Žeň objevů 2011

Věnováno památce

Věnováno památce českého astronoma amatéra Gerarda ONSORGEHO (*1931) z Doveru (N. J.; USA), RNDr. Jaroslava Ruprechta, CSc. (*1931) z Astronomického ústavu AV ČR v Praze, RNDr. Ladislava Sehnala, DrSc. (*1931) z ASÚ AV ČR v Ondřejově, Ing. Antonína TLAMICHY, CSc. (*1930) z téhož ústavu a Ing. Ludmily WEBEROVÉ, CSc.(*1922) z Astronomického ústavu AV ČR v Praze.

„Astrofyzici mají moc změnit společnost.“

Matt Mountain (ředitel STScI v Baltimore) v komentáři k Dekadické zprávě americké Národní rady pro výzkum o prioritách astronomie pro léta 2011-2020

Úvodem.

V předjaří r. 2011 se podařilo bezpečně zaparkovat sondu MESSENGER na oběžné dráze u Merkuru, v létě ukončil Neptun celý oběh kolem Slunce od svého epochálního objevu v září 1846 a kosmická sonda Hajabusa navzdory všem technickým komplikacím skutečně dopravila na Zemi vzorky z povrchu planetky Itokawa. V srpnu 2011 zaparkovala sonda Dawn rovněž bezchybně u planetky Vesta a těsně před Vánoci přežila kometa Lovejoy těsný průlet nad Sluncem. Družice Kepler s neobyčejnou vytrvalostí objevila řadu tranzitujících exoplanet s neuvěřitelně rozdílnými parametry drah a přehlídková infračervená družice WISE pozorovala více než 150 tisíc planetek.

V galaxii M101 vzplanula nejbližší supernova za posledních 40 let a družice Fermi zkoumala obří bubliny rentgenového a gama záření obklopující hlavní rovinu Galaxie. Ve dvou galaxiích v souhvězdích Lva a Vlasů Bereniky byly rozpoznány černé veledíry o hmotnostech řádu 10 GM☉ a ve vzdálené galaxii v souhvězdí Draka bylo pozorováno více než měsíc trvající rentgenové vzplanutí s maximálním zářivým výkonem 10 TL☉. Během roku 2011 byly různými přístroji na Zemi i na družicích překonány rekordy ve vzdálenostech kup galaxií, kvasarů, zábleskových zdrojů záření gama a nakonec i samotných galaxií, takže pozorování pronikla k minulosti vesmíru pouhých 460 milionů let po velkém třesku. Velká zásluha na pronikání do hlubin vesmíru patří HST, jenž je od r. 2009 v nejlepší technické kondici za celou dobu svého více než dvacetiletého provozu a uskutečnil v létě 2011 již milionté vědecké pozorování.

Astronomie tak navzdory ekonomickým problémům řady států v Evropě i na dalších kontinentech nepochybně vzkvétá, takže postihnout aspoň zlomek těch nejdůležitějších objevů je časově čím dál tím náročnější. Tím také chci aspoň trochu omluvit narůstající zpoždění ve shrnutí objevů za daný rok. Dávám však přednost kontinuitě těchto přehledů od r. 1966 před jejich drastickým omezením na náhodný výběr několika hrozinek na rozpínajícím se dortu astronomických poznatků.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

Kosmická sonda NASA MESSENGER přesně podle plánu zaparkovala 18. března 2011 na oběžné dráze kolem Merkuru po 6,5 letech a uražení 8 mld. km od svého vypuštění. Stačilo k tomu 15 min brzdění raketovým motorem. Již od dubna započala se soustavným snímkováním severní polokoule planety s lineárním rozlišení až 18 m a v září téhož roku byly odborné veřejnosti k dispozici první výsledky těchto měření v sedmi pracích v časopise Science. Ukázalo se, že mineralogické a geologické složení povrchu Merkuru se významně odlišuje od ostatních kamenných planet. Nápadný je deficit železa i titanu a desetinásobný přebytek síry v porovnání s kůrou Země. To znamená, že na rozdíl od oxidačního prostředí na povrchu ostatních kamenných planet převládalo na Merkuru prostředí redukční. Na severní polokouli se rozkládají rozsáhlá lávová pole svědčící podle J. Heada aj. o mocném dávném vulkanismu vrcholícím těsně po konci těžkého bombardování planet Sluneční soustavy před 3,8 mld roků. Celkem se podařilo zatím stanovit relativní zastoupení 10 chemických prvků v regolitu planety. Podle L. Nittlera aj. je hlavním překvapením vysoký poměr Mg/Si a nízký poměr Al/Si a Ca/Si. P. Peplowski aj. ukázali na základě měření ze spektrometru gama, že na povrchu Merkuru je výrazně zastoupen draslík, kterého je pětkrát více než thoria a 13krát více než uranu.

Naprostou záhadou je však rozsáhlé železné jádro Merkuru, které zabírá přinejmenším 3/4 poloměru planety. Centrální dipólové magnetické pole má podle B. Andersona aj. svou osu skloněnou jen o 3° vůči ose rotační. Magnetický rovník je posunut téměř o 500 km na sever od hermografického rovníku. Merkur má i vnější magnetické pole včetně magnetopauzy a magnetického chvostu odvráceného od Slunce, ale neoplývá radiačními pásy jako Země. D. Schriver aj. však objevili ve výšce asi poloviny poloměru planety nad rovníkem slabý radiační pás s energiemi částic <10 keV. D. Heyner aj. zjistili pomocí trojrozměrných simulací, že u Merkuru dochází k silné interakci slunečního větru s vnějším magnetickým polem, zatímco vnitřní pole je výsledkem dynamového efektu v pomalu rotujícím tekutém rozsáhlém železném jádře. Přetahování obou polí pak má za následek, že povrchové magnetické pole planety je velmi slabé.

D. Blewett aj. zjistili, že Merkur byl až donedávna geologicky aktivní, jak o tom svědčí usazené horniny v mnoha impaktních kráterech a nápadné deprese v regolitu, vyvolené nejspíš ztrátou těkavých látek z dutin pod povrchem. Autoři odtud usuzují, že nitro Merkuru mělo mnohem vyšší zastoupení těkavých látek, než se čekalo. V řiďounké atmosféře planety se podle T. Zurbuchena aj. vyskytují ionty těžkých prvků zejména v okolí magnetických pólů, kde se sluneční vítr dostává snadno až k povrchu. Na noční straně rovníku planety se silně koncentrují ionty sodíku a nad celým obvodem planety lze pozorovat ionty helia, jež se patrně odpařuje z povrchu.

J. Harmon aj. shrnuli výsledky soustavných pozorování polárních oblastí Merkuru pomocí radaru 305m antény v Arecibo za léta 1999-2005. Radar docílil na planetě lineárního rozlišení 1,5 km a tak se podařilo zjistit, že těsně pod regolitem Merkuru se v trvale zastíněných dnech příslušných impaktních kráterů opravdu nachází vodní led, a to mezi severním pólem planety a hermografickou šířkou +67°. Místy však stačí odražené či rozptýlené sluneční záření led odpařit i v těchto zastíněných oblastech.

1.1.2. Venuše

J. Pasachoff aj. uvedli, že při tranzitu Venuše přes Slunce v červnu 2004 se podařilo monitorovat vzhled atmosféry Venuše díky sluneční družici TRACE kamerou s vysokým úhlovým rozlišením a vysokou kadencí snímků. Tím se podařilo objevit její nesouměrnost, což zpětně přispělo k revizi údajů z předešlých tranzitů od r. 1639 do r. 1882.

F. Montessin aj. ohlásili na základě měření sondy Venus Express (ESA), že ve vysoké atmosféře na noční straně planety se vyskytuje ozón ve výškách kolem 100 km nad povrchem Venuše v koncentracích až 108 mol/cm3, což je ovšem jen nepatrný zlomek (10-8) koncentrace ozonu v porovnání s Marsem. V atmosféře Marsu dosahuje koncentrace ozónu jen 1 Dobsonovu jednotku, tj. zhruba 3 promile koncentrace ozónu v atmosféře Země. Ozón vzniká ve všech případech disociací molekul kyslíku na atomární kyslík působením ultrafialového záření Slunce. Atomární kyslík se pak slučuje se zbývajícími molekulami kyslíku na ozón.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

K. Grifantiniová shrnula současný stav poznatků o původu a zastoupení vody na Zemi. Ačkoliv 71% povrchu Země pokrývají oceány, na celkové hmotnosti Země se voda podílí jen z 0,03 %! Jelikož mladá Země byla vystavena účinkům těžkého bombardování, byla na povrchu tak horká, že případná původní voda z doby jejího vzniku se nutně odpařila a unikla zpět do kosmu. V r. 2006 zjistili H. Hsieh a D. Jewitt, že v hlavním pásu planetek se nacházejí kometární jádra pokrytá ledem sublimovaným z povrchu planetek. Ostatně i největší planetka hlavního pásu Ceres má tak nízkou střední hustotu, že v jejím plášti je silně zastoupen vodní led.

V letech 2003-2008 studovali planetku (24) Themis jednak H. Campins aj. a dále A. Rivkin a J. Emery pomocí 3m teleskopu IRTF. Výsledky svých měření zveřejnili v r. 2010 v časopise Nature, kde nezávisle ukázali, že v infračerveném spektru planetky se vyskytuje pás vodního ledu o vlnové délce 3,1 μm. Jelikož teplota povrchu Themis je tak vysoká, že povrchový led by sublimoval během několika tisíc let, je zřejmé, že led je plynule doplňován z pláště planetky. Podobně J. Licandro aj. odhalili vodní led na povrchu planetky (65) Cybelle. Podle S. Mojzsise aj. jsou však na základě izotopové analýzy nuklidů kyslíku 16O a 18O pozemské oceány staré minimálně 4,4 mld. let, takže voda se na Zemi dostávala z více různých zdrojů, tj. jak z planetek tak i z komet právě během období těžkého bombardování.

Jen na okraj poznamenejme, že naše technicky vyspělá civilizace potřebuje pro svůj provoz hodně vody, až 10 % hmotnosti vody v zemské kůře. Pokud by měl být zajištěn její další růst, mohlo by se stát, že tento příděl nebude ve vzdálenější budoucnosti stačit. Kdyby měl stoupnout jen 20x, tak by musela být celá Země zatopena vodou až do výše Himaláje... V září 2011 uveřejnil časopis Nature zlověstnou zprávu, že od r. 1980 do r. 2010 se četnost velkých přírodních katastrof (hurikánů, povodní a ničivého sucha) zdvojnásobila, což se dá přičíst na vrub rychlé změny globálního klimatu. Jak upozornili G. Manneyová aj., došlo v r. 2011 k 80 % poklesu množství ozonu ve výškách 18 – 20 km nad Arktidou, což je alarmující zvláště proto, že nad Arktidou neklesá teplota v zimě tak nízko jako nad Antarktidou, takže standardní představa, že ozónové díry se prohlubují tím více, čím je nižší teplota ve stratosféře, vzala za své.

M. Tavani aj. zveřejnili nové údaje o milisekundových záblescích záření gama v zemské atmosféře (TGF = Terrestrial Gamma-ray Flashes), jež poprvé zaznamenala aparatura BATSE na americké družice Compton počátkem 90. let minulého století. Nečekaný objev popsali G. Fischman aj. v r. 1994 a vysvětlili jako brzdné záření elektronů o energiích řádu MeV ve výškách >30 km nad Zemí, takže za jejich zdroj považovali tzv. duchy a skřítky (výboje z bouřkových mraků vzhůru do ionosféry).

Nynější pozorování z italské družice AGILE však ukázala, že zdroj záblesků se nachází mnohem níže, totiž v bouřkových mracích tropického pásma ve výškách 10 – 20 km, což je překvapující, protože to znamená, že v bouřkových mracích se volné elektrony urychlují na energie až nad 100 MeV; jinými slovy spád elektrických potenciálů v bouřkových mracích je občas daleko větší, než se dosud soudilo (přímé měření potenciálového gradientu v těchto podmínkách se zatím nezdařilo). Urychlené elektrony tak získávají energii rychleji, než ji ztrácejí srážkami s molekulami vzduchu a při tvrdých pružných srážkách dokonce vyrážejí elektrony z obalů atomů, které pak nabývají podobně relativistických rychlostí a tudíž extrémně vysokých energií. Relativistické elektrony pak vysílají brzdné elektromagnetické záření, tj. fotony gama, které se dostanou až do vzdáleností mnoha set km od místa svého vzniku a proto je mohou zachytit přelétávající družice. Jak autoři studie uvádějí, pro nejvyšší energie paprsků gama však zmíněný mechanismus patrně nestačí a jejich výskyt zůstává záhadou.

M. Briggs aj. objev potvrdili na základě údajů z družice Fermi, která zaznamenala již na 130 TGF. Zjistili však navíc, že urychlené sekundární elektrony mohou klouzat podél siločar geomagnetického pole na velké vzdálenosti, takže například elektrony z bouřky nad Zambií způsobily jevy TGF nad Egyptem po uražení 4,5 tis. km podél siločar. Družice také objevila páry pozitron-elektron, díky anihilační čáře o energii 511 keV, takže při intenzivních bouřkách dokonce vznikají částice antihmoty! Objevy mají své praktické důsledky, protože vzniká otázka, zda posádky dopravních letadel často létajících v tropických oblastech nejsou vystaveny zvýšeném riziku ozáření těmito silně urychlenými částicemi.

B. Buffet aj. využili přesných poloh vzdálených kvasarů pro hledání jemných variací v nutačním pohybu zemských geografických pólů. Tyto změny jsou totiž vyvolávány rozdílem v úhlové rychlosti rotace kapalného a tuhého jádra Země a mohou tak posloužit k určení indukce magnetického pole v centru Země - obdrželi tak hodnotu 2,5 nT.

A. Hakimi a S. Setayeshi se zabývali otázkou, jak se měnil vztah mezi terestrickým (TT) a univerzálním časem (UT) v letech 1620 -2010. Jak známo variace UT odrážejí změny v rychlosti rotaci Země počítané v atomovém čase a efemeridový čas (ET) zase změny v oběhu Země kolem Slunce. Z nového modelu vyplývá, že v uvedeném období se prodlužovala délka dne (UT) v průměru o 2,3 ms za století. Podobně podle L. Ioriové roste střední vzdálenost Země od Slunce zhruba o centimetry za rok a výstřednost dráhy Měsíce kolem Země o řádově 10-12/r. Je poměrně podivuhodné, že když přepočteme současnou hodnotu Hubbleovy konstanty H☉ z obvyklých jednotek [km/s/Mpc] na její fyzikální rozměr [1/t., kde t bude čas v jednotkách zemského roku, dostaneme hodnotu 7,5.10-11/r. Autorka proto soudí, že stojí za to testovat domněnku, že zmíněné změny vzdálenosti Země od Slunce i výstřednosti dráhy Měsíce jsou ve skutečnosti lokálním důsledkem skutečnosti, že se vesmír rozpíná.

1.1.3.2. Bolidy a meteority

K. Welten aj. referovali o výsledku studia sbírky 3,3 tis. úlomků meteoritů z antarktické oblasti horského hřebenu Královny Alexandry. Asi 2 tis. úlomků představují chondrity L5 nebo LL5 a tak vybrali náhodně 13 úlomků z této sestavy a určili jejich radiochronologické stáří. Obdrželi pro všechny z nich identické stáří na zemském povrchu 125 tis. let. To dává tušit, že celá sbírka pochází z impaktu jediného meteoritu (QUE 90201), který měl před vstupem do zemské atmosféry hmotnost asi 50 t a přibližný rozměr 3 m. Šlo tedy o jeden z největších chondritů, o nichž dnes víme, že dopadly na Zemi. V Antarktidě se z něj podařilo nalézt úhrnem nanejvýš 70 kg úlomků, takže meteorit byl buď velmi křehký, anebo měl mimořádně vysokou impaktní rychlost.

J. Gattacceca aj. uvedli, že nejvyšší koncentrací nalezených meteoritů na Zemi se honosí nevelká plocha necelých 4 km2 poblíž San Juanu v poušti Atacama v Chile. Odborníci tam nasbírali v mimořádně suchém terénu celkem 48 úlomků z 36 různých impaktů, což je nepřímý důsledek absence vody a pomalého zvětrávání terénu. Nejmladší úlomky ležely v poušti již 40 tis. let a vyznačují se přebytkem chondritů třídy H a vzácností chondritů třídy LL. Na celkovém počtu meteoritů ve sbírkách muzeí se nejvíce (70 %) podílejí meteority z Antarktidy; na druhém místě (25 %) jsou právě meteority z horkých pouští.

C. Princeová se ve své monografii z r. 2010 zabývala mimo jiné autenticitou údajného výroku amerického prezidenta Thomase Jeffersona, který měl kritizovat studii amerického profesora Benjamina Sillimana (s přispěním jeho kolegy Jamese Kingsleye) z Yaleské univerzity, v níž dokazoval, že kameny nalezené po úkazu 4. prosince 1807 ve Westonu ve státě Connecticut jsou meteority, které na Zemi přiletěly z kosmického prostoru. Jefferson měl podle často citovaného tvrzení prohlásit, že spíše uvěří tomu, že dva yankeeyovští profesoři lžou, než že z nebe padají kameny. Autorka však zjistila, že jde o legendu, kterou až v r. 1874 rozšířil Sillimanův syn! Ve skutečnosti prof. Silliman zaslal svou podrobnou studii o meteoritu Weston Francouzské akademii věd, čímž poprvé dokázal upoutat pozornost evropských badatelů na schopnosti amerických přírodovědců v době, kdy byla americká přírodověda v plenkách a i v Evropě se ještě na přelomu 18. a 19. stol. o kosmickém původu „kamenů z nebe“ pochybovalo.

T. Kohout aj. určili vstupní hmotnost meteoritu Almahata Sitta (miniplanetky 2008 TC3) na 20 tun. Většinu úlomků lze zařadit k achondritům typu ureilitů, ale v zásadě šlo o heterogenní a mechanicky poměrně křehký slepenec. Ačkoliv střední hustota úlomků činila 3,1násobek hustoty vody, z tvaru miniplanetky a jejího albeda se dá odhadnout, že její střední hustota byla dík poréznosti podstatně nižší. To vedlo autory k výrazné redukci odhadované hmotnosti miniplanetky před vstupem do zemské atmosféry. V každém případě se tento unikátní úkaz zařadil mezi vzácné meteority s rodokmenem na 12. místo (první místo má proslulý Příbramský meteorit z r. 1959).

A. Bischoff aj. popsali vlastnosti úlomků meteoritu Jesenice, který dopadl ve Slovinsku 9. dubna 2009 a byl pozorován Evropskou bolidovou sítí i slovinskými kamerami, což umožnilo ondřejovským astronomům spočítat jeho dráhu ve Sluneční soustavě i strmou trajektorii bolidů v zemské atmosféře. Bolidy spojené s meteoritem byly vidět do velmi malé výšky pouhých 5 km nad Zemí, takže to přispělo k nalezení tří úlomků o úhrnné hmotnosti 3,7 kg. Šlo vesměs o chondrity typu L6 staré 4,3 mld. let, jejichž mateřské těleso se rozpadlo před 500 mil. let. Vlastní meteorit byl vystaven vlivům kosmického prostoru teprve v posledních 4 mil. let. V katalogu meteoritů s rodokmenem přísluší Jesenici 14. místo.

P. Brown aj. popsali vlastnosti úlomků meteoritu Grimsby, jenž dopadl do oblasti jižního Ontaria v Kanadě 25. 9. 2009. Průlet zaznamenalo 6 videokamer, radar a také detektory infrazvuků. Odtud se podařilo určit jeho původní dráhu ve sluneční soustavě, tj.a = 2,0 AU; e = 0,5; i = 28°. Protože jeho přísluní bylo ve vzdálenosti 0,98 AU, jde o miniplanetku typu Apollo. Do zemské atmosféry vstoupila rychlostí 21 km/s pod úhlem 55° k obzoru. Radarová pozorování ukázala, že k prvnímu štěpení meteoritu došlo již ve výšce 70 km při tlaku 0,1 MPa, ale opticky viditelná štěpení následovala ve výškách 39, 33 a 30 km nad Zemí, kdy tlak stoupl na >1,5 MPa. Svítící dráha pokračovala až do výšky 20 km. Během následujících měsíců se autorům podařilo nalézt celkem 13 úlomků o úhrnné hmotnosti 0,2 kg. Meteorit Grimsby se tak zařadil na 15. místo mezi meteority s rodokmenem.

O. Popovová aj. probrali dosud známé případy meteoritů s rodokmenem a zjistili, že k fragmentaci na úlomky dochází již při tlacích v rozmezí 0,1 – 1 MPa, ačkoliv kamenné meteority by měly odolávat tlakům do 30 MPa. To znamená, že ve skutečnosti jde spíše o drolivé shluky materiálů, jež vznikly z větších mateřských těles drcením při vzájemných srážkách, takže jejich pevnost je narušena vnitřními trhlinami. Ještě hůře jsou na tom uhlíkaté chondrity, jež vznikly akrecí prvotního stavebního materiálu Sluneční soustavy, takže jsou vysoce porézní. S těmito fyzikálními charakteristikami kamenných meteoritů je třeba počítat při uvažovaných pilotovaných letech k planetkám, popřípadě při automatickém odběru vzorků z jejich povrchu a také při výpočtech rizik srážek větších meteoritů se Zemí.

1.1.3.3. Kosmické katastrofy na Zemi

C. Bailer-Jones podrobil kritice všechny dosavadní studie o periodicitách impaktů velkých kosmických projektilů na Zemi. Údajné periodicity v rozmezí 13 – 50 mil. let jsou podle jeho názoru prostým důsledkem vadných statistických analýz. Na Zemi je dnes známo jen asi 180 větších impaktních kráterů ve stáří nanejvýš 2,4 mld. let. S využitím Bayesovy statistické metody lze ukázat, že četnost impaktních kráterů s průměry >5 km v posledních 250 mil. let monotónně klesá. Četnost kráterů o průměru >35 km se však během posledních 400 mil. let nemění, což nezávisle potvrdili také M. Le Feuvre a M. Wieczorek. Ti také ve své práci ukázali, že impaktní pánev Caloris na Merkuru vznikla před 3,7 mld. let na konci éry těžkého bombardování planet Sluneční soustavy. Naproti tomu povrch Venuše je geologicky velmi mladý (počet impaktních kráterů je zanedbatelný) a jeho stáří odhadli na pouhých 240 mil. let, za což může rozsáhlý vulkanismus.

J. Ruiz přišel s pozoruhodným vysvětlením, proč se Země liší od ostatních terestrických planet deskovou tektonikou, zatímco Merkur, Venuše i Mars mají litosféru souvislou. Domnívá se, že za tuto výjimečnost Země mohou obří impakty planetek, které měly v případě Země největší rasanci kvůli nadprůměrné rychlosti srážek 16 km/s. Existence deskové tektoniky se považuje za klíčový důvod, proč na Zemi máme atmosféru vhodnou pro život. Nemáme zde totiž nadměrnou koncentraci skleníkových plynů jako na Venuši, a Země o svou atmosféru nepřišla, jako Merkur a prakticky také Mars.

A. Barnosky aj. přišli s názorem, že k dosavadním pěti velkým vymíráním organismů na Zemi (ordovik. -443 Mr; devon. -370 Mr; perm. -251 Mr; trias. -200 Mr; křída. -65 Mr) bychom měli přiřadit současné, tj. 6. vymírání, které začalo právě teď, přičemž jeho příčina nejspíše není kosmická. Naproti tomu je pozoruhodné, jak dobře odolala mořská fauna a flóra následkům ničivého zemětřesení Tohoku (11. března 2011) u břehů Japonska, kdy vlny cunami dosáhly historicky největší výše až 38 m. Zaplavení jaderné elektrárny ve Fukušimě totiž vedlo ke zvýšení radiace v přilehlém moři až na hodnotu 7,5.106násobku klidové hodnoty, a přesto to život v moři nijak výrazně neohrozilo. Mezi obyvateli postiženého pobřeží nedošlo ani v jednom případě k výskytu nemoci z ozáření, což je nepochybně zásluha perfektně fungujícího systému monitorování dozimetrickou službou. Díky fungujícímu navigačnímu systému a detektorům na dně moře získali geofyzici poprvé jedinečné údaje o kinematice naprosto nepředvídaného extrémně mohutného zemětřesení.

Podle S. a A. Sobolevových však vůbec největší vymírání v dějinách Země (perm; 70 % organismů na souši a přes 90 % v mořích!) nezpůsobila příčina kosmická, ale ryze pozemská, totiž gigantická vulkanická činnost ve velké ohnivé oblasti LIP (Large Igneous Province) na Sibiři (sibiřské trapy). Podle všeho se taková aktivita projeví nejprve výronem žhavých toxických plynů, které nejvíce devastují faunu i flóru, načež následuje výlev milionů krychlových kilometrů basaltického magmatu, doprovázeného uvolněním velkého objemu SO2, halogenů a následně silnými kyselými dešti. S. Shen aj. zpřesnili datování vymírání pomocí radiochronologie na 252,3 Mr a ukázali, že hlavní příčinou rozsáhlého vymírání bylo snížení obsahu kyslíku v mělkých mořích a gigantické lesní požáry na souši vlivem uvolnění CO2 a CH4 při vulkanických výlevech.

Naproti tomu je podle P. Olsena aj. možné, že na vymírání na konci triasu se podílel impakt planetky o průměru cca 2 km, po němž se dochoval impaktní kráter Rochechouart v západní Francii. Podařilo se totiž opravit jeho datování z -214 Mr na -(201 ±2) Mr, což souhlasí s datem zmíněného vymírání. Problém však je v tom, že jeho průměr nanejvýš 50 km je příliš malý na to, aby vyvolal celosvětovou katastrofu. Podle M. Schmiedera aj. však kinetická energie impaktu při rychlosti planetky dosáhla hodnoty řádu 1 Tt TNT a impakt vyvolal zemětřesení o magnitudu 11,5 na Richterově stupnici, tj. energeticky přinejmenším tisíckrát mohutnější, než bylo zmíněné zemětřesení Tohoku.

1.1.3.4. Měsíc

Zamysleli jste se někdy nad otázkou, proč jsou na Zemi měsíční slapy silnější než slapy sluneční? Obvyklá odpověď, že slapy ubývají s třetí mocninou vzdáleností, kdežto poměr hmotnosti těles dotčených těles vstupuje do hry jen lineárně (s 1. mocninou vzdálenosti), není správná, protože Měsíc i Slunce mají na obloze týž úhlový rozměr, což znamená, že objem obou těles s 3. mocninou vzdálenosti roste. Klíčovým rozdílem je však v tomto případě střední hustota obou těles; hustota Slunce (1,41násobek hustoty vody) je nižší než hustota Měsíce (3,35×). Proto je slapový vliv Měsíce v průměru 2,4krát větší než slapový účinek Slunce.

