. Průběh simulace tak dosti dobře odpovídá současnému vzhledu celé pětic s řadou výběžků a chvostů, ale přesnější scénář bude muset zahrnout kromě gravitace také magnetohydrodynamiku.

P. Jonker aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenový zdroj CXO J1225+1445 v úhlové vzdálenosti 3,6′ (lineární odlehlost 3,2 kpc) od centra bezejmenné galaxie v poloze 122518+144548 z přehlídky SDSS DR7 s červeným posuvem z = 0,045 (vzdálenost 180 Mpc). Jeho zářivý výkon v pásmu energií 0,3 – 8 keV dosahuje hodnoty 2.1034 W. Na archivních snímcích HST z června 2003 autoři našli optický protějšek zdroje o jasnosti 26,5 mag, tj. s absolutní hvězdnou velikostí -10 mag. Autoři se domnívají, že buď šlo o velmi modrou supernovu třídy IIn, nebo o extrémně opticky a rentgenově jasný útvar, v němž právě nyní vznikají hvězdy, popřípadě o černou veledíru, vymrštěnou z centra dvou splývajících galaxií následkem srážky jejich mateřských (méně hmotných) černých veleděr.

J. Comerfordová aj. začali soustavně hledat galaxie obsahující ve svém centru binární černé veledíry, protože jde o neklamný důkaz toho, že takové galaxie vznikly splynutím dvou samostatných soustav. Využili k tomu přehlídky DEEP2 uskutečněné pomocí spektrografu DEIMOS u 10m teleskopu Keck II na Mauna Kea. V přehlídce obsahující na 50 tis. galaxií odhalili 32 galaxií s binárními černými veleděrami v rozpětí hmotností 1 MM☉ až 20 GM☉ ve vzdálenostech 1,2 – 2,1 Gpc od nás, tj. ve stáří 10 – 7 mld. let po velkém třesku. Ve všech případech obíhají složky binární veledíry kolem společného těžiště rychlostmi řádu stovek km/s ve vzájemné vzdálenosti řádu 1 kpc. Odtud plyne, že velmi mnoho galaxií prodělalo či prodělává vzájemná prostoupení a nakonec splynutí. To se projevuje anomální morfologií splývající galaxie v podobě slapových chvostů plynu, prachu i hvězdných proudů a jak se nyní ukazuje i výskytem binární soustavy černých veleděr, které nakonec vinou gravitačního záření buď splynou, anebo jsou při splynutí vymrštěny z centra galaxie vysokou rychlostí.

R. Dalyová aj. se pokusili určit spin černých veleděr v aktivních jádrech galaxií na základě znalosti jejich hmotnosti a zářivého výkonu v protilehlých výtryscích. Změřili tak spiny veleděr pro 55 galaxií AGN, jež jsou současně rádiovými zdroji a ukázali, že rozptyl hodnot spinů je neuvěřitelně velký, v rozmezí 1 – 100 % kritické rotace. Nejrychleji (spiny 100 %) rotují nejvzdálenější černé veledíry staré více než 10 mld. let, zatímco mladší a nejmladší veledíry mají spiny v rozmezí 80 – 10 %. Za snižování rychlosti rotace veleděr může očividně postupné nabírání okolního plynu, které se nejsnáze uskuteční, když k akreci dochází u plynu, který na povrch veledíry dopadá v protisměru její rotace.

M. Negrello aj. zveřejnili první výsledky submilimetrové (frekvence řádu THz) přehlídky galaxií pomocí Herschelova kosmického teleskopu v pásmu 0,1 – 0,5 mm. První fáze přehlídky dokončená do listopadu 2009 pokryla plochu 14,4 čtv. stupně se středem v souřadnicích 0905+0030 a obsahuje na 6,6 tis. zdrojů, z nichž řada je zesílena a zvětšena efektem gravitační čočky. Tyto čočky se nalézají ve vzdálenostech 0,7 – 2,2 Gpc a čočkami zesílené submilimetrové galaxie ve vzdálenostech 2,2 – 3,5 Gpc. Celá přehlídka má zahrnout plochu 550 čtv. stupňů, takže lze očekávat že zahrne na 250 tis. galaxií, z nichž většina je bohatých na plyn i prach a proto i mimořádně jasná. Podle H. Engela aj. je už teď zřejmé, že jasné submilimetrové galaxie jsou vesměs produkty velkých srážek či splývání galaxií. Zejména to platí pro galaxie se zářivým výkonem >5 TL☉ v infračerveném oboru spektra.

Poněkud paradoxně však dosud nejsvítivější submilimetrovou galaxii objevili šťastnou shodou okolností J. Lestrade aj. pomocí 30m teleskopu IRAM v pásmu milimetrových vln. Galaxie MM1842+5938 (Dra) není přitom vůbec vidět v optickém pásmu, ačkoliv v daleké infračervené oblasti je zesílena efektem gravitační čočky na virtuální zářivý výkon 500 TL☉ a podobně je nadhodnocena i hmotnost prachu na 6 GM☉ a molekulového vodíku na řádově 100 GM☉. V galaxii probíhá rekordně překotná tvorba hvězd tempem řádu desítek tisíc M☉/r. Jak patrno, poslední donedávna nepřístupné okno elektromagnetického záření důmyslně skrývalo nejspíš nejpodstatnější informace o povaze hvězdného vesmíru.

S. Andreon aj. využili kombinace snímků družice Chandra, infračervených teleskopů SST a UKIRT i optického dalekohledu CFHT k identifikaci kupy galaxií JKCS 041 v zatím rekordní vzdálenosti 3,3 Gpc, takže ji pozorujeme ve stáří 3,5 mld. let po velkém třesku. Kupa o hmotnosti 300 TM☉ se skládá minimálně ze 16 galaxií jasnějších než 20,7 mag v infračerveném pásmu K na ploše o průměru 750 kpc. V jejím vnitřní části o průměru 300 kpc svítí v rentgenovém pásmu horký (70 MK) intergalaktický plyn.

B. a D. Elmegreenovi popsali výskyt 66 galaktických pulců v Hubbleově ultrahlubokém poli (HUDF), snímkovaném kamerou WFC3. Hlavičky pulců o průměru <0,2 kpc mají hmotnosti 10 – 100 MM☉, ale ocásky jsou ještě o něco hmotnější. Stáří pulců odhadli na 100 mil. let; pro objekty vzdálené přes 3 Gpc (stáří <3,3 mld. let po velkém třesku) vychází stáří o něco vyšší. Jejich původ je však velmi různorodý; mohou to být splývající útvary, ale také objekty zhuštěné vnějším silami, popřípadě diskovité objekty pozorované z profilu.

M. Lehnert aj. potvrdili díky spektroskopii fotometrický červený posuv 8,6 (vzdálenost 4,01 Gpc; stáří 590 mil. let po velkém třesku) pro galaxii v poli HUDF HST označenou jako UDFy-38135539. Využili k tomu cíli spektrografu SINFONI VLT ESO, jenž exponoval spektrum galaxie po dobu téměř 15 h (!) a tak našli čáru Ly-α posunutou do infračerveného pásmu k vlnové délce 1,16 μm. Odtud vyplývá, že zářivý výkon galaxie dosahuje pouze 5,5.1035 W a hvězdné populace v ní jsou staré jen asi 100 mil. let. Tempo tvorby hvězd se pohybuje kolem 2 M☉/r a okolí galaxie je ionizováno až do vzdálenosti 1 Mpc.

R. Bouwen aj. snímali pomocí nejcitlivější kamery WFC3 na HST část pole HUDF a dosáhli tak mezní hvězdné velikosti 28,8 mag; tj. dostali se o 1,5 mag hlouběji než donedávna rekordní přehlídka hlubokého vesmíru, pořízená kamerou ACS HST. Na snímku nalezli pět galaxií s červeným posuvem z >8 (stáří <650 mil. let po velkém třesku). Liší se od méně vzdálených galaxií nepatrnou metalicitou a z toho důvodu jsou prakticky bezprašné. Znamená to ovšem, že už tehdy byly ve vesmíru zralé galaxie, byť většinou mnohem méně hmotné a menších rozměrů než ty současné.

G. Illingworth aj. využili téže kamery ke snímkování pěti galaxií ve stáří kolem 600 mil. let po velkém třesku. O tom, že jde opravdu o velmi rané galaxie, svědčí okolnost, že jejich geometrické rozměry jsou 20krát menší než u naší Galaxie, a jejich hmotnost dosahuje pouhé 1 % její hmotnosti. V těchto doslova zárodečných galaxiích jsou vidět hvězdy, které vznikly ještě o 300 mil.let dříve. K všeobecnému překvapení se mezi nimi vyskytují nejenom hvězdy II., ale dokonce i I. populace, čili takové, v nich už podruhé probíhá obohacení chemického složení prvky těžšími než H a He. To prakticky znamená, že dosud hypotetické hvězdy populace III, složené výhradně z těchto prvních dvou prvků, musely být mimořádně hmotné (nadhvězdy), aby jejich životní cyklus byl dostatečně krátký a do mezihvězdném prostředí se dostaly zplodiny jejich termonukleárních reakcí.

V. Gonzáles aj. nalezli kombinací snímků z kamer ACS a NICMOS HST se záběry kamery IRAC SST celkem 11 galaxií v průměrné vzdálenosti 4 Gpc (ve stáří 750 mil. let po velkém třesku). Zjistili, že hvězdy v těchto galaxiích vznikly o 20 – 425 mil. let dříve; jejich průměrné stáří pak činí 300 mil. roků a jejich celková hmotnost v dané galaxii se pohybuje v rozmezí 0,1 – 12 mld. M☉. Z toho tedy plyne, že tempo tvorby hvězd v raných galaxiích je docela vysoké, 5 – 20 M☉/r, a že mnoho většinou velmi hmotných hvězd vzniká v intervalu 480 – 650 mil. let po velkém třesku. Navzdory tomu však souhrnné záření těchto extrémně mladých hvězd nestačilo plně reionizovat vesmír ani v době 750 mil. let po velkém třesku. Výpočty ukazují, že éra šerověku vesmíru započala nejpozději 390 mil. let a éra jeho reionizace skončila až 950 mil. roků po velkém třesku.

Důležité údaje o průběhu reionizace vesmíru získali G. Becker aj. na základě studia spekter 61 kvasarů s emisním červenými posuvy v rozmezí 2,1 – 5,8 (stáří vesmíru 1,2 – 3,2 mld. let po velkém třesku). Ukázali, že reionizace vesmíru začala stoupat díky ionizaci helia v čase před 1,4 mld. let po velkém třesku a tato epocha dominovala průměrnou teplotou intergalaktického plynu 12 kK v čase 2,4 mld. let po velkém třesku, přičemž helium bylo plně ionizováno již o 200 mil. let dříve. J. Bowman a A. Rogers ukázali, že vodík se ionizoval velmi pomalu, jak vyplývá z měření čáry H I pro stáří vesmíru pod 950 mil. let po velkém třesku.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

Kuriózní zjasnění kvasaru J004457+4123 popsali H. Meusinger aj. na základě studia archivních snímků z 15 širokoúhlých teleskopů za dobu více než jedno století. Kvasar se totiž nachází hluboko ve vesmíru, ale promítá se do disku galaxie v Andromedě v úhlové vzdálenosti 26′ od jejího centra, takže jeho zjasnění bylo původně ohlášeno jako vzplanutí novy v M31 v r. 1996 (Šarov 21). Teprve optické spektrum „novy“ pořízené autory v r. 2007 prokázalo, že jde o výbuch kvasaru (z = 2,1; vzdálenost 3,2 Gpc), jenž se v maximu koncem roku 1992 zjasnil proti klidovému stavu (B = 20,5 mag) asi 20krát. Světelná křivka vzplanutí jevila prudký krátký nárůst a po maximu povlovný pokles. Historicky jeho jasnost kolísala nanejvýš o 0,2 mag. Ze vzdálenosti kvasaru pak vyplývá, že v maximu jasnosti byl jeho zářivý výkon ve skutečnosti asi o 3 řády (!) vyšší než u běžných supernov. Autoři si dali velkou práci s různými variantami vysvětlení tak bizarního úkazu. Nakonec dospěli k závěru, že v nitru kvasaru se nachází černá veledíra o hmotnosti <500 MM☉, jež během zmíněného vzplanutí ničila svými slapy obří hvězdu o hmotnosti kolem 10 M☉.

A. Abdo aj. se od počátku provozu družice Fermi zaměřili na prototyp kvasarů 3C-273 (Vir), jenž je stále opticky nejjasnějším kvasarem, ale i jedním z nejbližších. Tak objevili jeho první velké zjasnění v pásmu gama, jež se odehrálo během 10 dnů na přelomu srpna a září 2009 a dosáhlo v maximu asi 30krát vyšší jasnosti než v klidovém stavu. Další dvě erupce následovaly ještě v polovině a v poslední dekádě září téhož roku. Všechny tyto úkazy jsou nápadné rychlým náběhem a pak zase poklesem vždy v trvání kratším než jeden den.

Tentýž početný autorský tým kolem družice Fermi objevil také silné kolísání jasnosti kvasaru PKS 1510-089 (Lib; vzdálenost 1,2 Gpc) v pásmu záření gama v době od září 2008 do června 2009, které v časových intervalech od 6 h výše a dosáhlo maxima koncem března 2009, kdy výkon kvasaru stoupl na 2.1041 W. Kolísání v oboru gama dobře korelovalo se změnami na světelné křivce v optickém pásmu, ale jen slabě v pásmu ultrafialové a vůbec nesouviselo s fluktuacemi v rentgenovém oboru spektra. Autoři též zjistili, že centrální černá veledíra kvasaru má hmotnost 540 MM☉ a nabírá hmotu ze svého okolí tempem 0,5 M☉/r. Protilehlé výtrysky vybíhají z akrečního disku kolem veledíry a odpovídají energeticky možnostem Kerrových (rotujících) černých děr.

G. Aielli aj. popsali mimořádnou aktivu blazaru Markarjan 421 (UMa; vzdálenost 133 Mpc) v r. 2008. Využili k tomu detektoru AEGO-YBJ umístěném poblíž osady Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4 300 m. Detektor registruje záření gama s energiemi fotonů >0,3 TeV. Blazar dosáhl nejvyšší jasnosti počátkem března a koncem června 2008, ale i během mírného poklesu jasnosti mezi těmito termíny byl v pásmu TeV téměř dvakrát jasnější než Krabí mlhovina v Býku; během obou maxim stoupla jeho jasnost dokonce na šestinásobek Kraba.

A. Abdo aj. sledovali pomocí družice Fermi světelnou křivku v pásmu gama známého blazaru 3C-279 (Vir; vzdálenost 1,6 Gpc), který vyniká silnou proměnností ve všech spektrálních oborech a jehož jeden výtrysk směřuje k pozorovateli s nepatrným odklonem pouze 2°. Koncem listopadu 2008 a znovu na přelomu února a března 2009 pozorovali v pásmu energií fotonů gama >200 MeV nápadné zvýšení jasnosti blazaru zhruba o řád proti průměrné klidové hodnotě. Druhé vzplanutí trvalo 20 dnů a souběžná optická pozorování prokázala během té doby výrazné stáčení polarizační roviny optického záření tempem až 12°/d. Během zmíněného vzplanutí se tak polarizační úhel změnil o plných 208°.

Za to zřejmě může vysoce uspořádané magnetické pole ve vlastním výtrysku, jež dokáže následkem toho urychlovat elektricky nabité částice kosmického záření až na rychlosti velmi blízké rychlosti světla. Opticky se to projevuje pozorovanými superluminálními rychlostmi světelných uzlíků, které fakticky směřují téměř přímo k nám nepatrně podsvětelnou rychlostí. Ve výtrysku dochází ke srážkám relativisticky urychlených elektronů s fotony, čímž vzniká pozorované vzplanutí gama. Měření prokázala, že zdroj vzplanutí gama byl umístěn ve vzdálenosti <1 000 Schwarzschildových poloměrů, tj. <0,1 pc od centrální černé veledíry o hmotnosti 500 MM☉.