R. Weberová aj. využili pokroku metod seismické analýzy k novému zpracování údajů ze seismometrů, které na Měsíci umístily v letech 1969-1972 posádky astronautů při přistáních modulů Apolla 12, 14, 15 a 16 a které fungovaly až do konce r. 1977. Zjistili tak, že vnitřní jádro Měsíce o poloměru 240 km je tuhé, zatímco vnější jádro o tloušťce 90 km (tvořící 60 % objemu převážně železného jádra) je kapalné. Nad ním se nachází částečné natavená přechodová vrstva o tloušťce 150 km a průměrné teplotě 1 650 K. To znamená, že po vzniku Měsíce docházelo k diferenciaci hornin podle hustoty. V jádře se dnes nachází téměř výhradně železo s 6 % příměsí lehčích slitin.

Podle V. Kaydashe fotometrie povrchu Měsíce sondou Lunar Reconnaisance Orbiter (LRO) vykazuje v místech přistání modulů Apollo anomální zbarvení vyvolané tryskami raketových motorů a stopami vozítek i šlápotami astronautů. Sonda také nalezla místo, kam dopadl 3. stupeň rakety, která k Měsíci vynesla posádku poškozeného Apolla 13. (Dopad raketového stupně zaznamenal seismometr Apolla 12.) NASA nyní uvažuje o tom, že místa přistání automatických sond i astronautů by měla být chráněna jako památky; dokonce tam někde leží i golfový míček odpálený A. Shepardem. Nejzajímavější by však bylo prozkoumat organické zbytky, které na Měsíci zanechali astronauti, tj. zda některé typy baktérií v odpadu ještě přežívají.

Jak uvedli T. Murphy aj., sovětská automatická sonda Luna 17 vysadila na Měsíci v listopadu 1970 robotické vozítko Lunochod 1, na jehož víku byl francouzský zrcadlový koutový odražeč. Ten se však nedal použít pro měření vzdálenosti Měsíce laserem, protože jeho poloha byla známa s chybou 5 km. Orbitální sonda LRO však v březnu 2010 určila polohu sondy Luna 17 s chybou 100 m, což stačilo na zaměření koutového odražeče laserem z observatoře Apache Point v Novém Mexiku, kde se pro příjem laserových ozvěn používá zrcadlo o průměru 3,5 m. Tak se podařilo postupně polohu odražeče upřesnit na 50 mm a následkem toho je dnes ozvěna odtud až 4x silnější než od odražeče na Lunochodu 2. Odražeč na Lunochodu 1 se navíc nachází poblíž okraje viditelného disku Měsíce, takže ozvěny citlivě reagují na aktuální libraci Měsíce a velmi podstatně tak zvyšují celkovou účinnost přesných měření vzdálenosti Měsíce i jeho libračního kolébání.

Detailní snímky povrchu Měsíce sondou LRO s rozlišením až 0,5 m poskytují vynikající údaje o četných malých impaktních kráterech, proměnnosti regolitu, neobvyklých geologických útvarech a také o rozložení balvanů na povrchu našeho nejbližšího kosmického průvodce. Američtí odborníci proto uveřejnili v říjnu 2010 výzvu k počítačové veřejnosti z celého světa, aby se zájemci zapojili do dalšího projektu ZOO Universe, v jehož rámci lze na adrese: www.moonzoo.org klasifikovat útvary na více než 1,2 mil. snímků, které mj. zobrazují na 4,3 mil. kráterů a dalších geologických rysů. Do projektu se již zapojilo přes 20 tis. nadšenců z více než 100 zemí světa.

M. Le Feuvre a M. Wieczorek zjistili, že největší četnost impaktních kráterů na Měsíci vykazuje oblast měsíčního apexu, tj. rovník na 90° západní selenografické délky. Nejmenší četnost se pozoruje na 90° východní délky v rozmezí do 65° jižní i severní selenografické šířky. Mezi velkými krátery je nejmladší Tycho, který vznikl impaktem před 109 mil. let, zatímco Copernicus je starý 800 mil. roků. Mnohem starší jsou měsíční pánve Oceán bouří (3,15 mld. let), Moře nepokojů (3,22 Gr), Moře dešťů (3,30 Gr), Moře hojnosti (3,41 Gr), Moře klidu (3,58 Gr) a Moře jasu (3,75 Gr). Nejstarší datované oblasti Měsíce jsou Apenniny, okolí kráteru Fra Mauro (místo přistání Apolla 14) a kráteru Descartes (Apollo 16) - 3,85 mld. let.

M. Jutzi a E. Asphaug simulovali srážku již existujícího Měsíce s menším tělesem o průměru 1 270 km a hmotnosti 4 % hmotnosti Měsíce, jež by se vychýlilo z pásma Trojanů soustavy Země-Měsíc a narazilo do Měsíce šikmo pod úhlem 45° rychlostí 2,4 km/s. Podle názoru autorů samotný vznik Měsíce nárazem impaktoru Theia do Země byl doprovázen vznikem řady menších těles, která postupně Měsíc vysbíral. Nejdéle (desítky milionů let) mu odolávala tělesa v libračních bodech L4 a L5, ale i ta nakonec na Měsíc vlivem poruch spadla, ovšem malou (podzvukovou) rychlostí. Za těchto okolností by se větší část hmoty největšího Trojanu roztekla po odvrácené polokouli Měsíce, která má jen horské hřebeny a žádné impaktní pánve. To by vysvětlilo i rozdílné chemické složení obou polokoulí Měsíce. K ověření domněnky bychom potřebovali vzorky hornin z odvrácené strany Měsíce, což se ovšem hned tak nepodaří.

L. Borg aj. využili nových metod radiochronologického datování měsíčních vzorků posbíraných posádkou Apolla 16 k revizi hodnoty stáří těchto relativně nejstarších hornin v kůře Měsíce. Ve vzorku anorthositu FAN 60025 tak dostali stáří od jeho krystalizace 4,360 mld. let s chybou ±3 mil. let. To je méně, než se dosud udávalo pro stáří utuhlé kůry Měsíce (4,43 mld. let). Pokud bychom tuto změnu v datu vzali vážně, znamenalo by to buď vážnou ránu pro domněnku o srážkovém původu Měsíce nárazem objektu Theia do Země, anebo bychom museli opustit představu, že na povrchu rozžhaveného Měsíce se původně rozprostíral globální magmatický oceán. Jak patrno, pokroky v údajích o našem nejbližším kosmickém sousedu přinášejí více otázek než definitivních odpovědí, takže se jen můžeme domýšlet, jak to ve skutečnosti vypadá s našimi současnými znalostmi o vzdálenějších objektech ve vesmíru...

1.1.4. Mars

N. Dauphas a A. Pourmand využili radiochronologie (182Hf/182W) meteoritů SNC z Marsu ke zjištění, že Mars vznikl srážkami planetárních embryí o průměru řádu 1 tis. km velmi rychle, tj. nejpozději za 4 mil. let od vzniku Sluneční soustavy. Dovnitř migrující Jupiter mu totiž posbíral další stavební materiál, a proto zůstala hmotnost Marsu tak nízká. C. Fassett a J. Head shrnuli, že raný Mars měl dostatek vody na to, aby mohly vzniknout minerály bohaté na vodu, tj. fylosilikáty. Vyznačoval se dále tekutým kovovým jádrem, což vedlo k dynamovému efektu a vzniku globálního magnetického pole. Na další geologický vývoj Marsu pak mělo vliv těžké bombardování spojené se vznikem obřích impaktních pánví Argyre, Isidis a Hellas. V té době se však už dynamo v nitru Marsu zastavilo a magnetické pole se vytratilo. Podle B. Ehlmanna aj. se před 3,7 mld. let vlivem eroze a přívalových vod z vulkanického ohřevu podpovrchového ledu vytvořily tisíce kilometrů dlouhé kaňony.

R. Craddock se zřejmě inspiroval domněnku o vzniku Měsíce u Země, když přišel s myšlenkou, že s Marsem se na počátku jeho existence srazila planetesimála o hmotnosti 2 % hmotnosti Marsu, vypařila se i s malou částí kůry Marsu a vytvořila kolem planety cirkumplanetární plynný a později kapalný disk. Kapky v disku nakonec utuhly a jejich akrecí vznikly miniaturní měsíce Phobos a Deimos. K tomu poznamenal P. Rosenblatt, že oba měsíce jsou hodně (30 – 60 %) porézní, takže není vyloučeno, že vznikly přímo u Marsu, nikoliv zachycením planetek.

G. Salamunicar aj. uveřejnili souhrnný katalog kráterů na Marsu, obsahující údaje o více než 57 tis. útvarech. V databázi však už mají na 130 tis. kráterů a tento seznam je úplný pro krátery s průměrem větším než 2 km. Nejmenší katalogizovaný kráter má průměr 0,9 km. A. McEwen aj. objevili pomocí sondy MRO sezónní změny v mírných jižních areografických šířkách 32 – 48° na svazích kráterů se sklonem 25 – 40°. V té době se na svazích objeví protáhlé tmavší skvrny (stružky?) o šířce 0,5 – 5 m a délce až 100 m, které při vyšší teplotě rostou a pak při snížení teploty zase zmizí. Jelikož v té době teplota na těchto svazích dosahuje 250 – 300 K, je možné, že jde o tekoucí slanou (?) vodu. Průměrná teplota na povrchu Marsu však činí jen 218 K (-55 °C), takže při této teplotě i slaná voda zmrzne.

Velkým překvapením je však objev L. Maltaglatiho aj., kteří pomocí spektrometru SPICAM na družici Mars Express (ESA) zjistili, že atmosféra Marsu ve výškách 20 – 50 km je přesycená vodní párou, která nemůže zkondenzovat, protože tomu brání velká mračna ledových krystalků. Vodní pára je tak postupně disociována na vodík a kyslík a vodík uniká do kosmu, což může být další důvod, proč je Mars na povrchu s výjimkou polárních čepiček víceméně suchý

D. Reiss aj. zkoumali vzdušné víry (tančící derviše) na Marsu a zjistili, že jejich průměry dosahují až 800 m. Tak mohutné víry mají též nejdelší životnost až jeden a čtvrt hodiny. Naproti tomu nejmenší pozorovaný derviš o průměru pouhých 19 m trval necelé 3 minuty. Navzdory rozdílným teplotám a hustotám atmosféry se tedy tančící derviši na Marsu podobají svou životností svým kolegům na Zemi, kde jejich trvání se pohybuje v rozmezí od minut po cca 7 hodin.

V květnu 2010 uskutečnila NASA poslední pokus o komunikaci s laboratoří Phoenix na povrchu Marsu. Sonda překročila svou plánovanou životnost 90 solů (dnů na Marsu), když vysílala data po dobu 157 solů. Krátce potom se uskutečnila poslední relace s vozítkem Spirit, které uvízlo v písečné duně a celkem najezdilo po Marsově povrchu necelých 8 km. Naproti tomu vozítko Opportunity je stále čilé, ujelo od místa přistání v kráteru Victoria už 21 km, po cestě mimo jiné narazilo na 6 železných meteoritů a v srpnu 2011 začalo zkoumat vnější okraj kráteru Endeavour o průměru 22 km. V červenci 2011 vybrala NASA za cíl přistání pokročilého roveru Curiosity (cena 2,5 mld. dolarů) dno kráteru Gale o průměru 154 km. Rover o hmotnosti 900 kg bude mít za úkol vyšplhat se ze dna kráteru až na vrchol centrální hory vzniklé ze sedimentů a vysoké plných 5 km. Její stáří se odhaduje na stovky milionů let, zatímco samotný kráter vznikl před více než 3,5 mld. let.

1.1.5. Jupiter

H. Wilson a B. Militzer uskutečnili náročné kvantově-mechanické výpočty stavu hmoty v nitru Jupiteru, kde panuje teplota daleko vyšší než na povrchu Slunce (16 kK) při extrémních tlacích řádu 4 TPa. Oxid hořečnatý (MgO) se za těchto podmínek rozpouští v kapalině H/He, takže se může nakonec stát, že v obřích plynných planetách pozře jejich jádro samo sebe!

K. Khurana aj. získali pomocí měření změn v magnetických polích Jupiteru a jeho družice Io magnetometrem na sondě Galileo v letech 1999-2000 důkazy o tom, že plášť Jupiterovy družice Io nemůže být tuhý, ale tekutý. Jádro družice má poloměr 600 – 900 km, nad nímž se prostírá plášť, který nakonec přechází ve více než 50 km tlustou vrstvu roztaveného magmatu o teplotě 1,5 kK, jež nejméně stokrát převyšuje objem magmatu produkovaného všemi vulkány na Zemi. Teprve nad globálním oceánem magmatu se nalézá tuhá kůra o tloušťce zhruba 40 km, kterou však prorážejí četné sopky.

G. Orton aj. ukázali, že po dopadu planetky na Jupiter 19. 7. 2009 se atmosféra planety ohřála na západ od místa dopadu o 6 K a tlak v nižší stratosféře se zvýšil o 70 hPa. Z troposféry Jupiteru se přesunulo do stratosféry minimálně 2.1012 kg plynu. Protože ve spektru úkazu byl silně zastoupen křemík, šlo tedy spíše o planetku o průměru 200 – 500 m a se střední hustotou 2,5násobku hustoty vody než o jádro komety. L. Fletcher aj. sledovali pátý den po dopadu jeho následky v atmosféře pomocí 8,2m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón v Chile) v infračervených pásmech 8 – 13 μm a 17 – 25 μm. Odhadli množství plynu, jenž se přesunul z troposféry do stratosféry jen na 1010 kg, ale z toho bylo nejméně 7.109 kg amoniaku. Stratosféra byla i po té době ještě o 3,5 K než je standard. Energii impaktu odhadli na 100 EJ, čemuž odpovídá průměr tělesa 70 – 510 m a potvrdili výskyt krystalického i amorfního křemíku v infračerveném spektru, takže zcela jistě šlo o planetku. K. Fast aj. využili 3m IRTF NASA ke sledování Jupiterovy atmosféry ještě 23 dnů po impaktu a objevili v jovigrafické jižní šířce 56,5° zvýšené zastoupení ethanu, aerosolů a sazí. Porucha se pohybovala východním směrem (prográdně) rychlostí 21 m/s.

V září 2011 ohlásili astronomové z observatoří na Mt. Palomaru v Kalifornii a CFHT na Havaji, že se jim podařilo dvě další družice Jupiteru, které se pohybují retrográdně v oběžných dobách 724 a 589 dnů. Podle dráhových parametrů i nízké absolutní hvězdné velikosti 16,6 a 17,5 mag jde zajisté o nepravidelné družice, čili o zachycené planetky, s předběžným označením S/2010 J 1 a J 2.

1.1.6. Saturn

L. Fletcher aj. popsali vývoj nečekaně brzké obří bouře na Saturnu, která se začala vyvíjet jako malá bílá skvrnka počátkem prosince 2010. Tyto sezónní bouře na severní polokouli planety se vyskytovaly vždy v období letního slunovratu, tj. jednou za 30 let. Tentokrát však bouře začala už zjara. Snímky ze sondy Cassini i z teleskopu VLT ESO ukázaly, že během měsíce se bouře rozšířila na celou severní polokouli v intervalu šířek 20 – 50°, což se projevilo výraznými změnami v teplotě, chemickém složení i směru a síle větru v atmosféře planety. Troposférické poruchy pronikaly stovky kilometrů vysoko do stratosféry až k tlakové hladině 100 Pa. V dané šířce kolísaly teploty rovnoběžně s rovníkem až o 16 K. Zcela se porušila atmosférická cirkulace působením vertikálním proudů, změnami v tryskovém proudění, zvýšením turbulence a vznikem nového anticyklonálního oválu v centru poruchy na 41° severní šířky. Opticky se bouře projevila velkou bílou skvrnou, která dosáhla největších rozměrů koncem února 2011. Je to teprve pátá bílá skvrna za 130 let teleskopických pozorování a přišla s předstihem 10 let před letním slunovratem.

Výskyt těchto bouří souvisí v principu s podstatně vyšším sklonem rotační osy Saturnu k normále oběžné dráhy (27°) v porovnání s Jupiterem (3°). Paradoxně však nelze přímo pozorovat blesky v bouřkách kvůli vysokému jasu od Saturnových prstenců, ačkoliv dle A. Sáncheze-Lavegy aj. k nim určitě dochází, jak vyplývá z měřitelného rádiového praskotu doprovázejícího elektrické výboje nad oblastmi o rozměrech řádu 10 tis. km. Podle G. Fischera aj. převyšuje energie blesků na Saturnu pozemské výboje minimálně o 4 řády a četnost se pohybuje kolem 10 výbojů za sekundu! Není divu, že průměrná teplota atmosféry Saturnu v té době stoupla o 8 K. Autoři se domnívají, že příčinou této mimořádné aktivity je třeba hledat ve zvýšené produkci vnitřního zdroje tepla planety.

E. Turtleová aj. ukázali na základě snímků sondy Cassini, že v březnu 2009 jezero Ontario Lacus poblíž jižního pólu největší Saturnovy družice Titan ustoupilo o 10 km oproti svému rozsahu v červnu 2005. Podobně se zmenšilo i další jižní jezero Arrakis Planitia. Naproti tomu v dubnu 2010 došlo v suché oblasti rovníku Titanu pokryté písečnými dunami k bouřkám a methanovým dešťům, po nichž se změnil vzhled rovníkové oblasti o ploše asi půl milionu čtv. kilometrů. Deště se znovu opakovaly v září a říjnu téhož roku.

P. Schinder aj. využili zákrytů sondy Cassini Titanem v r. 2006 k prozkoumání teplotního profilu atmosféry Titanu pomocí rádiového záření ze sondy. Zjistili, že ve středních jižních šířkách teplota těsně nad povrchem Titanu dosahuje 93 K, ale v tropopauze klesá na 70 K. S. Hörstová aj. zkusila v laboratorních podmínkách napodobit atmosféru Titanu obsahující převážně dusík s příměsí methanu. Působením ultrafialového záření a elektrických výbojů tak získala nejenom částice aerosolů o rozměrech řádu 0,1 μmm ale i uhlovodíky a dokonce všechny čtyři nukleotidy (ACGT).

W. Pryor aj. objevili elektrodynamickou vazbu mezi kryovulkanismem na družici Enceladus a polárními zářemi Saturnu. F. Postberg aj. totiž ukázali, že gejzíry na Enceladu obsahují vesměs slané krystalky, čili že pod jeho povrchem se nachází oceán slané vody, která je elektricky slabě vodivá. V prstenu kolem planety je asi 6 % soli NaCl. Tepelný výkon oceánu se odhaduje na 16 GW, což činí z Encelada nadějný objekt pro astrobiologii, protože to silně připomíná slané pozemské oceány - pravděpodobnou kolébku života zde na Zemi. P. Hartogh aj. využili Herschelova teleskopu k důkazu, že existuje vodní torus spojující Encelada se Saturnem, takže slaná voda se dostává do vrchní atmosféry Saturnu, bohužel nikoliv na Titan...

1.1.7. Uran a Neptun

J. Kavelaars aj. přišli s překvapivým tvrzením, že Uran a Neptun dodávali materiál pro výstavbu Oortova oblaku komet a svůj názor opírají o poměr deuteria k vodíku u Saturnovy družice Enceladus. Tento poměr se totiž nápadně podobá hodnotě, kterou dostáváme pro panenské komety přicházející ke Slunci z Oortova oblaku poprvé. Uran a Neptun mají totiž větší hmotnost, než by jim příslušela, kdyby jejich vznik akrecí probíhal v těch vzdálenostech od Slunce, kde jsou dnes. To znamená, že byly v době vzniku Sluneční soustavy blíže ke Slunci, tj. rozhodně blíž než 12 AU. Jak ukázali K. Walsh aj., Jupiter nejspíš vznikl ve vzdálenosti 3,5 AU od Slunce a nejprve migroval směrem k němu, čímž vyčistil pás ve vzdálenosti 2 – 4 AU od většiny materiálu, takže zde nevznikla planeta, ale jen málo hmotný hlavní pás planetek. Odvržený materiál však obohatil oblast, kde tehdy nabírali planetesimály Uran s Neptunem (8 – 13 AU). Jupiter by byl býval nakonec spadl na Slunce a jakoby mimochodem by byl zlikvidoval všechny terestrické planety, ale naštěstí tomu zabránil Saturn, když se jejich oběžné doby dostaly do rezonance 3:2, a tak odtáhl Jupitera zpět až do dnešní vzdálenosti 5,2 AU. Souběžně s tím se od Slunce vzdalovaly také Uran a Neptun. To, co nestačily vychytat, se tak dostalo do vnějšího (transneptunského) pásu planetek i do Oortova oblaku.

Mimochodem, teprve 10. července 2011 se uzavřela eliptická dráha Neptunu od jeho objevu J. Gallem a H. D'Arrestem 24. září 1846. Oběžná perioda Neptunu totiž obnáší 164,79 roku. K objevu planety předpovězené U. Le Verrierem jim stačil 0,23m refraktor (a vlastní velmi dobré mapy hvězdné oblohy). Jak známo, dávno před nimi zakreslil Neptun Galileo 28. 12. 1612 a 27. 1. 1613 při svých pozorováních Jupiteru, ale změny jeho polohy vůči ostatním hvězdám si nevšiml. Totéž se později přihodilo ještě J. Herschelovi (14. 7. 1830) a skotskému astronomovi J. von Lamontovi (1805-1879), jenž během svého působení v Německu spatřil Neptun dvakrát v r. 1845 a potřetí v r. 1846, ale rovněž si nevšiml, že se vůči hvězdám pohybuje.

Jak uvedli J. Horner a P. Lykawka, Neptun spojuje s Jupiterem ještě ta výsada, že teoreticky může mít v Lagrangeových bodech L4 a L5 planetky, kterým se říká u Jupiteru Trojani. První Jupiterův Trojan (588) Achilles byl objeven již v r. 1906 a dnes známe už tisíce Jupiterových Trojanů. U Saturnu a Uranu Trojani být nemohou, neboť dynamicky jde o nestabilní dráhy, ale u Neptunu byl první Trojan (2001 QR322) objeven už před více než desetiletím a v současně době jich známe skrovných sedm.

E. Karkoschka znovu prohlédl snímky, které pořídila sonda Voyager 2 při těsném průletu u Neptunu v srpnu 1989. Podařilo se mu tak v jeho atmosféře nalézt 10 stabilních útvarů, které jsou pozorovatelné dosud. Odtud pak vychází o něco kratší rotační perioda Neptunu 15,9663 h v porovnání s tabulkovou hodnotou 16,108 h. Z této změny vyplývá, že hmota Neptunu je více koncentrována směrem do jádra, než se dosud uvádí. Je docela pravděpodobné, že podobná nepřesnost postihuje i udávanou rotační periodu Uranu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa (TNO)

B. Sicardy aj. analyzovali pozorování zákrytů anonymní hvězdy 12,5 mag Plutem i Charonem dne 22. 6. 2008 z Austrálie a ostrova La Réunion v Pacifiku, čímž zpřesnili délku velké poloosy dráhy Charonu na 19 636 km. Současně zpřesnili údaje o hmotnosti Pluta (1,31.1022 kg) a průměru Charonu (1 210 km). B. Sicardy aj. využili rovněž zákrytu anonymní hvězdy 17 mag v souhvězdí Velryby trpasličí planetou (136199) Eris z 6. 11. 2010 ke zpřesnění některých parametrů tělesa, které svými rozměry konkuruje Plutu (Pluto s průměrem 2 390 km je menší než 7 přirozených družic u Jupiteru, Saturnu, Země a Neptunu). Ze zmíněných měření vyplývá, že dokonalá koule Eris má průměr 2 326 km; je však poměrně velmi jasná, za což může nevídaně vysoké albedo jejího povrchu (96 % !). Jelikož je však Eris o 27 % hmotnější než Pluto, jak ukázalo pozorování dráhy jejího průvodce Dysnomia, plyne z toho poněkud překvapující závěr, že průměrná hustota Eris dosahuje 2,5násobku hustoty vody, čili musí mít poměrně velké kamenné jádro. Na rozdíl od Pluta však prakticky nemá žádnou atmosféru.

A. Alvarez-Candal aj. studovali pomocí spektrografu X-shooter UT2 VLT ESO složení povrchu na kost zmrzlé (36 K) trpasličí planety Eris. Zjistili tak, že povrch tělesa má heterogenní vzhled, vyvolaný tím, že led methanu je místy rozředěn ledy jiných chemických sloučenin. Eris se ovšem liší od Pluta daleko vyšší excentricitou dráhy e =0,44, takže zatímco v přísluní bývá jen 38,4 AU od Slunce, v odsluní se vzdaluje až na 97,6 AU, takže její oběžná doba dosahuje 557 let. V současnosti je poblíž odsluní v 96 AU od Slunce. Výrazné změny vzdálenosti od Slunce se zajisté podepisují na fyzikálních poměrech na povrchu tělesa.

E. Lellouch aj. našli pomocí VLT ESO v atmosféře Pluta kromě dusíku také nepatrné příměsi methanu (0,6 %) a oxidu uhelnatého (0,05 %). Zastoupení CO v atmosféře při teplotě 90 K se shoduje s jeho zastoupením na povrchu Pluta. Snímky okolí Pluta v červnu a červenci 2011 pořízené kamerou WFC3 HST a následně archivní snímek z června 2010 vedly k objevu 4. družice Pluta S/2011 (134340) 1 o jasnosti 26 mag, jejíž průměr obnáší kolem 20 km. Družice obíhá kolem Pluta po kruhové dráze o poloměru 59 tis.km (tj. mezi Nixem a Hydrou) v periodě 32 d.

R. Canupová aj. tvrdí na základě počítačových simulací, že soustava družic Pluta vznikla při tečné srážce Pluta s Charonem, takže i další družice Pluta vznikly při tomto gigantickém nárazu. Ve prospěch domněnky svědčí nápadně vysoký souhrnný moment hybnosti celé této prapodivné soustavy (Charon má zhruba 10 % hmotnosti Pluta, takže jde spíše o trpasličí dvojplanetu).

M. Brown aj. ukázali, že TNO 2007 OR10 se může stát 5. trpasličí planetou, neboť tomu nasvědčují spektra z 6,5m Baadeova teleskopu na observatoři Las Campanas. Těleso je nápadně červené, takže jde nejspíš o velkou kouli převážně z vodního ledu.

A. Parker aj. se zabývali sedmi páry transneptunských planetek, jež jsou nápadné velkými roztečemi (až 22 % Hillova poloměru, který je definován jako vzdálenost, kdy se ještě dvě složky páru těles udrží dlouhodobě pohromadě díky vlastní gravitaci) mezi zhruba stejně velkými složkami. Jde vesměs o páry s nízkými sklony drah k ekliptice, z toho 4 obíhají prográdně a 3 retrográdně. Z pozorování 8m dalekohledy Gemini-N a VLT a 6,5m teleskopem Magellan v letech 2008-2011 dokázali určit jejich albeda (9 – 30 %) a odtud i jejich rozměry a hmotnosti. Nejnižší hmotnosti 2.1017 kg mají složky páru 2000 CG105; největší rozteč 0,22 % mezi složkami charakterizuje pár 2001 QW322 a nejvyšší dráhovou výstřednost 0,9 nalezli pro pár 2006 CH69. Z těchto měření autoři odhadli, že až třetina větších transneptunských těles s nízkými sklony drah k ekliptice je tvořena širokými páry se zhruba shodnými složkami, takže jejich vznik i existence svědčí o speciálním způsobu samotného vzniku v raných fázích vývoje Sluneční soustavy. Autoři se proto domnívají, že tyto páry vznikaly souběžným zhroucením dvou rovnocenných gravitačně vázaných zárodků, přičemž proces gravitačního hroucení proběhl astronomicky vzato velmi rychle. Navzdory tomu trvanlivost jejich svazku není valná, protože stačí i menší srážka jedné složky s třetím tělesem, aby se takový gravitačně slabě vázaný pár rozpadl.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a Trojani

V polovině července se kosmická sonda NASA Dawn dostala na oběžnou dráhu kolem jedné z nejhmotnějších planetek Sluneční soustavy (4) Vesta. Po větší část letu od startu koncem září 2007 ji poháněl iontový motor a v blízkosti Vesty má setrvat celý rok. Počátkem srpna pořídila sonda první snímek povrchu Vesty ze vzdálenosti 5 200 km. Ještě předtím však přinesli V. Reddy aj. důkaz o tom, že při obřím impaktu, jenž se odehrál na Vestě v dávné minulosti Sluneční soustavy, se odštípl úlomek v podobě planetky (237422) = 1999 TA10, který má blízké infračervené spektrum shodné s vnějším pláštěm Vesty. Impaktní kráter byl objeven na snímcích HST v r. 1996. Má průměr 460 km a hloubku 13 km. Autoři se domnívají, že kráter vznikl nárazem 80km projektilu rychlostí ≈5 km/s. První snímky Vesty zblízka potvrdily, že její povrch je geologicky velmi pestrý, jak o tom ostatně svědčí vzorky tři druhů meteoritů, které byly při impaktech vymrštěny z Vesty a nakonec dopadly na Zemi v podobě shergottitů, nakhlititů a chassignyitů.

Podle C. Raymondové aj. je jisté, že Vesta má kovové jádro, jak vyplývá z měření tvaru dráhy oběžné sondy Dawn kolem planetky, odkud vyplynula proměnná hustota planetky pod jejím povrchem. B. Weiss a R. Fu pak dokázali, že na Vestě fungovalo dynamo produkující magnetické pole i na povrchu Vesty. Velký meteorit Millbillillie pocházející z Vesty, jenž dopadl na západě Austrálie v říjnu 1960 a jehož úlomky byly nalezeny o 10 let později, vykazuje podle nejnovějších měření fosilní magnetické pole.

J. Laskar aj. zjistili, že dráhy trpasličí planety (1) Ceres a planetek (2) Pallas i Vesta podléhají poměrně rychle dráhovému chaosu následkem častých těsných přiblížení také s planetkami (7) Iris a (324) Bamberga. Proto se dráhy Ceresu a Vesty nedají spočítat na více než 400 tis. let od současnosti. Také změny výstřednosti dráhy Země jsou z téhož důvodu spolehlivě spočitatelné na dobu menší než 60 mil. let. To bohužel ovlivňuje i kalibraci údajů o geologických epochách na Zemi. Planetky (1), (2) a (4) ruší dráhu Marsu o celé kilometry, ačkoliv mají souhrnnou hmotnost jen 700 pM☉, čili jen 10 % hmotnosti trpasličí planety Pluto. Dokonce existuje možnost, že se během několika miliard let srazí Ceres s Vestou, i když pravděpodobnost takové srážky nedosahuje 1 %.

D. Jewitt aj. potvrdili, že „kometa“ P/2010 A2 byla ve skutečnosti srážkou dvou planetek, jak vyplynulo z rozboru snímků, jež od konce ledna do konce května 2010 pořídily kamery HST. Větší z planetek měla průměr 120 m a tělísko, které se s ní srazilo, byla miniplanetka o průměru 5 m. Autoři soudí, že k vlastnímu nárazu došlo již během února či března 2009, jak vyplynulo z předobjevových snímků z robotického teleskopu LINEAR z listopadu a prosince 2009. Rozpad sám nemohl být pozorován, protože se odehrál v době, kdy byla planetka úhlově příliš blízko Slunce. Dráhové parametry planetky 2010 A2 (jde o první případ, kdy se z komety stala planetka; mnohem častější je případ opačný) ukazují na miniplanetku hlavního pásu s délkou velké poloosy 2,3 AU, výstředností 0,12 a sklonem 5°

Podobným překvapením byl objev rozmazaného vzhledu planetky (596) Scheila na snímku S. Larsona z 11. 12. 2010, kdy byla planetka asi 13 mag. Scheila je planetkou hlavního pásu s velkou poloosou dráhy 2,9 AU, výstředností 0,16 a sklonem 15°. Má lineární průměr 113 km a rotuje v periodě 16 h. Její zjasnění zavinil podle D. Bodewitse aj. patrně kamenný projektil o průměru <100 m, jenž se s ní srazil rychlostí asi 5 km/s. Za zmíněné rozmazání je proto odpovědný pouze prach o celkové hmotnosti 660 kt; nikoliv plyn. K podobnému závěru dospěli D. Jewitt aj. rozborem vzhledu snímků planetky, jež pořizoval HST. Jádro „komety“ bylo totiž stále bodové, kdežto v „komě“ o průřezu 22 000 km2 se nacházely prachové částice o úhrnné hmotnosti 40 kt; tento odhad je ovšem o více než řád nižší, než údaj Bodewitsův. Do třetice se o odhad uvolněného prachu pokusili M. Ishiguro aj., kterým vyšlo 300 kt, což je zlatá střední cesta. Tito autoři také odhadli rozměry impaktního kráteru na Scheile na průměr 500 – 800 m. Prachová koma výrazně zeslábla do 4. 1. 2011. Autoři odhadli střední hustotu planetky na 2,0x hustotu vody.

B. Yang a H. Hsieh pořizovali infračervená spektra Scheily pomocí kamery IRCS 8,2m teleskopu Subaru již od 11. prosince a pokračovali v sledování pomocí 3m teleskopu IRTF až do 5. 1. 2011. Spojité spektrum planetky neobsahovalo žádné čáry, takže připomínalo povrch meteoritu Tagish Lake, čili téměř určitě nešlo o kometu. Jak uvedli N. Moreno aj., rychlé vymizení prachového chvostu je důkazem, že šlo o následek srážky dvou kamenných těles. Průměrné rozměry částic 0,5 – μm a rychlosti 50 – 80 m/s jejich vymrštění z planetky to potvrzují. Náraz byl téměř určitě šikmý (45°) a došlo k němu na konci listopadu 2010.

V r. 2007 přišli W. Bottke aj. s domněnkou, že úlomek z rodiny planetek (298) Baptistina mohl dopadnout na Zemi před 65 mil. let a způsobit známou impaktní katastrofu. V r. 2011 tuto domněnku kritizovali V. Reddy aj., protože Baptistina má zcela odlišné mineralogické vlastnosti v porovnání s mineralogií na rozhraní křídy a paleogenu.

J. Baer aj. spočítali z astrometrie hmotnosti 26 planetek hlavního pásu. Vyjádřeno v jednotkách 10-10 hmotnosti Slunce (M☉ ≈ 2.1030 kg) je nejhmotnější Ceres (4,76), dále Juno (1,44), Vesta (1,30) a Pallas (1,01). Nejmenší ověřené hmotnosti planetek jsou však dokonce až o 4 řády nižší. Autoři dále u 50 planetek zkoumali, jak dalece jsou porézní. Tak se jim podařilo ukázat, že tzv. hromady sutě mohou mít rozměry až do 300 km - nad tímto rozměrem už jde o hustá kamenná tělesa. Obecně jsou poréznější planetky typu C (uhlíkaté) než S (silikátové). Nejvyšší naměřená porozita dosahuje plných 60% objemu planetky.

H. Sierks aj. využili průletu sondy Rosetta (10. 7. 2010) kolem planetky (21) Lutetia ke zjištění střední hustoty planetky 3,4x vyšší než voda, takže jde evidentně o kompaktní kamenné těleso. Podle všeho jde o původní planetesimálu, pokrytou na severním pólu tlustou vrstvou regolitu. Není tedy ani hromadou sutě, ani úlomkem větší planetky. Její střední rozměr činí 98 km, ale ve skutečnosti je lépe vystižen trojrozměrným elipsoidem s osami 121 × 101 × 75 km3. Její hmotnost dosahuje 1,7.1018 kg.

Ke shodným údajům dospěli nezávisle z týchž měření také M. Pätzold aj. A. Coradini aj. odvodili z pozorování povrchu v optické a blízké infračervené oblasti spektra, že průměrná teplota povrchu Lutetie v té době dosáhla -28° C a teplotní setrvačnost stejná jako u měsíčního prachu potvrzuje domněnku, že jde vskutku o planetesimálu. P. Vernazza aj. poukázali na podobu povrchu planetky s enstatickými chondrity, což jsou typické materiály, z nichž se tvořila Země. Autoři proto usoudili, že planetesimála Lutetia se původně nacházala poblíž dráhy Země a do hlavního pásu se dostala vinou gravitačních poruch od protoplanet, popř. poruchami od Jupiteru v době, kdy se migrací dostal až ke dráze Marsu.

M. Shepard aj. dokázali radarem v Arecibu v pásmu 2,5 GHz (126 mm) určit rozměry planetek (64) Angelina a (69) Hesperina. První z nich má průměr 56 km a druhá 110 km, což je o 15 % méně, než se podařilo svého času určit nepřímo z měření infračervené družice IRAS. Angelina rotuje v periodě 8,75 h, kdežto větší Hesperina to stihne za 5,7 h.

P. Descamps aj. objevili pomocí adaptivní optiky u Keckova 10m teleskopu během opozice planetky (216) Kleopatra (typ M; střední průměr 135 km) v září 2008, že kolem ní obíhají dva průvodci. To umožnilo spočítat hmotnost celé soustavy 5.1018 kg. Z radarových pozorování a měření Spitzerova teleskopu ovšem vyplývá, že planetka o střední hustotě 3,6krát hustota vody je silně (≈40 %) porézní; jde tedy o hromadu sutě ve tvaru „kosti pro psa“ o typických rozměrech 217 × 94 × 81 km3.

P. Rojo a L. Margot využili systému adaptivní optiky u VLT ESO k rozlišení průvodce planetky (702) Alauda, jenž obíhá kolem mateřského tělesa ve vzdálenosti 1,2 tis. km v periodě 4,9 d. Odtud se podařilo změřit hmotnost soustavy 6.1018 kg a hustotu planetky 1,6násobek hustoty vody.

Překvapivě účinným pomocníkem při studiu planetek se stala infračervená přehlídková družice WISE, jež pracovala od prosince 2009 do února 2011 na polární dráze synchronní se Sluncem ve výšce 525 km nad Zemí. Její zrcadlový teleskop měl průměr 0,4 m a infračervené detektory chlazené kapalným vodíkem snímaly každých 11 sekund zorné pole o průměru 47′ s rozlišením 6′ ve čtyřech filtrech v pásmech 3,4 – 22 μm. Byla tak citlivější a měla lepší úhlové rozlišení než družice IRAS a COBE a dokázala opakovaně (minimálně desetkrát) sledovat objekty ve Sluneční soustavě i ve vzdáleném vesmíru s teplotou povrchu >70 – 100 K. Celkem tak družice pořídila během 10 měsíců „chladného“ provozu 1,5 mil. snímků oblohy.

NASA pak rozhodla ještě o prodloužení její činnosti pod názvem NEOWISE od října 2010 do února 2011 a také na vytěžení archivu všech pozorování s cílem najít planetky hlavního pásu, křížiče, Kentaury, Trojany a komety. Tak se podařilo identifikovat >157 tis. planetek včetně >500 křížičů z toho 33 tis. předtím planetek předtím neznámých, nové Trojany a na 120 komet. Podle A. Mainznera aj. tak známe již 980 křížičů s průměrem >1 km, což je asi 90 % jejich celkového počtu. Značně nebezpečná by byla však i srážka s tělesy >140 m, kterých je asi 20 tisíc, ale jejich objevování není snadné, takže většinu z nich dosud nemáme kontrolou.

Speciálními případy mezi planetkami jsou právě Trojani, kteří se mohou vyskytovat v libračních bodech L4 (vedoucí) a L5 (následující) soustavy Slunce-planeta. Zatím však nic nevíme o případných Trojanech Merkuru a Venuše. Zásluhou družice WISE objevili M. Connors aj. prvního Trojana Země 2010 TK7 teprve v létě 2011 v L4. Trojany Marsu lze zatím spočítat na prstech obou rukou, ale zato Trojanů Jupiteru známe už téměř 5 tisíc. Saturn a Uran jsou na tom stejně jako Země, ale Neptun asi jako Mars.

S. Mottola aj. proměřovali světelné křivky 80 Trojanů Jupiteru a tak zjistili, že jejich rotační periody se pohybují od 5 h po minimálně 14 d. Největší amplitudu změn jasnosti 0,5 mag vykazuje Trojan (3240) Lacoon. M. Brož a J. Rozehnal ukázali, že údajné rodiny Trojanů jsou vesměs nereálné, s výjimkou jediné rodiny kolem Jupiterova Trojanu (3548) Eurybates. Jak uvedli T. Grav aj. rozborem údajů o více než 2 tis. Trojanech z přehlídky NEOWISE, je populace Jupiterových Trojanů překvapivě homogenní pro objekty s rozměry >10 km. Mají vesměs nízké albedo kolem 7 %; populace bodu L4 je asi 40 % početnější než populace bodu L5. Zatím není příliš jasné, odkud se Trojané rekrutují; ve hře je více možných scénářů jejich původu a dalšího osudu.

D. Nesvorný aj. se zabývali osudy zodiakálního prachu, jehož existence je ohrožována na jedné straně roztavením a vypařením u Slunce a na druhé straně vymrštěním ze Sluneční soustavy do mrazivých hlubin vesmíru. Ukázali, že nejvíce sporadických meteorů ve směru helionu a antihelionu pochází od Jupiterovy rodiny krátkoperiodických komet. Země tak získává během roku od částic s rozměry 5 μm - 10 mm asi 15 kt hmoty. Naproti tomu drcení v hlavním pásu planetek a roztroušení jemného prachu komet přináší do zodiakálního oblaku 10 – 100 t každou sekundu.

1.2.3. Křížiči

Návrat vzorků z planetky (25143) Itokawa v polovině června 2010 (s tříletým zpožděním proti plánu!) se podařil zřejmě lépe, než čekali i největší optimisté. Japonská sonda Hajabusa se totiž při návštěvě u planetky potýkala s velkými technickými problémy: selhaly ji dva ze tří gyroskopů, takže k orientaci se muselo používat cenné palivo v pomocných raketách, další palivo uniklo samovolně před zpáteční cestou, v akumulátorech docházelo ke zkratům, porušená orientace způsobila, že sluneční panely přestaly dodávat elektřinu a sonda včetně paliva se podchladila. To, že japonští technici dokázali všechny tyto vážné závady na dálku vykompenzovat, svědčí o jejich obdivuhodné zdatnosti a rychlém i správném rozhodování v krizových situacích.

Po prvním ohledání návratového pouzdra tak mohli odborníci s úlevou konstatovat, že v pouzdře sondy se nachází přes 1,5 tis. mikroskopických zrníček vesměs menších než 180 μm. Zatím jich japonští badatelé prozkoumali 50, takže - jak patrno - půjde o mnohaletou záležitost. Z prvních výsledků pečlivých analýz plyne, že zrnka se svými fyzikálními i chemickými charakteristikami podobají kamenným meteoritům typu LL, což potvrzuje vztah mezi meteority a tímto téměř prvotním stavebním materiálem těles Sluneční soustavy. O tom, že zkoumaná zrnka pocházejí opravdu z regolitu planetky, svědčí také jejich kosmické zvětrání vyvolané radiací a slunečním větrem, který je doslova opálil.

Jak uvedli T. Nakamura aj., je Itokawa slepenec z různě zpřeházených zbytků vnitřku zaniklé větší planetky. Podle H. Yurimota aj. má každé těleso Sluneční soustavy unikátní zastoupení nuklidu 16O, což umožňuje v principu najít mateřskou planetku ke každému dopadlému meteoritu. M. Ebihara aj. zjistili, že v zrníčkách se nachází olivín, troilit i kovy. Siderofilní chemické prvky zkondenzovaly již ve sluneční pramlhovině a tak se dostaly do chondritů v regolitu planetky. T. Noguchi aj. objevili u poloviny zkoumaných vzorků výrazné kosmické zvětrání, za což podle K. Nagaoa aj. mohou nuklidy He, Ne a Ar ze slunečního větru. Ty dokáží obrousit povrch planetky o desítky centimetrů za pouhý milion roků. A. Tsuchyiama aj. pak pomocí rentgenové mikrotomografie určili hustotu regolitu na 3,4násobek hustoty vody. Regolit nevykazuje žádné známky tavení; terén planetky je mimořádně hladký díky seismickým rázovým vlnám při impaktech větších rychlých těles.

A. Christou a D. Asher zjistili, že planetka 2010 SO16 o průměru ≈300 m, objevená v polovině září 2010 infračervenou družicí WISE, se vůči Zemi pohybuje ve dráze tvaru podkovy, což je teprve 5. známý případ takové relativně velmi stabilní dráhy tělesa v blízkosti Země. Proto se hovoří o kvazisatelitech, neboť se pohybují v blízkosti Země po dobu desítek až tisíce let, aniž by hrozilo nebezpečí, že se s ní srazí. Podle výpočtu autorů jde zatím o největší kvazisatelit, jenž se vyznačuje mimořádně stabilní drahou po dobu >12 tis. let. Pohybuje po mírně výstředné (e = 0,08) dráze se sklonem 15° a velké poloose a = 1,000 39 AU.

J. Fangová aj. objevili po dvou satelitech u dvou blízkozemních planetek 2001 SN263 a 1994 CC. První planetka má hmotnost 1.1013 kg a její vnitřní satelit obíhá ve vzdálenosti trojnásobku poloměru planetky v periodě 3 d. Vnější satelit je vzdálen 13 poloměrů planetky a obíhá v periodě 6,2 d. Jejich hmotnosti představují po řadě 1 % a 2,5 % hmotnosti hlavního tělesa. Druhá z planetek má hmotnost 3.1011 kg s její satelity obíhají ve vzdálenostech 5,5 a 19,5 poloměrů planetky v periodách 1,2 a 8,4 d. Zajímavé je, že roviny drah satelitů v dané soustavě nejsou koplanární; v prvním případě jsou navzájem odkloněny o 14°, ve druhém o 16°. Vnější satelit u planetky CC má poměrně výstřednou dráhu (e = 0,2). V obou soustavách se přímky apsid drah satelitů stáčejí. Asi není třeba zdůrazňovat, že srážka takové trojice se Zemí by měla velmi katastrofální účinky, protože by se těžko dalo předem spočítat, kam které těleso dopadne a tři takové nárazy v krátkém sledu by byly mimořádně zničující.

Dne 9. listopadu 2011 proletěla kolem Země planetka 2005 YU55 o typickém rozměru 300 m (337 × 324 × 267 m3) ve vzdálenosti 330 tis. km od Země, což bylo nejtěsnější přiblížení rizikového tělesa k Zemi od r. 1976. V té chvíli se jevila jako objekt 11 mag a byla sledována jednak infračerveným Herschelovým kosmickým teleskopem a jednak Keckovým desetimetrem na Havaji.

M. Kozubal aj. popsali fotometrické sledování prvního křížiče v historii astronomie (2008 TC3) dříve, než se srazil se Zemí. Pozorování na Clayove observatoři v Brookline (Mass., USA) započali ihned po začátku astronomického soumraku, takže do chvíle, než mikroplanetka vstoupila do stínu Země, mohli měřit její jasnost po dobu 2 h. Během té doby se projektil přiblížil ze vzdálenosti 82 tis. km do vzdálenosti jen 29 tis. km od Země a jeho fázový úhel (zlomek povrchu osvětlený Sluncem) se zmenšil z 15° na pouhé 3°. Jeho jasnost však kolísala o 0,8 mag zřejmě vinou nepravidelného tvaru a rotace v periodě 99 s. Albedo povrchu mikroplanetky dosáhlo 5 % a jeho střední průměr činil jen 4 m. Při objemu balvanu 28 m3 tomu odpovídala vstupní hmotnost 51 t, tj. hustota 1,8násobku hustoty vody.

Počátkem února proletěla v blízkosti Země mikroplanetka 2011 CQ1 ve vzdálenosti 12 tis. km, což je druhé největší přiblížení k Zemi v dosavadní historii astronomických přehlídek. Její nepatrná jasnost však ukázala, že šlo o těleso s průměrem jen ≈1,5 m, což je rekordně miniaturní projektil.

T. Müller aj. určili základní vlastnosti miniplanetky (162173) 1999 JU3, o níž se uvažuje jako o možném cíli pro studium blízkozemních planetek kosmickou sondou. Má průměr asi 900 m, albedo povrchu dosahuje 7 % a rotuje kolem své osy retrográdně v periodě 7,6 h. M. Mueller aj. využili „teplého“ Spitzerova teleskopu ke změření základních fyzikálních parametrů 65 křížičů, které různé kosmické agentury mají v hledáčku pro vyslání robotických sond, ale možná i pro pilotovaný let. Do konce roku 2011 pak změřili albedo a rozměry celkem 700 křížičů.

Ve světle nových poznatků o planetkách křižujících nebo těsně míjejících dráhu Země lze podle J. Tonryho shrnout, jak čelit případnému nebezpečí srážky nadlimitní planetky se Zemí. Srážka s planetkou větší než 2 km je v tomto století prakticky vyloučena. U menších těles pak pravděpodobnost střetu s klesajícím rozměrem planetky přirozeně roste, protože pozemní přehlídkové dalekohledy mají svá technická omezení a kosmická patrola s infračervenými teleskopy na dráze někde v okolí dráhy Venuše se v dohledné budoucnosti sotva uskuteční. Téměř každoročně dochází někde nad Zemí k explozi kamenné miniplanetky s průměrem řádově 10 m, přičemž se uvolní energie ekvivalentní 50 kt TNT, což je zhruba energie tří atomovým pum, které zničily Hirošimu. Přesto se však autor domnívá, že s relativně skrovnými prostředky by šlo vybudovat varovný systém ATLAS, jenž by dokázal dvakrát denně prohlédnout celou oblohu na severní i jižní polokouli.

Takový systém by byl schopen nalézt každou planetku o průměru 140 m (taková planetka by explodovala s energií ekvivalentní výbuchu 100 Mt TNT) na kolizní trajektorii se Zemí s předstihem 3 týdnů a planetku s průměrem 50 m (energie výbuchu <10 Mt TNT, tj. zhruba ekvivalent Tungského meteoritu) s předstihem týdne. To by umožnilo evakuovat příslušné území v případě, že by projektil směřoval do obydlených oblastí, ale materiálním škodám by se přirozeně zabránit nedalo. ATLAS by samozřejmě souběžně získával údaje o proměnnosti hvězd, gravitačních mikročočkách, novách v naší i sousedních galaxiích, supernovách i v kosmologických vzdálenostech a o změnách jasnosti milionů kvasarů či aktivních jádrech galaxií, takže by sloužil i jako skvělá databáze pro standardní astronomii, aniž by tím byla jakkoliv omezena jeho primární varovná úloha.

1.2.4. Komety

V r. 2011 byly zveřejněny výsledky pozorování komety 103P/Hartley 2 získané 4. listopadu 2010 při průletu kosmické sondy EPOXI (původně Deep Impact; k přesměrování k novému cíli došlo 4. 11. 2010) v minimální vzdálenosti pouhých 694 km od jádra komety. Během desetiminutového průletu byla sonda zasažena jen 9 mikroskopickými zrnky z komety, která se v té chvíli nalézala 1,06 AU od Slunce. Jak uvedli M. A'Hearn aj., soustavné sledování jádra komety započalo již 5. září a skončilo 26.listopadu 2010. Kometa byla sledována ve viditelném i blízkém infračerveném pásmu kamerou s vysokým rozlišením která poskytla podrobné údaje především o bizarním tvaru jádra, přezdívanému „kost pro psa“. Centrální část „kosti“ má průměr jen 700 m, zatímco hlavice kosti až 2,3 km. V přepočtu na kulový objem by byl průměr jádra komety 1,2 km. Jádro rotuje kolem nejdelší osy „kosti“ v periodě buď 28 h, nebo 55,5 h. ale rotační osa opisuje precesní kužel v periodě 18 h. Střední hustota jádra dosahuje jen 22 % hustoty vody, což však bohatě stačí, aby jádro drželo navzdory vysoké poréznosti pohromadě.

Tmavý povrch jádra (albedo 4 %) je překvapivě hladký; rozsah terénních vln nedosahuje ani 100 m ale téměř odevšad tryskají mikroskopické částice i větší ledové úlomky o rozměru až desítek milimetrů urychlované vodní parou a CO2. Až pětina hmotnosti úlomků se však pohybuje po balistických drahách, takže se nakonec na povrch jádra vrátí. Kometa Hartley tak navzdory svým malým rozměrům patří mezi hyperaktivní komety typu 21P/Giacobini-Zinner, nebo 46P/Wirtanen, což je dáno jednak vysokým podílem CO2 vůči CO, ale především extrémně vysokým podílem vody v jádře komety.

P. Hartogh aj. zjistili z pozorování Herschelova infračerveného teleskopu v polovině listopadu 2010, kdy byla kometa 103P jen 0,2 AU od Země, že poměr deutéria k vodíku v kometě 1,6.10-4 se prakticky shoduje s týmž poměrem v pozemských oceánech. Naproti tomu pro komety Oortova oblaku vychází tento podíl téměř dvojnásobný. Protože kometa Hartley patří ke kometám Edgeworthova-Kuiperova pásu, lze odtud usoudit, že voda v pozemských oceánech sem v průběhu éry těžkého bombardování dodaly právě kometami z tohoto pásu.

S. Ipatov a M. A'Hearn uveřejnili výsledky pozorování komety 9P Tempel 1 během experimentu Deep Impact, kdy 4. 7. 2005 narazil 370kg projektil na její jádro. Kamery na sondě Deep Impact sledovaly jádro po dobu 13 minut. Z jádra se velkou rychlostí uvolňovala ledová zrnka s průměry <3 μm. V 10 s po zmíněném nárazu se proud částic z místa impaktu nápadně zvýšil a jeho těžiště se posouvalo. Nejvíce jasně svítících částic se objevilo v intervalech 1 – 3 s a 8 – 60 s po nárazu projektilu. Následkem impaktu došlo v 10. sekundě po nárazu k silnému výbuchu, který dozněl v 72. sekundě. Výbuch lze vysvětlit tím, že pod povrchem jádra se nacházely dutiny vyplněné plyny. Ty dokonce mohou způsobit, že se jádra některých komet rozpadají sama od sebe. K výrazném snížení výronu ledových zrnek pak došlo ve 115. sekundě po impaktu. V polovině února 2011 proletěla kolem téže komety v nejmenší vzdálenosti pouhých 178 km přesměrovaná kosmická sonda Stardust s cílem najít vlastní kráter po impaktu, který byl během snímkování v r. 2005 zahalen oblakem vyvržených ledových zrnek. Impaktní kráter má průměr 150 m a vyznačuje se i tradičním centrálním vrcholkem, jak to známe u velkých kráterů na Měsíci.