Podle A. Younga vysílají galaxie s aktivním jádry (AGN) z okolí centrální černé veledíry více záření, než celá hvězdná soustava, v níž se aktivní jádro nalézá. Zmíněná unikátní měření posilují názor, že zdrojem extrémně energetického kosmického záření s energiemi urychlených elektricky nabitých částic >10 EeV jsou právě výtrysky z jader AGN. V r. 2010 objevili S. Hocuk a P. Barthel jednostranný rádiový výtrysk o rekordní délce 380 kpc (!) u obřího kvasaru 4C 34.47 (Her, B1721+343; 770 Mpc).

Nejzajímavějším blazarem posledních let se však stává objekt 3C-454.3 (Peg; z = 0,86; vzdálenost 2,3 Gpc; 38° pod hlavní rovinou Galaxie), který se mimořádně zjasnil v pásmu gama, jak zjistila družice Fermi. V polovině září 2009 byl dokonce v tomto pásmu jasnější, než standardně nejjasnější objekt oblohy pulsar Vela, který je však k nám miliónkrát blíže. To znamená, že zmíněný blazar byl v té době biliónkrát svítivější! Vděčíme za to opět té šťastné shodě okolností, že jeden z kolimovaných výtrysků blazaru míří přímo na nás. S. Jorstadová aj. ukázali, že již od r. 2005 dochází u tohoto blazaru k četným zjasněním, přičemž optické zjasnění předchází zjasnění v oboru mikrovln o 15 – 50 d a je doprovázeno výrazným stáčením polarizační roviny. V červeném oboru spektra dosáhl blazar neuvěřitelné jasnosti 12 mag; tj. byl v té době skoro o magnitudu jasnější než nejjasnější kvasar 3C-273, který je však vzdálen jen 600 Mpc. Optické výbuchy blazaru se souběžně projevují také v pásmu záření gama i rentgenového. Jde o největší aktivitu blazaru za poslední půlstoletí.

Podle E. Strianiho aj. ukázala měření z družice AGILE, že aktivita blazaru 3C-454.3 zesílila v r. 2007 a v maximu počátkem prosince 2009 dosahovala zářivých výkonů v pásmu 0,1 – 3 GeV až 3.1039 W. Během prosince pak blazar vyzářil úhrnem energii 1049 J. L. Pacciani aj. využili okolnosti, že se blazar znovu zjasnil v polovině září 2009 a zorganizovali od listopadu téhož roku celosvětovou kampaň k jeho průběžnému sledování ve všech technicky přístupných oborech elektromagnetického spektra. Blazar se jim odměnil hned počátkem prosince, kdy dosáhl rekordního zářivého výkonu v pásmu gama a celá epizoda zjasnění zabrala měsíc. M. Ackermann aj. potvrdili díky družici Fermi rekordní zjasnění také v pásmu záření gama s energiemi fotonů >100 MeV s maximem pro energii 20 GeV. Zdroj zjasnění musí mít relativně malé rozměry, protože prudké kolísání jasnosti probíhalo již na časových stupnicích řádu několika hodin. Nejnověji pak znovu vzplanul v dubnu 2010. Z analýzy průběhu všech vzplanutí odhadli G. Bonnoli aj. hmotnost černé veledíry v centru blazaru na 500 MM☉.

O výskytu binárních černých veleděr v centrech blazarů 3C-120, OJ 287, 1308+326 a BL Lac pojednali A. Volvač aj. Všimli si totiž harmonické složky v kolísání toku rádiového záření z těchto zdrojů v periodách jednoho roku až desítek let. Odtud usoudili, že v těchto blazarech se nacházejí páry veleděr s oběžnou rychlostí složek až 4 tis. km/s a ve vzájemné vzdálenosti 0,03 – 0,3 pc. J. Hennawi aj. hledali binární kvasary ve vzdálenostech 3,2 – 3,7 Gpc na základě přehlídky SDSS na ploše 8,1 tis. čtv. stupňů oblohy. Našli tak celkem 27 párů binárních kvasarů, z toho 24 pozorovaných poprvé. Minimální rozteče jejich optických těžišť se pohybují v rozmezí 10 – 650 kpc. Vesměs jde o páry obřích veleděr s hmotnostmi >1 GM☉.

M. Valtonen aj. využili archivních záznamů 9 optických výbuchů blazaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc) v letech 1913 - 2007 k určení parametrů obou černých veleděr v jeho centru, jež kolem sebe obíhají v periodě 11 – 12 let. Nejistota periody souvisí s relativistickými efekty precese normály k oběžné rovině (39°/per) a výstřednosti dráhy (e = 0,7!). Primární veledíra má extrémně vysokou hmotnost 18 GM☉, kdežto sekundární veledíra jen 140 MM☉. Spin sekundární složky je blízký nule, ale spin primární složky dosahuje hodnoty 0,28. Příští průchod sekundární veledíry pericentrem má nastat přibližně v prosinci 2015, kdy však bude blazar úhlově velmi blízko ke Slunci. Proto by bylo potřebí vykonat v té době potřebná měření, která by zmenšila dosavadní nepřesnosti v délce oběžné periody, z kosmického prostoru.

F. Rieger aj. studovali blazar PKS 2155-304 (PsA; vzdálenost 460 Mpc) během výbuchu v r. 2006, kdy velmi rychle (na stupnici pouhých 200 sekund) kolísalo záření gama přicházející z blazaru s energiemi řádu TeV. Zatímco v klidné fázi dosahuje jasnost blazaru pro tak vysoké energie hodnoty jen 0,1 Kraba, v maximu tato jasnost stoupla o více než dva řády. Krátká stupnice změn svědčí podle autorů o tom, že v jádře blazaru se nacházejí dvě černé veledíry s hmotnostmi 500 MM☉ a 10 MM☉, obklopené akrečním diskem a obíhající kolem společného těžiště v periodě několika let. Proměnné tempo akrece plynu na obíhající veledíry ovlivňuje přirozeně i napájení a tedy i svítivost protiběžných výtrysků z disku do vnějšího prostoru galaxie. Rovněž A. Abramowski aj. studovali chování tohoto blazaru aparaturou HESS v Namibii v pásmu energií >200 GeV již od r. 2002. Zatímco v klidu zdroj svítil na úrovní 0,15 Kraba, v maximu výbuchů v červenci 2006 vzrostl tok záření gama na více než padesátinásobek.

M. Neumayer aj. odvodili z infračervených pozorování nejbližší galaxie třídy AGN Cen A (=ΝGC 5128), že hmotnost černé veledíry v jejím centru činí asi 50 MM☉. A. Abdo aj. zjistili pomocí aparatury LAT družice Fermi, že Cen A je obklopen laloky záření gama (0,1 – 1 TeV), které připomínají obří bubliny obklopující naši Galaxii. Obsah energie v obou lalocích dosahuje hodnoty 1,5.1051 J. D. Majaess nalezl v této galaxii dalších 5 cefeid, čímž jejich počet vzrostl na 50 a to mu umožnilo zpřesnit hodnotu vzdálenosti Cen A pomocí vztahu Leavittové. Výsledek 3,8 Mpc ukazuje, že jde skutečně o nejbližší galaxii třídy AGN vůči naší Galaxii, ale autor poukázal na zdroje soustavných chyb vyvolaných proměnnou a velmi silnou extinkcí v různých částech galaxie, takže je klidně možné, že je Cen A ve skutečnosti vzdálena jen 3,5 – 3,1 Mpc, což negativně ovlivňuje všechny další parametry tohoto prototypu aktivních galaxií.

G. Krishna aj. ukázali, že 15 kpc na severovýchod od jádra galaxie Cen A se nachází ve výtrysku plynná slupka obklopující právě se tvořící hvězdy. Jelikož sám výtrysk obsahuje relativistické částice, lze tam nejspíš urychlit částice kosmického záření na rekordní energie >60 EeV, jak je pozoruje aparatura na observatoři Pierra Augera v Argentině.

H. Rampadarath aj. ukázali na základě pozorování britského radiointerferometru MERLIN a VLBI EVN, že proslulý objekt Hanny's Vorwerp, objevený v rámci projektu Galaxy ZOO holandskou učitelkou hudby van Arkelovou, je stále ozařován kuželovým výtryskem z 20 kpc vzdálené spirální galaxie IC 2497 (LMi; 220 Mpc), která před ještě před 65 tis. lety jevila aktivitu typickou pro galaxie AGN, ale dnes má zářivý výkon asi o tři řády nižší. Galaxie stále vyniká překotnou tvorbou hvězd tempem 12 M☉/r a výtrysk z jádra byl dokladem silné akrece na centrální černou veledíru. Je překvapující, že toto pozorování prozrazuje, že kvasar může zhasnout mnohem rychleji, než se dosud myslelo.

Tomu též odpovídá pozoruhodná studie C. Feruglia aj. kteří pomocí radiointerferometru IRAM na Plateau de Bure zkoumali rozložení molekul CO v Seyfertově galaxii Mrk 231 (UMa, 185 Mpc) a tak objevili, že z bezprostředního okolí centrální černé veledíry vyvěrá silný vítr o rychlosti 750 km/s, jež odnáší každoročně hmotnost až 700 M☉ do vnějších partií galaxie. Naproti tomu tempo tvorby hvězd dosahuje v této galaxii „jen“ 200 M☉/r. Odtud vyplývá, že černé veledíry připomínají Cimrmanovy sopky, které zasypaly samy sebe. Záření a hmotný vítr vyvolaný akrecí velkého množství plynu na černou veledíru postupně zastaví proces překotné tvorby hvězd v celé galaxii a veledíra tak spáchá zářivou sebevraždu, jelikož už nemá co pohlcovat. Galaxie se tak promění na červenou sféroidální galaxii s obvyklou výdutí.

M. a P. Véronovi publikovali 13. vydání katalogu kvasarů a galaxií AGN, v němž jsou uvedeny polohy, kosmologické červené posuvy, fotometrie UBV a rádiové toky pro 133 tis. objektů, z toho je 1,4 tis. blazarů a 34 tis. galaxií AGN. Zvlášť jsou uvedeny seznamy kvasarů zobrazených gravitačními čočkami a binární kvasary. Od předešlého vydání katalogu v r. 2006 se počet kvasarů a galaxií AGN za pouhé 4 roky téměř zdvojnásobil.

D. Schneider aj. zveřejnili již 7. vydání katalogu kvasarů pozorovaných v rámci přehlídky SDSS. Katalog obsahuje přesné polohy a jasnosti kvasarů v pěti pásmech optického a infračerveného spektra a kosmologické červené posuvy pro 106 tis. kvasarů, z nichž 96 % bylo v přehlídce poprvé pozorováno, na ploše 9,4 tis. čtv. stupňů oblohy. Jejich červené posuvy pokrývají interval 0,065 – 5,46, tj. vzdálenosti 0,26 – 3,9 Gpc od nás. Střední hodnota vzdáleností činí 2,9 Gpc. V katalogu se tedy nacházejí kvasary, jejichž absolutní hvězdná velikost přesahuje -22 mag, tj. svítivost >60 GL☉. Více než 9,2 tis. kvasarů v katalogu je vzdálených více než 3,7 Gpc.

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

C. Epstein aj. využili jedinečně zesilující (faktorem až 1 300krát !) gravitační mikročočky OGLE-2007-BLG-5148 ke spektroskopické analýze chemického složení žlutého trpaslíka sp. třídy dG (poloha 1758-2731; klidová jasnost I ≈ 21 mag) ve výduti Galaxie (l = 2,6°; b = -1,6°). Spektra pořídili ešeletovým spektrografem MIKE s expozicemi až půl hodiny pomocí Clayova 6,5m teleskopu na Las Campanas v době, kdy trpaslík dosáhl díky mikročočce 13,3 mag. Vyšla jim heliocentrická radiální rychlost hvězdy 160 km/s, její efektivní teplota 5,6 kK a dostali také relativní zastoupení 15 chemických prvků od kyslíku až po baryum.

R. Carrasco aj. objevili pomocí 8m teleskopu Gemini-S v kupě galaxií A3827 vzdálené od nás 400 Mpc patrně nejhmotnější galaxii v blízkém vesmír.. Je klasifikována jako typ cD a její hmotnost činí minimálně 2 TM☉. Jde o silně kanibalistickou galaxii, v jejímž okolí jsou vidět 4 další jádra pohlcovaných obřích galaxií. Unikátní systém má hmotnost až 10 TM☉ a je obklopen rozsáhlým nesouměrným halem horkého plynu o teplotě 70 MK. Autoři identifikovali v kupě celkem 56 galaxií s přibližně shodným červeným posuvem a odhadli její celkovou hmotnost na téměř 1 PM☉. Není divu, že jde o mimořádně silnou gravitační čočku, jak snímky ukázaly, protože v okolí centrálního systému byly rozpoznány svítící oblouky s červenými posuvy z 0,2 a 0,4, odpovídajícími jejich vzdálenostem 740 Mpc a 1,3 Gpc.

A. Swinbank aj. studovali galaxii J2135-0102 (I ≈ 24 mag) vzdálenou od nás 3,3 Gpc a zesílenou více než 30krát mezilehlou gravitační čočkou. Pomocí bolometru APEX LABOCA nalezli i na periférii galaxie kompaktní oblasti překotné tvorby hvězd, jež jsou asi stokrát rozlehlejší, než podobné oblasti v naší Galaxii a vydávají v porovnání s nimi úhrnem o 7 řádů více záření.

K. Knudsenová aj. zkoumali díky zesílení gravitační čočkou - mezilehlou kupou galaxií A2218 (vzdálenost 720 Mpc) - velmi vzdálenou (3,7 Gpc) galaxii SMM J1635+6613 pomocí bolometru SCUBA v pásmu submilimetrového záření 0,85 mm. Zjistili, že jde o silně zaprášenou galaxii s překotnou tvorbou hvězd tempem 230 M☉/r a s úhrnnou hmotností hvězd 16 GM☉. Zářivý výkon galaxie s hvězdami starými až 1,4 mld. let dosahuje 1,3 TL☉. To znamená, že nejstarší hvězdy v této galaxii vznikly již 200 mil. let po velkém třesku.

Ještě vyšší tempo tvorby hvězd 1 kM☉/r objevili F. Courbin aj., když hledali v přehlídce SDSS kvasary, v jejichž spektru jsou emisní čáry s červeným posuvem větším, než je kosmologický červený posuv samotného kvasaru. Prohlédli tak spektra více než 22 tis. kvasarů, aby nakonec našli jeden v poloze J0013+1523 s červeným posuvem 0,12, tj. ve vzdálenosti 470 Mpc od nás. V jeho spektru však byly vidět též emise vodíku a kyslíku s červeným posuvem 0,64, tj. ze vzdálenosti 1,8 Gpc. Snímky Keckovým 10m teleskopem s adaptivní optikou pak ukázaly, že jde ve skutečnosti o kvasarem jako gravitační čočkou rozštěpené obrazy vzdálené galaxie. Navíc se ukázalo, že v úhlové rozteči 3′ od kvasaru se nachází ještě mezilehlá galaxie s červeným posuvem 0,39, tj. ve vzdálenosti 1,3 Gpc od nás. Jde o první známý případ, kdy je gravitační čočkou kvasar, zobrazující vzdálenější plošné objekty; dosud tom bylo vždy naopak: téměř bodové kvasary byly rozštěpeny mezilehlými galaxiemi nebo celými kupami galaxií.