M. Knight aj. změřili periodu rotace jádra krátkoperiodické (5,2 r) komety Jupiterovy rodiny 10P/Tempel 2 v období od dubna 1999 do března 2000. Kometa tehdy prošla přísluním 8. září 1999 ve vzdálenosti 1,5 AU od Slunce a byla v červenci téhož roku nejblíže k Zemi (≈0,7 AU). Jelikož byla před průchodem přísluním mdle aktivní, využili autoři k měření periody období od dubna do června 1999, kdy byl obraz jádra jen nepatrně ovlivněn slabou komou. Tak zjistili, že rotace jádra se měřitelně zpomalila o 32 s proti hodnotě z předešlého příznivého průchodu komety u Slunce v r. 1988, kdy jádro rotovalo v periodě 8 h 55 min 55 s. Autoři proto předpověděli, že při dalším průchodu přísluním komety 4. 7. 2010 se její rotace prodlouží opět o 32 s, pokud zpomalování rotace souvisí s plynulou ztrátou plynu z jádra komety v retrográdním směru, a nikoli s nějakým jednorázovým výbuchem.

J. Li aj. zveřejnili údaje o výbuchu komety 17P/Holmes získané zobrazovacím systémem SMEI (Solar Mass Ejection Imager, jehož 3 kamery pokrývají celou oblohu) na vojenské družici Coriolis vypuštěné v lednu 2003. Předností údajů je jejich podrobné pokrytí celého průběhu výbuchu, aniž by přitom došlo k saturaci detektorů. Kometa byla poprvé zachycena na snímku z 24. 10. 2007 v 6:37 h UT, kdy její jasnost v pásmu R dosáhla 4,25 mag. (První známky výbuchu komety pozorovali týž den od 1:40 h UT vizuálně J. Santana a R. Naves, když kometa dosáhla jasnosti 7,3 mag a bleskově se nadále zjasňovala.) Série snímků SMEI ukazuje na prudký nárůst jasnosti, který vyvrcholil 1,2 dne po prvním pozorování. Tehdy kometa ztrácela 300 t prachu za sekundu, přičemž prach se od jádra o poloměru 1,7 km vzdaloval rychlostí až 0,5 km/s. Naposledy byla pozorována 6. 4. 2008. Autoři odhadli celkovou hmotnost komy na 100 mil. tun, což představuje minimálně 0,2 % hmotnosti jádra, nebo též hmotnost slupky na povrchu jádra o minimální tloušťce 1 m. Kinetická energie částic vyvržených během výbuchu dosáhla ekvivalentu 30 Mt TNT, tedy stejné jako velkorážová vodíková puma.

Příčinou výbuchu byla zřejmě krystalizace hluboce zanořeného amorfního ledu vlivem velmi pomalého přestupu tepla z povrchu jádra ozářeného v přísluní Slunce do hloubky, kde se amorfní led nacházel v dostatečném množství. Samotná energie výbuchu kolem 140 PJ (!) je příliš velká, než aby šlo jen o energii tepelného ohřevu. Přestup tepla byl tedy jen rozbuškou pro krystalický proces, při němž se z 1 kg amorfního ledu uvolní energie 100 kJ. Kometa byla v té době 1,6 AU od Země a pohodlně viditelná očima, ačkoliv její jasnost před výbuchem, když se už vzdalovala od Slunce, činila jen 17 mag. V každém případě jde o největší výbuch komety, který kdy astronomové pozorovali. Kometa Holmes patří do Jupiterovy rodiny komet s délkou velké poloosy dráhy 3,6 AU, výstředností 0,4 a sklonem dráhy k ekliptice 19°. Zatímco v přísluní bývá 2 AU od Slunce, v odsluní se vzdaluje až na 5 AU, přičemž její oběžná doba činí 6,9 roku.

K. Kossacki a S. Szutowiczová připomněli, že kometa Holmes prodělala v uplynulých 125 letech minimálně tři velké výbuchy (listopad 1882, leden 1993 a říjen 2007), které se pokaždé odehrály po jejím průchodu přísluním s prodlevou po řadě 144, 216 a 172 dnů ve vzdálenostech 2,39; 2,64 a 2,44 AU. Podle jejich názoru nestačí k mocnosti výbuchu energie uvolněná krystalizací amorfního ledu; dalším zdrojem kinetické energie výbuchu je tlak ohřátého plynu CO, který může pod povrchem jádra komety překročit hodnotu 10 kPa.

Překvapivě úspěšný byl průlet technologické sondy Deep Space 1 vypuštěné NASA v říjnu 1998, která měla za úkol vyzkoušet v dlouhodobém provozu možnosti iontového pohonu v podmínkách meziplanetárního prostoru ve velkých vzdálenostech od Země. Jak známo, sonda proletěla ve vzdálenosti 26 km od planetky (9969) Braille koncem července 1999, ale pořízené snímky byly neostré. Naproti tomu průlet kolem jádra komety 19P/Borrelly koncem září 2001 se povedl skvěle, jak dokládá práce I. Richtera aj. zveřejněná zjara 2011. Sonda proletěla kolem jádra komety v minimální vzdálenosti 2,2 tis. km a přestože neměla žádný ochranný štít, nebyla poškozena žádnou srážkou s částicemi vystřelovanými ve výtryscích z jádra, ačkoliv kometa byla v té době vzdálena jen 1,4 AU od Slunce. Pořídila do té doby vůbec nejkvalitnější portrét jádra komety. Díky plazmovému detektoru na své palubě objevila také obloukovou rázovou vlnu ve vzdálenosti 147 tis. km od jádra komety a změřila i maximální indukci jeho magnetického pole 83 nT.

Autoři tak mohli porovnat výsledky z průletů různých kosmických sond v blízkosti komet 21P/Giacobini-Zinner, 1P/Halley, 26P/Grigg-Skjellerup a 19P, jež se odehrály v heliocentrických vzdálenostech 0,9 – 1,4 AU při rychlostech průletů sond 14 – 68 km/s. Indukce magnetického pole na povrchu jader se pohybovala v rozmezí 57 – 71 nT. Před konstruktéry i operátory kometárních sond NASA, ESA i JAXA nezbývá než smeknout; museli překonat nesmírné technické problémy letů do hlubin Sluneční soustavy a vypořádat se na dálku s řadou záludných technických závad, a přesto dokázali téměř ve všech případech získat unikátní výsledky jak pro samotné komety, tak i pro širší poznatky zejména v oboru fyziky plazmatu, kosmogonie a chemie exotických sloučenin.

G. Szabó aj. využili 2,2m teleskopu na observatoři La Silla v Chile k pořízení 10 snímků komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) v rekordní vzdálenosti 30,7 AU od Slunce. Kometa vykazovala aktivitu ještě ve vzdálenosti 25,7 AU, takže teprve na nejnovějších snímcích ze 4. 12. 2010 se podařilo zobrazit její holé jádro s albedem 4 % jako objekt 23 mag v pásmu R. Odtud vyplývá, že jde o suverénně největší kometární jádro dosud astronomy pozorované, neboť má průměr 130 km! Ve zmíněné vzdálenosti je ovšem zmrzlé na kost při teplotě 50 K. Předešlý rekord pro nejvzdálenější portrét komety drželi O. Hainaut aj., kteří v březnu 2003 spřáhli tři 8,2m dalekohledy VLT ESO na Paranalu k sledování jádra komety 1P/Halley v době, kdy byla od Slunce vzdálena 28,1 AU. Tehdy mělo její holé jádro jasnost 28,2 mag. I tato kometa prodělala ovšem počátkem r. 1991 stonásobné zjasnění ještě ve vzdálenosti 14,2 AU od Slunce, nejspíš z podobného důvodu, jako již zmíněná kometa Holmes.

Na Štěpána 2010 si krakovský student M. Kusiak vykoledoval jubilejní komety s pořadovým číslem 1999 a 2000, které objevil na webu kamery LASCO vytrvalé sluneční družice SOHO (ESA a NASA), jež pracuje v Lagrangeově bodě L1 soustavy Země-Slunce již od počátku r. 1996. Od té doby se jakoby mimochodem stala nejúspěšnější lovkyní komet v dějinách astronomie. Zatímco na objev prvního tisíce komet v blízkosti Slunce potřebovala 10 roků, druhou tisícovku stihla nalézt za poloviční čas. Zčásti jde jistě o zvyšující se zkušenosti pátračů po kometách na webu družice, ale mnozí odborníci soudí, že za to částečně může také nárůst četnosti komet s přísluním v blízkosti Slunce. Kupříkladu těsně před Kusiakovými nálezy objevila zmíněná družice v intervalu 10 dnů před Vánoci 2010 celkem 25 nových slunečních komet. Není proto úplně vyloučeno, že se brzy dočkáme sluneční maxikomety...

Ostatně docela mimořádným úkazem se stala na konci roku 2011 podivuhodná sluneční kometa C/2011 W3 Kreutzovy rodiny, objevená australským astronomem-amatérem T. Lovejoyem koncem listopadu jako mlhavý objekt 13 mag ještě ve velké úhlové vzdálenosti od Slunce. SOHO ji začala pozorovat 14. prosince, kdy už byla dobře známa její retrográdní dráha (sklon 134°), s průchodem přísluním 16,01. prosince ve vzdálenosti 830 tis. km od centra Slunce, tj. pouhých 140 tis. km nad sluneční fotosférou! V té době se pohybovala vůči Slunci rekordní rychlostí téměř 540 km/s a po dobu celé hodiny byla vystavena milionovým teplotám ve sluneční koróně. Od počátku prosince ji pak postupně sledovaly kosmické sondy (STEREO A i B, SOHO, SDO, Hinode a PROBA2). Kometa se vyznačovala úzkým chvostem o délce několik stupňů a zejména pak vysokou vizuální jasností až -3 mag.

Patrně nikdo nepředpokládal, že by kometa Lovejoy tak nebezpečný průlet sluneční korónou mohla přežít, ale kupodivu se to stalo a kometa sice přitom přišla o svůj chvost, ale vynořila se znovu a už po několika hodinách si jako ještěrky pořídila chvost nový, dlouhý asi 0,2°, ale sama kometa měla stále jasnost kolem -1 mag. První pozemní snímky komety po průchodu přísluním získali 17. 12. J. Černý aj. pomocí robotického teleskopu FRAM na observatoři Pierra Augera v Argentině. Kometa na těchto snímcích vypadala zcela jinak než před průchodem přísluním. Měla velmi jasnou centrální kondenzaci, z níž vybíhal protáhlý chvost jasnější po svém obvodu. O dva dny později se právě uprostřed osy chvostu objevil úzký jasnější centrální paprsek. Tato unikátní pozorování využil pak pro podrobnou analýzu interakce komety se Sluncem náš krajan Z. Sekanina.

P. Dobczynski a M. Królikowská studovali vývoj drah 64 dlouhoperiodických komet, jež přišly do blízkosti Slunce z Oortova oblaku. Pokud je jejich současné přísluní uvnitř dráhy Jupiteru ve vzdálenostech 3 – 4 AU, tak na jejich dráhy téměř v polovině případů působí negravitační síly. Autoři současně ukázali, že na poruchách kometárních drah se měřitelně podílejí dokonce i slapové síly od jádra Galaxie! Naproti tomu poruchy od současných hvězd blízkých ke Slunci jsou zcela zanedbatelné. Původní přísluní zmíněných komet se nacházela mezi drahami Saturnu a Uranu, tj. přibližně kolem 15 AU, ale další poruchy jim pak dovolily protnout bariéru gravitace Saturnu a Jupiteru. M. Fouchard aj. ukázali, že největší dráhové poruchy jader komet v Oortově oblaku působí těsná setkání Slunce s (velmi vzácnými) hmotnými hvězdami. Podle počítačových simulací dokáže taková hmotná hvězda zvýšit tok panenských komet ve vnitřních částech Sluneční soustavy až o 40 % proti normálu.

Příznivce domněnky o velmi vzdálené hmotné planetě Sluneční soustavy kdesi v Oortově oblaku komet jistě potěší studie J. Mateseho a D. Whitmira. Podle jejich vyhodnocení obsáhlých údajů o distribuci planetek v hlavním i Edgeworthově-Kuiperově pásu získaných infračervenou družicí WISE se tam nachází obří planeta o hmotnosti až čtyřnásobku hmotnosti Jupiteru! Autoři tím rovněž chtějí vysvětlit existenci transneptunské planetky (90377) Sedna s pozoruhodnými dráhovými elementy (přísluní 76 AU; odsluní 937 AU; výstřednost 0,85; sklon dráhy 12°). Sám bych však na věrohodnost jejich domněnky nevsadil ani jednu stravenku na oběd.

Naproti tomu má téměř určitě pravdu I. Bertini, když ukázal na základě neustále přibývajících nových pozorování, že se zřejmě podařilo rozlišit nový typ kosmických těles Sluneční soustavy v podobě komet, které obíhají v hlavním pásu planetek. Komety hlavního pásu totiž představují jakési hybridy mezi klasickými kometárními jádry a kamennými planetkami; zastoupení ledu v jejich jádrech je totiž nižší a zastoupení hornin naopak vyšší než u klasických komet.

H. Hsieh aj. to ukázali na příkladu planetky (118401) LINEAR objevené v r. 1999, která z hlediska dynamiky své dráhy jasně patří mezi planetky hlavního pásu (a = 3,2 AU; e = 0,2; i = 0°; P = 5,7 r), ale koncem roku 2005 byla po dobu měsíce obdařena krátkým prachovým chvostem, který však v r. 2006 zase zmizel. Planetka protáhlého tvaru s poměrem hlavních os 2:1 rotuje v periodě 22 h a dostala kvůli své občasné kometární aktivitě, jež se vyskytuje vždy po průchodu přísluním hybridní označení jako periodická kometa 176P. Jak uvedli S. Sonnettová aj., první takové hybridy byly rozpoznány již v r. 1966. Vypadají téměř stejně jako planetky, ale čas od času se obklopují komou, z níž vybíhá krátký chvost. Jsou od Slunce vesměs vzdáleny více než 2,5 AU a představují asi 2 promile planetek hlavního pásu s průměrem >150 m. V hlavním pásu se podobných hybridů nachází nanejvýš 400 tis. v rozsahu absolutních hvězdných velikostí H 18 – 21 mag.

1.2.5. Meteory

P. Wiegert předpověděl, že rojem roku 2011 se stanou Drakonidy, jež - jak známo - souvisejí s krátkoperiodickou kometou 21P/Giacobini-Zinner s oběžnou dobou 6,6 roku, jejíž nejbližší průchod přísluním nastal v únoru 2012. Autor odhadl, že zenitová hodinová frekvence roje by mohla dosáhnout až 1 000 meteorů. Předpověď se kvalitativně - byť ne kvantitativně - vyplnila, jak ukázala pozorování videokamerami a spektrometry mnoha skupin profesionálních i amatérských astronomů z řady zemí (včetně našich odborníků) rozesetých na stanovištích od Švédska až po Itálii. Ostré maximum činnosti roje nastalo ve 20 h UT 8. října s frekvencí 400 met/h.

P. Vereš aj. dokázali na základě pozorování videokamerami v japonské síti SonotaCo za období let 2007-2009, že kometa C/1917 F1 Mellish je zdrojem dvou slabých, ale pravidelných meteorických rojů, prosincových Monocerotid a listopadových ξ Orionid, přičemž Monocerotidy jsou mladší než Orionidy. Existence dvou rojů je důsledkem velké příčné složky rychlosti >100 m/s úlomků vyvržených z komety v okolí přísluní ve vzdálenosti jen 28 mil. km od Slunce. Mateřská kometa roje byla v r. 1917 viditelná po dobu 96 d a svými dráhovými parametry (a = 27,6 AU; e = 0,9931; i = 33°; P = 145 r) patří mezi periodické komety typu Halley. I. Williams uvedl, že nejstarší astronomický déšť popsaný v čínské kronice, jenž se odehrál 23. března 687 př. n.l., patřil na základě soudobých poruchových výpočtů minulých drah Halleyově kometě a nesouvisel tedy s dnešními Lyridami, jejich mateřským tělesem je dlouhoperiodická kometa Thatcher (1861 G1) s oběžnou dobou 415 let.

J. Kero aj. zveřejnili první výsledky nového radaru pro výzkum střední a vysoké atmosféry MU na japonské observatoři Shigaraki. Radar je schopen zaznamenávat čelní ozvěny, které pak slouží jak k určení směru letu meteoroidu, tak i jeho geocentrické rychlosti a brzdění v atmosféře Země. Pozorování od června 2009 do prosince 2010 tak přinesla bohatou úrodu 10 tis. čelních ozvěn, z nichž plných 600 patřilo říjnovým Orionidám ve třech nocích kolem maxima činnosti roje (33 h pozorovacího času) v r. 2009. Tak určili přesně polohu radiantu roje α = 6 h 19 min; δ = +15,4° i geocentrickou rychlost meteoroidů 66,9 km/s. Odtud se podařilo ukázat, že toho roku se Země potkala převážně s prachem vyvrženým z Halleyovy komety při jejím průchodu přísluním v r. 1266 př. n.l.!

J. Kikaya aj. zpracovali vícestaniční fotografická pozorování trajektorií 107 meteorů v intervalu jasnosti 2,5 – 6,0 mag a pro 4/5 z nich se jim podařilo změřit jejich brzdění v atmosféře. Odtud pak mohli určit přibližnou hustotu každého meteoroidu v porovnání se standardní hustotou vody. Zjistili tak, že většina meteoroidů má hustotu 4,2, takže pochází nepochybně z planetek. Naproti tomu meteoroidy od rojů z Jupiterovy rodiny krátkoperiodických komet mají hustoty o něco nižší (3,1), podobně jako meteoroidy z roje ι Akvarid (3,2) od známé komety P2/Encke. Naproti tomu nízké hustoty svědčící o silné poréznosti materiálu mají meteoroidy z obou rojů komety 1P/Halley (0,4 - 1,5) i nejznámějších Perseid (0,6) s mateřskou kometou P109/Swift-Tuttle.

D. Nesvorný aj. se vrátili k výsledkům sledování proslulé komety C/1995 O1 Hale-Bopp, která nepochybně dorazila ke Slunci z Oortova oblaku poprvé. Autoři ukázali, že cesta Oortových komet ke Slunci je docela strastiplná. Jak se na kost zmrzlé jádro komety postupně prohřívá, dochází pod jeho povrchem k fázovým přechodům uvolňujícím značnou energii, což může jádro komety zčásti či úplně rozmetat. Uvolněné části s průměrem <10 μm se vymetou ze Sluneční soustavy tlakem záření. Podobně se k Zemi nedostanou částice s rozměry >1 mm. Naopak částice s typickými rozměry ≈100 μm skončí vlivem Poyntingova-Robertsonova efektu (tlaku slunečního záření na částice v určitém intervalu velikostí částic) na drahách s velkou poloosou kolem 1 AU. Tyto částice se pak často střetávají se zemskou atmosférou čelně, tj. ve směru od apexu zemské dráhy a pozorujeme je jako významnou složku v rozložení radarových meteorů.

P. Jenniskens aj. popsali novou soustavu kamer CAMS pro sledování slabých meteorických rojů po celé obloze. Jde o tři stanice v Kalifornii ve vzájemných vzdálenostech 37, 66 a 85 km, které jsou osazeny 60 videokamerami, jež dokáží zachytit meteory s jasností vyšší než 4 mag. Při pozorováních v listopadu 2010 zaznamenali za 17 nocí přes 2,1 tis. přesných drah meteorů a určili tak radianty 6 známých rojů s přesností 0,3° a rychlosti s chybou na 0,5 km/s. Nejnovější oficiální katalog meteorických rojů příslušné komise IAU obsahuje sice již 365 rojů, ale pro slabé meteory (>5 mag) se těžko odlišuje sporadické pozadí od rojových meteorů.

Podobně R. Musci aj. popsali první výsledky kanadského projektu CAMO za období od června 2009 do srpna 2010, v němž se z více stanic pozorují meteory jasnější než R = 5 mag, což odpovídá meteoroidům s hmotností >0,2 μ.. Získali tak dosti přesné trajektorie pro více než 1,7 tis. meteoroidů s chybou ±30 m kolmo ke směru dráhy a také jejich rychlostí s přesností lepší než 1,5% a radianty s přesností lepší než 0,4°. Z těchto údajů pak dokázali určit geocentrickou rychlost, která pro 22 meteoroidů dala slabě hyperbolické dráhy, ale jen ve dvou případech s odchylkou více než trojnásobek střední chyby od dráhy parabolické. Autoři z toho usuzují, že v jejich souboru nejsou žádné interstelární meteoroidy; stanovili však zatím nejostřejší horní mez pro jejich eventuální přítok na Zemi.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Kosmické sondy Voyager 1 a 2 dosáhly takové vzdálenosti od Slunce, že patrně již přecházejí z klasické heliosféry do tzv. magnetické pochvy (heliosheath), jež tvoří přechod mezi heliosférou a interstelárními magnetickými poli. Střední rychlost elektricky nabitých částic, které sonda potkává, mají totiž vstřícnou rychlost rovnou heliocentrické rychlosti sond, což znamená, že vůči Slunci jsou přibližně v klidu. Sluneční vítr se zde ohřívá střetáváním jeho částic s mezihvězdným větrem a pozvolna se rozplývá. Podle S. Krimigise aj. prošel Voyager 1 terminální rázovou vlnou slunečního větru již v polovině prosince 2004, kdy se vítr vzdaloval od Slunce rychlostí 70 km/s. Jelikož v r. 2010 byl již o dalších 22 AU dále od Slunce, pozoruje sonda od té doby zmíněnou klidový stav okolního plazmatu vůči Slunci. Tuto rozsáhlou přechodovou vrstvu předtím nikdo nepředpokládal. Přístroje sondy pozorují nyní převážen nízkoenergetické protony o energiích 53 – 85 keV.

G. Aielli aj. využili experimentu ARGO-YBJ, při němž se studuje rozložení elektricky nabitých částic kosmického záření na vysokohorské (4 300 m n.m.) observatoři Yangbajain v Tibetu k určení proměnnosti magnetické indukce meziplanetárního magnetického pole na základě stínu v intenzitě kosmického záření vytvářeného Sluncem. Částice kosmického záření mají převážně kladný elektrický náboj a meziplanetární magnetické pole je proto odklání týmž směrem. Tyto částice se ovšem pohybují téměř rychlostí světla a reagují během pouhých 8 minut spirálovitými změnami směru během letu podél stínu na okamžitý stav interplanetární magnetického pole od příslušné heliocentrické délky sluneční fotosféry až k Zemi. Jelikož sluneční vítr přináší k Zemi magnetické pole sluneční fotosféry se zpožděním kolem 4,5 dne, nabízí se tak možnost předvídat případné silné geomagnetické bouře s předstihem. S ohledem na rotaci Slunce činí tento předstih prakticky asi 1,6 dne. Experiment využil okolnosti, že poslední minimum sluneční činnosti bylo velmi dlouhé, takže se podařilo dobře určit klidové hodnoty magnetického pole na Slunci. Kolísání indukce magnetického pole vyvolané sluneční aktivitou dosahuje amplitudy 2 nT, což lze dobře změřit umělými družicemi. K tomu, aby se této metody dalo prakticky využít, je ovšem nutné zvýšit výkon aparatury v Tibetu, a to se již chystá konstrukcí detektoru LHASSO.

K. McKeegan aj. a B. Marty aj. uveřejnili výsledky izotopové a chemické analýzy vzorků slunečního větru, získaných sondou Genesis přesto, že pouzdro sondy při návratu na Zemi havarovalo. Tak mohli poprvé určit zastoupení nuklidů 17O, 18O a 15N v protoplanetárním disku, protože vzorky prachu ze Země, Měsíce, Marsu a meteoritů se vlivem různých výběrových efektů od složení sluneční pramlhoviny liší. Odtud plyne, že kamenná tělesa ve vnitřní části Sluneční soustavy mají vyšší zastoupení zmíněných izotopů vůči 160, resp. 14N, než jaké bylo v protoplanetárním disku. Svědčí to o výrazné nehomogenitě protoplanetárního disku.

S. Okozumi aj. se zabývali problémem, jak mohou ze submilimetrových zrn chomáčů prachu vzniknout kilometrové planetesimály, aniž by tomu bránil nahromaděný elektrostatický náboj. Prachové částice se totiž převážně nabíjejí záporně, protože se podstatně častěji srážejí s elektrony než s ionty. Hromadící se elektrický náboj tak zabrání dalšímu srůstání zrn a celá oblast dostatečně hustého disku tak doslova „zamrzne“. Pro hvězdy slunečního typu se zamrzlé zóna prostírá ve vzdálenostech 1 – 100 AU od hvězdy. V 1 AU dosahují zrna maximálního rozměru jen 1 μ., kdežto ve 100 AU se dokáže spojit jen několik atomů. Pozorování mladých proměnných hvězd typu T Tauri v infračerveném oboru spektra však naznačuje, že tuto bariéru lze zrušit díky silným turbulencím v zamrzlé zóně během milionu roků a radiálním transportem rostoucích zrn směrem ke hvězdě. Tak mohou nakonec vzniknout docela rychle i kamenné (terestrické) planety.

K. Walsh aj. využili bohatých údajů o migraci exoplanet k simulaci pravděpodobného scénáře vývoje rané Sluneční soustavy poté, co během několika málo milionů let po jejím vzniku se utvořily obří planety Jupiter a Saturn, které byly v době svého vzniku podstatně blíže (2 – 5 AU) ke Slunci než dnes. Navíc během pouhých 100 tis. let migrovaly směrem ke Slunci, takže Jupiter se přiblížil ke Slunci na pouhých 1,5 AU, Původní protoplanetární disk se prostíral jen do vzdálenosti 1 AU od Slunce a vznik terestrických planet se proto vinou Jupiteru pozdržel. Teprve když zásluhou rezonance mezi oběžnými periodami Jupiteru a Saturnu se začaly obě obří planety od Slunce vzdalovat, mohly během následujících 30 – 50 mil. let vzniknout terestrické planety a ve vzdálenostech kolem 3 AU se stabilizoval hlavní pás planetek.

K podobným výsledků dospěli rovněž A. Pierens a S. Raymond, kteří využili k hydrodynamickým simulacím interakcí migrujících obřích planet s planetesimálami znalostí o dnešních drahách terestrických planet a také o mezerách v drahách planetek hlavního pásu. Jupiter je tedy viníkem mimořádně nízké hmotnosti Marsu (0,1 Mz), protože svou přítomností vyčistil od planetesimál oblast, v níž mohl následně vzniknout jejích akrecí Mars. Autoři navíc zjistili, že Jupiter i Saturn mají z té doby pravděpodobně kamenná jádra o hmotnostech kolem 10 Mz.

Další pás planetek se původně nacházel ve vzdálenostech 8 – 13 AU, ale následkem přibližování Jupiteru a Saturnu se rozptýlil, tj. část těchto těles spadla nakonec na Slunce a zbytek se usadil na periférii planetární soustavy, tj. v oblasti dnešních transneptunských objektů. Tento scénář nezávisle potvrdili také O. Guilera aj., podle nichž obří planety Sluneční soustavy vynikly velmi rychle z planetesimál o typickém rozměru <1 km. Nejvíce převážně ledových planetesimál se utvořilo ve vzdálenostech 5 – 14 AU od Slunce a soustředilo se postupně do plochého disku ve vzdálenostech 16 – 30 AU. Hmotnost disku odhadli na 40 Mz. Také C. Agnor a D. Lin dokázali rozborem ze sekulárního výskytu rezonančních vazeb mezi terestrickými a obřími planetami, že v rané Sluneční soustavě docházelo k migracím Jupiteru a Saturnu jak směrem ke Slunci, tak i v protisměru a tato kritická epizoda, která rozhodla o dlouhodobé stabilitě planetárních drah, skončila nejpozději 100 mil. let po vzniku Sluneční soustavy.

D. Nesvorný však upozornil, že migrace velkých planet Sluneční soustavy se nutně musí týkat také Uranu a Neptunu. Kdyby totiž byly vznikly ve svých současných drahách (20 a 30 AU od Slunce), nemohly by mít hmotnosti ≈25 Mz, protože v těchto vzdálenostech nebylo dost materiálu k jejich akreci. Autor na základě rozsáhlých simulací proto ukázal, že daleko nejpravděpodobněji vzniklo ve vzdálenosti <15 AU od Slunce dokonce pět obřích plynných planet, protože v této blízkosti od Slunce bylo k jejich vzniku dost stavebního materiálu. Následné migrace odsunuly Uran a Neptun do dnešních drah a „přebytečná“ 5. velká planeta byla při těsném přiblížení k Jupiteru záhy vyvržena ze Sluneční soustavy rychlostí vyšší než únikovou, takže od té doby putuje vesmírem jako nomád.

J. Fernández se věnoval spekulacím, že ve velké vzdálenosti od Slunce by se mohla nacházet dosud neobjevená planeta s hmotností srovnatelnou či dokonce větší než má Jupiter. Podle současných zkušeností by se takové těleso dalo nejlépe nalézt v infračerveném oboru spektra, jak tomu nasvědčují skvělé výsledky infračervené družice WISE při detekci planetek. Autor ukázal, že pokud by hmotnost vzdáleného průvodce Slunce byla větší než 5 Mj, byl by už soudobými přehlídkami objeven, popř. též nepřímo ze svého gravitačního působení na Oortův oblak komet. Naproti tomu těleso s hmotností ≈1 Mj by se našlo jedině s notnou dávkou šťastné souhry okolností. Těleso o hmotnosti srovnatelné s Neptunem by pak uniklo zcela naší pozornosti, pokud by obíhalo kolem Slunce ve vzdálenosti větší než 1 tis. AU.

Když tak přehlížíme nejnovější výsledky ve studiu dávné minulosti Sluneční soustavy, nelze si nevšimnout, že počáteční fáze její výstavby byly až dramaticky bouřlivé v porovnání se současnou idylou, kdy terestrické planety mají téměř kruhové dráhy v bezpečných vzdálenostech od Slunce i od obřích planet. Krátkodobý dráhový chaos postihuje pouze drobná tělesa v hlavním pásmu planetek a dále v pásmu těles transneptunských, např. stabilita dráhy Pluta je zaručena jen na nějakých 5 milionů let. Obecně však platí, že tělesa s výstřednějšími drahami zažila v minulosti, anebo mohou očekávat v budoucnosti dramatické chvíle. Pokud jde o minulost, tak se to týká především Neptunovy družice Nereidy s dráhovou výstředností 0,75, ale také těles transneptunského pásu, kde je dosavadní přebornicí planetka (90377) Sedna s výstředností dráhy 0,855, jež v době objevu byla od Slunce vzdálena 90 AU, ale jejíž odsluní se nachází v neuvěřitelné vzdálenosti 937 AU (5,4 světelného dne), zatímco přísluní má v 76 AU. Sedna oběhne Slunce za více než 11 tis. let, ale přísluním projde už v r. 2076. Jedině komety z Oortova oblaku mají ještě výstřednější dráhy, takže jejich dráhové elementy jsou přirozeně velmi nejisté, neboť tyto komety byly zatím vesměs pozorovány jen jednou v krátkém oblouku silně protáhlé eliptické dráhy v blízkosti přísluní.

1.4. Slunce

P. Foukal aj. ukázali, že dlouhá minima sluneční činnosti (Spörerovo a Maunderovo) v 15. a 17. stol. n.l. nemohou vysvětlit tehdy pozorované klimatické ochlazení sníženým zářivým výkonem Slunce, i když je pravda, že Slunce zářilo o něco méně, než je standard vinou globálního ochlazení fakulových polí na svém povrchu. Podobně vyšší sluneční činnost ve 20. stol. nestačí na vysvětlení tempa současného globálního oteplování. Autoři však soudí, že odezva zemského klimatu na změny zářivého výkonu Slunce může být silně nelineární, ale nebude jednoduché něco takového opravdu prokázat.

G. Kopp a J. Leanová zveřejnili nově kalibrovaná data o střední hodnotě sluneční konstanty, založená na měření monitorem TIM družice SORCE, která ve výšce 645 km nad Zemí měří od r. 2003 dosud nejpřesněji v širokém pásmu vlnových délek (1 – 1 000 nm) kolísání celkového ozáření Země Sluncem (TSI - Total Solar Irradiance) během cyklu sluneční činnosti. Navazuje tak na dřívější přesné údaje (od listopadu 1978) z družic NIMBUS7, SMM, ERBS. UARS, SOHO a ACRIMSA.. Autoři ukázali, že všechna předešlá měření přeceňovala absolutní hodnotu sluneční konstanty v průměru o 0,34 % vinou zanedbání vlivu rozptýleného záření na detektorech. Nová střední hodnota sluneční konstanty tedy činí jen (1360,8 ±0,5) W m-2 a během cyklu sluneční činnosti kolísá nanejvýš o 0,1 %. Nikterak to ovšem neznamená, že by Slunce nyní svítilo méně; jde o systematickou chybu předešlých kalibrací.

Jak uvedli D. Preminger aj., poslední tři cykly sluneční činnosti (č. 21 až 23), kdy jsou k dispozici přesná data o kolísání hodnoty TSI, svědčí o tom, že všechny variace TSI v rozsahu od dnů do desítek let způsobuje kolísající magnetická aktivita Slunce. Výskyt radionuklidu 14C v minerálech na zemském povrchu umožnil L. Vieirovi aj. proměřit variace sluneční konstanty během holocénu za posledních 11,5 tis. let. Dlouhodobé změny nepřesáhly ±1 W m-2.

A. Abdo aj. využili dlouhého minima sluneční činnosti ke studiu galaktického kosmického záření, jež v tomto intervalu proniká do nitra Sluneční soustavy nejhlouběji. Použili k tomu cíli širokoúhlou aparatury LAT družice Fermi, jež po dobu 1,5 roku sledovala intenzitu a rozložení záření gama, jež vzniká díky interakci plazmatu Sluneční soustavy s galaktickým kosmickým zářením. Zjistili, že toto výsledné záření gama se skládá ze dvou složek: téměř bodového zdroje slunečního disku a plošného zdroje v heliosféře. Integrální tok v energetickém pásmu >100 MeV z disku byl sedmkrát vyšší, než vyplývá z modelování příslušné interakce. Plošný zdroj vzniká díky Comptonovu rozptylu elektronů v kosmickém záření na fotonech v heliosféře a jeho tok je v souladu s modelováním.

Jak známo, minimum sluneční činnosti mezi 23. a 24. cyklem nastalo počátkem ledna 2008, kdy se objevila první skupina skvrn 24. cyklu. Náběh nového cyklu byl však extrémně pomalý; plných 267 dnů roku 2008 a dalších 260 dnů roku 2009 zůstávalo Slunce zcela bez skvrn. (Podle údajů SICD Report bylo ovšem Slunce souvisle beze skvrn jen mezi 30. 7. až 1. 9. 2009, tj. jen 32 dnů. Nejdelší souvislé období, kdy na Slunci nebyla žádná skvrna, bylo zaznamenáno v intervalu 8.4. až 8.7. 1913 - 91 dnů v minimu mezi 13. a 14. cyklem.). P. Watson aj. zjistili pomocí aparatury MIDI družice SOHO, že plocha umbry slunečních skvrn představuje v průměru 30 % celkové plochy skvrn nezávisle na fázi cyklu. Zatímco po maximu klesá indukce magnetického pole ve skvrnách obvykle tempem 2,4 mT/r, v případě závěru 23. cyklu byl pokles daleko prudší (7,0 mT/r).

D. Nandy aj. oznámili, že v minimu mezi 23. a 24. cyklem byl meridionální tok plazmatu na povrchu Slunce mimořádně slabý kvůli velmi nízké hodnotě indukce magnetického pole v okolí pólů a tím lze objasnit loudavý nástup nového cyklu. K. Mursula a I. Virtanem k tomu přidali další příčinu - asymetrii rozložení globálního magnetického pole vůči oběma polokoulím; magnetické pole na severní polokouli je slabší než magnetické pole na polokouli jižní, jak ukázala poprvé měření kosmické sondy ULYSSES. Tato asymetrie v účincích globálního magnetického pole kolísá v periodě 200 roků. M. Perryman a T. Schulze-Hartung vyvrátili dlouho tradovanou domněnku, že intenzita sluneční činnosti závisí na vzdálenosti barycentra Sluneční soustavy od středu Slunce.

J. Pasachoff aj. zpracovali pozorování sluneční bílé koróny během úplného zatmění Slunce ze dne 11. 6. 2010 na dvou stanovištích, Velikonočním ostrově a na atolu Tatakoto ve Francouzské Polynézii. Využitím metody H. a M. Druckmüllerových se podařilo snímky koróny pořízené s časovým odstupem 83 min. přesně navázat a tak zachytit změny, které v koróně v tomto mezidobí nastaly. Snímky koróny jsou mnohem kvalitnější než snímky pořizované na družicích a dobře ukázaly, jak se koróna změnila nástupem 24. cyklu sluneční činnosti.

S. Habbal aj. použitím téže metody pro spektrální snímky z atolu Tatakoto zjistili na základě proměření vodíkové čáry H-α a vysoce ionizovaných čar Fe (IX-XIV) i Ni XV, že většina koróny měla v té době teplotu kolem 1 MK, což také odpovídá elektronové teplotě zjištěné z průběhu magnetických siločar v koróně. Jen velmi malé úseky koróny měly teploty <500 kK, nebo naopak >2,5 MK. Podařilo se jim totiž sledovat teploty korónu s rozlišením ±100 kK v rozsahu 1,0 – 3,0 R☉, když pokryli poprvé oblast 1,05 – 1,5 R☉, jež byla až dosud nepřístupná jak ze Země, tak z kosmického prostoru. Potvrdili také, že v koróně se vyskytují dutiny s deficitem plazmatu, ale nalezli také různá zvlnění a pruhy v její struktuře. Údaje o bílé koróně byly též potvrzeny pomocí experimentu SWAP na družici PROBA2 (ESA), jenž poskytl data o extrémně ultrafialovém záření z koróny.

S. Ilonidis aj. studovali údaje z aparatury MDI družice SOHO v místech, kde se posléze vynořily sluneční skvrny. Našli tak známky akustických oscilací s periodami 12 – 16 s vystupujících z hloubek až 66 tis. km pod povrchem Slunce (dno konvektivní zóny je však až v hloubce 200 tis. km) s předstihem plných 10 h před vynořením aktivní oblasti AR 10488 na okraji slunečního disku.V té chvíli na daném místě začal rychle stoupat lokální magnetický tok.

S. McIntosh aj. prokázali existenci dlouho marně hledaných Alfvénových vln (driftující oscilace iontů v magnetickém poli) v přechodové vrstvě mezi sluneční chromosférou a korónou. Snímky aparaturou AIA americké družice SDO v kadenci 12 s a s lineárním rozlišením 1 tis. km ukázaly, že amplituda oscilací vln činí 20 km/s (v koronálních dírách až 25 km/s, zatímco v aktivních oblastech je výrazně nižší!) a jejich perioda dosahuje hodnot 100 – 500 s. Autoři odtud odvodili, že tyto vlny jsou schopny ohřát korónu na pozorované vysoké teploty řádu MK. Na rozdíl od Alfvénova průkopnického výpočtu oscilací v homogenním prostředí se na Slunci tyto vlny totiž generují v prostředí výrazně nehomogenním. Ohřívání koróny pomocí Alfvénových vln prokázali teoreticky pomocí hydrodynamického modelování ve 3D A. van Ballegooijen aj. Vyšla jim sice malá amplituda vln 2 km/s, ale perioda 60 – 200 s za předpokladu, že indukce magnetického pole ve skvrnách dosahuje hodnoty 0,1 T. Přenos energie do koróny přičítají turbulentnímu proudění v Alfvénových vlnách.

B. De Pontieu aj. popsali na základě údajů z družic Hinode a SDO, jak se asi dokáže rozpálit sluneční koróna. Jak známo, v chromosféře je běžně pozorovatelný „les“ malých krátkožijících výběžků (spikulí), mezi nimiž je při vyšším rozlišení vidět vějiřovité výtrysky hustého plazmatu (o dva řády hustšího, než sluneční vítr) s teplotou až 1 MK. Žhavé plazma v těchto spikulích nového typu je na rozdíl od běžných spikulí urychlováno natolik, že se nevrací zpět do chromosféry, ale uniká do koróny, kterou může ohřát na dosud nevysvětlené extrémně vysoké teploty. To je v souladu s nezávislým rozborem údajů z družice Hinode T. Bergerem aj. Při studiu protuberance z 22. 6. 2010 zjistili, že koronální dutina přilehlá k protuberanci vydává rentgenové záření o teplotách 0,25 – 1,2 MK.

N. Savani aj. využili možností stereoskopického sledování koronálních výtrysků hmoty (CME - Coronal Mass Ejection) kosmickými sondami STEREO k popisu geometrického vzhledu CME v závislosti na heliocentrické vzdálenosti od Slunce. CME má při svém vymrštění z koróny v podstatě tvar válce s kruhovým průřezem, přičemž osa válce směřuje přibližně radiálně od Slunce. Poměr průměru válce k jeho délce je na heliocentrické vzdálenosti nezávislý a činí obvykle 1:5. Podle měření A. Joshiho a N. Srivastavy se CME nejvíce urychlují ve vzdálenostech <2 R☉. Zrychlení probíhá plynule pro ty výtrysky, které souvisejí s protuberancemi, zatímco v ostatních případech dojde ke zrychlení ve dvou oddělených vlnách. Svědčí to o různých mechanismech urychlování ve zmíněných konfiguracích.

Y. Liu aj. získali díky sondám STEREO jedinečné údaje o velkém CME z 3. 4. 2010, neboť mohli plynule sledovat jeho pohyb od chvíle, kde CME odstartoval ze sluneční koróny po erupci klasifikované jako B7.4. V místě startu došlo totiž k dramatickému zeslabení koróny a současně byly pozorovány krátké záblesky v pásmech rádiovém i EUV. CME pohybující se radiální rychlostí až 1 100 km/s doprovázela extrémně silná rázová vlna ve slunečním větru.

Ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce se však CME zbrzdil na 800 km/s a touto rychlostí dospěl k Zemi. Zde způsobil silnou geomagnetickou bouři a vpád vysoce energetických částic zaznamenaných postupně sondou MESSENGER a družicí WIND (v Lagrangeově bodě L1) i geostacionární družicí GOES. Energetické částice CME dočasně vyřadily z provozu ovládání telekomunikační družice Galaxy 15, která neřiditelně opustila svou polohu nad 133° západní délky a hrozilo nebezpečí, že se časem srazí s některou jinou geostacionární družicí. Riziko se podařilo odvrátit až koncem r. 2010 a přesně po roce od svého napadení částicemi CME se družice opět usadila ve svém původním hnízdě.

Y. H. Yang aj. odhadli gradient elektrického pole gigantické sluneční erupce z 29. 10. 2003, klasifikované intenzitou X17, jež dokonce dostala vlastní jméno Halloween. Na základě jejího sledování družicemi RHESSI a TRACE zjistili, že spád napětí elektrického pole v erupci dosahoval až několik kV/m. O 19 h později zasáhla CME Zemi a kosmonauti na ISS ukrytí v centru kosmické stanice pozorovali při zavřených očích četné „hvězdičky“ vzniklé interakcí elektricky nabitých částic se sítnicí jejich očí. Podle M. Kretzschmera aj. dosáhla teplota v erupci během impulzní fáze 9 kK, což je pro erupce typické. Ještě intenzívnější erupce vzplanula na Slunci 4. 11. 2003, neboť byla klasifikována jako X34, ale příslušná CME Zemi minula. Americká družice SDO sledovala erupci z 3. 11. 2010 ještě mnoho hodin po vlastním vzplanutí. Tak se ukázalo, že ve skutečnosti erupce vyzařuje v té době daleko více energie než během počáteční (řádově minutové) impulzní fáze.

Díky novým družicím se C. Schrijverovi aj. podařilo zatím nejpodrobněji v historii popsat ve 3D průběh velké sluneční erupce X2, která se odehrála 15. 2. 2011 v aktivní oblasti AR 11158. Na záběrech z družic jsou vidět rozpínající se smyčky, v nichž se sluneční plazma adiabaticky ohřívá. Dokládají to profily čar 6 – 20krát ionizovaného železa v ultrafialové oblasti slunečního spektra.

D. Baker a J. Green připomněli v přehledovém článku mimořádné polární záře ve dnech 28.-29. 8. 1859, která se v ještě větším rozsahu opakovaly ve dnech 2.-4. 9. I v krajinách nedaleko od rovníku (Kuba, Bahamy, Havajské ostrovy) byly tehdy pozorovány nádherné polární záře a indukce elektrických proudů vyvolaná aktivitou Slunce byla taková, že tehdejší telegrafy jiskřily a zapalovaly tak telegrafní blankety. I když telegrafy obsluha odpojila od baterií, stále fungovaly a odesílaly zprávy! Britský astronom R. Carrington zakresloval 1.9. na své soukromé observatoři v projekci obrovskou skupinu slunečních skvrn, když v 11:18 h GMT spatřil uprostřed skupiny jasný záblesk, který se rozšířil do tvaru malé ledvinky a trval asi pět minut. Byla to první (a zatím jediná vizuálně pozorovaná) bílá sluneční erupce astronomy na Zemi pozorovaná. Obdobně silná erupce od té doby ještě nikdy Zemi netrefila. Svědčí o tom i fakt, že tehdejší koronální výtrysk (CME) dospěl k Zemi v dosud nepřekonaném rekordně krátkém čase 17 h. Tak dramaticky začal výzkum nejenergetičtějšího projevu sluneční činnosti, který mívá nezřídka silnou odezvu v zemské ionosféře, ale i na povrchu Země.

Zatímco obecně v astronomii platí, že s rostoucím poznáním se zdánlivě výjimečné astronomické jevy a tělesa stávají spíše běžnými a doslova tuctovými, se Sluncem je tomu naopak. Není to tak dávno, kdy bylo Slunce jako žlutý trpaslík považováno za podprůměrnou, doslova tuctovou hvězdu. Postupně však převládlo mínění, že Slunce je typická průměrná hvězda. Nejnovější výsledky astronomických přehlídek velkých souborů hvězd však ukazují, že Slunce je svou hmotností silně nadprůměrná hvězda, protože nejčetnější hvězdy ve vesmíru - červení trpaslíci - mají jen pětinu hmotnosti Slunce. Podobě se osamělost Slunce jako hvězdy jeví čím dál tím více jako anomálie; většina hvězd žije ve dvojicích či vícenásobných soustavách, jak o tom svědčí případ nejbližšího systému α Cen, jenž se skládá z těsné dvojvězdy žlutého a oranžového trpaslíka a vzdálené třetí složky Proximy Centauri, která je momentálně natočená blíže k Zemi, ale evidentně obíhá po velmi rozsáhlé dráze kolem hmotnější dvojhvězdy.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Když jsem si před více než 46 lety začal během roku vypisovat z odborné literatury poznámky pro první Žeň objevů, bylo těch výpisků za rok asi 150. V r. 2011 se mi o něco více poznámek nashromáždilo o jediném tématu - extrasolárních planetách a hnědých trpaslících! Poprvé jsem téma zařadil do přehledu za r. 1985, kdy jsem měl v nově zavedené přihrádce 13 výpisků o vesměs neúspěšných pokusech nějakou exoplanetu najít. V r. 1992 bylo těch poznámek 18, z toho polovina se týkala debaty, zda Wolszczanův a Frailův objev exoplanety u milisekundového pulsaru 1257+12 je reálný nebo není. V r. 1995 stoupl počet mých výpisků na 25. Týkaly se hlavně pochybností kolem objevu exoplanety u hvězdy 51 Pegasi M. Mayorem a D. Quelozem a dále objevu prvních hnědých trpaslíků Teide 1 a Gliese 229B.

Je zřejmé, že ze současného přívalu údajů o exoplanetách i hnědých trpaslících mohu vybrat nepříliš soustavně jen zlomek zajímavých údajů. V současné době se totiž těmito objekty zabývá zhruba každý desátý profesionální astronom a k tomu i mnoho zdatných astronomů-amatérů, přestože naprostá většina pozorování exoplanet se děje nepřímo; přímých zobrazení exoplanet je stále jako šafránu.

2.1.1. Tranzitující exoplanety a hnědí trpaslíci

Nesmírnou výkonnost při objevování tranzitujících exoplanet začala vykazovat velmi důmyslně zkonstruovaná družice NASA Kepler vypuštěná na sluneční dráhu počátkem března 2009, která v rychlém sledu pozoruje opakovaně jasnosti >150 tis. hvězd v souhvězdích Labutě a Lyry. Do konce r. 2010 se jí podařilo odhalit již 400 kandidátů na exoplanety a tak není divu, že jejich následné soustavné pozorování pozemními přístroji odhaluje nesmírnou pestrost vlastností exoplanet i konfigurací jednotlivých planetárních soustav. Za tímto úspěchem stojí zejména tvrdohlavost průkopníka metody hledání tranzitů exoplanet pomocí družic inženýra W. Boruckiho, jenž projekt družice prosadil po několika marných pokusech přesvědčit o jeho uskutečnitelnosti jednak samotné astronomy a jednak vedení NASA.

Bombou roku 2011 se stal nepochybně objev L. Doylea aj., že těsná dvojhvězda Kepler-16 (Cyg; 11,5 mag; 60 pc), skládající se dvou trpasličích složek (sp. K a M; 0,6 a 0,2 R☉; 0,7 a 0,2 M☉), obíhajících kolem sebe v periodě 41 d po výstředné (e = 0,16) dráze s velkou poloosou 0,2 AU, se může pochlubit exoplanetou obíhající obě složky po kruhové dráze o poloměru 0,7 AU v periodě 229 d. Planetě „dvou sluncí“ se začal neoficiálně říkat Tatooine podle svého fiktivního prototypu z Hvězdných válek. Vznikla zřejmě z cirkumbinárního prachoplynného disku, protože obíhá v téže rovině jako zmíněné složky dvojhvězdy. Její hmotnost dosahuje 0,3 Mj a poloměr 0,8 Rj, takže má hustotu stejnou jako voda v pozemských podmínkách.

Jelikož podmínkou pro stabilitu cirkumbinární planetární dráhy je její dostatečný rozměr (aspoň 7x větší než je poloosa dráhy „mateřské“ těsné dvojhvězdy), je očividné, že Tatooine by vůbec neměla existovat, protože její dráha musí být silně rušena. Ostatně už teď podle D. Overbyeho víme, že již v r. 2014 skončí její tranzity přes menší sekundární složku a v r. 2018 ustanou i tranzity přes složku primární! Znovu se tranzity objeví až po r. 2042... Čerstvému objevu tedy - jak patrno - přály všechny kosmické sudičky. J. Winn aj. odhadli stáří celé soustavy na ≈3 mld. let a zdůraznili, že jde o nejpřesněji změřený poloměr exoplanety vůbec (±3 %) právě proto, že exoplaneta v současné době přechází přes disky obou složek mateřské dvojhvězdy.

N. Batalhaová aj. oznámili objev dosud nejmenší exoplanety (Kepler-10b, Dra; 11 mag) o poloměru jen 1,4 Rz, která obíhá kolem mateřské hvězdy vzdálené od nás 170 pc za pouhých 20 h ve vzdálenosti 2,5 mil. km. Není divu, že je její povrch rozpálen na 1,8 tis.°C, takže je zřejmě pokryt žhavou lávou. Exoplaneta o hmotnosti 4,6 Mz je zřejmě z větší části kovová, protože její střední hustota činí 8,8násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Objev vzápětí potvrdila spektroskopická pozorování hvězdy Kepler-10 pomocí Keckova 10m teleskopu. Mateřská hvězda se podobá Slunci svou teplotou 5,6 kK, hmotností 0,9 M☉ a poloměrem 1,1 R☉. Liší se však stářím, které je určitě vyšší než 7,5 mld. let; pravděpodobně však plných 12 mld. roků.

Hned následně objevená planetární soustava hvězdy Kepler-11 je po všech stránkách pravým opakem své předchůdkyně v katalogu veleúspěšné družice. Jak zjistili J. Lissauer aj., kolem hvězdy (poloha 1948+4155; 5,7 kK; 1,1 R☉; 0,95 M☉; obvodová rotační rychlost >0,4 km/s; sluneční metalicita) obíhá celkem 6 tranzitujících exoplanet s poloměry 2,0 – 4,5 Rz o hmotnostech 2,3 – 8,4 Mz, které se vyznačují mimořádně nízkými průměrnými hustotami v rozmezí 0,7 – 3,1násobku hustoty vody. K hvězdě nejbližších pět exoplanet (b - f) obíhá v krátkých periodách 10 – 46 d; poslední g však má periodu 118 d. Tomu také odpovídají střední vzdálenosti od hvězdy 14 – 69 mil. km; tj. všechny by se pohodlně vešly dovnitř dráhy Venuše ve Sluneční soustavě. Dráhy všech exoplanet jsou prakticky koplanární - rozptyl sklonů drah dosahuje jen 1,3° a trvání tranzitů se pohybuje od 4,0 do 9,6 h. Předběžné výpočty dráhového chaosu ukazují, že soustava je stabilní po dobu minimálně 200 mil. let. Neméně zajímavá je další planetární soustava KOI 730, která sestává ze čtyř exoplanet, jejichž oběžné periody jsou s přesností na 1 promile doslova uzamčeny v poměrech 8:6:4:3.

B. Demory aj. našli vysvětlení pro rozpor mezi teorií a pozorováním exoplanety u hvězdy Kepler-7 spočívající v tom, že podle teoretických úvah mají mít horcí jupiteři v těsné blízkosti mateřských hvězd nízké albedo, ale zmíněná exoplaneta ho má překvapivě vysoké (32 %), takže je srovnatelné například se Zemí. Mateřská hvězda má přitom poměrně vysokou hmotnost 1,4 M☉ a poloměr 2,0 R☉ a je stará něco přes 3 mld. let. Exoplaneta o hmotnosti 0,4 Mj a poloměru 1,6 Rj obíhá kolem hvězdy po kruhové dráze v periodě necelých 5 dnů, takže poloměr její dráhy činí jen 9 mil. km a hustota 14 % hustoty vody; je tedy pětkrát řidší než Saturn! Podle názoru autorů lze nečekaně vysoké albedo exoplanety vysvětlit nejspíš výskytem světlých mračen, anebo deficitem sodíku a draslíku v její atmosféře, případně kombinací obou jevů.