I. McGreer aj. objevili v přehlídce SDSS svítivou červenou galaxii J0946+1835, ale změřili v ní dva naprosto odchylné červené posuvy: 0,39 a 4,8! Při podrobném zkoumání se ukázalo, že zmíněná galaxie vzdálená od nás 1,3 Gpc slouží jako gravitační čočka pro kvasar, jenž je od centra čočky úhlově vzdálen jen 3′, ale ve skutečnosti se nachází ve vzdálenosti 3,8 Gpc od nás, takže se stal nejvzdálenějším kvasarem zobrazeným a zesíleným gravitační čočkou.

J. Richard aj. se vrátili k přezkoumání okolí prvního obřího svítícího oblouku, objeveného již r. 1987, o němž se ví, že se nachází ve vzdálenosti 2,0 Gpc a je zesílen a deformován mezilehlou obří kupou galaxií A370 vzdálenou 1,2 Gpc. K novému zobrazení celé konfigurace použili výkonnou kameru ACS HST a zjistili, že jasnost oblouku je mezilehlou gravitační čočkou zesílena 32krát, ale že celkem 10 takto vzdálených galaxií je vícenásobně zobrazeno mezilehlou kupou A370. Odtud se dalo spočítat, že kupa A370 má extrémní hmotnost 280 TM☉ a její Einsteinův poloměr 39′ je rovněž rekordní. Zřejmě vznikla splynutím dvou stejně velkých a hmotných kup. Autoři ji proto právem považují za nejlepší gravitační čočku pro zobrazování velmi vzdálených objektů ve vesmíru, protože prakticky zdarma efektivně zvětšuje průměr zrcadla HST na 13 m.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

R. Cooke a D. Lynden-Bell řešili pomocí sledování supernov Ia otázku, zda je rozpínání vesmíru stejnoměrné ve všech směrech. Obdrželi tak velikost nesouměrnosti (14 ±12) %, což vzhledem k uvedené střední chybě znamená, že rozpínání vesmíru je v prvním přiblížení vskutku izotropní.

C. Egan a C. Lineweaver ukázali, že černé veledíry v jádrech galaxií přispívají k celkové entropii vesmíru zhruba třicetkrát více, než se dosud soudilo. Objem vesmíru (až po obzor událostí) je přibližně 4.1080 m3, protože příslušný poloměr vesmíru činí zhruba 14 Gpc. V tomto objemu roste entropie gravitačním shlukováním, výskytem akrečních disků, výbuchy supernov, jadernou syntézou ve hvězdách, a na Zemi či exoplanetách též chemickými, geologickými, popř. biologickými procesy a změnami počasí. Jestliže je k Boltzmannova konstanta (1,4.10-23 m2 kg s-2 K-1), pak entropie vesmíru včetně současného kosmického obzoru událostí činí 2,6.10122 k (horní mez). Pozorovaná entropie černých veleděr k tomu přispívá s převahou nejvyšší hodnotou 1.10103 k, před jejímž majestátem blednou všechny ostatní dosud uvažované zdroje entropie: hvězdné černé díry (2.1096 k); fotony (2.1088 k); reliktní neutrina (2.1088 k); částice WIMP skryté látky (6.1086 k); mezihvězdný a intergalaktický plyn a prach (3.1080 k) a hvězdy (4.1078 k).

T. Fang aj. využili družic Chandra a Newton ke studiu absorpční čáry O VII (klidová vlnová délka 2,16 nm), která je pozorována v nadkupě galaxií v souhvězdí Sochaře, vzdálené od nás 125 Mpc. Čára je viditelná díky emisnímu „světlometu“ blazaru H2356-309, který osvětluje nadkupu zezadu, neboť je od nás vzdálen 610 Mpc. Rozdílné vzdálenosti obou objektů usnadňují identifikaci čar intergalaktického plynu v mezilehlé nadkupě, takže autoři poměrně snadno zjistili, že intergalaktické prostředí obsahuje zhruba třicetkrát více hmoty, než kolik představuje baryonní složka celé nadkupy. Poměrně pozdní objev souvisí s vysokou teplotou tohoto plynu řádu MK, takže v měkčích oborech spektra než v rentgenovém vydává příliš málo záření.

Z měření tak vyplývá, že žhavý intergalaktický plyn představuje plnou polovinu zářící látky našeho vesmíru. Současná inventura zářící látky vesmíru však praví, že svítící hvězdy, plynné a prachové mlhoviny představují méně než 1 % celkové hmoty vesmíru, což představuje pouhou pětinu hmotnosti kosmických protonů, neutronů, elektronů a neutrin. Stále tedy zbývá asi 30 % zářící látky, o níž nevíme, kde a jak se ve vesmíru skrývá.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

F. Governato aj. řešili rozpor mezi modelovými výpočty vývoje trpasličích galaxií a jejich pozorovaným vzhledem. Přítomnost skryté látky v zárodcích trpasličích galaxií by totiž měla vést ke vzniku klasické výdutě plné hvězd, tak jako tomu je u velkých spirálních galaxií. Trpasličí galaxie se však liší právě tím, že žádné výdutě nemají. Autoři objevili při hydrodynamických simulacích jejich vývoje, že za nepřítomnost výdutí mohou četné supernovy vybuchují v centrálním kiloparseku galaxie. Jejich silný vítr odstraní z této oblasti plyn s nízkým momentem hybnosti, který by jinak dal postupně vznik celému pokolení hvězd. Modely, které tento efekt započítaly, pak dávají skutečně trpasličí galaxie bez hvězdné výdutě. Obecně přitom platí, že právě trpasličí galaxie jsou nejlepšími indikátory pro rozložení skryté látky ve vesmíru.

C. Marinoni a A. Buzziová zjišťovali vzájemnou orientaci rotačních os párů galaxií, což podle návrhu C. Alcocka a B. Paczynského může testovat geometrii rozpínajícího se vesmíru. Z archivních údajů tak za předpokladu ploché geometrie vesmíru dostali hrubá omezení pro stavovou rovnici skryté energie w. -0,85 > w > -1,12 a pro podíl skryté energie na celkové hmotnosti vesmíru v rozmezí 60 – 80 %. (Pro w = -1 by se hustota skryté energie vesmíru během času neměnila, tj. byla by to kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích pro rozpínající se vesmír). E. Jullo aj. využili silného gravitačního čočkování pomocí hmotné kupy galaxií A1689 na snímcích HST a spolu s údaji o kupách galaxií z rentgenových družic a radiometrické družice WMAP k určení podílu zářící i skryté látky vesmíru (25 ±5) % a stavové rovnice skryté energie w = (-0,97 ±0,07).

W. Percival aj. testovali rozložení téměř 900 tis. galaxií na ploše přes 9,1 tis. čtv. stupňů oblohy pomocí přehlídek SDSS DR7, 2dF a WMAP. V rozsahu vzdáleností do 1 Gpc od nás tak objevili četné baryonové akustické oscilace, což jim umožnilo nezávisle na klasických metodách určit hodnotu Hubbleovy konstanty H0 = (68 ±2) km/s/Mpc, podíl zářící a skryté látky na hustotě vesmíru (28,6 ±1,8) % a stavovou rovnici skryté energie w = (-0,97 ±0,10). Podle těchto měření je vesmír skutečně plochý; jeho křivost (-0,6 ±0,8) % je v mezích docela malé chyby rovna nule.

6.3. Základní kosmologické parametry

J. Braatz aj. použili principiálně novou metodu k určení hodnoty Hubbleovy konstanty, založené na výskytu obřích mezihvězdných disků pozorovaných z profilu v galaxiích vzdálených od nás 50 – 200 Mpc. Pokud se v discích vyskytují oblaka vodní páry, lze totiž radiointerferometrem s extrémně dlouhou základnou pozorovat polohy a rotační rychlosti vodních megamaserů v čáře o frekvenci 22 GHz v závislosti na čase s takovou přesností, že to umožňuje měřit vzdalování galaxie přímou geometrickou cestou, zcela nezávisle na kosmologickém žebříku vzdáleností, jenž obsahuje nutně řadu notně se viklajících příček. K ověření metody využili vodních megamaserů v Seyfertově galaxii UGC 3789. Úhlové a lineární rozměry disku určovali jednou měsíčně po dobu více než 3 let pomocí radiointerferometru VLBA a radioteleskopů VLA, GBT a Effelsberg. Odtud jednak určili hmotnost centrální černé veledíry 11 MM☉ a dále vzdálenost centra galaxie od nás (50 ±7) Mpc. Ze série měření pak vyplynula lokální hodnota H0 = (69 ±11) km/s/Mpc.

Autoři odhadují, že se postupně podaří zvýšit přesnost měření tak, aby hodnota H0 takto určená měla chybu <10 % a byla přitom zcela oproštěna od případných systematických chyb nepřímých metod, založených na navazování příček kosmologického žebříku. D. Paraficzová a J. Hjorth obdrželi H0 = (66 ±5) z pozorovaných zpoždění v jasnostech vícenásobných obrazů kvasarů pomocí 18 gravitačních čoček, ale když vybrali pět nejlepších případů, dostali H0 = (76 ±3).

D. Larson aj. a E. Komatsu aj. zveřejnili podrobné výsledky sedmiletých měření kosmologických parametrů pomocí družice WMAP. Odtud vyplývá stáří vesmíru od velkého třesku (13,75 ±0,11) mld. let; H0 = (70,4 ±1,4) km/s/Mpc; plochost prostoru s přesností ±0,6 %; w = (-0,980 ±0,053). První hvězdy ve vesmíru měly začít svítit již (460 ±80) mil. let po velkém třesku. S. Landau a G. Scoccola odvodili z týchž měření družice WMAP, že horní mez pro změnu hmotnosti elektronu činí nanejvýš ±3,5 % a podobně horní mez změny konstanty jemné struktury α dosáhla nanejvýš ±0,7 %. To prakticky znamená, že obě tyto veličiny se v průběhu věků nejspíš vůbec nemění.

6.4. Kosmické záření a magnetická pole

N. Mirabal a I. Oya srovnávali polohy zdrojů energetického záření gama v I. katalogu družice Fermi s polohami 27 extrémně energetických (UHE; >57 EeV) částic kosmického záření, pozorovanými na Observatoři Pierra Augera (PAO). Korelace poloh se však nelišily od náhodné shody. K témuž závěru dospěli Y. Jiang. aj., kteří srovnávali data z družice Fermi s údaji aparatur PAO, AGASA a Jakutsk. Výjimku podle G. Krishny aj. představují signály z okolí relativně blízké galaxie typu AGN Centaurus A, v níž je patrný jasný uzlík vzdálený 15 kpc od centra galaxie v relativistickém výtrysku směřujícím k severovýchodu. To je známka, že v uzlíku mohou být nabité částice vskutku urychlovány na extrémně vysoké energie řádu 100 EeV a v datech PAO se to v náznaku pozoruje. Naproti tomu nic takového nevidí aparatura HiRes v Utahu, ale to může být dáno její polohou na severní polokouli (deklinace Cen A je -43°; HiRes se nachází na +40°). N. Nagar a J. Matulich porovnali údaje z PAO a z již nefunkční japonské aparatury AGASA. PAO získala od r. 2004 do srpna 2007 celkem 81 poloh částic s energiemi >40 EeV a již zmíněných 27 poloh pro energie >57 EeV. AGASA za celou dobu měření dostala celkem 11 poloh. Odtud vyplývá možný přebytek částic ve směru přibližně ke zdroji Cen A, ale určitě neplatí, že by všechny dosud změřené rekordně energetické částice přicházely pouze z tohoto zdroje.

Také novější studie R. Memmena aj. nenašla žádné korelace mezi daty z katalogu aparatury LAT družice Fermi a UHE údaji z PAO pro jakékoliv galaktické zdroje záření gama, ale ani pro jasné blazary. Jakmile však autoři omezili výběr galaxií AGN maximální vzdáleností 200 Mpc od nás, začaly se objevovat docela výrazné korelace pro 7 galaxií AGN s nejvyšší intenzitou v pásmu gama. Mezi těmito galaxiemi jednoznačně dominuje právě zdroj Cen A, v jehož okolí do úhlové vzdálenosti 6,5° pozoruje PAO přebytek částic s energiemi >57 EeV, u nichž je změna směru letu vlivem intergalaktických a interstelárních magnetických polí přece jen potlačena.

C. Dermer a S. Razzaque modelovali urychlování UHE částic kosmického záření v srážejících se vrstvách uvnitř blazarů a dále při vzplanutích zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Vycházeli přitom z dosavadních výsledků studia záření gama z těchto zdrojů, jak to umožňuje výkonná družice Fermi. Zjistili, že jak blazary, tak GRB dokáží při relativistických rychlostech výtrysků a spirálových magnetických polích urychlovat nabité částice na energie >100 EeV, protože zářivé výkony výtrysků běžně dosahují 1038 W a občas i >1039 W. GRB jsou však od nás tak daleko, že vzniklé UHE kosmické paprsky vlivem srážek s reliktním zářením k nám s původní UHE energií nedoletí (mez GZK).

Pokud jde o blazary a galaxie AGN, tam je situace příznivější, ale má to dva háčky. Především je produkce UHE paprsků silně proměnná v čase (zdroj pracuje na hranici svých fyzikálních možností). Za druhé, při nejvyšších energiích se zdá, že se dají snáze urychlit jádra těžších prvků spíše než samotné protony. Proto u nejvyšších energií se zvyšuje podíl UHE paprsků složených z jader železa. K témuž závěru dospěl rozborem mechanismů magnetického přepojování (rekonexe) ve výtryscích D. Giannios, takže i v těchto extrémních fyzikálních podmínkách je účinné Fermiho urychlování I. druhu. Zatímco GRB dokáží urychlovat na energie ≈100 EeV i protony, méně svítivé galaxie AGN se omezují pouze na urychlování nejtěžších jader včetně železa.

T. Inoue aj. zjistili na základě 3D magnetohydrodynamického modelování, že ve středně starých pozůstatcích po supernovách probíhá urychlování částic kosmického záření ve dvou stupních, což se projevuje zlomem v energetickém spektru doprovodného záření gama. V. Pruskin aj. ukázali, že pozůstatky po galaktických supernovách třídy IIn mohou díky magnetickým polím a Alfvénovu driftu urychlovat jádra železa v kosmickém záření až na energie 0,5 EeV, tedy přinejmenším o dva řády výše, než se dosud soudilo. Podle A. Stronga aj. lze odhalit podíl urychlených elektronů v kosmickém záření jejich přínosem k celkové zářivé energetické bilanci Galaxie, tj. samotná Galaxie slouží jako svérázný kalorimetr pro vzdálený vesmírný urychlovač částic.

Podle K. O'Briena lze vysvětlit energetické spektrum kosmického záření v blízkém vesmíru pro energie v rozmezí 10 TeV - 10 EeV (tj. v rozsahu 6 řádů) tak, že i když jde o různé zdroje tohoto záření v Galaxii i mimo ni, tak ve všech případech se uplatňuje rázové urychlování hadronů Fermiho mechanismem I. řádu. Lze tak zejména přirozeně vysvětlit existenci „kolena“ (přebytku částic s energiemi kolem 3 PeV) a „kotníku“ (úbytku částic s energiemi kolem 1 EeV). Potíže s reprodukcí pozorovaného spektra nastávají pouze pro energie nižší než 10 TeV, kde se rušivě uplatňuje vliv modulace energetického spektra Sluncem. Ten se dá zčásti odstranit pro energie >10 GeV.

M. Hardcastle ukázal, že částice s energiemi >10 EeV mohou vznikat stochastickým urychlováním hadronů ve známých lalocích v okolí rádiových galaxií. I toto urychlování však má svou horní mez, která se bohužel prakticky kryje s mezí GZK, danou ztrátami energií event. extrémně energetických částic >100 EeV vyvolanými srážkami těchto částic s fotony reliktního záření, takže obě příčiny useknutí horního konce energetického spektra kosmického záření patrně nepůjde od sebe bezpečně odlišit.