V prosinci 2011 pak oznámili W. Borucki aj., že se jim konečně podařil kapitální úlovek v podobě exoplanety u hvězdy podobné Slunci Kepler-22 (11 mag; sp. dG5; 1,0 R☉; 1,0 M☉; vzdálené od nás 184 pc. Exoplaneta o poloměru 2,4 Rz má totiž na straně přivrácené ke hvězdě ideální pokojovou teplotu 21° C a rovnovážnou teplotu -11° C. Kolem mateřské hvězdy obíhá v periodě 290 d (škoda, že její poloměr odpovídá spíše Neptunu než Zemi).

Koncem r. 2011 se tak mohla družice Kepler pochlubit skalpy již více než 2 300 kandidátů na exoplanety. Z tak obsáhlé statistiky lze již usoudit, že nejtypičtější exoplanety jsou o něco větší než Země a o něco menší než Neptun, které se obvykle označují jako superzemě. Jde o exoplanety na drahách většinou velmi blízkých mateřské hvězdě, což však může být výběrový efekt (kratší periody tranzitů se dají snadněji zjistit a také odchylka roviny oběžné dráhy od zorného paprsku může být větší než u tranzitujících exoplanet od hvězdy vzdálenějších). Typická superzemě má obvykle poměrně nízkou hustotu, což svědčí o tom, že je z větší části plynná a má jen malé kamenné jádro. A. Howard dokonce tvrdí, že vlastnosti superzemí jsou tak rozmanité, že připomínají spíše planetární džungli než upravenou zoologickou zahradu.

D. Kipping a D. Spiegel zjistili, že horký jupiter u hvězdy TrES-2 (sp. G0 V) je ze všech dosud objevených exoplanet vůbec nejtmavší, protože jeho albedo v optické části spektra (400 – 900 nm) činí jen 2,5 %. Jelikož přitom denní polokoule sama trochu svítí, dosahuje albedo na temné straně extrémně nízké hodnoty <1 %, jak vyplynulo ze soustavného sledování hvězdy družicí Kepler během celé oběžné dráhy s periodou 2,5 d. Proto také kontrast mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí exoplanety je vůbec nejmenší - fázový rozkmit jasnosti má amplitudu jen 6.10-6. Pozorování souhlasí s modely atmosfér horkých jupiterů I. Hubeného, které předvídají silné absorpce jejich optického záření vinou silné absorpce světla v křídlech čar sodíku a draslíku.

S. Csizmadia aj. nalezli pomocí družice CoRoT dosud nejstarší exoplanetu u hvězdy CoRoT-17 (Sct; 15,5 mag; G2 V; 5,7 kK; 1,6 R☉; 1,0 M☉; 920 pc). Hvězda je totiž stará plných 10,7 mld. roků, takže představuje podstatně starší sestru Slunce. Dosud se mělo za to, že v době zrodu takto starých hvězd nebylo ještě ve vesmíru potřebné množství těžších prvků („kovů“) k výstavbě planet. Exoplaneta o hmotnosti 2,4 Mj a poloměru 1,0 Rj obíhá kolem své mateřské hvězdy v periodě 3,8 d po kruhové dráze o poloměru 7 mil. km. Její střední hustota 2,3x vody však jednoznačně svědčí o tom, že jde o kamenné těleso.

A. Silvio-Valio a A. Lanza se věnovali podrobnému rozboru průběhu světelné křivky hvězdy CoRoT-2, kolem níž obíhá tranzitující exoplaneta v periodě 4,5 dne. Zkoumáním průběhu křivek pro 77 tranzitů zjistili, že samotná hvězda má na svém povrchu tmavé skvrny, které se však vyhýbají oblasti kolem jejího rovníku. Celkem tak dokázali na hvězdě identifikovat téměř 400 skvrn v různých asterografických šířkách, takže hvězda vykazuje podobně jako Slunce diferenciální rotaci.

B. Tingley aj. oznámili na základě pozorování obřím 10,4m teleskopem GTC na ostrově La Palma, že tři exoplanety s hmotnostmi superzemí a s oběžnými periodami v poměru 1:2:5, obíhající kolem hvězdy KOI-806, vykazují variace v časech svých tranzitů, a to až o 1,7 h od nominální hodnoty. Je zřejmé, že za tato kolísání mohou právě zmíněné dráhové rezonance.

I. Boisse aj. zjistili, že kolem hvězdy CoRoT-7 (Mon, 12 mag; G9 V; 0,8 R☉; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 150 pc; stáří 2 Gr) obíhají dvě exoplanety; b má hmotnost 6 Mz a c 13 Mz. S. Ferraz-Mello aj. však dostali pro zmíněné exoplanety hmotnosti 8 a 14 Mz a o něco nižší stáří soustavy 1,5 mld. let. Za nejistoty v těchto údajích může hvězda, která jeví silnou činnost větší než Slunce. A. Léger aj. se zabývali fyzikálními poměry na exoplanetě b o poloměru 1,6 Mz, jež kolem mateřské hvězdy obíhá ve vzdálenosti jen 2,5 mil. km po kruhové dráze v periodě 20,5 h, takže je vystavena silným účinkům ultrafialového záření hvězdy a jejího hvězdného větru. Jak ukázali, jde o kamenné těleso prakticky bez atmosféry, kde na denní straně dosahuje teplota povrchu exoplanety 2,5 kK, takže se zde taví i silikáty a vzniká magmatický oceán, který se odpařuje destilací. Takto vznikající atmosféra má však jen nepatrný tlak u povrchu <1 Pa. Naproti tomu teplota noční strany exoplanety, jež má pravděpodobně synchronní rotaci, klesá pod 75 K. Autoři odtud usuzují, že podobných tepelně namáhaných exoplanet s oceány tekutého magmatu bude hodně, ale jejich trápení brzo skončí. Maně mi přichází na mysl závěr 35. kosmické písně z proslulé básnické sbírky Jana Nerudy:

Země krouží slábnouc, slábnouc v letu, jak když orel těžce postřelený ve spirále děsně obrovité dolů letí - letí - letí. Dopadne Země k Slunci zpět, ze Slunce šlehne plamův květ jak života na úsvitě, a vzdálené hvězdy a širý Svět zví, že se tu naposled - naposled líbají matka a dítě.

Podobný osud čeká zřejmě také nově objevenou exoplanetu e u jasnější složky vizuální hvězdy 55 Cnc A (6 mag; K0 IV/V; 5,2 kK; 0,9 R☉; 0,95 M☉; Z = +0,3; 12 pc), kterou J. Winn aj. objevili po nepřetržitém dvoutýdenním sledování kanadskou družicí MOST díky jejím tranzitům v trvání 1,6 h s rekordně krátkou oběžnou periodou 17,8 h. Navzdory blízkosti k mateřské hvězdě (2,3 mil. km) má však značně výstřednou dráhu (e =0,17). Poloměr exoplanety 2,0 Rz; její hmotnost 8,5 Mz a střední hustota 6krát vyšší než voda z ní činí typickou představitelku superzemí. To prakticky znamená, že se skládá částečně z kovů, ale také z hustých hornin. Má pravděpodobně atmosféru i vodní oceány. Od r. 1997, kdy byla u zmíněného žlutého trpaslíka poněkud menšího než Slunce objevena první exoplaneta b, se soustava nyní honosí pěti exoplanetami, z nichž nejvzdálenější o hmotnosti >4 Mj obíhá po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 5,7 AU v periodě 14,2 roku. K obdobným údajům o soustavě 55 Cnc A dospěli také B. Demory aj. na základě pozorování tranzitů exoplanety e Spitzerovým kosmickým teleskopem v infračerveném pásmu 4,5 μm. N. Kaib aj. však upozornili, že na stabilitu drah soustavy má rušivý vliv červený trpaslík 55 Cnc B (13 mag; 0,3 R☉; 0,13 M☉), vzdálený od složky A ≈1 kAU, který se složkou A sdílí shodný vlastní pohyb. Je proto pravděpodobné, že koplanární oběžná rovina pěti exoplanet svírá s rotační osou hvězdy A úhel 50° a vykonává vůči rotační ose precesní pohyb.

Vzápětí A. Smith aj. objevili, že exoplaneta u proměnné hvězdy (typu δ Sct) WASP-33 (=HD 15082; And; 8 mag; sp. A5-F4; 7,4 kK; 1,5 R☉; 1,5 M☉; hustota 0,4x vody; Z = 0,1; 120 pc; stáří 100 Mr) má na osvětlené straně jasovou teplotu 3,6 kK, což znamená, že tam neprobíhá významný přenos energie mezi denní a noční polokoulí planety. Transity a zákryty planety trvají 2,7 h a oběžná doba jen 1,2 d, takže poloměr kruhové dráhy dosahuje pouhých 3,5 mil. km! Není divu, že efektivní teplota povrchu exoplanety je dosud rekordní - 2,7 kK a její poloměr činí 1,5 Rj při hmotnosti <4 Mj.

Vůbec největší dosud známou exoplanetu nalezli D. Anderson aj. u hvězdy WASP-17 (Sco; 12 mag; F6 V; 300 pc;) pomocí infračervené fotometrie Spitzerovým teleskopem. Její poloměr 2,0 Rj a hmotnost 0,5 Mj z ní činí nejřidší známou exoplanetu o hustotě <0,2x vody. Další zvláštností nafouklé planety, obíhající kolem mateřské hvězdy v periodě 3,7 d po lehce výstředné dráze o velké poloose 8 mil. km, je opačný smysl pohybu vůči směru rotace hvězdy, čili jde o naprosto záhadnou retrográdní dráhu! To vše přispívá k silnému slapovému tření uvnitř exoplanety, která je proto po celém povrchu nezvykle horká s průměrnou teplotou téměř 2 kK.

C. Hellier aj. zjistili, že exoplaneta u hvězdy WASP-43 (sp. K7 V; 0,6 M☉) patří mezi horké jupitery o poloměru 0,9 Rj a hmotnosti 1,8 Mj, přičemž obíhá hvězdu v periodě jen 19,5 h, což je pro tak obří exoplanety nový rekord. Od své mateřské hvězdy je vzdálena jen 2,1 mil. km! Je tedy otázkou, jak dlouho může v tak malé vzdálenosti vůbec přežít.

G. Maciejeski aj. určili vlastnosti exoplanety u hvězdy WASP-10 (Peg; sp. K5 V; 4,7 kK; 0,7 M☉; 90 pc; stáří 800 Mr), jež hvězdu obíhá v periodě 3,1 d. Při poloměru 1 Rj má hmotnost 3,1 Mj, tj. vysokou střední hustotu 3,2krát vyšší než voda. Z toho plyne, že musí mít obrovské kamenné jádro o hmotnosti ≈400 Mz (kamenné jádro našeho Jupiteru nemělo více než 50 Mz). Povrch exoplanet je ohřát na 950 K.

K. Batygin aj. přišli s novým vysvětlením, proč jsou obří plynné planety v blízkosti mateřských hvězd vesměs nafouklé. Tvrdí, že v jejich atmosférách vzniká rovnoběžné s rovníkem silné tryskové proudění rychlostí kolem 1 km/s, jež se zvyšující se teplotou vede k nadprodukci iontů alkalických prvků, čímž se zvyšuje elektrická vodivost atmosféry. Díky elektromagnetické indukci se pak vytvářejí proudové smyčky mezi nitrem a atmosférou, které působí ohmický ohřev nitra i vnější atmosféry planety a tím se zvyšuje teplota povrchu až na 1,8 kK, což vede k nadmutí jejího rozměru proti klasickým modelům. Ztráta plynu přetokem přes příslušnou Rocheovu mez může během několika málo miliard let zcela obnažit kamenné jádro obří exoplanety.

I. Thies aj. pak ukázali, že mnohé planetární soustavy vznikají v daleko drsnějším prostředí než naše relativně spořádaná Sluneční soustava. Množství hustějších plynných chuchvalců v akreujícím obalu kolem cirkumstelárního disku může sklonit rovinu ekliptiky i do protisměru, což by mohlo vysvětlit dokonce i retrográdní oběžné dráhy planet. Právě takové poměry panují totiž ve velmi mladých hvězdokupách, což je mj. právě případ exoplanety WASP-17b.

J. Winn aj. zjistili s využitím Rossiterova-McLaughlinova efektu, že exoplaneta HAT-P-14b rotuje kolem své osy retrográdně, tj. v protisměru k oběžnému pohybu kolem mateřské hvězdy. V naší Sluneční soustavě to, jak známo, platí pro Venuši; kromě toho Uran se kolem Slunce kutálí prakticky naležato. Další případ toho druhu našli G. Hébrard aj. pomoci spektrografu SOPHIE na observatoři OHP ve Francii v podobě exoplanety u hvězdy HAT-P-6. V tomto případě svírá úhel mezi rotačními osami hvězdy a exoplanety 166°. Aby toho nebylo málo, objevili E. Simpson aj. pomocí téhož efektu, že exoplaneta u hvězdy WASP-1 obíhá téměř kolmo k rovníku mateřské hvězdy pod úhlem 79°, čili téměř po polární dráze. Zatím se zdá, že asi 2/3 dosud objevených exoplanet obíhá prográdně, ale zbytek retrográdně. Poměr však závisí na hmotnostech: exoplanety s hmotnostmi >4 Mj obíhají vesměs prográdně, ale jejich rotační osy nebývají souosé s rotační osou mateřské hvězdy.

D. Anderson aj. analyzovali údaje o tranzitech hnědého trpaslíka o hmotnosti 61 Mj, jenž obíhá po kruhové dráze o poloměru 8 mil. km kolem hvězdy WASP-30 (Aqr; 13 mag; F8 V; 6,2 kK; 1,2 M☉; 1,3 R☉; hustota 0,54x vody; metalicita -0,03; stáří 1,5 mld. let) v periodě 4,2 dne. Z trvání tranzitu hnědého trpaslíka (15 min) vychází jeho poloměr 0,9 Rj a při své velké hmotnosti také naprosto neuvěřitelná hustotu 116krát vyšší než voda! Vlivem blízkosti k mateřské hvězdě je jeho povrch ohřát na 1,4 tis. K. Podobně F. Bouchy aj. našli tranzitujícího hnědého trpaslíka o hmotnosti 63 Mj u hvězdy CoRoT-15 (sp. F7 V; rotační per. ≈3,0 d), jenž má patrně vázanou rotaci, protože obíhá kolem hvězdy v periodě 3,06 d. Trpaslík je buď velmi mladý a/nebo nafouklý ohřevem od hvězdy, což je ostatně pro podobné konfigurace zřejmě typické.

2.1.2. Objevy exoplanet z křivek radiálních rychlostí

A. Santerne aj. nalezli v ve veřejně přístupném archivu družice Kepler exoplanetu s tranzity před mateřskou hvězdou KOI-196 i se zákryty za ní s oběžnou periodou 1,86 d. Tak se jim podařilo určit oběžnou dobu s udivující přesností na ±0,6 s. Pomocí spektrografu SOPHIE u 1,9m reflektoru Observatoře Haute Provence získali pro hvězdu přesnou křivku změn radiálních rychlostí, takže následně mohli odvodit velmi přesné parametry celé soustavy. Mateřská hvězda sp. třídy G6 V má efektivní teplotu 5,6 kK; poloměr 1,0 R☉; hmotnost 1,1 M☉; stáří 650 Mr a metalicitu 2x vyšší než Slunce. Exoplaneta o poloměru 0,9 Rj, hmotnosti 0,55 Mj a střední hustotě 1,1x vody obíhající kolem mateřské hvězdy nyní označené Kepler-41 ve vzdálenosti jen 4,5 mil. km je na přivrácené polokouli rozžhavena na 1,7 kK, ale přesto má dosti vysoké albedo 0,2 a vůbec není nafouklá, jako jiní horcí jupiteři.

S. Curiel aj. objevili 4. exoplanetu (e) v planetární soustavě jasné hvězdy υ And (F8; 1,6 R☉; 1,3 M☉; 13,5 pc; rotační per. 12 d; stáří 5 Gr). Oběžné doby exoplanet ve směru od hvězdy činí po řadě 4,6; 241; 1 276 a 3 849 dnů a výstřednosti drah 0,03; 0,26; 0,30 a 0,01. Spodní meze hmotností jednotlivých exoplanet se pohybují od 0,7 do 4,4 Mj.

R. Klement aj. pozorovali pomocí spektrografu FEROS u 2,2m teleskopu na La Silla změny radiální rychlosti hvězdy HIP 13044 (For; 10 mag; sp. F2 III; vzdálenost 700 pc) v periodě 16 d. Odtud odvodili existenci exoplanety o hmotnosti >1,3 Mj, jež obíhá kolem hvězdy po protáhlé dráze (e = 0,25) o velké poloose 0,12 AU. Spektrum mateřské hvězdy se vyznačuje extrémně nízkým zastoupením „kovů“ (metalicita hvězdy se pohybuje na úrovni několika málo procent metalicity Slunce) a samotná hvězda se nachází na vzácně obsazené vodorovné větvi Hertzsprungova-Russellova diagramu, takže už prošla fází červeného obra. Právě tehdy nejspíš zlikvidovala ostatní exoplanety kolem ní obíhající a objevená exoplaneta migrovala vlivem poruch a odporujícího prostředí dovnitř na současnou výstřednou dráhu. Hvězda patří do tzv. Helmiho proudu přivandrovalců do naší Galaxie, čili i exoplaneta pochází zřejmě z dávnověké trpasličí galaxie, jež byla Galaxií posléze pohlcena. E. Bear aj. změřili metalicitu mateřské hvězdy o hmotnosti 0,8 M☉ a poloměru 7 R☉, která je více než o dva řády nižší než metalicita Slunce. Odtud též určili hmotnost její exoplanety 7,5 Mj, což vysvětluje, že exoplaneta mohla přežít héliové záblesky hvězdy ve fázi červeného obra a nehrozí ji ani spirála smrti zakončená v dohledné budoucnosti pádem na hvězdu.

Naproti tomu byla zpochybněna v r. 2010 ohlášená existence 6. exoplanety g u červeného trpaslíka Gl 581 (Lib; 10,5 mag; dM3 V; 6 pc). Pro exoplanetu se dokonce ujal název Zlatovláska, protože její dráhové parametry (poloosa 0,15 AU; oběžná doba 37 d) naznačovaly, že se nachází v ekosféře mateřské hvězdy za předpokladu, že má atmosféru se silným skleníkovým efektem. To bylo skutečně možné, jelikož z pozorování vycházela její hmotnost jen 3 – 4 Mz a poloměr 1,3 – 2,0 Rz. Objevitelé předešlých exoplanet u této hvězdy T. Forveille aj. a M. Tuomi aj. však existenci Gl 581g z vlastních měření radiálních rychlostí hvězdy pomocí ultrapřesného spektrografu HARPS ESO na La Silla nepotvrdili ani po zahrnutí nezávislých údajů ze spektrografu HIRES Keckova teleskopu. P. Gregory uveřejnil revidované hodnoty oběžných dob z dat HARPS pro pět prokázaných exoplanet u trpasličí hvězdy Gl 581, jež činí po řadě: 3,2; 5,4; 13; 67 a 399 dnů. Tomu odpovídají hmotnosti 2; 16; 5; 7; 7 Mz.

Samotnou hvězdu Gl 581 (= HO Lib) zkoumali K. von Braun aj., neboť měli po ruce přesnější údaje, získané interferometrem CHARA (poloměr 0,3 R☉; efektivní teplota 3,5 kK; hmotnost 0,3 M☉; vzdálenost 6,25 pc; svítivost 0,013 L☉; metalicita -0,14). Mohli tak zpřesnit polohy ekosféry hvězdy vůči oběžným drahám pěti exoplanet. Velké poloosy drah exoplanet b až f se pohybují v rozmezí 6,2 – 114 mil. km. Bohužel ani jedna z nich se nenalézá v ekosféře, přičemž autoři uvažovali dvě mezní situace: nulové vyrovnávání teplot na osvětlené a neosvětlené straně exoplanety a dokonalé vyrovnávání teplot po celém povrchu exoplanety. O něco optimističtější byli Y. Hu a F. Ding i L. Kalteneggerrová aj., kteří zjistili, že exoplaneta d (kruhová dráha o poloměru 0,22 AU, tj. 33 mil. km; hmotnost >6 Mz; poloměr 2 Mz) by mohla být v ekosféře, pokud by vykazovala silný skleníkový efekt díky masivnímu zastoupení CO2 v atmosféře. Naproti tomu exoplaneta c (velká poloosa 10,5 mil. km) by byla příliš horká vinou překotného skleníkového efektu. Podobně optimisticky vyhlíží výpočty R. Wordsworthe aj., kteří pro exoplanetu d s pravděpodobně synchronní rotací spočítali, že při dostatečném výskytu CO2 by mohla mít povrchovou teplotu těsně nad 0° C.

X. Dumusque aj. uveřejnili již 30. pokračování seriálu o exoplanetách pozorovaných ultrapřesným (±0,5 m/s) spektrografem HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla. Tentokrát šlo o pět exoplanet u hvězd, které se svými magnetickými cykly činnosti podobají Slunci, i když jejich spektrální třídy se od Slunce odlišují (většinou rané K, v jednom případě F8). Vzdálenosti mateřských hvězd od nás činí 27 – 39 pc. Vesměs jde o exoplanety s poměrně dlouhými oběžnými dobami 0,9 – 11 roků, které kolem svých mateřských hvězd obíhají ve vzdálenostech 0,9 – 5,0 AU. Jejich dráhy jsou vesměs dosti výstředné v rozmezí 0,2 – 0,8! Ve dvou případech jde o exoplanety s hmotností podobnou Jupiteru, ale další tři objekty mají hmotnosti v rozmezí 67 – 92 Mz, tj. o něco nižší než Saturn (95 Mz). Zdá se, že exoplanet s tímto rozmezím hmotnosti je v Galaxii nadprůměrně mnoho.

G. Chauvin aj. využili koronografů u teleskopů CFHT na Havaji a VLT ESO na Paranalu, jakož i systému adaptivní optiky k podrobné analýze těsné dvojhvězdy HD 196885, jež se skládá z jasné složky A (6,4 mag; F8 V; 6,3 kK; Z = 0,3; 33 pc) a červeného trpaslíka B (M1 V; 0,45 M☉) vzdáleného úhlově jen 0,7′, tj. 21 AU Trpaslík B obíhá kolem primáru A v periodě 72 let. Po 14 letech soustavného sledování této soustavy spektrografy ELODIE, CORALIE a CORAVEL se jim podařilo odhalit, že kolem složky A obíhá po velmi protáhlé dráze (e = 0,5) s velkou poloosou 2,6 AU exoplaneta o hmotnosti >3 Mj v periodě 3,6 roků. Autoři se proto zabývali stabilitou celé třísložkové soustavy, protože velká výstřednost dráhy exoplanety naznačuje, že je ovlivňována nepříliš vzdáleným červeným trpaslíkem. Tak se ukázalo, že systém je překvapivě stabilní, o což se stará tzv. Kozaiův mechanismus typický pro trojsložkové soustavy, které nejsou koplanární, tj. rovina dráhy těsné dvojice je šikmo skloněná vůči rovině dráhy složek A a B.

Jak uvedli N. Santos aj., nový spektrograf HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla dosahuje v současnosti pro pozdní trpasličí hvězdy přesnosti měření radiálních rychlostí lepší než ±1 m/s, tedy rychlosti pomalé chůze v rovinatém terénu. To rozšiřuje možnosti objevovat jednak exoplanety o hmotnostech srovnatelných se Zemí, ale také obří plynné exoplanety ve velkých vzdálenostech od mateřské hvězdy. Autoři zjistili, že obří exoplanety se čím dál častěji objevují i u hvězd s velmi nízkou metalicitou, i když je zřejmé, že s rostoucí metalicitou mateřských hvězd vzrůstá velmi rychle i četnost výskytu exoplanet kolem nich obíhajících.

C. Tinney aj. využili spektrografu u teleskopu AAT v Siding Spring k objevu plynné exoplanety u hvězdy HD 38283 (Men, 6,7 mag; G0 V; 6,0 kK; 2,4 L☉; 1,1 M☉; 38 pc; Z = -0,2). Nalezená exoplaneta se vyznačuje oběžnou dobou 363 dnů a délkou velké poloosy dráhy 1 AU, což jsou kupodivu hodnoty u exoplanet zatím téměř nepozorované, ačkoliv technika pro takové parametry už delší dobu existuje. Její dráha je ovšem silně výstředná (e = 0,4), ale hmotnost není nijak závratná (>0,34 Mj). V periastru se tak dostává k mateřské hvězdě na vzdálenost 0,6 AU, kdežto v apastru se vzdaluje na 1,4 AU. Autoři přirozeně uvádějí, že se samotná exoplaneta do ekosféry hvězdy během svého oběhu nevejde, neboť ekosféra se v tomto případě prostírá v rozmezí 1,5 – 2,1 AU. Uvažují však o tom, že exoplaneta by mohla mít provázena několika exosatelity o menší hmotnosti, husté atmosféře a vlastním magnetickém poli, což by takový exosatelit kvalifikovalo pro život možná podobný pozemských jednobuněčným organismům.

Podle K. von Brauna aj. kyne větší naděje pro dlouhodobý pobyt v ekosféře planetě f u blízké jasné hvězdy 55 Cnc A (=HD 75732; 6 mag; K0 IV/V; 5,2 kK; 0,9 R☉; 0,6 L☉; 0,95 M☉; Z = +0,3; 12 pc; stáří ≈ 10 mld. let). V jejím planetárním systému známe již 5 exoplanet, z nichž nejblíže ke hvězdě obíhá exoplaneta e (0,015 AU) a nejdále d (5,7 AU). Exoplaneta f s hmotností 0,16 Mj obíhá po výstředné (e = 0,3) dráze s velkou poloosou 0,78 AU v periodě 260 d. Má tedy periastrum ve vzdálenosti 0,55 AU a apastrum ve vzdálenosti 1,0 AU. Podle výpočtu autorů se přitom ekosféra hvězdy rozprostírá v rozmezí 0,67 – 1,32 AU. Tyto údaje sice svědčí o tom, že po většinu své oběžné doby se exoplaneta f v ekosféře nachází, ale její velká hmotnost svědčí proti výskytu tekuté vody na jejím povrchu. Kdyby náhodou měla u sebe satelit o hmotnosti srovnatelné se Zemí, tak by naděje pro život na satelitu byla zajisté posílena. Jelikož je celá soustava téměř dvakrát starší než Sluneční, můžeme se domýšlet, že tam by mohl vývoj života daleko předeběhnout naši současnou technickou civilizaci. Vzhledem k tomu, o jak blízkou hvězdu jde, je s podivem, že nás f-55cancerani dosud nekontaktovali.