B. Ruiz-Granados aj. uveřejnili výsledky pětiletých polarizačních měření mikrovlnného záření na frekvenci 22 GHz (vlnová délka 14 mm) naší Galaxie pomocí družice WMAP. Odhalili tak silnou složku vertikálního magnetického pole Galaxie o indukci 0,1 nT sahající až do vzdálenosti 1 kpc od hlavní roviny. Další složka magnetického pole probíhá podél spirálních ramen Galaxie a k tomu přistupuje synchrotronová složka, jež dominuje galaktickému halu.

T. Akahori a D. Ryu dokázali pomocí Faradayova stáčení polarizované rádiového záření odhalit v intergalaktickém prostoru vlákna magnetických polí o typické indukci řádu 1 pT a délce řádu stovek kiloparseků. To znamená, že ve vláknech může probíhat urychlování částic kosmického záření, jež pak přispívá k difuznímu pozadí kosmického záření po celé obloze. K. Gourgouliatos aj. porovnali pozorované rozložení rentgenového záření v prostoru uvnitř kup galaxií s teoretickými modely, založenými na výtryskové aktivitě galaxií typu AGN. Odtud se jim podařilo nezávisle mapovat rozložení intergalaktických magnetických polí, která mají ve shodě s rádiovými měřeními zmíněnou vláknitou strukturu.

6.5. Astročásticová fyzika

Na urychlovači těžkých jader RHIC v Brookhavenu se podařilo při srážkách jader zlata objevit nové částice hmoty a antihmoty, zvané hypertritony a antihypertritony. Při zmíněných srážkách autoři projektu STAR pozorovali 157 hypertritonů a 70 antihypertritonů. Antihypertriton se skládá z antiprotonu, antineutronu a antilambda hyperonu a je v tuto chvíli nejtěžším experimentálné potvrzeným antijádrem. V těchto jádrech se tedy vyskytují podivné kvarky, což má zásadní význam jak pro částicovou fyziku, tak i astrofyziku a kosmologii.

Y. Oganessian aj. oznámili, že na urychlovači v Dubně se podařilo pozorovat dosud nejhmotnější nový prvek s protonovým číslem 117, který vznikl ostřelováním terče 249Bk jádry 48Ca. Jde o poslední prvek v pásmu relativní stability jader s protonovými čísly 113 - 117, které byly vesměs objeveny právě v Dubně.

C. T. H. Daviesová aj. díky kombinaci experimentu a náročných počítačových simulací podstatně zpřesnili hodnoty pro hmotnosti kvarků s, u, d. Zatímco předešlé nejistoty v jejich hmotnostech [vyjadřovaných v ekvivalentních energiích, podle vztahu m = E(MeV)/c2] dosahovaly 30 %, nové hodnoty jsou přesné na 1,6 – 7 %: kvark strange má hmotnost (92 ±1,5) MeV; up (2,01 ±0,14) MeV; down (4,79 ±0,16) MeV. Kvarky u a d mají tedy hmotnosti jen 0,2 % a 0,5 % hmotnosti protonu (938 MeV/c2).

Je pozoruhodné, jak nejisté jsou dosud některé veličiny v subnukleární fyzice. R. Pohl aj. totiž zjistili díky měření Lambova posuvu vodíkového atomu, kde v jeho obalu obíhá místo elektronu 207krát hmotnější mion, že nábojový poloměr jádra vodíku je o 4 % menší, než se dosud uvádělo! To znamená, že buď je špatně změřena hodnota Rydbergovy konstanty, anebo je dokonce špatně kvantová elektrodynamika!

E. Aprile aj. v rámci projektu XENON zveřejnili první výsledky z experimentu hledání částic skryté látky (WIMP) v podzemní laboratoři pod horou Gran Sasso v Itálii. Jako detektor WIMP autoři využívali 62 kg ultračistého kapalného xenonu a měření proběhla po dobu necelých 12 dnů koncem r. 2009. Jelikož nedostali žádný signál, tak z toho odhadují, že by potřebovali tunový detektor k tomu, aby za rok provozu získali důkaz o jediné interakci WIMP s obyčejnou hmotou. To ovšem nezní příliš povzbudivě.

Mnohem úspěšnější byli G. Andersen aj. v laboratoři CERN, kterým se koncem r. 2010 podařilo udržet v magnetické pasti 38 neutrálních atomů antivodíku po dobu 0,17 s. Tento výkon ovšem vyžadoval 5 let usilovné práce mezinárodního týmu ALPHA a vyrobení 10 mil. antiprotonů a 700 mil. pozitronů. Tak se poprvé otevřela možnost ověřovat supersymetrický teorém CPT (souměrnost el. náboje, parity a času) pro antihmotu, stejně jako srovnávat další vlastnosti částic hmoty i jejich zrcadlových protějšků, tj. energetické hladiny v elektronovém/pozitronovém obalu jader/antijader, případné odchylky v gravitačním působení aj.

V únoru 2010 se podařilo americkým fyzikům pomocí urychlovače RHIC v Brookhavenu vytvořit díky srážkám těžkých jader zlata při energiích 200 GeV/nukleon na krátký okamžik kvarkové-gluonové plazma o teplotě 4 TK, čímž napodobili podmínky, které panovaly ve vesmíru ve zlomku první sekundy po velkém třesku. Při tak vysoké teplotě jsou kvarky volné a příslušné plazma se chová jako dokonalá kapalina. Lidstvo tak dosáhlo uměle fyzikálních podmínek, jež se v současném vesmíru nevyskytují nikde (pokud ovšem někde jinde neexperimentují zelení pidimužíci, kteří umí fyziku lépe než my).

Koncem března 2010 se technikům v CERN podařilo po opravě rozsáhlé havárie opět spustit urychlovač LHC tak, že v každém svazku dosáhly energie urychlených protonů 3,5 TeV. Supravodivé magnety o indukci 8,3 MT pracují při teplotě 1,9 K, tj. o 0,8 K nižší, než je současná teplota reliktního záření. Supravodivá NbTi vlákna v magnetech mají průřez jen 7 μm, ale jejich celková délka dosahuje neuvěřitelných 10 AU! K chlazení celé aparatury se využívá celkem 150 t supratekutého hélia. Paradoxně jde tedy o daleko široko nejchladnější místo ve vesmíru. Urychlovací prstenec o poloměru 4,25 km proběhnou urychlené protony během jediné sekundy 11tisíckrát. Protony však neobíhají ve svazku souvisle, nýbrž v kompaktních shlucích širokých jen zlomek milimetru, avšak 110 mm dlouhých ve směru letu. Každý shluk obsahuje 100 mld. protonů, které se pohybují rychlostí jen o 10-7 % nižší, než je rychlost světla ve vakuu. Během jediné sekundy proběhne v průsečíku obou svazků 600 milionů srážek protonů. Příkon aparatury dosahuje v plném provozu 230 MW, z toho chlazení 120 MW.

Během roku se fyzikové věnovali postupnému ladění obří aparatury, takže toto období lze označit za technologické, kdy se počet shluků protonů současně obíhajících v urychlovači postupně zvyšoval. Tato etapa skončila 4. listopadu 2010, aby bylo možné zahájit experiment s urychlenými ionty těžkého prvku. To se podařilo velmi rychle: už 7. listopadu došlo v urychlovači LHC k prvním srážkám iontů olova při energiích až 3,5 TeV/nukleon. Při několikadenním nepřetržitém experimentu dosáhla teplota při těchto srážkách rekordně vysoké hodnoty 5,5 TK, čímž se s vyšší přesností ověřily závěry z předešlého amerického pokusu v urychlovači RHIC. Tím se zdařilo napodobit podmínky, které vládly ve vesmíru v čase řádu mikrosekund po velkém třesku.

Současně se ukázalo, že ani tato rekordní teplota nestačí na vytvoření černých miniděr, jak se o tom před časem spekulovalo. Přirozeně ani eventuální vytvoření takové minidíry v urychlovači by nikoho neohrozilo, protože takové minidíry se bleskově vypaří vinou Hawkingova vyzáření. Planckova, tj. minimální hmotnost černé minidíry činí 1028 eV/c2 (22 μ.). D. Cline aj. upozornili na zvláštní podskupinu zábleskových zdrojů záření gama (GRB), které jsou extrémně krátké (<0,1 s) a nikdy u nich nepozorujeme dosvity v některém spektrálním oboru. Autoři se proto domnívají, že by mohlo jít o zániky málo hmotných černých děr díky zmíněnému Hawkingovu záření.

O. Saavedra aj. uvedli, že při výbuchu proslulé supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu byla pozorována neutrina také v italském experimentu LSD (90 t organické kapaliny C10H22) v tunelu pod Mt. Blankem. Prvních pět neutrin o energiích 6 – 11 MeV dorazilo do detektoru během 7 s v čase 02:52 UT, tj. v předstihu téměř 5 h proti ostatním podzemním pozorováním v USA, Japonsku a SSSR (čas 07:36 UT). Italský detektor zaznamenal v tomto čase ještě další dvě neutrina.

V r. 1998 se v laboratoři CERN uskutečnil významný experiment, prokazující, že ve vesmíru mohou existovat jen tři typy neutrin, lišící se od sebe kvantovou charakteristikou zvanou vůně. Objev je v souladu s dnes již bezpečně prokázanými neutrinovými oscilacemi, k čemuž přispěly jak astrofyzikální experimenty s detekcí slunečních neutrin, tak také experimenty se šířením uměle vyrobených svazků neutrin, detektovaných podzemními detektory v USA (MINOS) Japonsku (KamLAND) i v Itálii (OPERA). Přesto však neustávají spekulace, že existuje ještě tzv. sterilní neutrino, které se nezúčastní žádné interakce ve standardním modelu s výjimkou gravitace.

Podle M. Loewensteina a A. Kusenka by se sterilní neutrina mohla vyskytovat v oblacích skryté látky kolem galaxií, jak ukázala pozorování emisní čáry o energii 2,5 keV uskutečněná rentgenovou družice Chandra v oblasti trpasličí sféroidální galaxie Willman 1. Autoři se domnívají, že zmíněná emise pochází z rozpadu sterilních neutrin o energii 5,0 keV, což by znamenalo, že sterilní neutrina dokáží vysvětlit povahu skryté látky vesmíru! Zmínění autoři dále soudí, že sterilní neutrina hojně vznikala v raném vesmíru, což by mohla potvrdit zpřesněná měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP. Sterilní neutrina by dokonce mohla být příčinou nepatrného přebytku hmoty nad antihmotou v úplně nejranějších etapách vývoje vesmíru. Naproti tomu D. Prokhorov a J. Silk tvrdí, že energie sterilních neutrin dosahuje hodnoty 17,4 keV, protože rentgenová družice Suzaku pozorovala emisi čáry Fe XXVI s energií 8,7 keV ve směru ke galaktickému centru.

Měření aparaturou MiniBooNE uskutečněná ve Fermilabu v r. 2007 však existenci sterilních neutrin nepotvrdila, takže se zdálo, že jde o slepou uličku. Nicméně nové laboratorní údaje z r. 2010, v nichž se místo mionových neutrin využilo mionových antineutrin, poukazují na možnost, že sterilní neutrina přece jen existují (A. Aguilar-Arevalo aj.), neboť tato měření souhlasí se staršími daty, která byla pomocí mionových antineutrin získána v Los Alamos v r. 1995.

Před Vánoci 2010 se po šesti letech sezónních prací podařilo dokončit zbudování obřího detektoru kosmických neutrin IceCube v Antarktidě. Celkem bylo do antarktického ledu zapuštěno 86 kabelů s fotonásobiči, které vytvářejí detekční krychli o hraně 1 km, sahající do hloubky v ledu téměř 2,5 km.

6.6. Relativistická astrofyzika

Jednou z předpovědí obecné teorie relativity (OTR) je zpomalování chodu přesných hodin v silnějším gravitačním poli proti hodinám, které se nacházejí ve slabém gravitačním poli (tzv. paradox matky a dítěte, kdy milující matka obkládá své dítě na noc těžkými hmotami, aby stárnulo pomaleji než ona, která se vždy od těch těžkých hmot na noc vzdálí). Předpověď se podařilo poprvé ověřit R. Poundovi a G. Rebkovi v r. 1959, když měřili frekvence téhož zdroje pomocí Mössbauerova efektu na vrcholu věže univerzitní laboratoře na Harvardu a potom v jejím podsklepení, tj. při rozdílu výšek 22,5 m. Tehdy ověřili předpověď OTR s přesnosti ±10 %. Podstatně přesnější test uskutečnili v r. 1976 R. Vessot aj., když umístili atomové hodiny do špice rakety, která dosáhla výšky 10 tis. km na Zemí. Po zpracování výsledků měření v r. 1980 tak dokázali zpřesnit tento test OTR o více než čtyři řády na relativní chybu ±7.10-5.

Nyní se celkem nečekaně podařilo tuto předpověď OTR ověřit s neuvěřitelnou přesností řádu 10-8 díky novému využití experimentů, které byly vykonány v sedmdesátých a osmdesátých letech minulého století v Bellových laboratořích kvůli jiným cílům (chlazení atomů pomocí laseru; konstrukce přesnějších atomových hodin), za něž dostal jejich hlavní autor Steven Chu Nobelovu cenu za fyziku v r. 1997. V říjnu 2008 přišel na ten nápad mladý fyzik Holger Müller a obrátil se na prof. Chua, jenž ovšem v té době měl těsně před nástupem do funkce ministra energetiky ve vládě prezidenta Obamy (leden 2009).

Chu však okamžitě pochopil, že Müller se trefil do černého a tak společně uskutečnili jedinečný experiment, při němž měřili změnu zpoždění cesiových atomových hodin, když se zdroj kmitů posune v laboratoři o výšku 0,1 mm (!). Tím se vlivem zmíněného efektu OTR nepatrně změní vysoká frekvence zdroje, což lze změřit ultrapřesnou interferometrií. Zatímco Müller se svými spolupracovníky sestrojil aparaturu a uskutečnil měření, Chu se věnoval výpočtům a teorii po nocích a při služebních cestách letadlem. Tak vznikla převratná studie zveřejněná v únoru 2010 v Nature o tom, že těmito měřeními na aparatuře, která nestála ani milion dolarů, se podařilo ověřit příslušný závěr OTR s přesností 7.10-9, což je v tuto chvíli jeden z nejpřesnějších testů OTR vůbec. (Bohužel se tato přesnost obrací proti nadějím fyziků, že jsme na stopě sjednocení kvantové fyziky a OTR v podobě tzv. kvantové gravitace.)

Jak uvedli C. Chou aj., při dnešní přesnosti atomových hodin je třeba jejich polohu v gravitačním poli Země brát v úvahu při vytváření tzv. atomového času (TAI). Současné atomové hodiny dosahují relativní přesnosti 3.10-16, takže jejich polohu v gravitačním poli Země je třeba znát s přesností na 150 mm!

R. Reyes aj. publikovali výsledky testování OTR pomocí tzv. slabého čočkování, které statisticky deformuje tvary i shlukování vzdálených galaxií vinou kolektivního efektu bližších gravitačních čoček. Z přehlídky SDSS vybrali údaje o 70 tis. svítivých červených galaxií v průměrné vzdálenosti 1,7 Gpc od nás a na tomto popředí studovali shlukování, dynamiku a morfologiii 30 mil. vzdálenejších galaxií v pozadí. Pokud platí OTR, mělo by se to projevit hodnotou statistického parametru Eg = 0,40. Z jejich statistiky vyšla pozorovaná hodnota parametru 0,39. Tak je v tuto chvíli ověřena OTR s přesností 16 %, ale potenciál metody je mnohem vyšší, snad až kolem 1 %. To by mělo stačit na odlišení OTR od různých neortodoxních teorií gravitace, které se v poslední době téměř rojí.

C. Palenzuela aj. využili nových možností numerické relativity k simulacím splývání dvou černých děr i veleděr, k němuž určitě dochází např. při srážkách galaxií, anebo těsných dvojhvězd, kde obě složky jsou černými děrami. Pro zjednodušení rozsáhlých výpočtů přitom předpokládali, že jejich magnetické pole je kolmé k oběžné rovině. V podstatě se přitom jedná o rozšíření modelu uvolňování zářivé energie pomocí magnetického pole v okolí černé díry mechanismem, který navrhl R. Blandford a R. Znajek v r. 1977 pro osamělé rotující černé díry obklopené zmagnetizovaným akrečním diskem. Magnetické pole v okolí černé díry je strháváno rotací černé díry, indukuje tak silné elektrické proudy, které urychlují elektrony. Další interakce v magnetizovaném plazmatu pak vytvářejí kolimované protiběžné výtrysky, které vysávají rotační energii černé díry. Simulace prokázaly, že k výtryskům by docházelo u obou černých děr i tehdy, kdyby díry nerotovaly. Jakmile však díry splývají, vznikne jediný (cirkumbinární) akreční disk a tedy i jeden společný pár výtrysků, což fakticky představuje obdobu klasického Blandfordova-Znajekova mechanismu.

Navzdory tomu, že obě drahé (≈300 mil. dolarů za LIGO) americké aparatury pro měření gravitačního záření dosáhly v minulých let plánované citlivosti (10-21, což odpovídá změření vzdálenosti Proximy Centauri s přesností ±0,6 mm!), stále se nedaří nalézt žádný zdroj gravitačních vln předvídaných OTR. Proto S. Ransom navrhl, aby se využilo skvělé družice Fermi k monitorování příchodu impulsů od 40 milisekundových pulsarů po dobu 10 let, čímž by se mohlo podařit z obsáhlé statistiky miniaturních změn jejich impulsních period odhalit výskyt gravitačních vln procházejících Zemí.

Mezitím B. Abbott aj. využili měření aparatury LIGO v letech 2005-2007 k hledání korelací s periodami 116 mladých milisekundových pulsarů včetně prototypu - pulsaru v centru Krabí mlhoviny. Přestože podle výpočtu bychom měli bezpečně zaznamenat gravitační vlny přicházející z pulsaru v Krabu, autoři žádný statisticky významný signál nenašli. Titíž autoři společně se svými francouzskými a italskými protějšky rovněž zkombinovali údaje z aparatur LIGO (USA) a VIRGO (Itálie) a porovnali s periodami dosvitů pro 22 zábleskových zdrojů záření gama (GRB); opět zcela bezvýsledně.

Pro r. 2015 se však plánuje nové zkvalitnění LIGO za dalších 200 mil. dolarů a do r. 2017 má být poblíž Perthu v Austrálii vybudováno LIGO III za 170 mil. dolarů, z čehož je patrné, jak velmi vědcům záleží na úspěchu projektu. Jak ukázali L. Krauss aj., vesmírem by měly dosud putovat prvotní gravitační vlny z nejranější etapy vývoje vesmíru v čase 10-43 – 10 -35 s. Jejich fluktuace by poskytovaly obdobnou informaci jako fluktuace reliktního záření, jež už družice pozorují. Díky jim už skoro deset let víme, jak vypadal vesmír v čase 380 tis. let po velkém třesku.

S gravitací jsou zkrátka pořád nějaké maléry. Za to, že objev gravitačních vln se stále nekoná, může nejspíš podivuhodná okolnost, že gravitační síla mezi protonem a elektronem v atomu je o plných 40 řádů slabší než obdobná síla elektromagnetická. Aby toho nebylo málo, v r. 2010 se vynořil další nečekaný problém: zdá se, že neznáme ani příliš přesně hodnotu gravitační konstanty G. Jak známo, poprvé ji určil v r. 1798 H. Cavendish s přesností na 1 %. V r. 2000 jsme ji díky měřením J. Gundlacha aj. a S. Merkovitze aj. údajně znali s relativní přesností 1,4.10-5. Jenže v r. 2010 publikovali J. Faller s H. Parksem a J. Luo aj. dosti odchylné hodnoty s horší relativní přesností 2,0.10-5, jež se však od měření před 10 lety i navzájem mezi sebou liší s chybami až 3.10-4! V tuto chvíli lze tedy konstatovat s nemalým zděšením že 6,6723 < G < 6,6742 v jednotkách 10-11 m3 kg-1 s-1, přičemž nejnižší hodnota (z r. 2010) nejlépe souhlasí s měřeními z r. 1986! Útěchou nám může být snad jen zjištění F. Hofmanna aj., že laserová měření vzdálenosti Měsíce pomocí retroflektorů umístěných na jeho povrchu posádkami některých výprav programu Apollo ukazují, že horní mez eventuální roční změny hodnoty G je v relativní míře určitě menší než 10-13.

Nemalé rozpaky také působí dosavadní definice základní jednotky hmotnosti, tj. kilogramu. Ta stále spoléhá na hmotnost válečku ze slitiny platiny (90 %) a iridia (10%) uloženého u Mezinárodního úřadu pro míry a váhy v Sćvres u Paříže. Dnes už je jisté, že hmotnost tohoto etalonu se s časem měřitelně mění a ještě hůře jsou na tom národní etalony, které se jen jednou za půlstoletí srovnávají s primárním etalonem a jelikož se v jednotlivých zemích častěji používají ke kalibraci, nutně při těchto manipulacích hmotu ztrácejí. Navíc na hodnotě hmotnosti primárního etalonu závisí i řada dalších jednotek soustavy SI, tj. newton, pascal, joule, watt, ampér, volt, coulomb, tesla, weber, kandela, lumen a lux. V říjnu 2010 proto Mezinárodní výbor pro míry a váhy přijal návrh, aby Mezinárodní konference pro míry a váhy uvážila změnit definici kilogramu využitím základních fyzikálních konstant, tak jako tomu už je u definice délky (metru) a času (atomové sekundy). Konkrétně se jeví jako nejlepší využít k tomu hodnoty Planckovy konstanty, kterou lze měřit s vysokou přesností a o níž věříme, že se nemění ani v prostoru ani v čase.

Mezitím P. Becker aj. uskutečnili pozoruhodný pokus o zlepšení přesnosti a stálosti definice kilogramu tím že zhotovili kouli z křemíku 28Si vyčištěného na 99,99 %, když pomocí odstředivky odstranili z křemíkovéhu substrátu zbylé nuklidy 29Si a 30Si. Z tohoto materiálu pak nechali vykrystalizovat dvě koule o hmotnosti 5 kg. Laserovými paprsky změřili přesně jejich povrchu a odtud vypočítali i objem. Pomocí Avogadrova čísla, jež je relativně přesné na 3.10-8, pak spočítali na 9 platných cifer počet atomů křemíku v koulích. Naneštěstí takto změřený kilogram se liší od kilogramu, jenž je založen na přesné hodnotě Planckovy konstanty, takže ještě (doufejme jen) několik let potrvá, než se dočkáme tolik potřebného zlepšení definice kilogramu. I když se může zdát, že astrofyziky se takové problémy netýkají, není tomu tak. Přesnost měření hmotností neutronových hvězd zejména v binárních pulsarech je už nyní obdivuhodně vysoká a budoucí spektrografy založené na tzv. interferometrických hřebenech posunou laťku přesnosti možná až o další tři řády.

7. Život ve vesmíru

Známý astrofyzik a popularizátor vědy P. Davies poskytl rozhovor při příležitosti půlstoletého výročí projektů SETI (hledání mimozemské inteligence) a uvedl, že v nejlepším případě lze očekávat, že v Galaxii je na 10 tis. inteligentních civilizací, tj. statisticky ta nejbližší je vzdálena kolem 1 tis. světelných let. To znamená, že vidí naši civilizaci ve stavu kolem konce prvního tisíciletí křesťanského letopočtu, takže nemá žádný důvod, aby se tak zaostalé civilizaci ohlásila na rádiových vlnách.

J. Haqq-Misra a S. Baum připomněli, že za posledních 10 tis. let vzrostla lidská populace z 1 milionu jedinců na 7 miliard, tj. bezmála o 4 řády. Už z těchto hodnot je zřejmé, že trvale udržitelný rozvoj není dlouhodobě možný. Pokud by totiž pokročilá technická civilizace dospěla do fáze, že by mohla uskutečňovat mezihvězdné lety rychlostí 3 tis. km/s, stihla by osídlit celou Galaxii za pouhých 10 milionů let. V Galaxii je zajisté mnoho soustav s aspoň jednou exoplanetou v ekosféře hvězd, které jsou minimálně o sto milionů let starší než Slunce.

R. de la Torreová aj. využili v rámci experimentu Lithopanspermie projektu BIOPAN (ESA) ke studiu přežívání kolonie mechů a kyanobaktérií ve volném kosmickém prostoru. Expozice těchto organismů vlivu vakua, chladu a ultrafialového záření trvala 10 dnů. Baktérie byly za tu dobu znatelně poškozeny, ale mechy dobře přežívaly. Ani mikrobi ani mechy však nepřežily návrat atmosférou rychlostí pouhých 8 km/s. Naproti tomu v laboratorním experimentu se známým mikrobem Deinococcus radiodurans, jenž byl postupně vystaven podmínkám simulovaného vystřelení z povrchu planety, vlivům interstelárního prostředí a konečně brzdění při průletu atmosférou Země, se ukázalo, že 2 % organismů přežívalo, což ovšem výrazně záviselo na podložce, na níž mikroby spočívaly. Přežily ty mikroby, které byly částečně chráněny vnějšími vrstvami mikrobů. Autoři z toho dokonce vyvodili, že proslulá panspermie (přenos zárodků života na Zemi od vzdálených hvězd) je možná, což je však nejspíš zbožné přání, protože zásah Země interstelárním meteoritem je mimořádně nepravděpodobná událost, k níž může dojít v průměru jednou za bilión let.

Silné argumenty proti rozličným variantám panspermie snesl P. Wesson. Nejstarší lithopanspermii, tj. přenos zárodků života uvnitř interstelárních meteoroidů, navrhl lord Kelvin již v r. 1871. V r. 1908 přišel S. Arrhenius s radiační panspermií, čili přenosem spor (výtrusů) tlakem záření a konečně v r. 1973 uvažovali F. Crick a L. Orgel o řízené panspermii, kdy o přenos zárodků života se postarají technicky vyspělí zelení pidimužíci. Je pravda, že existuje řada astronomicky funkčních mechanismů pro přenos organických látek napříč Galaxií, ale biologický význam to nemá, kvůli destrukci molekul ultrafialovými paprsky a kosmickým zářením, resp. ohnivým průletem atmosférou cílové planety. Wesson proto připouští pouze kosmický přenos informace o mrtvém životě, tj. nekropanspermii.

Nejnovější objevy mikrofosilií starých 3,2 mld. let prokázaly, že v tehdejších oceánech žily mnohobuněčné organismy složené z eukaryotických buněk. To znamená, že mnohobuněčný život v mořských hlubinách začal mnohem dříve, než se dosud myslelo; možná jen pár set milionů let po vzniku jednobuněčných bezjaderných organismů. N. Goldman aj. ukázali pomocí kvantově-mechanických výpočtů, že při impaktech kometárních jader vznikaly v atmosféře Země rázové vlny, jež mohly vytvářet z H2O, CO, CO2, NH3 a methanolu (CH3OH) v materiálu komety nejjednodušší aminokyselinu glycin. Kdybychom stáří Země připodobnili k výšce Eiffelovy věže, tak dosavadní trvání lidské civilizace by odpovídalo tloušťce posledního antikorozního nátěru na jejím vrcholku!

Pozoruhodný rozbor známé Milankovičovovy teorie o kolísání klimatu na Zemi vlivem změn parametrů zemské dráhy uveřejnili D. Spiegel aj. Jak známo, v klimatické historii Země hrozilo před necelou miliardou let totální zalednění (paradox „sněhové koule“), protože sněhová, resp. ledová pokrývka má obecně vysoké albedo v optické části spektra, na rozdíl od kapalné vody. Jakmile se tedy začalo šířit zalednění oceánů i kontinentů, mohlo dojít k nevratnému procesu, což se však evidentně nestalo. Autoři ukázali, že během zmíněného šíření ledového příkrovu Země se zastavil uhlíkový-křemíkový výměnný cyklus, takže pod ledem se hromadily skleníkové plyny, jež škvírami unikaly do atmosféry a během několika milionů let přispěly k tomu, že přebytečný led v mírných zeměpisných pásmech se rozpustil.

Nepochybnou zvláštností Země v porovnání s dosud objevenými exoplanetami je téměř dokonale kruhová dráha, neboť výstřednost dráhy e dlouhodobě kolísá v nepatrných mezích 0,00 – 0,06, což je dáno celkovou architekturou rozložení planet ve Sluneční soustavě. Sklon rotační osy Země k oběžné dráze kolísá v periodě 41 tis. let v rozmezí 22,1 – 24,5°, precese rotační osy má periodu 23 tis. let a výstřednost v periodě 100 tis. let. Kombinace period pak dává Milankovičovy klimatické cykly. Zdá se až neuvěřitelné, že tak nepatrné změny astronomických parametrů dráhy Země mají tak výrazné důsledky v proměnách zemského klimatu, které však v průměru zůstává dlouhodobě překvapivě stabilní díky silným zpětným vazbám, jež nedovolí střední teplotě povrchu Země příliš kolísat.

J. Korenaga aj. upozornili na nezastupitelný význam deskové tektoniky pro výskyt života na dané kamenné planetě, jakou je právě Země. Jak se totiž ukázalo, je právě desková tektonika klíčová pro životu příznivý vývoj planetární atmosféry. Existence deskové tektoniky je zase závislá na tom, zda je na planetě dostatek tekuté vody v oceánech.

A. Vidal-Madjar aj. využili zatmění Měsíce, jež se odehrálo 16. srpna 2008, ke spektroskopickému studiu polostínu, v němž se mísí přímé sluneční světlo dopadající na Měsíc, se slunečním světlem, které předtím prošlo zemskou atmosférou. Využili k tomu moderního spektrografu SOPHIE na observatoři OHP ve Francii a v transmisním spektru zemské atmosféry našli pásy ozónu, kyslíku, sodíku a dusíku, jež svědčí o výskytu života na Zemi. Jejich práce může nyní posloužit jako referenční spektrum při srovnávání transmisních spekter exoplanet, jež se nalézají v ekosférách svých mateřských hvězd.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

V r. 1956 si americký astronom amatér John Dobson (*1915) postavil zrcadlový dalekohled na původní prajednoduché montáži, které dnes nese jeho jméno. Trvalo to však téměř čtvrtstoletí, než astronomové začali brát tento revoluční čin vážně, takže až v r. 1980 vyšel návod na stavbu Dobsonova dalekohledu tiskem, přičemž Dobson jako vášnivý popularizátor astronomie si nedal svůj nápad patentovat, aby jeho cena byla co nejnižší. První komerční nabídky Dobsonových reflektorů z té doby se pohybovaly kolem 400 dolarů; v současné době jsou k mání i za 300 dolarů.

Dobson sám je mimořádně aktivní v rozvoji tzv. pouliční astronomie, kdy si popularizátor postaví dalekohled doslova někam na chodník a láká kolemjdoucí, aby se zdarma podívali na oblohu. Po celém světě i u nás je řada astronomů amatérů, kteří byli Dobsonovým návrhem na stavbu levných a přitom výkonných dalekohledů pro okukování oblohy inspirováni a třicáté výročí začátku jejich popularity je dobrou příležitostí to připomenout i v našem přehledu.