2.1.3. Zobrazování hnědých trpaslíků a exoplanet

Když se koncem roku 2008 podařilo pomocí adaptivní optiky u teleskopů Keck a Gemini-N zobrazit tři exoplanety (b,c,d) u jasné nízkometalické proměnné hvězdy HR 8799 (Peg; 6 mag; sp. A5/G0 V; vzdálenost 39 pc; stáří 30 – 60 mil. let), byla to celosvětová senzace. Nyní T. Currie s využitím adaptivní optiky u teleskopů VLT, MMT a Subaru jednak potvrdili existenci všech tří exoplanet, ale navíc objevili ještě čtvrtou exoplanetu e, obíhající ve vzdálenosti 15 AU od hvězdy. Podařilo se jim určit i jejich hmotnosti, které jsou docela vysoké. Exoplanety c, d, e, mají dokonce 8,5 Mj a teploty až 1,2 kK, což svědčí o skleníkovém efektu, resp. výskytu světlých oblaků v jednotlivých atmosférách. To přímo dokázali T. Barman aj., když našli pomocí spektroskopie kamerou OSIRIS u Keckova 10m teleskopu pracujícího v blízké infračervené oblasti opticky tlustá mračna v atmosféře exoplanety b. Tato exoplaneta má hmotnost 0,7 Mj; poloměr 0,75 Rj a efektivní teplotu 1,1 kK, takže její zářivý výkon činí 50 μ L☉. Zastoupení kovů v její atmosféře převyšuje o řád jejich podíl v atmosféře našeho Slunce.

R. Soummer aj. upozornili, že ve zmíněné planetární soustavě se nalézá v rozmezí 6 – 15 AU pás relativně teplých planetek a pak na periférii ve vzdálenostech 90 – 3 00 AU analogie Edgeworthova-Kuiperova pásu studených těles. Dráhy čtyř zobrazených exoplanet zabírají pásmo 15 – 68 AU, přičemž jejich oběžné doby se pohybují v rozmezí 50 – 500 roků. Periody oběhu nejdříve objevených planet vykazují v pořadí d, c, b rezonance 1:2:4.

B. Femenía aj. pozorovali v letech 2000-2010 pomocí adaptivní optiky na 4,2m teleskopu WHT na ostrově La Palma pár hnědých trpaslíků u vizuální dvojhvězdy GJ 569 (vzdálenost 10 pc), jejíž složky A (sp. M2.5 V) a B jsou od sebe úhlově vzdáleny 5′. Adaptivní optika v kombinaci s metodou vybíraného zobrazování (lucky imaging - z kratičkých [≈0,1 s] expozicí hvězdy se v počítači vybere a následně složí asi 1 % těch nejkvalitnějších snímků) umožnila rozložit složku B (14 mag) na zmíněný pár (Ba + Bb; sp. M8.5 + M9) v úhlové rozteči 0,1′. Dostali tak elementy oběžné dráhy tohoto páru: a = 9 AU; e = 0,3; i = 30° a hmotnosti složek (0,08 + 0,06) M☉.

R. Neuhäuser aj. měřili pomocí HST a VLT ESO po dobu 11 let polohy průvodce jasné hvězdy HR 7329 A (= éta Tel A; 5 mag; sp. A0; stáří 12 mil. let; vzdálenost 48 pc) a tak prokázali, že obě složky vizuálního páru mají stále týž vlastní pohyb. Sekundární složka B je od hvězdy vzdálena úhlově 8′, ale je o 6 mag slabší (J = 12 mag) než složka A. Celá soustava patří do skupiny téměř 70 hvězd kolem známé hvězdy β Pic, jež proslula svým mohutným akrečním diskem dobře patrným v infračerveném pásmu spektra. Podobně i hvězda A je obklopena akrečním diskem o vnějším poloměru 24 AU. Průvodce B kolem ní obíhá po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,47, takže v periastru se k hvězdě A přiblíží na 71 AU, zatímco v apastru se vzdálí na 200 AU, tj. délka velké poloosy soustavy činí 136 AU. Autoři dále odhadli hmotnost průvodce sp. třídy dM7 na 20 – 50 Mj, takže jde téměř určitě o hnědého trpaslíka s povrchovou teplotou <2,8 kK a úhrnnou svítivostí jen 2,4 mL☉. Prohlídka už žádné další těleso v této hierarchické soustavě nenalezla.

M. Ireland aj. využili adaptivní optiky u 5,1m Haleova teleskopu na Palomaru a Keckova 10m na Mauna Kea k zobrazení velmi vzdálených exoplanet, resp. hnědých trpaslíků o hmotnostech kolem 14 M☉ u dvou trpasličích hvězd GSC 0621-0021 (12 mag; sp. M0 V; 0,6 M☉) a 1RXS 1609-2105 (11 mag; K7 V; 075 M☉) ve hvězdné asociaci Horního Štíra (vzdálenost 145 pc). Průvodci se nacházejí ve vzdálenostech >320 AU od svých mateřských hvězd a sdílejí s nimi společný vlastní pohyb. Autoři z těchto pozorování odhadují, že asi 4 % trpasličích hvězd slunečního typu má u sebe ve vzdálenostech 200 – 500 AU průvodce s hmotnostmi poblíž rozhraní mezi obřími exoplanetami a hnědými trpaslíky. Další páry hnědých trpaslíků nalezli C. Gellino aj. pomocí adaptivní optiky u Keckova teleskopu. Objekty WISE 1841+7000 (sp. T5 + T5; rozteče drah >2,8 AU; oběžné doby ≈11 r; vzdálenost 40 pc) a 0458+6434 ( T8.5 + T9; rozteče >5 AU; oběžné doby ≈70 r; 10 pc) jsou staré přibližně miliardu roků.

K. Luhman aj. oznámili, že se jim podařilo pomocí kamery IRAC SST v rámci programu vyhledávání substelárních objektů objevit v blízkém okolí Slunce uchazeče o titul nejchladnějšího hnědého trpaslíka. Jde o průvodce bílého trpaslíka WD 0806-66 (19 pc; stáří 1,5 Gr), jenž je o 1 mag slabší než dosud nejslabší hnědý trpaslík třídy T. Při hmotnosti ≈7 Mj to ovšem může být také obří exoplaneta vzniklá v disku bílého trpaslíka. V každém případě jde o objekt s téměř pokojovou teplotou 225° C. Průvodce je od bílého trpaslíka vzdálen >2,5 tis. AU a sdílí s ním společný vlastní pohyb. Bílý trpaslík mohl vzniknout jako hvězda o hmotnosti ≈2 M☉, takže v jejím cirkumstelárním disku bylo dost materiálu na vznik obří planety či hnědého trpaslíka, jenž se během doby dostal na dnešní vzdálenou dráhu.

Ještě téhož roku však M. Liu aj. našli pomocí adaptivní optiky u Keckova 10m teleskopu průvodce B objektu CFBDSIR J1458+1013 (Boo; vzdálenost 32 pc) a zjistili, že má hmotnost 6 – 15 Mj a jeho teplota dosahuje jen 95°C. Složka A je rovněž hnědý trpaslík o teplotě 480° a nalezený pár obíhá kolem společného těžiště ve vzdálenosti >2,6 AU v periodě 20 – 35 let.

Podobně M. Cushing aj. objevili v datech z infračervené družice WISE celkem sedm velmi chladných (500 – 300 K) hnědých trpaslíků, v jejichž atmosférách jsou patrné pásy vody, methanu a amoniaku. Čtyři z nich mají spektra pozdnější než dosud rekordní hnědý trpaslík UGPS 0722-05 s klasifikací T9, takže nový nízkoteplotní rekord (≈300 K) nyní patří objektu WISEP 1828+2650 (Lyr; J = 23,6 mag; 14 pc), jenž má spektrum Y2. Ostatně už v r. 1999 navrhl J. Kirkpatrick, aby potenciální velmi chladné substelární objekty byly klasifikovány spektrální třídou Y, což je jedno z posledních dvou volných písmen latinské abecedy pro spektrální klasifikaci (v předstihu navrhuji, aby objekty s teplotou 0 K byly klasifikovány písmenem Z jako „zero“, čili nula).

J. Kirpatrick aj. ohlásili díky postupnému zpracovávání údajů z družice WISE objev 100. hnědého trpaslíka, z nichž jeden má pozdní spektrum třídy M, 8 patří do třídy L, ale zato 89 do třídy T a 6 ke třídě Y. Celkem 80 z uvedené stovky má spektrum pozdnější než T6. Horní detekční mez pro hnědé trpaslíky spektrálních tříd T a Y přitom činí jen 10 pc, takže jich nakonec v Galaxii může být klidně více než hvězd.

2.1.4. Atmosféry exoplanet a hnědých trpaslíků

T. Santapaga aj. využili objevu vzdáleného (220 AU) průvodce (B) hvězdy HD 189733A (Vul; K2 V; 0,8 R☉; 0,8 M☉; vzdálenost 19 pc), kolem níž obíhá v malé vzdálenosti 4,5 mil. km exoplaneta (Ab) v oběžné době 2,2 d, k nezávislému určení stáří celé soustavy, protože původní údaj o stáří jen ≈800 mil. roků neodpovídal fyzikálním parametrům primární hvězdy A. Ta totiž rotuje kolem své osy za 12 d, tj. dvakrát rychleji než Slunce, jež je staré 4,5 mld. let. Přitom obecně platí, že rotace osamělých hvězd se během doby brzdí. Jak však autoři ukázali, rotace složky A je zrychlována slapovou a magnetickou vazbou s blízkou exoplanetou HD 189733Ab o hmotnosti 1,2 Mj a poloměru 1,1 Rj, takže skutečné stáří soustavy lze určit právě z věku průvodce B, jenž je od soustavy (A + Ab) dostatečně daleko, takže jeho stáří >5 mld. let není žádnými interakcemi s ní měřitelně ovlivňováno. Exoplaneta ovšem na roztáčení hvězdy doplácí postupnou ztrátou momentu hybnosti, sestupuje po spirále směrem ke hvězdě a nakonec zanikne slapovými silami pod hranicí Rocheova poloměru. Jde o první případ, kdy se podařilo záhadu malého stáří objasnit, a zároveň o vodítko, jak postupovat při rozlousknutí podobných záhad u jiných planetárních soustav.

M. Abukerov aj. zjistili, že velikost poloměru exoplanety HD 189733Ab závisí nepřímo úměrně na vlnové délce, což je důkazem existence husté atmosféry exoplanety. To se vzápětí potvrdilo díky spektrografu NICMOS HST a Spitzerovu kosmického teleskopu, takže již máme docela dobré údaje o chemickém složení její atmosféry, což by ještě před několika lety mohlo odborníkům připadat jako naprosté sci-fi. Jak uvedli O. Mousis aj., dvě hlavní domněnky o tom, jak obří planety vznikají buď z planetesimál, anebo přímým gravitačním smršťováním meziplanetárního plynu, předpovídají, že zastoupení kovů (prvků počínajících uhlíkem) v atmosférách planet by mělo být vyšší, nebo v nejhorším případě stejné jako u mateřské hvězdy, která si uchovává chemické složení hvězdné pramlhoviny. Proto byli astrofyzici udiveni, když se ukázalo, že zastoupení uhlíku v atmosféře zmíněné exoplanety bylo nižší, zatímco kyslíku vyšší než u mateřské hvězdy, která má chemické složení velmi podobné slunečnímu. Autoři propočítali řadu možných modelů, z nichž vyplynulo, že v obalu exoplanety je přítomno díky výběrovým efektům 20 – 80 Mz (!) v podobě astrofyzikálních kovů. Nečekaně nízké zastoupení uhlíku lze vysvětlit výskytem polycyklických aromatických uhlovodíků a sazí ve vnějších vrstvách atmosféry exoplanety.

Uhlík může ovšem způsobit, že exoplaneta se stane největším přírodním drahokamem, jak ukázali M. Bailes aj. při studiu exoplanety o hmotnosti 1,2 Mj u milisekundového pulsaru J1719-1438 (Ser/Oph; pulsní perioda 6 ms; vzdálenost 1,2 kpc), která kolem mateřské neutronové hvězdy obíhá v periodě 2,2 h po kruhové dráze ve vzdálenosti necelých 7 mil. km. Jelikož však poloměr exoplanety činí jen 4,5 Rz, vyplývá z toho, že střední hustota exoplanety dosahuje 23násobek hustoty vody, což prakticky znamená, že jde o obří diamant! Nejspíš jde o pozůstatek červeného obra, který byl původně členem dvojhvězdy, v níž druhá složka vybuchla jako supernova třídy II a její hustá pecka se gravitačně zhroutila na neutronovou hvězdu. Ta pak začala z obřího průvodce vysávat plyn, který ji roztočil na vysoké obrátky (180 Hz). Nakonec z červeného obra zbyl jen miniaturní hustý oblázek tvořený převážně krystalickým uhlíkem vzniklým v nitru obra během posloupnosti termonukleárních reakcí.

D. Spiegel aj. upozornili na mlhavost hranice mezi exoplanetami a hnědými trpaslíky, která je běžně definována tak, že teplota v nitru exoplanet nikdy nedosáhla hodnoty potřebné pro termonukleární reakci přeměny vodíku na deutérium. Obvykle se tato hranice definuje hmotností objektu 13 Mj. Autoři však ukázali, že tato mez závisí nejenom na hmotnosti objektu, ale též na poměrném zastoupení hélia, počátečním obsahu deutéria, jakož i na jeho metalicitě. Tím se hranice rozmývá do intervalu 11,0 – 16,3 Mj.

2.1.5. Objevy exoplanet pomocí gravitačních čoček

Exoplanety v blízkosti mateřských hvězd to mají těžké, jak ukázali E. Adamsová aj, když zjistili, že tranzitující exoplaneta OGLE-TR-113b (Car; 550 pc; >1 Mj; oběžná doba 1,4 d), objevená pomocí metody gravitačních mikročoček, zkracuje svou oběžnou dobu kolem hvězdy tempem 60 ms/r. Za zkracování periody mohou slapy od hvězdy, která rotuje kolem své osy pomaleji, než za jak dlouho ji exoplaneta oběhne. To má opačný následek než slapy Země pro dráhu Měsíce, protože Země rotuje rychleji, než ji Měsíc obíhá; jinými slovy exoplaneta se v tomto případě pohybuje po zužující spirále a podle výpočtu autorů jíž za 2 miliony roků se její oběžná perioda zkrátí na 11 h a to bude stačit na její roztrhání do prstenu trosek v blízkosti hvězdy. Hvězdný vítr a ohřev zbytků způsobí, že se prsten poměrně rychle rozptýlí.

V. Batista aj. dokázali, že exoplaneta MOA-2009-BLG-387Lb, jež se projevila jako velmi dlouhý a vysoký „zub“ na světelné křivce hvězdné mikročočky, představuje dosavadní rekord v hmotnosti obří exoplanety obíhající kolem trpasličí hvězdy sp. třídy M. Vzdálenost této soustavy od nás činí 3,5 – 7,9 kpc a exoplaneta obíhá kolem červeného trpaslíka v periodě 4 – 8 let, takže délka velké poloosy dráhy činí 1 – 3 AU. Odtud vyplývá při pravděpodobné hmotnosti červeného trpaslíka 0,2 M☉ hmotnost exoplanety 2,6 Mj.

N. Miyake aj. pozorovali pomocí aparatury MOA-II exoplanetu o hmotnosti nižší než Saturn na základě sledování světelné křivky gravitační mikročočky MOA-2009-BLG-319Lb. Předností aparatury je vysoká kadence opakování snímků příslušného hvězdného pole ve vnitřní části disku naší Galaxie, takže autoři mohli již 24 h před maximem zjasnění informovat na 20 různých skupin s robotickými dalekohledy a tím získat údaje o hmotnosti exoplanety (50 Mz) i její vzdálenosti (2,4 AU) od mateřské hvězdy o hmotnosti 0,4 M☉. Vzdálenost soustavy od nás činí plných 6 kpc, takže v těchto vzdálenostech už ostatní metody objevování exoplanet selhávají. Není divu, že jde teprve o 11. exoplanetu objevenou metodou gravitačního čočkování. Metoda již předtím stačila k objevu exoplanety s hmotností jen 3 Mz. Hmotnosti příslušných mateřských hvězd jsou v průměru velmi nízké, tj. 0,08 – 0,67 Mo. Je to tím, že hvězdy těchto hmotností jsou v Galaxii suverénně nejpočetnější.

Pomocí gravitačních mikročoček bylo do r. 2011 objeveno sice teprve 12 exoplanet, ale předností metody je možnost objevovat i exoplanety-nomády, což žádná jiná metoda zatím nedokáže. Zatím se zdá, že nomádů o hmotnostech 3 – 15 Mj je v naší Galaxii přinejmenším dvakrát více než hvězd, jak o tom svědčí dosud vzácné kratičké mikročočkové úkazy, pozorované současně a nezávisle alespoň dvěma různými projekty, obvykle MOA-II a OGLE-III. T. Sumi aj. prohlédli záznamy o 50 milionech hvězd v centrální výduti Galaxie v archivu přehlídek MOA a OGLE za léta 2006-2007 a našli tak celkem 474 mikročoček, z toho 10 případů s trváním kratším než dva dny. Za předpokladu, že Galaxie obsahuje úhrnem na 300 mld. hvězd, tak odtud plyne, že nomádů v uvedeném rozsahu hmotností bude v Galaxii řádově bilion!

2.1.6. Souhrnné studie exoplanet a hnědých trpaslíků

A. Boss se zabýval otázkou, který z dosud uvažovaných dvou scénářů vzniku obřích planet je významnější. Podle domněnky o akreci plynu na kamenné jádro vzniklé koagulací planetesimál mohou vznikat obří planety tím, že kamenná jádra na sebe pak velmi efektivně nabalují zbylý meziplanetární plyn. Naproti tomu je také možné, že obří plynné planety vznikají gravitačními instabilitami rovnou z prachoplynového protoplanetárního disku, tj. gravitačním hroucením. Podle Bosse fungují oba mechanismy, ale v různých vzdálenostech od mateřské hvězdy. Ve vzdálenostech <3 AU od mateřské hvězdy roste zastoupení obřích planet úměrně hmotnosti hvězdy, což svědčí pro scénář akrece na kamenné jádro. Naproti tomu ve vzdálenostech 20 – 120 AU od hvězdy není dost stavebního materiálu pro vznik kamenných jader, takže tam se obří plynné planety s hmotnostmi 1 – 5 Mj tvoří zřejmě díky zmíněným instabilitám. To je určitě případ již zmíněné soustavy čtyř obřích exoplanet u hvězdy HR 8799. Podle modelových simulací pro disky sahající od 20 AU až po 60 AU od hvězdy a obsahující 0,03 – 0,21 M☉ plynu se vinou gravitačních instabilit vytvářejí husté chuchvalce plynu, které se nakonec zkoncentrují na obří planety ve vzdálenost 30 – 70 AU od hvězdy na kruhových až středně protáhlých drahách (e <0,3).

D. Baylis a P. Sackettová zjišťovali, jaká je skutečná četnost horkých jupiterů, tj. obřích plynných exoplanet silně ohřívaných mateřskou hvězdou. Po dobu tří let sledovali zorné pole o ploše 0,66 čtv. stupně s cílem najít tranzity takových exoplanet u trpasličích hvězd hlavní posloupnosti. Tak našli 10 případů s oběžnými periodami v intervalu 1 – 10 d. Odtud vychází, že jen 0,1 % trpaslíků má horké jupitery, což je ještě nižší zastoupení, než jaké vyšlo z podobné statistiky získané metodou radiálních rychlostí. Není však vyloučeno, že oba statistické soubory se ve skutečnosti týkají odlišných hvězdných populací, takže si budeme muset na spolehlivější statistiky ještě nějakou dobou počkat.

Jedním z nejvýznamnějších objevů éry zkoumání exoplanet je nepochybně skutečnost, že od času zformování obřích plynných či ledových exoplanet začínají tato tělesa migrovat ve směru k mateřské hvězdě, ale také ve směru opačném. Ještě před objevem první exoplanety přišli s touto domněnkou P. Goldreich a S. Tremaine v r. 1980 a dále D. Lin a J. Papaloizou v r. 1986. Objevy exoplanet o hmotnosti Jupiteru v těsné blízkosti centrální hvězdy pak změnily domněnky v solidní skutečnost, což se týká i obřích planet Sluneční soustavy od Jupiteru po Neptun. Nyní B. Bromley a S. Kenyon ukázali, že prakticky všechny vznikající planety nutně migrují, protože vznikají v cirkumstelárním prachoplynovém disku kolem mateřské hvězdy koagulací planetesimál a planetárních embryí, takže se zpočátku pohybují v odporujícím prostředí.

Autoři ukázali pomocí simulací, že když zárodky planet dosáhnout hmotností ≈0,1 Mz, začnou být intervaly mezi srážkami zárodků delší než tempo migrace, jež dosahuje hodnot 10-7 – 10-4 AU/r. Obřím planetám tak stačí na průchod napříč protoplanetárním akrečním diskem krátká doba 0,1 – 1 mil. roků, zatímco vzdálenost terestrických planet od hvězdy se mění jen málo, protože je brzdí jen plynná složka akrečního disku, která poměrně záhy vymizí. Další migrační vývoj obřích planet je však důležitý pro zachování či zánik terestrických planet. Migrace totiž vedou dříve či pozdějí k dráhovým rezonancím, na které mohou méně hmotné planety doplatit srážkami, pádem na hvězdu, anebo vymrštěním z planetárního systému. Proto je pro současnou existenci terestrických planet ve Sluneční soustavě klíčovou skutečností, že Saturn díky rezonanci s Jupiterem dokázal změnit směr migrace a doslova odtáhl Jupiter včas od Slunce zpět, takže Jupiter nemohl způsobit více škody; pouze připravil Mars o stavební materiál. Proto má Mars o řád menší hmotnost než Země nebo Venuše.

H. Wilson a B. Militzer se zabývali otázkou, co se děje v jádrech obřích plynných planet při tlacích až 1 – 4 TPa a teplotách 3 – 16 kK, když se vodík stává kovem. Podle současných představ o akreci obřích planet jako je Jupiter začínají totiž tyto planety nabalovat plynný vodík s příměsí hélia na husté kamenné jádro o hmotnosti až 18 Mz (s hlavní složkou MgO) pokryté tlustou vrstvou vodního ledu. Když planeta rychlou akrecí plynu dostatečně ztloustne, mění se stlačený vodík nad ledovou slupkou v kov a autoři pomocí kvantově-mechanických výpočtů ukázali, že vodní led i MgO z kameného jádra se začínají v plášti kovového vodíku rozpouštět. Rozpouštění je tím účinnější, čím větší je hmotnost celé planety. Obří planety si tedy svá jádra doslova rozpustí v kovovém vodíku.

S. Elser aj. spočítali pravděpodobnost, že terestrické exoplanety budou mít poblíž velký satelit o hmotnosti 1/45 – 1/4 hmotnosti vlastní exoplanety. Vyšlo jim, že každá dvanáctá terestrická exoplaneta takový satelit asi má. Jak známo, poměrně hmotný Měsíc u naší Země silně přispívá ke stabilizaci sklonu rotační osy Země vůči ekliptice a tato okolnost se považuje za důležitou podmínku pro rozvoj života na Zemi.

A. Boss se odvážil vykročit na třaskavé pole, jak definovat exoplanetu. Vzpomeňme na r. 2006, kdy se na kongresu Mezinárodní astronomické unie v Praze účastníci vášnivě přeli o definici planety Sluneční soustavy kvůli tomu, že bylo potřeba z definice vyloučit Pluto a dát mu jiný status. Tehdy také dospěli k závěru, že pro definici planet mimo Sluneční soustavy ještě nenazrál čas. Boss tedy navrhuje, aby se za (exo)planetu považovalo každé těleso, které má hmotnost <13 Mj, takže v něm neproběhlo jaderné slučování deutéria v nitru a obíhá kolem hvězdy, nebo jejího pozůstatku. Zatím je definice jakžtakž vyhovující, ale až jednou budou pozorovány tranzity plutin nebo planetek u cizích hvězd, problém s definicí spodní meze pro planety se jako bumerang opět vrátí.

D. Veras aj. zjišťovali, co se stane s exoplanetami, když jejich mateřská hvězda zestárne. Ve všech případech ztrácejí hvězdy ke konci svého života významně hmotu, což mění výrazně parametry planetárních drah. To pak nutně vede především k vymrštění planet rychlostí vyšší než únikovou, takže se z nich stávají galaktičtí nomádi. Pokud planeta zůstane u hvězdy, může se zvětšovat výstřednost její dráhy, anebo naopak se výstředná dráha změní na kruhovou. Při výbuchu supernov II. typu s hmotnostmi 7 – 20 M☉ se rozletí i zbylé stádo planet, takže nomádů musí být v každé galaxii velmi mnoho. Hvězdy s nižšími hmotnostmi přijdou ve fázi asymptotické obří větve o svá Oortova oblaka komet. Pokud jde o velmi hmotné hvězdy >20 M☉, které se nakonec zhroutí rovnou na černé díry, mohou planety na svých drahách přežít, ale může je také odhodit na hyperbolické dráhy závěrečná hvězdná větrná bouře. Je zkrátka zřejmé, že stárnoucí hvězdy silně přispívají k rozmnožení planetárních nomádů v každé galaxii.

D. Abbot a E. Switzer se zabývali možnostmi, že by terestrické planety-nomádi potloukající se osaměle Galaxií jako „stepní vlci“ mohli být vhodnými objekty pro doslova podzemní život. Ukázali, že pokud má stepní vlk hmotnost >3,5 Mz a obsahuje podpovrchový vodní oceán krytý shora izolační kamennou vrstvou tlustší >8 km, pak kapalný oceán díky přísunu tepla z radioaktivních hornin nezmrzne po dobu 1 – 5 mld. let. Jak ukazuje zkušenost s hydrotermálními vyvěry na dnech pozemských oceánů, v jejich okolí se i bez slunečního svitu vytvářely už dávno bohaté kolonie obrovitých červů využívajících k látkové výměně energie horké vody a chemických prvků jako je síra. Autoři dále odhadli, že stepní vlky by šlo opticky odhalit pomocí slunečního záření rozptýleného a odraženého od jejich (ledového) povrchu až do vzdálenosti 1 kAU od Slunce.

Oba autoři však zdaleka nejsou první, kdo se vyhlídkami života na nomádech zabývali. Již. v r. 1958 uveřejnil významný americký astronom H. Shapley úvahu o tom, jaké vlastnosti nomádů by byly příznivé pro život. Podle jeho tehdejšího názoru měli mít takoví nomádi tlustou atmosféru s hmotností alespoň o dva řády vyšší než má atmosféra pozemská. Jejich atmosféra by musela obsahovat zejména methan, ethan a oxid uhličitý. Na jejich povrchu by se pak měl rozkládat oceán vody, amoniaku a ethanu, což poněkud připomíná poměry na Saturnově obří družici Titanu.