V současné době existují dva největší dalekohledy na světě a oba se nacházejí na severní polokouli: LBT (Large Binocular Telescope) na Grahamově hoře (3,3 km) v Arizoně a GTC (Gran Telescopio Canarias) na Roque de los Muchachos (2,3 km). LBT vznikl ve spolupráci výzkumných institucí v USA, Německu a Itálii, zatímco na výstavbě a provozu GTC se podílejí Španělsko, Mexiko a Floridská univerzita v Gainesville. Jejich zrcadla mají shodný efektivní průměr 10,4 m; LBT se skládá ze dvou 8,4m monolitních zrcadel, zatímco GTC je složeno ze 36 segmentů.

Mezi teleskopy pro rychlé přehlídky oblohy vyniká prototyp PanSTARRS 1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) se zrcadlem o průměru 1,8 m a zorným polem o průměru 3° na sopce Haleakala (3 km) na havajském ostrově Maui. Byl uveden do provozu koncem r. 2008 pořizuje každou jasnou noc kamerou o kapacitě 1,4 Gpix (!) ma 500 snímků noční oblohy (expozice 30 – 60 s) s mezní hvězdnou velikostí 24 mag, takže pokryje přibližně pětinu oblohy, což vyžaduje záznam 4 TB dat za každou noc. Během necelých dvou let provozu obsahuje archiv observatoře katalog o 5 mld. hvězd a 500 mil. galaxií. Díky přehlídce již bylo objeveno na 100 tis. planetek včetně křižujících, kde citlivost aparatury dokáže nalézt planetky o průměru >100 m. Další teleskopy sytému PanSTARRS se budují postupně a budou mít ještě lepší technické parametry.

V dubnu 2010 rozhodlo vedení Evropské jižní observatoře (ESO) o umístění budoucího obřího optického teleskopu E-ELT (European Extremely Large Telescope) s průměrem složeného hlavního zrcadla 39 m (sběrná plocha 978 m2; celkem 984 šestiúhelníkových segmentů o hraně 0,725 m a tloušťce 50 mm) na vrcholu hory Armazones v Chile. Dalekohled bude umístěn v klasické kopuli o výšce až 100 m od paty budovy.

Současně po velmi komplikované výstavbě začal na Cerro Paranal zkušební provoz přehlídkového teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy), který je zatím největším přehlídkovým teleskopem na světě, protože průměr jeho primárního zrcadla se světelností f/1 dosahuje 4,1 m (zrcadlo dosud největší již dokončené přehlídky SDSS v Novém Mexiku má průměr 2,5 m). VISTA je britským vkladem do přístrojového vybavení ESO a vyniká zejména pro fyzikální parametry svých 16 infračervených detektorů a zorné pole o průměru 1,65°. Hmotnost kamery dosahuje 3 t! VISTA má sloužit po 236 nocí ročně pro širokoúhlé přehlídky oblohy, které budou veřejně přístupné, a dále pro specializované přehlídky, jímž bude věnován zbývající pozorovacího čas (78 nocí v roce). Na Paranalu je totiž v průměru 320 jasných nocí za rok.

V Chile však bude patrně současně s E-ELT vybudován na observatoři Las Campanas další obří teleskop GMT (Giant Magellan Telescope) složený ze sedmi zrcadel o průměru 8,4 m na společné montáži, takže půjde o ekvivalent zrcadla o průměru 24,5 m (sběrná plocha 368 m2). Na financování výstavby se kromě USA podílejí také Jižní Korea a Austrálie. Optimisté počítají se zkušebním provozem obou chilských obrů snad už v r. 2020. Třetím obrem do astronomického mariáše se pak má stát projekt 30m reflektoru TMT (Thirty Meter Telescope; 492 segmentovaných zrcadel o hraně 1,4 m; sběrná plocha 655 m2) umístěný na vrcholu sopky Mauna Kea ve výšce přes 4 km. Na jeho výstavbě se mají podílet kalifornské astronomické instituce ve spolupráci s Kanaďany. Tyto obří přístroje budou vyžadovat víceprvkové soustavy adaptivní optiky (několik umělých laserových „hvězd“ v zorném poli), které vyzkoušeli poprvé M. Hart aj. u 6,5m teleskopu MMT na Hopkinsově hoře v Arizoně. Podařilo se jim tak zlepšit kvalitu obrazu (seeing) v blízké infračervené oblasti spektra (2,2 μm) z 0,7′ na 0,3′ v zorném poli o průměru přes 2′.

8.2. Mikrovlnná a radiová astronomie

Díky dramatickému pokroku detekčních technik se setřely hranice mezi infračervenou, mikrovlnnou a radiovou astronomií. Jak už jsem se zmínil v předešlém odstavci, v r. 2010 začala probíhat přehlídka VISTA ESO v pásmu 0,84 – 2,5 μm; v provozu na driftující dráze poblíž Země ještě stále funguje Spitzerův teleskop (SST; v chladném provozu v pásmu 3 – 180 μm); po celý rok 2010 pracovala přehlídková infračervené družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; pásmo 3,4 – 22 μm); v okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Slunce-Země pracují evropské družice Herschel (55 – 671 μm) a Planck (0,3 – 11 mm).

Tím se plně otevřely možnosti zkoumat chladný i docela mrazivý vesmír, protože podle Planckova zákona každé těleso teplejší než 0 K měřitelně září alespoň v některých (dlouhovlnných) pásmech elektromagnetického spektra. Navíc lze pomocí delšího infračerveného záření proniknout i do oblastí, které jsou opticky neprůhledné, takže to dává soudobé astronomii do rukou jedinečný nástroj pro zkoumání předtím zcela nepřístupných oblastí vesmíru.

G. Bower aj. uveřejnili první výsledky přehlídky oblohy pomocí prvních 42 parabol o průměrech 6 m plánované obří soustavy Allenova radiointerferometru (ATA), jenž pracuje na stanici Hat Creek v Kalifornii ve frekvenčním pásmu gigahertzů (decimetrových vln). V zorném poli centrovaném na souhvězdí Pastýře nalezli za 2,5 roku v pásmu 3,1 GHz celkem 250 tis. zdrojů jasnějších než 1 mJy na ploše 10 tis. čtv. stupňů v galaktické šířce >30°. Podobně S. Croft aj. našli v pásmu 1,4 GHz 4,4 tis. radiových zdrojů s jasností >20 mJy na ploše 690 čtv. stupňů s cílem objevit zdroje silně proměnné v čase. ATA se však bohužel potýká s vážnými finančními problémy, takže v r. 2011 byl jeho provoz pozastaven.

8.3. Letadlové a velké kosmické teleskopy

V dubnu 2010 uplynulo již 20 let od vypuštění famózního Hubbleova kosmické teleskopu (HST), jenž ovšem začal naplno pracovat až po úspěšné korekci sférické aberace primárního 2,4m zrcadla v prosinci 1993. Za dvě desetiletí provozu na oběžné dráze získal HST přes 44 TB dat o více než 30 tis. astronomických objektech v blízkém i vzdáleném vesmíru. V jeho archivu je uloženo na 0,5 mil. snímků, které jsou veřejně přístupné pro další výzkum. Na základě pozorování HST bylo za tu dobu zveřejněno na 8,7 tis. původních vědeckých prací, jež dosud získaly přes 320 tis. citací. Z tohoto hlediska dosáhl HST plného výkonu až 8 let po svém vypuštění.

S konceptem optického kosmického teleskopu přišel již v r. 1946 významný americký astrofyzik Lyman Spitzer (1914-1997), ale teprve v r. 1977 schválil vyslání takového teleskopu pomocí raketoplánu americký kongres. Výroba primárního zrcadla začala v r. 1979, v r. 1981 byl zřízen státní Ústav pro kosmický teleskop a r. 1983 dostal teleskop Hubbleovo jméno. O rok později byla podepsána smlouva o spolupráci na vývoji a provozu HST mezi kosmickými agenturami NASA a ESA a v r. 1985 byl dalekohled připraven k vypuštění. To se však uskutečnilo vinou tragické havárie raketoplánu Challenger (leden 1986) až 24. dubna 1990. HST měl tehdy ve svém ohnisku dvě kamery (WFPC a FOC), dva spektrografy (GHRS a FOS) a rychlý fotometr (HSP).

M. Livio uvedl ve svém přehledovém článku nejvýznamnější objevy, na nichž se HST podílel rozhodující měrou: objev skryté energie vesmíru, jež způsobila, že v posledních 7 mld. let se tempo rozpínání vesmíru proti očekávání zvyšuje; podstatné zpřesnění hodnoty Hubbleovy konstanty H0 s chybou nejvýše 2 %.; poskytnutí prvních kvalitních dat o vzniku a vývoji galaxií v čase od 600 mil. let po velkém třesku až do současnosti; výzkum exoplanet, zejména pak spektra jejich atmosfér. Po poslední údržbě v květnu r. 2009 je HST suverénně nejlepším přístrojem optické astronomie, protože má nyní mj. nejcitlivější kameru Wide Field Camera (WFC3) i nejvýkonnější spektrograf Cosmic Origins Spectrograph (COS).

Mezitím dosti kostrbatě pokračuje práce na budoucím 6,5m kosmickém teleskopu Jamese Webba (JWST; sběrná plocha zrcadla 25 m2), jehož vývoj je však komplikován vinou technických obtíží. Jejich překonávání dramaticky zvyšuje původně plánované finanční náklady (v r. 2001 se celkové náklady na JWST odhadovaly na 1 mld. dolarů!), zejména proto, že jeho konstrukce se tím neúměrně protahuje. Ještě koncem roku 2009 se odhadovala konečná suma na 5 mld. dolarů, ale během roku 2010 se ukázalo, že ani tato již dosti závratná částka nebude stačit kvůli dalším odkladům. I již silně odsunutý termín startu v r. 2014 se ukázal naprosto nerealistický a odhadovaná cena tak stoupla během jediného roku na 6,5 mld. dolarů. Projekt proto začali silně kritizovat vlivní američtí politici, ale také astronomové, kteří plánují jiné, podstatně lacinější kosmické projekty, a ty jsou pohřbívány soustřeďováním financí NASA na další vývoj JWST.

S technickými problémy velkého dosahu se potýkal i projekt upraveného dopravního letadla B-747 SP pro infračervená pozorování SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), na němž NASA spolupracovala s německou kosmickou agenturou DLR již od r. 1993. Letadlo se zrcadlem o průměru 2,5 m mělo pracovat již od r. 2005 ve výšce 12 km nad zemí, kde je již průhledné okno středního infračerveného pásma až od vlnové délky 40 μm. Původní rozpočet zněl na 250 mil. dolarů, ale technické obtíže související hlavně s požadavkem porušit trup letadla zboku velkým hranatým otvorem způsobily, že první zkušební let s dalekohledem na palubě se uskutečnil teprve koncem května 2010, zatímco náklady se vyšplhaly na 1 mld. dolarů. V prosinci 2010 zahájila SOFIA vědecký provoz pozorováním hvězdné kolébky v mlhovině v Orionu. Provoz observatoře během plánované životnosti 20 let přijde obě kosmické agentury na 3 mld. dolarů. Očekává se, že SOFIA od r. 2014 uskuteční v průměru 100 letů ročně a při rychlosti 800 km/h bude operovat ve výškách až 13,7 km.

Dnes nejvýkonnějším přístrojem pro infračervenou astronomii se však bezkonkurenčně stal kosmický teleskop Herschel se zrcadlem o průměru 3,3 m, jenž byl zkonstruován v členských státech ESA a vypuštěn v květnu 2009 na dráhu v okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Má pasivní chlazení celého teleskopu na 85 K a aktivní chlazení detektorů supratekutým héliem a pracuje v pásmu 55 – 671 μm s úhlovým rozlišením 7′. Již v létě 2010 uveřejnil časopis Astronomy and Astrophysics soubor více než 150 studií, založených na pozorování v současnosti největším zrcadlem v kosmu a koncem téhož roku pak dalších 50 prací, věnovaných zejména objevům nejrůznějších exotických molekul pomocí heterodynní spektroskopie v daleké infračervené oblasti spektra. Jak uvedl S. Eales aj, pomocí aparatury ATLAS na družici Herschel bude možné sledovat i kosmologické pozadí submilimetrového záření, neboť pásmo 60 – 500 μm obsahuje asi polovinu celkové energie vyzářené těsně po velkém třesku.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Velkým úspěchem NASA se stalo vypuštění infračervené družice WISE v polovině prosince 2009. Na její palubě se nachází infračervený teleskop s průměrem zrcadla 0,4 m a s vodíkem chlazenými infračervenými detektory, jež pracovaly v pásmu vlnových délek 3,4 – 22 μm na oběžné dráze kolem Země od poloviny ledna až do konce října 2010, kdy byla zásoba vodíku vyčerpána. Dalekohled však pokračoval v „teplém“ provozu až do počátku r. 2011, protože se ukázal jako mimořádně efektivní přístroj pro objevy objektů křižujících zemskou dráhu (NEO).

Podle E. Wrighta aj. WISE dokončila základní přehlídku celé oblohy ve čtyřech pásmech infračerveného záření již v polovině července 2010. Snímky mají úhlové rozlišení 6 – 12′, ale polohy bodových zdrojů jsou přesné na ±0,15′. Jak uvedli P. Eisenhardt aj., podařilo se ve zbývajícím studeném provozu družice zopakovat přehlídku téměř 80 % oblohy podruhé. WISE tak během svého studeného provozu pořídila přes milion snímků oblohy a katalog 500 mil. infračervených zdrojů, objevila 12 tis. nových planetek, 11 komet a mnoho hnědých trpaslíků i obřích ultrasvítivých infračervených galaxií.

Pro komplexní výzkum Slunce bylo mimořádným přínosem úspěšné vypuštění družice SDO (Solar Dynamics Observatory) na geostacionární dráhu v polovině února 2010. Její plánovaná životnost 5 let umožní pokrýt fázi maxima 24. cyklu sluneční činnosti s nebývalou rozlišovací schopností a kadencí snímků v intervalech 10 s. Družice umožní i podrobné proměřování aktivit magnetických polí na slunečním povrchu. Podle názoru mnoha odborníků má vypuštění SDO pro sluneční výzkum obdobný význam jaký mělo vypuštění HST pro stelární a extragalaktickou astronomii. Jen s nepatrnou nadsázkou lze totéž říci o družici NASA Kepler pozorující tranzity exoplanet a studující nitra hvězd pomocí asteroseismologie; oba tyto obory tak získávají podobně převratné údaje jaké SDO nyní poskytuje pro Slunce.

V říjnu 2010 skončila svou mimořádně úspěšnou misi při studiu fluktuací reliktního záření družice WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), jež byla vypuštěna na oběžnou dráhu v červnu 2001 a přesným mapováním rozložení teploty a polarizace reliktního záření změnila kosmologii v precizní vědeckou disciplínu. Zasloužila se také o všeobecné přijetí objevu zrychleného rozpínání vesmíru pomocí supernov třídy Ia, protože tento objev potvrdila naprosto nezávislou metodou.

Mezi kosmickými sondami má jistě výsadní postavení sonda NASA New Horizons směřující k trpasličí planetě Pluto. Sonda startovala ze Země v lednu 2006. Jde fakticky o vůbec nejrychlejší sondu kdy vypuštěnou. V březnu 2010 proťala dráhu planety Uran a v polovině července 2015 proletí kolem Pluta a jeho měsíců, z nichž většina byla v mezidobí objevena pomocí HST.

V červnu 2010 po více než sedmi letech od vypuštění v květnu 2003 přistálo v jižní Austrálii poblíž vojenské základny Woomera pouzdro japonské sondy Hajabusa, která v září 2005 nabrala vzorky prachových zrnek u planetky (25143) Itokawa a po překonání závažných technických obtíží přivezla pouzdro s extrémně cennými vzorky zpět k Zemi.

V manévrování mezi planetami je zajisté přeborníkem sonda NASA, která se původně jmenovala Deep Impact, neboť jejím primárním úkolem bylo vyslat impaktní projektil k jádru komety 9P/Tempel 1. Sonda byla vypuštěna v lednu 2005 a 3. července téhož roku vypustila 370kg projektil, který následujícího dne opravdu trefil jádro komety rychlostí 10 km/s, zatímco sonda oblast snímkovala během průletu kolem komety v minimální vzdálenosti 500 km. Již 21. července 2005 uskutečnila kometa aktivní manévr, aby mohla v rámci přidaného projektu EPOXI (Extra-solar Planet Observation + deep impact eXtended Investigation of comets) proletět v prosinci 2008 kolem jádra komety 85P/Boethin a následně se uložila ke spánku. Z něho se probrala až koncem září 2007. ale tehdy už odborníci věděli, že kometa Boethin se nejspíš rozpadla, takže museli najít jiný cíl v podobě komety 103P/Hartley 2.

Korekce dráhy 1. 11. 2007 proto navedla sondu k prvnímu průletu kolem Země koncem prosince 2007, aby se metodou gravitačního praku dráha sondy změnila podle výpočtu. Další tři průlety kolem Země se pak uskutečnily koncem prosince 2008 i koncem června a prosince 2009. Poslední (pátý) průlet u Země nasměroval sondu na kometu Hartley 2, kolem níž sonda úspěšně proletěla 4. listopadu 2010 v minimální vzdálenosti 700 km, Během průletu pořídila nádherné snímky jejího jádra tvaru burského oříšku. Neúnavná sonda byla pak dalším manévrem navedena k planetce (169249) 2002GT, kolem níž má proletět v lednu 2020...

Jak uvedl časopis Sky and Telescope, nepilotované astronomické družice a kosmické sondy odváděly během roku 2010 znamenitou práci. Na oběžné dráze kolem Země fungoval v tom roce nejenom HST, který je po poslední údržbě v r. 2009 v daleko nejlepší technické kondici za celou dobu svého provozu, ale též další družice Chandra, Newton, Suzaku, RXTE, INTEGRAL, Fermi, PAMELA, CoRoT, MOST, WISE, Akari, SDO, SORCE, RHESSI, TRACE, Hinode, KORONAS-Foton a IBEX. V Lagrangeových bodech pracovaly družice SOHO i ACE (L1) a WMAP, Planck a Herschel (L2) a na oběžných drahách kolem Slunce SST, Kepler a STEREO A+B.

Kolem Měsíce obíhala sonda LRO, k Merkuru směřoval MESSENGER, kolem Venuše obíhala sonda Venus Express, kolem Marsu sondy Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaisance Orbiter, zatímco na jeho povrchu pracovala vozítka Opportunity a Spirit. Na oběžné dráze kolem Saturnu stále úspěšně fungovala sonda Cassini, EPOXI snímkovala kometu, Rosetta planetku, Dawn se blížila k planetce Vesta a New Horizons směřovala k Plutu, zatímco stále fungují neuvěřitelně spolehlivé sondy Voyager 1 a 2 doslova na periférii Sluneční soustavy.

Není divu, že právě nejbohatší kosmická agentura světa NASA s ročním rozpočtem 19 miliard dolarů (zhruba třetina ročních výdajů v rozpočtu ČR) se chce i nadále soustřeďovat na rozvoj nepilotované a zvláště pak astronomické kosmonautiky. Z tohoto pohledu je ovšem zvláštní, že náklady na vypuštění a provoz Mezinárodní kosmické stanice (ISS), která by podle současných plánů měla fungovat na oběžné dráze do r. 2020, dosáhnou astronomické částky 100 miliard dolarů (bezmála dva roky výdajů rozpočtu ČR), aniž by její přínos pro světovou vědu a techniku byl nějak závratný.

Bohužel též poslední dobou klesají možnosti spolupráce mezi NASA a evropskou agenturou ESA, které kulminovaly při vývoji HST a kosmické sondy Cassini/Huygens, zajisté ke prospěchu pro obě strany. NASA má totiž jistý vždy jen rozpočet na nejbližší fiskální rok, zatímco ESA může počítat s financováním v daleko delší perspektivě. To mělo za následek, že už několikrát NASA od již téměř dohodnuté spolupráce na poslední chvíli odstoupila, takže ESA pak takové projekty musí realizovat sama, pochopitelně za cenu značného omezení vědeckého výkonu družice nebo sondy.

Pokud jde o pilotovanou kosmonautiku, americký Úřad pro vědu a techniku ustavil v r. 2009 komisi, vedenou Normanem Augustinem, která vydala koncem října 2009 revizní zprávu, jež mj. vedla prezidenta B. Obamu v r. 2010 ke zrušení programu Constellation rozvoje americké pilotované kosmonautiky. Sám předseda komise Augustine prohlásil, že tehdejší program amerických pilotovaných letů do kosmu se ocitl na neudržitelné dráze.

8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy

O. Butters aj. uvolnili pro všeobecné využití data z první části celooblohové přehlídky exoplanet SuperWASP (Wide Angle Search for Planets) konzorcia španělských a britských univerzit na stanicích La Palma na Kanárských ostrovech a Sutherland (SAAO) v Jižní Africe. Elektronický katalog DR1 obsahuje 3,6 mil. snímků, a 18 mil. světelných křivek hvězd pořízených oběma aparaturami v letech 2004-2008. Celkem se na snímcích dá dohledat asi 18 mld. hvězd. Na každé stanici pracuje na společné montáži 8 kamer s se světelnými objektivy (f/1,8) o průměru 200 mm. V ohnisku každé kamery se nachází citlivý čip CCD 2048x2048 pix, jenž zobrazuje zorné pole o průměru téměř 8°, tj. 61 čtv. stupňů oblohy,. takže naráz každá stanice obsáhne téměř 500 čtv. st. oblohy. Kadence snímků 1 za minutu dovoluje prohlédnout celou oblohu za hodinu, takže snímkování celé oblohy během noci se vícekrát opakuje. Každou noc se tak v průměru získá 100 GB údajů. Aparatura pracovala první dva roky bez filtru, ale od r. 2006 je vybavena filtry s propustností v pásmu 400 – 700 nm. Tak se daří odhalovat nové exoplanety metodou tranzitů přes mateřské hvězdy.

M. Szymansik aj. vydali fotometrické mapy 21 polí v disku Galaxie, jež byla opakovaně snímkována v letech 2002-2009 v projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE na jižní polokouli. Katalog obsahuje celkem 9 mil. hvězd na 7 čtv. stupních oblohy s přesnými polohami a jasnostmi ve dvou filtrech (V, I).

F. Verbunt a R. van Gent uveřejnili v digitální podobě všechny tři verze katalogu jasností a poloh hvězd, jež pozoroval Tycho Brahe na Hvenu. Sám Tycho zveřejnil svůj katalog obsahující údaje o 1 004 hvězdách v r. 1598, ale posmrtně vyšla v r. 1602 redigovaná verze pouze 777 hvězd. O definitivní revizi celého díla se pak zasloužil Johannes Kepler v r. 1627. V digitálním vydání je možné údaje ze všech tří verzí porovnat s pozorováními týchž objektů pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Jasnosti hvězd velmi dobře souhlasí, zatímco jejich polohy mají střední chyby do 2′. Výjimečně se vyskytují chyby až 10′, většinou překlepy, anebo i chybné výpočty.

S. Layock aj. se věnovali digitalizaci mimořádně cenné sbírky 525 tis. přehlídkových astronomických fotografií, jež v letech 1880-1985 (s přestávkou v 50. letech XX. stol., kdy tehdejší ředitel observatoře D. Menzel program zrušil) pořizovala na obou polokoulích Harvardova observatoř. Tento program soustavného sledování oblohy započal ředitel Observatoře Edward Pickering (1846-1919) tři roky po tom, co nastoupil do své funkce. Každý bod oblohy byl během zmíněného intervalu zobrazen minimálně 500krát, ale většinou aspoň tisíckrát. K digitalizaci snímků autoři používali skeneru DASCH s čipem o kapacitě 16 Mpix, takže 1 pixel odpovídá rozlišení 11 μm na vlastním snímku. Jasnosti hvězd jsou přesné na 0,1 mag a mezní hvězdná velikost většiny snímků dosahuje 17 mag. Na skenování se podíleli dobrovolníci, zejména američtí astronomové amatéři.

Jak uvedla L. Nordlingová, v nejrůznějších zapomenutých archivech, sklepech a šuplících se nalézá po světě neuvěřitelně rozsáhlé bohatství minimálně 3 milionů fotografických snímků oblohy, které leží ladem, protože nejsou převedeny do digitální podoby. Podobně by se měly digitalizovat lodní deníky kvůli záznamům o počasí, ale i o astronomických úkazech. O něco takového se pokouší už více nadšenců, např. E. Griffinová z DAO v Kanadě a W. Anderson z Univerzity v Texasu.

D. Ishihara aj. uveřejnili výsledky celooblohové přehlídky oblohy japonskou infračervenou družicí Akari, které proběhly během studeného provozu družice chlazené kapalným héliem od května 2006 do srpna 2007 v šesti oborech ve střední a daleké infračervené oblasti spektra (9 – 200 μm). Družice nalezla ve středních pásmech 9 a 18 μm celkem 877 tis., resp. 196 tis. bodových zdrojů jasnějších než 50 mJy, resp. 90 mJy. Přesnost určení zářivých toků dosáhla 4 % a polohy zdrojů jsou přesné na ±2′.

A. Riedel aj. dokončili na observatoři CTIO pomocí 0,9m reflektoru měření trigonometrických paralax 64 hvězdných soustav převážně jižní oblohy do vzdálenosti 25 pc od Slunce, které odhalili na základě jejich vlastních pohybů větších než 1′/r. Přitom 58 z nich dosud nemělo změřenu trigonometrickou paralaxu, protože družice HIPPARCOS je nezobrazila, jelikož její katalog paralax je úplný jen do 7,3 mag. Proto v něm chybí řada blízkých soustav sp. třídy dM a také bílí trpaslíci.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Sir Ian AXFORD (*1933; COSPAR, MPI Lindau); Donald BACKER (*1943; radioastronomie, U. Berkeley); Ralph BALDWIN (*1912; měsíční krátery); Aadrian BLAAUW (*1914; prezident IAU, g.ř. ESO; stel. dynamika); Donald BLACKWELL (*1921; sluneční fyzika); Geoffrey BURBIDGE (*1925; nukleogeneze); Audoin DOLFUSS (*1924; Měsíc a planety); William GORDON (*1918; Arecibo); Chushiro HAYASHI (*1920; nukleogeneze - vývoj hvězd); John HUCHRA (*1948; 3D struktury vesmíru); Brian MARSDEN (*1937; IAUC, komety); Douglas ReVELLE (*1945; meteory); Allan SANDAGE (*1926; kosmologie); Evry SCHATZMAN (*1920; teoret. astrofyzika); Ioan TODORAN (*1927; proměnné hvězdy).

9.2. Ceny a vyznamenání

Svět: Jocelyn BELLOVÁ-BURNELLOVÁ (Faradayova c.; Roy. Soc.); Jerry NELSON, Roger ANGEL, Ray WILSON (Kavliho c. za astrofyziku; Kavliho nadace); Charles STEIDEL (Gruberova c. za kosmologii; Gruberova nadace); Hiroshi TAKEDA (Leonardova m.; Meteoritická spol.); William HARTMANN (Barringerova m.; Meteoritická spol.); R. YANG, X. GAO, D. MACHHOLZ, J. VALES (c. E. Wilsona; objevy komet amatéry).

Doma: Miloslav DRUCKMÜLLER (Kopalova předn., ČAS); Jaroslav DYKAST, Josef CHLACHULA, František VACLÍK, Jan VONDRÁK (čestní členové ČAS); Stanislav FOŘT (ČR) a Peter KOSEC (SR) (zlaté m.; 4. mezinár. olympiáda astron. a astrofyz; Čína); Luboš KOHOUTEK (Nušlova c.; ČAS); Hana KUČÁKOVÁ (Šilhánova c.; ČAS); Petr KULHÁNEK (Littera astronomica, ČAS); Martin LEHKÝ (Kvízova c.; ČAS); Dalibor NEDBAL (Odehnalova c.; FVS JČMF); Viktor VOTRUBA (Wichterlova prémie, AV ČR);

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

Počátkem ledna 2010 se konala v Padově slavnostní ceremonie na počest právě ukončeného Mezinárodního roku astronomie (IYA), na níž se sjelo 280 představitelů národních organizačních výborů ze 148 států. Šlo bezpochyby o největší a nejúspěšnější popularizační akci v dějinách astronomie, která měla velký ohlas ve sdělovacích prostředcích, ale i v široké mezinárodní veřejnosti. Znovu se tak potvrdilo, že astronomie je jednou z mála vědeckých disciplin, kde se na pozorováních a objevech mohou dosud uplatnit amatéři. Astronomové amatéři dodnes objevují na 10 % všech supernov a dokonce více než 90 % nov v naší Galaxii. Péčí Národního technického muzea v Praze vyšel v r. 2010 sborník s příspěvky o vědeckém díle a odkazu Johannesa Keplera, přednesenými v srpnu 2009 v Praze na mezinárodní konferenci ke 400. výročí vydání jeho základního spisu Astronomia nova.

Ve Spojených státech drželi už od r. 1964 tradici, že vždy jednou za deset roků byla z pověření Národní vědecké rady při Národní akademii věd byla vytvořena komise složená z předních amerických astronomů, jejímž úkolem bylo posoudit stávající stav americké astronomie, identifikovat hlavní priority výzkumu a doporučit, která drahá celostátně významná zařízení pro výzkum vesmíru jak z povrchu Země, tak z kosmického prostoru mají být financována z federálního rozpočtu USA. Jelikož komise pracovaly velmi zodpovědně, měla ta doporučení velkou váhu a až do konce minulého století byla většinou opravdu vyslyšena.

Doporučení z roku 2000 však už však takovou úspěšnost nevykázala, takže nakonec to Národní vědecká rada řešila netradičně tím, že počátkem r. 2010 uspořádala oběd za účasti pouze sedmi význačných amerických astronomů a ti za hlavní priority do r. 2020 označili vybudování velkého přehlídkového teleskopu LSST (8,4m zrcadlo na Cerro Pachón v Chile; nadm. výška 2,7 km) a sledování slabých astronomických objektů po celé obloze. Příslušná dekadická zpráva uveřejněná pod redakcí R. Blandforda sice zahrnuje výhled až do r. 2025, ale už teď lze konstatovat, že nebude z větší části splněna právě pro nedostatek financí. Hlavním problémem pro financování se totiž stal už zmiňovaný kosmický teleskop JWST, který asi nebude vypuštěn na oběžnou dráhu dříve než v r. 2018, přičemž jeho odhadní cena se koncem roku 2010 vyšplhala již na 8,5 mld. dolarů; více než osminásobek původního odhadu.

Není divu, že NASA se dokonce potýká s problémem čitelnosti údajů z družic a kosmických sond vypuštěných před r. 1980. Tehdy se veškerá data zapisovala na široké magnetické pásky, které se kvůli prodloužení životnosti natíraly velrybím tukem. Kvůli zákazům lovů velryb pro komerční účely však po r. 1980 velrybí tuk nebyl k sehnání, takže staré (tučné) pásky se začaly od r. 1964 přepisovat, takže data do r. 1980 už neexistují. Je to tragická škoda, protože jde mj. o nenahraditelné údaje z pilotovaného programu Apollo. Navíc se objevil další problém, že NASA v mezidobí dala do šrotu, resp. potopila v oceánu ampexové záznamníky o hmotnosti 4,5 metráku, takže není na čem i ty recyklované magnetické pásky přehrát.

Koncem srpna 2010 se přesunulo vydávání slavných Cirkulářů Mezinárodní astronomické unie o astronomických objevech do Oddělení pro Zemi a planetologii Harvardovy univerzity a počítače Úřadu pro astronomické telegramy do Tamkinovy nadace. Brzy se ukázalo, že šlo o nenapravitelně nepříznivou událost v dějinách cirkulářů, které začaly vycházet na observatoři v Kodani v r. 1922 a byly přesunuty na Harvard College Observatory od ledna 1965. Jejich jedinečným hlavním vydavatelem se stal nezapomenutelný Brian Marsden, který někdy vydával i více cirkulářů během jediného dne. Po jeho odchodu do důchodu a úmrtí v listopadu 2010 však začaly Cirkuláře zacházet na úbytě a postupně ztrácejí někdejší věhlas, ačkoliv by díky internetu mohly být stále velmi užitečné.

Všechno nasvědčuje tomu, že v tomto století se zaslíbenou zemí pro astronomii stane Antarktida, která je po část roku přibližně stejně nehostinná pro život jako Mars v létě. Astronomie však může získat díky vysoké střední nadmořské výšce tohoto světadílu a ledové pokrývce, která vytváří už v malé výšce nad terénem v podstatě laminární proudění vzduchu a v některých částech kontinentu i bezvětří. Možná někoho překvapí, že atmosféra nad ledovým příkrovem Antarktidy je rekordně suchá, což je výhodné pro infračervenou astronomii, kde se navíc ani čidla ani optika nemusí tolik chladit jako kdekoliv jinde na Zemi.

Jak uvedli N. Crouzet aj. na základně Concordia u Dómu C lze pozorovat oblohu po téměř 3 měsíce nepřetržitě díky trvalé noční tmě. V červnu 2008 tak mohli pomocí 100mm refraktoru se čtyřmi maticemi CCD pozorovat okolí jižního pólu o průměru zorného pole bezmála 4° (přes 15 čtv. st.) nepřetržitě po dobu 66 „dnů“, tedy vlastně „nocí“. Zjistili přitom, že pozorovací podmínky jsou po 60 % tohoto času jednoduše vynikající. E. Fossat aj. měřili po celou dobu kvalitu obrazu (seeing) a zjistili, že zatímco při zemi (ledu) je obvykle dost špatný, zlepšuje se rychle s výškou nad terénm. V 8m výšce bývá seeing <0,5′ po dobu i více než 7 h a ve 20m výšce dokonce již po 15 h. O takových možnostech se dá na jiných observatořích na Zemi jen snít, snad s výjimkou pouště Atacama v Chile a vrcholu sopky Mauna Kea na Havaji.

Není divu, že se o Antarktidu zajímají čínští astronomové, kteří už mají stanici Kunlun u Dómu A v nadm. výšce 4,1 km. Chtějí zde postavit 2,5m reflektor KDUST pro výzkumy v blízké infračervené oblasti spektra a 5m přesnou parabolu pro frekvenční pásmo řádu THz (vlnové délky 200 – 350 μm). Testy s menšími přístroji ukázaly, že turbulentní atmosféra sahá jen do výšky 14 m, takže taková výška se dá technicky dobře zvládnout. Náklady na zbudování obou zařízení mají dosáhnout jen 150 mil. dolarů.

V Antarktidě mají svá výzkumná zařízení také Spojené státy; především jedinečnou podzemní observatoř pro neutrinovou astronomii IceCube, ale také základnu pro vypouštění dlouhožijících balónů, které mohou kroužit v polárním víru kolem jižního pólu ve výškách 35 km i řadu týdnů; jde fakticky o velmi levnou variantu vypouštění umělých družic do kosmického prostoru, protože v těchto výškách se dá velmi dobře provozovat infračervená a mikrovlnná astronomie, kterou ostatně čeká světlá budoucnost díky kosmologickému červenému posuvu nejvzdálenějších objektů ve vesmíru, kde se laboratorní ultrafialové čáry přesouvají do středního pásma infračerveného záření.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Jak uvedl A. Belenky, proslulá starověká filosofka a matematička Hypatia (narozená někdy kolem r. 360 n.l. s nejistotou ±10 let), se patrně stala obětí sporu o správné datum velikonoc. Byla totiž brutálně zavražděna zfanatizovaným davem v Alexandrii 21. března 416 n.l. kvůli sporu o datu velikonoc o rok později. Podle jejího výpočtu měla v tom roce nastat jarní rovnodennost 21. 3. 417, kdežto podle výpočtu římské církve již 16. 3. 417. Spor však byl nejspíš jenom záminkou; Hypatia požívala v alexandrijské společnosti nemalé vážnosti, což jí její ideoví protivníci z celého srdce záviděli a místní lůzu na ni poštvali (tedy nic nového pod sluncem ani ve XXI. stol.). C. Cesarská a H. Walker uveřejnili statistiku o současném podílu žen mezi profesionálními astronomy v různých státech světa. Vede Argentina s 36 % podílu žen; na chvostu je Japonsko s 5,5 % podílem. Česko se drží dosti při zemi s podílem 12 %.

Polští archeologové si dlouho nebyli jisti, kde přesně v katedrále ve Fromborku se nachází hrob Mikuláše Kopernika (1473-1543). Teprve v listopadu 2005 se jim podařilo nalézt v jednom z hrobů lebku, která velmi pravděpodobně patřila Kopernikovi. V r. 2008 se polským odborníkům s přispění švédských kolegů podařilo srovnat DNA ze zubu v lebce s DNA vlasu, jenž se zachytil v knize, kterou Kopernik nepochybně vlastnil. Shoda obou analýz tak potvrdila, že jde o Kopernikovy ostatky, které byly v květnu 2010 znovu uloženy do nyní již označeného hrobu v témže místě.

V polovině listopadu 2010 byla v Týnském chrámu v Praze vyzvednuta rakev s pozůstatky Tychona Braha (1546-1601), na základě žádosti dánského antropologa Jense Velleva z univerzity v Aarhusu, jenž chtěl zjistit, co je pravdy na pověstech, že Tycho byl otráven rtutí. I v tomto případě hrály ústřední roli vlasy a vousy, které byly souběžně prozkoumány na obsah rtuti v Dánsku (K. Rasmussen) a v Řeži (J. Kučera). Oba týmy dospěly ke shodným výsledkům, tj. Tycho Brahe nebyl v posledních 5 až 10 lety před svým skonem vystaven vyšším dávkám rtuti, které by mohly způsobit nějaké onemocnění; dva měsíce před smrtí byl obsah rtuti na spodní hranici normálních koncentrací a dále klesal v posledních dvou týdnech jeho života.

Podrobnosti o epochálním objevu konečné rychlosti světla dánským hvězdářem Olafem Römerem (1644-1710) zveřejnil P. Najser. Römer společně s G. Cassinim pozorovali již v letech 1666-68 zatmění Jupiterovy družice Io, jejíž oběžnou periodu kolem Jupiteru stanovili na 42,5 h. Römer uveřejnil v r. 1676 výpočty, podle nichž světelný čas pro délku astronomické jednotky činí 10-11 minut, tj. 225 – 245 tis. km/s. Cassini o variacích v časech zatmění vůči výpočtu podal zprávu Francouzské akademii věd v srpnu 1676, která by odpovídala rychlosti světla 270 tis. km/s, ale nic z toho nepublikoval, zřejmě proto, že konečné rychlosti šíření světla prostě nevěřil. Vzápětí C. Huygens využil Römerových měření a tehdy změřené délky astronomické jednotky (140 mil. km) ke stanovení hodnoty rychlosti světla 213 tis. km/s. Teprve v r. 1820 dokázal J. Delambre stejnou metodou určit světelný čas pro délku astronomické jednotky 8 min 12 s, což odpovídá rychlosti světla 300,0 tis. km/s s chybou 0,2 %.

Je téměř neuvěřitelné, že i když soudobé počítače musí být co možná nejmenší, aby se neprodlužoval cenný výpočetní čas příliš dlouhým vedením signálů, které se pohybují přece jen o něco pomaleji než světlo ve vakuu, výkon superpočítačů stále ještě dost rychle roste. V říjnu 2010 se poprvé dostali na špici nikdy nevypsané soutěže o nejrychlejší superpočítač Číňané se svým superpočítačem Tianhe-1A v Tianjinu, který s maximální operační rychlostí 2,5 Pflops a více než 14 tis. procesory byl téměř o polovinu rychlejší než předešlý držitel rekordu americký Jaguar XT5. Další vylepšení mohou zvýšit jeho výkon až na 4,7 Tflops, ale jinak se už v USA a Japonsku chystají superpočítače s výkonem řádu 10 Tflops.

Jen tak mimochodem, francouzskému zaměstnanci firmy Telecom F. Bellardovi se v r. 2010 podařilo spočítat Ludolfovo číslo π na 2,7 biliónů cifer na obyčejném počítači, který ho nestál ani 2 tis. euro. Výpočet ovšem zabral 103 dnů a kontrola výsledku dalších 28 dnů. Předešlý rekord 2,58 biliónů cifer držel D. Takahashi, který ho docílil za 29 h strojového času na superpočítači v japonské Cukubě.

H. Abt si vzal na mušku tempo rozvoje astronomie za poslední půl století měřené množstvím stránek vědeckých prací zveřejňovaných v amerických vědeckých časopisech Astrophysical Journal (ApJ) a Astronomical Journal (AJ) v přepočtu na 1 mil. obyvatel. Ukázal, že tempo růstu počtu stránek bylo v průměru šestkrát rychlejší, než tempo růstu počtu obyvatel USA! Totéž platí také pro Velkou Británii, jejíž astronomové nejvíce publikují v časopise Monthly Notices (MN) - jediný rozdíl spočívá v tom že křivka růstu je oproti americké zpožděná o deset let. Evropský časopis Astronomy and Astrophysics (AsAp) zveřejňuje nejvíce prací od astronomů z Francie, Německa, Itálie a Nizozemí; jako celek je však kontinentální Evropa zpožděna o 12 let za USA. To však znamená, že při dosavadním trendu poroste světová publikační činnost v astronomii ještě řadu let. Podle A. Fabiana v dekádě 1999-2009 bylo nejvíce prací v kosmickém výzkumu publikováno v USA (54 tis.), ve Velké Británii (18 tis.), Francii (14 tis.), Itálii (11 tis.), Japonsku (8 tis.) a v Nizozemí (6 tis.).

C. Loková upozornila, že v medicíně, kde vychází celosvětově za rok již přes 800 tis. prací, je velmi obtížné najít v rozumném čase ty informace, které se týkají problému, který odborník chce řešit. Proto se začíná s pokusy vyhledávání relevantních informací usnadnit pomocí počítačů, které však až dosud - jak známo - příliš nerozumí tomu, co tak rychle dokáží uložit do paměti. Proto jsou strojové překlady zatím stále téměř nepoužitelné. První takové pokusy orientované právě na medicínu však dávají jistou naději, že to přece jenom časem půjde. Myslím, že astronomii tento problém už také začíná sužovat, což ostatně názorně dokazuje zpoždění ve zveřejňování Žní objevů v posledních letech.

J. Frogel ukázal, že podle vysokého počtu citací se v astronomii v první dekádě XXI. stol. prosadily pouze čtyři vědecké časopisy: AsAp, AJ, ApJ, a MN, které ročně sbírají až 85 % všech citací (do tohoto seznamu autor úmyslně nedával všeobecné vědecké časopisy Nature a Science, které mívají v každém týdnu 0 - 3 astronomické práce, ale už tím přísným výběrem je dán význam obou vědeckých týdeníků i pro astronomii). Nejvíce vědeckých prací (≈2,8 tis. ročně) vychází v ApJ; na druhém místě je AsAp (≈1,8 tis. prací ročně). Za sledované období se počet publikujících autorů ztrojnásobil. Podobně se zvedají počty spoluautorů dané práce; nejvíce citované práce mají minimálně 6 spoluautorů a obecně počet citací roste s počtem spoluautorů daného článku.

Tvrdá konkurence také způsobila, že zatímco v r. 2008 ještě vycházelo 43 vědeckých periodických astronomických časopisů, tak v r. 2010 jich bylo jen 34. Nejvíce citací (až 5 tis. za dekádu) měly práce o výsledcích družice WMAP pro zkoumání jemných fluktuací v reliktním záření kosmického pozadí, dále pak přehlídka SDSS, určení Hubbleovy konstanty a pozorování extrémně vzdálených supernov pomocí HST, infračervená přehlídka 2MASS a další výsledky Spitzerova a Hubbleova teleskopu. Týdeník Science uveřejnil v prosinci 2010 seznam deseti nejvýznamnějších vědeckých objevů uplynulého desetiletí, v němž se ocitly tři astronomické položky, a to přesná kosmologie, objev exoplanet a důkaz existence tekuté vody v minulosti Marsu.

Závěr

Ekonomická krize zasáhla v r. 2010 ve státech Evropy a Severní Ameriky naplno také vědu včetně astronomie. Nejvíce to pocítili vědci ve Velké Británii, ale i v USA, a (bez přímé souvislosti s krizí) také vědci v Rusku. Někteří lidé zejména u nás doma si začali myslet, že v době krize je podpora vědy nepřiměřený luxus, ale rozumnější vlády naopak pochopily, že cesta z ekonomického propadu vede právě přes podporu kvalitního vzdělání a vědy. Dobrým příkladem v Evropě jsou podle týdeníku Nature právě státy EU, které podporují velké mezinárodní spolupráce zejména v astronomii (ESO) a fyzice částic (CERN), což jsou dnes suverénně nejlepší pracoviště ve svých oborech na světě.

V Británii se o podporu základního výzkum v rámci mezinárodních projektů stará instituce STFC (Rada pro vědecká a technická zařízení), která v létě 2010 konstatovala, že pro zaměstnanost mají velký význam právě nositelé akademického titulu PhD., kteří asi ze 2/3 zůstávají po promoci v základním výzkumu, ale z 1/3 vstupují do komunikačních firem, velkých průmyslových a obchodních podniků, zejména pak do bank apod. Studie STFC jednoznačně prokázala, že výchova vědeckých pracovníků (v Británii studuje v doktorských programech asi 40 % cizinců) je největší podporou ekonomického úspěchu země. Tohoto závěru STFC si britská konzervativní vláda již naštěstí ráčila povšimnout.

Prudce však stoupá orientace na vědu zejména v Brazílii (>190 mil. obyvatel); během pěti let od r. 2003 na více než dvojnásobek. Podobně tam však souběžně stoupl i počet publikovaných prací ze 14 tis. na 30 tis. prací/r. Vědecká produkce Brazílie tak představuje již více než polovinu vědeckého výkonu celé Latinské Ameriky! Výrazně též stoupá podpora základního výzkumu v Číně a Indii.

Základní zásady, jak účelně podporovat základní výzkum v každé zemi, shrnul ve svém příspěvku z listopadu 2010 pro týdeník Nature A. Zewail: „Dělat základní výzkum se dlouhodobě vyplatí více než cokoliv jiného. Nesmíme však vědce nutit, aby psali nekonečné návrhy s malou vyhlídkou na úspěch, aniž je manažerovat jako v nějaké firmě. Primárním úkolem státu je vyhledávat lidi, kteří jsou přitahováni k problémům kvůli své nevyčerpatelné zvědavosti. Musíme jim dá příležitost, aby na svých pracovištích mohli vytvářet intelektuální atmosféru nutnou pro řešení obtížných problémů a musíme je ovšem i přiměřeně zaplatit.“

Jinými slovy to velmi výstižně vyjádřil v témže roce tehdejší francouzský prezident Nicolas Sarkozy: „Bez základního vědeckého výzkumu nemohou přijít žádné aplikace. Koneckonců elektřina a žárovka nebyly vynalezeny postupnými inovacemi svíčky.“