2.2. Vznik hvězd a prahvězdy

P. Clark aj ukázali, že prvotní prahvězdy (populace III) vznikaly velmi často rozpadem zárodečných disků na více složek, čili na těsné dvojhvězdy i vícenásobné hvězdné soustavy. Tím se postupně snižuje pravděpodobnost vzniku osamělé hvězdy již v nejstarším pokolení převážně velmi hmotných hvězd. Podle A. Stacyové aj. musely tyto velmi hmotné hvězdy vznikající již v časech kolem 180 mil. let po velkém třesku velmi rychle rotovat; na rovníku rychlostmi řádově tisíce km/s! Tato úděsná rychlost má přirozeně zásadní vliv i na promíchávání látky v jejich nitru, což prakticky znamená, že prvky vzniklé termonukleárními reakcemi v jejich nitru se snadno dostávají i do vnějších vrstev. Naprostá většina těchto monstrózních hvězd žije neobyčejně krátkou dobu a pak vybuchují jako zábleskové zdroje záření gama (GRB), popř. jako hypernovy. Proto tak rychle obohacují interstelární prostor o prvky těžší než vodík a hélium.

Ke shodnému závěru o rychlé rotaci prvotních hvězd dospěli nezávisle také C. Chiappiniová aj., když zkoumali hvězdy ve velmi staré kulové hvězdokupě NGC 6522 a zjistili, že nejstarší hvězdy s hmotnostmi až 125 M☉ a obvodovou rotační rychlostí až 800 km/s mají ve svých spektrech nadbytek stroncia a yttria, což jsou produkty pomalého zachycování neutronů při výbuchu supernov nebo GRB. Autoři spočítali, že tento proces byl u velmi hmotných hvězd populace III o čtyři řády účinnější, než je tomu dnes u hvězd následných dvou populací.

E. Treister aj. se zabývali osudy hvězd populace III, které se naopak zhroutily do černých děr a posléze splynuly v zárodcích galaxií s aktivními jádry (kvasary) na černé veledíry. Podle archivních údajů z rentgenové družice Chandra měly černé veledíry v nejstarších kvasarech časech 640 – 940 mil. let po velkém třesku hmotnosti řádu 1 GM☉. Zářivý výkon materiálu, který na ně v té době padal téměř rychlostí světla, dosahoval v rentgenovém pásmu hodnot >3.1037 W. Pozorování družice Chandra téměř 200 raných galaxií v energetickém pásmu 3,5 – 14 keV však ve skutečnosti odpovídá červeně posunutému lokálnímu rozsahu vyzařovaných energií tvrdých rentgenových fotonů 14 – 56 keV. Je naprosto zřejmé, že tak obrovské zářivé výkony stačily k ukončení kosmologického šerověku díky úplné reionizaci vesmíru, jež proběhla necelou miliardu let po velkém třesku.

J. Bestenlehrer aj. nalezli pomocí spektrografu FLAMES VLT ESO osamělou hvězdu VFTS 682, která se nachází 29 pc od známé kupy obřích hvězd R136 v mlhovině Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu. Když její spektrum ukázalo, že jde o Wolfovu-Rayetovu hvězdu třídy WN5h, podařilo se jim určit její efektivní teplotu 52 K a neuvěřitelně vysokou svítivost 3 ML☉, takže její současná hmotnost musí dosahovat rekordních 150 M☉. Autoři proto soudí, že jde spíše o typ LBV (svítivá modrá proměnné hvězda typu éta Car), který skončí jako dlouhý zábleskový zdroj záření gama (LGR.).

Velkou pozornost však vyvolala i studie E. Caffauové aj., když se ukázalo, že v halu naší Galaxie dosud září hvězdy, které mají zcela zanedbatelné množství prvků, které ve vesmíru vznikají termonukleárními reakcemi v nejstarší populaci hmotných hvězd. Autoři pomocí spektrografů X-Shooter a UVES u teleskopů VLT ESO totiž objevili hvězdu SDSS J1029+1729 (17 mag), která má o pět řádů méně železa než Slunce, dále pak patrně i zcela zanedbatelné množství uhlíku a vůbec žádné lithium! Jde přitom o trpasličí hvězdu s hmotností <0,8 M☉. Téměř nepochybně nejde o ojedinělý případ a tak je astrofyzika postavena před další záhadu, kde se v raném vesmíru vzali trpaslíci téměř výhradně z vodíku a hélia, protože teoretické modely pro hvězdy populace III tomu protiřečí.

První přímý doklad o tom, jak se z hvězdných embryí vytvářejí v současnosti hvězdy, přinesli P. Hartigan aj. na základě čtrnáctiletého sledování dvou Herbigových-Harových objektů 47 a 111 pomocí kamery WFPC2 HST. Oba relativně velmi jasné útvary se vyznačují výskytem plynných výtrysků, jejichž vzhled ve světle čar Hα a [S II] se v uplynulém období zřetelně změnil. Zatímco ve vodíkové čáře se výtrysky zkoncentrovaly do několika úzkých vláken, v zakázané čáře ionizované síry se výtrysky rozšířily a rozpadly na ohraničené chuchvalce. Ve výtryscích jsou patrné i obloukové rázové vlny a jejich osy se během čase mírně „viklají“. Tyto úkazy podporují model, v němž akrece plynu v protostelárním disku na centrálního zárodek hvězdy probíhá v čase zcela nestabilně.

2.3. Osamělé hvězdy

Družice Kepler zasahuje rovněž do výzkumu samotných hvězd, protože fotometrií hvězdných oscilací lze získat potřebné podklady pro asteroseismologii, tedy také pro měření průměrů a hmotností osamělých hvězd. Před vypuštěním družice Kepler byla k dispozici asteroseismologická měření stěží pro tucet hvězd, ale dle W. Chaplina aj. jsou nyní dostupné údaje o hvězdných oscilacích s periodami 1,5 – 20 min pro minimálně 500 hvězd. Zatímco takto získané rozměry hvězd odpovídají astrofyzikálním modelům, jejich hmotnosti jsou v porovnání s modely soustavně nižší. T. Beddingovi aj. se navíc podařilo pomocí měření period oscilací pro 400 červených obrů rozpoznat, o jaký druh termonukleárního hoření v dané hvězdě jde. Pokud se periody oscilací pohybují kolem 50 s, probíhá termonukleární hoření vodíku ve slupce kolem inertního jádra hvězdy. Naproti tomu periody oscilací 100 – 300 s svědčí o hoření hélia v jádře obří hvězdy.

Podobně W. Chaplin aj. zpracovali asteroseismologické měření družice Kepler pro 500 hvězd slunečního typu konaná po dobu 7 měsíců a odtud se jim podařilo určit jejich rozměry i hnmotnosti. Zatímco změřené rozměry dobře odpovídají teoretickým modelům, u hmotností je souhlas horší, za což patrně mohou případy, kdy hvězda slunečního typu není ve skutečnosti osamělá, ale má svého zatím nerozpoznaného průvodce. Asteroseismologie, jak známo, umožňuje, podobně jako seismologie pro Zemi, zkoumat i vnitřní stavbu hvězd jak pro hvězdy hlavní posloupnosti s hmotnostmi <2 M☉, tak pro červené obry.

Y. Tang aj. získali pomocí asteroseismologie parametry velmi staré (9,5 mld. let) hvězdy τ Ceti - první hvězdy zkoumané počátkem 60. let minulého století v projektu OZMA (hledání umělých rádiových signálů u hvězd slunečního typu; proto také novější zkratky zněly nejprve CETI, resp. později SETI a nyní SETL - hledání života). Hvězda má však na rozdíl od Slunce poloměr jen 0,8 R☉; hmotnost 0,8 M☉; svítivost 0,5 L☉ a teplotu 5,3 kK. Také její metalicita (Z = -0,5) je výrazně nižší než sluneční.

M. Bazot aj. využili přesného spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla a inteferometru CHARA se základnou až 330 m na Mt. Wilsonu v Kalifornii k přesnému určení hmotnosti a poloměru hvězdy 18 Sco (V = 5,5 mag) - zatím nejlepšího analogu Slunce. Změřili tak během 12 nocí v červenci 2009 její poloměr 1,01 R☉; hmotnost 1,02 M☉; teplotu 5,8 kK i metalicitu (Z = 0,04) s chybami nanejvýš 3 %. Podobně M. Castro aj. zkoumali 10 analogů Slunce v otevřené hvězdokupě M67 (Cnc) staré (3,9 ±0,7) Gr. Jejich metalicita se téměř neliší od sluneční (Z = 0,01).

X. Che aj. změřili pomocí interferometrů CHARA a MIRC parametry rychle rotujících jasných hvězd β Cas (sp. F2 IV; rotační perioda 22 h) a α Leo (Regulus; sp. B7 V; per. 14 h!). Podobr β Cas s osou rotace skloněnou pod úhlem 20° k zornému paprsku má rovníkový poloměr 3,8 R☉, ale polární jen 3,0 R☉, takže teplota na rovníku dosahuje 6,2 kK, kdežto na pólech 7,2 kK. Svítivost hvězdy činí 22 L☉, hmotnost 1,9 M☉ a její stáří 1,1 mld. let. Regulus má osu rotace téměř kolmou (87°) k zornému paprsku a jeho rovníkový poloměr 4,2 R☉ je o 1 R☉ větší než polární. Podél rovníku má teplotu 11 kK, zatímo na pólech je až o 3 kK teplejší. Hvězda má svítivost 380 L☉, hmotnost 3,5 M☉ a je stará teprve 70 mil. let. Obě hvězdy rotují téměř kritickými rychlostmi 92 %, resp. 96 % (při 100 % by se hvězdy rozpadly odstředivou silou). Autoři zdůrazňují, že právě rychlost rotace hvězdy je třetím důležitým parametrem (po hmotnosti a metalicitě), jenž určuje osudy každé hvězdy. Bohužel zatím chybí možnosti, jak rychlosti rotace masově měřit, protože u osamělých hvězd málokdy známe sklon její rotační osy k zornému paprsku.

Snad nejblíže roztržení je podle A. Müllera aj. hvězda HD 135344B (teplota 7 kK; 1,4 R☉; 1,0 L☉; vzdálenost 140 pc; hmotnost 10 M☉), kterou studovali pomocí spektrografu FEROS u 2,2m teleskopu na La Silla. Z měření během intervalu 151 d totiž vyplynulo, že hvězda má rotační periodu jen 3,9 h, tj. obvodovou rychlost rotace 430 km/s. Jde o tzv. Herbigovu hvězdu, která ještě nedospěla na hlavní posloupnost, protože je stará jen 9 mil. let. Proto je dosud obklopena akrečními disky ve vzdálenostech od 0,08 AU do 200 AU, přičemž mezi nimi zeje široká mezera o šířce až 45 AU. Z vnitřniho disku hvězda stále přibírá akrecí další hmotu a tím se stále zvyšuje rychlost její rotace. Autoři odhadli, že hvězda se odstředivou silou začne rozpadat při obvodové rychlosti asi 480 km/s.

Nový interferometr PIONIER uvedený v r. 2011 do chodu na hoře Paranal umožňuje spřáhnout všechny čtyři 8m teleskopy VLT ESO na základně dlouhé 205 m. J. Le Bouquin aj. využili tohoto přístroje i s pomocnými čtyřmi teleskopy o průměru zrcadel 1,8 m k hledání průvodců u hvězd Regula, τ Ceti a Fomalhauta (α PsA) v minimální úhlové vzdálenosti >0,005′, ale ani v jednom případě žádného průvodce nenašli.

P. Kervella aj. zjistili pomocí aparatury NACO VLT ESO, že známý červený veleobr Betelgeuze (α Ori) o poloměru 4,5 AU je obklopen mlhovinou prachových zrnek s rozměry řádu 10 μm, které silně svítí ve středním infračerveném pásmu spektra. Mlhovina sahá od vnitřního okraje ve vzdálenosti ≈15 AU velmi daleko a obsahuje zejména prvky O, Si a Al. I. Ramírez a C. Allende Prieto odvodili základní parametry nejjasnější hvězdy severní oblohy Arkturu (α Boo; sp. K1 III), tj. teplotu 4,3 kK; poloměr 25 R☉; hmotnost 1,1 M☉, metalicitu (Z = -0,5) a stáří 7 mld. let. To znamená, že Arktur patří do místního tlustého disku naší Galaxie. Popřeli tak tvrzení J. Navarra aj. z r. 2004, že jde o přivandrovalce z jiné galaxie.

2.4. Těsné dvojhvězdy

P. Chadima aj. analyzovali světelnou křivku i optická spektra proslulé dvojhvězdy ε Aur v období let 1994-2010, tedy až do minima jasnosti během posledního zákrytu. Primární složka se projevila spektrem obálky v čáře H-α již 3 roky před prvním kontaktem tranzitu. Hmotnost primární složky sp. třídy F0 Ia činí 36 M☉, zatímco hmotnost sekundáru o teplotě jen 1,3 kK dosahuje stále úctyhodných 24,5 M☉. Obě hvězdy patří opravdu k obřím, neboť poloměr primární složky F dosahuje 190 R☉ a sekundáru plných 2,7 tis. R☉. Složky jsou od sebe vzdáleny 35 AU. Jenže mnohé z těchto hodnot jsou stále velmi nejisté, protože se nedaří zpřesnit vzdálenost dvojhvězdy od nás; soudobé odhady se pohybují v rozmezí 0,36 – 4,17 kpc (!).

Díky novým možnostem optické interferometrie na observatoři ESO na Cerro Paranal se podařilo N. Blindovi aj. podstatně zlepšit naše vědomosti o jasné (5 mag) symbiotické zákrytové dvojhvězdě SS Lep (=17 Lep; vzdálenost 280 pc) pomocí aparatur AMBER a PIONIER systému VLTI, pracujících v infračervených pásmech H a K. Již z dřívější fotometrie a spektroskopie byly sice známy základní parametry soustavy, ale nyní se ukázalo, že všechno je jinak. Z předešlých dat vyplývalo, že jde o dvojhvězdu typu Algol, v níž vinou přenosu hmoty je méně hmotná hvězda pokročilejší ve svém vývoji, než hvězda hmotnější (známý paradox Algola). Horká složka měla být bílým trpaslíkem a její obří průvodce sp. třídy M měl vyplňovat svůj Rocheův lalok.

Přesná interferometrie však ukázala, že červená hvězda M nevyplňuje svůj Rocheův lalok a primární složka není bílý trpaslík, nýbrž teplá hvězda sp. třídy A. Hvězdy kolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 1,3 AU v periodě 260 d. Primární složka sp. třídy A1 V má hmotnost 2,7 M☉; poloměr 18 R☉ a efektivní teplotu 9,0 kK, kdežto sekundární složka sp. třídy M6 III jen 1,3 M☉, ale zato poloměr 67 R☉ a teplotu 3,5 kK. Horká složka soustavy je patrně obklopena akrečním diskem o poloměru 33 R☉, což by mohl rozlišit obří interferometr CHARA na Mt. Wilsonu.

To by byl důkaz, že ačkoliv červený obr nevyplňuje svůj Rocheův lalok, přece jen patrně pomocí intenzívního hvězdného větru předává plyn do akrečního disku kolem primární složky. Autoři se proto domnívají, že primární složka bude postupně získávat další hmotu, což prodlouží oběžnou dobu soustavy až na ≈900 dnů. Hmotnost primáru nakonec vzroste na 3,3 M☉, takže se vydá z hlavní posloupnosti rovněž do větve obrů. Sekundární složka dosáhne mezitím na špičku asymptotické větve obrů, vytvoří patrně kolem sebe nesouměrnou planetární mlhovinu a po dalších 170 tis. letech se změní v bílého trpaslíka. Zdá se, že takový osud potká většinu tzv. symbiotických dvojhvězd a soustava SS Lep je prvním případem, na němž to lze s vysokou pravděpodobností dokázat.

Do výzkumu těsných dvojhvězd razantně zasáhla dnes již proslulá družice/sonda Kepler, jak ukázal I. katalog zákrytových dvojhvězd objevených družicí Kepler, který počátkem r. 2011 publikovali A. Prša aj. Jak známo, Kepler opakovaně sleduje jasnosti téměř 156 tis. hvězd v zorném poli o ploše 105 čtv. stupňů oblohy. Během pouhých 44 dnů družice odhalila téměř 1,9 tis. zákrytových dvojhvězd, což představuje 1,2 % sledovaných hvězd. Takovou výtěžnost neměla dosud žádná přehlídka.

J. Carter aj. zjistili u hvězdy KOI-126 (KOI = Kepler Object of Interest; vzdálenost 1 kpc), že nejde o exoplanetu, ale o tranzity dvojhvězdy se složkami o hmotnostech 0,24 a 0,21 M☉ a poloměrech 0,25 a 0,23 R☉ před primární složkou hierarchické soustavy o hmotnosti 1,3 M☉ a poloměru 2,0 R☉. Těsná dvojhvězda má oběžnou periodu 1,8 d a tato soustava obíhá kolem nejhmotnější hvězdy podivuhodné trojice v koplanárních drahách v periodě 34 d.

P. Mayer aj. využili nových spekter zákrytové dvojhvězdy SZ Cam, pořízených Perkovým 2m v Ondřejově k revizi základních parametrů dvojice hmotných žhavých hvězd sp. tříd O9.5 V a B0.5 V, které kolem sebe obíhají v periodě 2,7 d. Odvodili tak jejich hmotnosti 16,6 a 11,9 M☉ i poloměry 9,4 a 5,4 R☉ . Pro stáří složek však dostali rozdílné hodnoty 5,9 a 9,0 mil. roků, přičemž stáří mateřské hvězdokupy NGC 1502 činí 5,8 mil. roků. Správnost parametrů soustavy totiž nepříznivě ovlivňuje příspěvek třetího tělesa ke světelné křivce, jenž dosahuje 29 %. Přesto však vychází vzdálenost SZ Cam od Slunce (890 pc) v dobré shodě s nezávislým určením vzdálenosti zmíněné hvězdokupy (880 pc).

P. Zasche a M. Wolf pokračovali v hledání zákrytových dvojhvězd s vysokou excentricitou dráhy a výrazným stáčením přímky apsid, protože u takových systémů se nejlépe projevu relativistická složka apsidálního pohybu. Podařilo se jim tak najít hned dvě soustavy s rekordně rychlým apsidálním pohybem: V456 Oph s periodou stáčení 23 roků a V490 Cyg s periodou jen 18,8 let. Soustava V456 Oph navíc vyniká mimořádně krátkou oběžnou dobou 1,02 d. M. Wolf aj. také nalezli opačný případ zákrytové dvojhvězdy CG Aur, která má velmi pomalý apsidální pohyb navzdory krátké periodě dráhy 1,8 d a vysoké excentricitě 0,12. Příčinou této anomálie je zřejmě výskyt třetího tělesa v soustavě, což se projevuje rychlými změnami zmíněné oběžné periody. Autoři však doložili, že třetinu pozorovaného apsidálního pohybu tvoří relativistická složka.

T. Pribulla aj. zkoumali nejjasnější zákrytovou dvojhvězdu δ Vel (2,0 mag), která patří též mezi nejbližší (24 pc). Přesná světelná křivka tak jasné dvojhvězdy se paradoxně získává obtížně, kvůli velké úhlové vzdálenosti srovnávacích hvězd podobné jasnosti, takže vlastně není divu, že tato oddělená zákrytová dvojhvězda s pouze parciálními zákryty byla objevena teprve v r. 2000! Ve skutečnosti jde o hierarchickou trojhvězdu, přičemž zákrytová dvojhvězda (A+B) je rovněž spektroskopickou dvojhvězdou se složkami sp. tříd A a s oběžnou dobou 45 d. Vzdálená třetí složka C o hmotnosti 1,5 M☉ obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodě 142 let. Autoři využili 1,5m reflektoru na Cerro Armazones i 5,5letého archivu širokoúhlé kamery SMEI na družici Coriolis k sestrojení kvalitní světelné křivky a též spektrografu FEROS na ESO La Silla k odvození základních parametrů soustavy, tj. hmotnosti primární (A) a sekundární (B) složky 2,5 a 2,4 M☉; poloměrů 2,8 a 2,4 R☉; efektivních teplot 9,5 a 9,4 kK; svítivostí 56 a 47 L☉ a výstřednosti dráhy 0,29. Odtud vyplývá i stáří celé trojhvězdy 400 mil. let. Kupodivu systém nevykazuje v rámci přesnosti měření žádný apsidální pohyb.

Tutéž trojhvězdu pozorovali A. Mérand aj. pomocí korelátoru AMBER interferometru VLTI ESO, kteří dostali prakticky shodné parametry soustavy, což svědčí o tom, že přesnost jejích parametrů je známa s chybou ±1 %. Rozdíly jsou však v určení zářivých výkonů složek A a B, pro něž obdrželi soustavně vyšší hodnoty 67 a 51 L☉. Autoři totiž ukázali, že obě složky poměrně rychle rotují s rovníkovými rotačními rychlostmi >144 km/s, resp. >150 km/s, takže jsou na svých pólech měřitelně zploštělé a tudíž asi o 500 K teplejší, než kolik dostali pro rovníková pásma obou složek. Pribulla aj. i Mérand aj. rovněž zjistili, že složka C má sp. třídu F7.5 V a obíhá kolem těžiště složek (A+B) po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,5. Obě složky (A+B) se vyznačují poměrně nízkou metalicitou, zhruba poloviční než Slunce.

Hierarchickou trojhvězdou je ovšem také prototyp zákrytových dvojhvězd Algol (β Per), jak potvrdili metodou rádiové interferometrie W. Peterson aj. Využili k tomu globálního interferometru VLBI (10 parabol s průměry 25 m a k tomu obří radioteleskopy GBT a Effelseberg), jímž sledovali trojhvězdu v letech 1995-2008. Těsná dvojhvězda (klasický Algol) na kruhové dráze má oběžnou dobu 2,9 d a úhlovou vzdálenost složek 0,002 3′ (0,06 AU; ≈9 mil. km). Sekundární složka B sp. třídy K1 IV o hmotnosti 0,8 M☉ je rádiově hlučná, zatímco primár A o hmotnosti 3,7 M☉ je tichý. Vnější složka C o hmotnosti 1,5 M☉ obíhá kolem těžiště (A+B) po dráze s výstředností 0,16 v periodě 680 d v úhlové vzdálenosti 0,095′ (2,7 AU). Jistým překvapením je fakt, že složky (A+B) obíhají kolem sebe vůči směru oběhu složky C retrográdně. Celá trojhvězda je od nás vzdálena 29 pc.

Titíž autoři využili v letech 1983-2009 interferometru VLBI také ke sledování další algolidy UX Ari, jež je rovněž hierarchickou trojhvězdou. Těsná dvojhvězda (A+B) obíhá kolem společného těžiště rovněž po kruhové dráze v periodě 6,4 d v úhlové vzdálenosti 0,0017′ (0,085 AU; ≈13 mil.km). Sekundární složka B o hmotnosti 0,95 M☉ má spektrální třídu K1 V, zatímco primár A jen o něco hmotnější (1,1 M☉). Vnější složka C o hmotnosti 0,75 M☉ obíhá kolem společného těžiště (A+B) po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,77 v periodě 111 roků ve střední úhlové vzdálenosti 0,65′ (≈33 AU).

S. Simón-Díaz aj. našli nepřímo třetí složky u složky A těsné dvojhvězdy σ Ori A-B (3 mag; vzdálenost 385 pc). Po dobu 2,5 let pořizovali totiž vysokdispersní spektra spektroskopické dvojhvězdy (Aa+Ab) pomocí ešeletu 2,5m Nordického teleskopu (NOT) na ostrově La Palma a odtud zjistili, že obě složky (Aa+Ab; sp. O9.5 V + B0.5 V;) kolem sebe obíhají v periodě 143,5 d po dráze s velkou výstředností 0,78. Složky Aa + Ab mají po řadě hmotnost 19 a 15 M☉; třetí vzdálená (0,3′, čili ≈100 AU) složka B má pak hmotnost 9 M☉, takže jde o velmi hmotnou hierarchickou trojhvězdu se souhrnnou hmotností >40 M☉. Složka B obíhá kolem těžiště soustavy (Aa+Ab) v periodě 157 let.

Hierarchické trojhvězdy se poslední dobou množí jako housky na krámě, jak o tom svědčí příběh dalšího objevu družice Kepler v podobě soustavy KOI-928 (poloha 1859+4536; 15 mag). J. Steffen aj. totiž využili okolnosti, že světelná křivky páru málo hmotných hvězd, tvořících těsnou zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou periodou 4,99 d a hloubkou primárního minima 0,06 %, vykazuje téměř sinusoidální variace periody s amplitudou 2 h. Poměrně složitá analýza těchto variací přivedla nakonec autory k názoru, že je za ně odpovědná třetí relativně hmotná hvězda o hmotnosti 1,0 M☉, poloměru 0,9 R☉ a efektivní teplotě 5,5 kK, kolem níž zmíněný těsný pár o identických hmotnostech 0,2 M☉ a poloměrech 0,3 R☉ obíhá po dráze s výstředností 0,26 v periodě 116 d. Jde už o čtvrtou hierarchickou trojhvězdu objevenou metodou variací velmi přesných světelných křivek. Předešlé tři případy (Kepler-9 a -11; KOI-126) se sice týkají exoplanet, ale stejně jako nově zkoumaná hierarchická trojhvězda dovolují určit přesně hmotnosti hvězd ve spodní části funkce hmotnosti hvězd, což má přirozeně zásadní význam pro výzkum životního cyklu valné většiny hvězd.

R. Tylenda aj. využili okolnosti, že poloha podivuhodné proměnné hvězdy V1309 Sco spadá do jednoho z hvězdných polí průběžně opakovaně sledovaných v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE od srpna 2001. Díky tomu bylo možné rekonstruovat její světelnou křivku v 1 300 okamžicích po dobu více než 6 let před výbuchem. Jak známo, hvězda se nápadně zjasnila počínaje březnem 2008, kdy byla dokonce klasifikována jako Nova Scorpii 2008 s galaktickými souřadnicemi l = 360°; b = -3°. V maximu dosáhla v pásmu I 6,8 mag. Data z projektu OGLE ukázala, že před výbuchem šlo o kontaktní dvojhvězdu, jež během výbuchu splynula, neboť rozsáhlá plynná obálka kolem primární složky doslova zalila sekundární složku. Celková hmotnost soustavy činila 1,0 – 3 M☉ a poslední oběžná perioda před splynutím dosahovala 1,4 d, takže složky obíhaly po velmi těsné dráze o poloměru jen 5 mil. km. Spektrum ze září 2008 odpovídalo veleobru sp. třídy F, ale rychle přecházelo do sp. třídy K a rané M. V současné době ho lze klasifikovat jako obra pozdní třídy M. Jak autoři uvádějí, tím se podařilo rázem vysvětlit podobné případy z dřívějška, tj. výbuchy proměnných hvězd M31 RV (1988), V4332 Sgr (1994), optické tranzienty 2006 v galaxii M85 a 2008 v galaxii NGC 300 a zejména slavný případ výbuchu proměnné hvězdy V838 Mon (2002), který byl velmi protáhlý a měl i daleko větší amplitudu, protože původní dvojhvězda měla souhrnnou hmotnost 8 M☉. Tak se též ujal nový anglický název pro tyto zřejmě docela časté případy: „mergerburst“, česky přeložitelný jako „fúzní exploze“.

K. Stepien se zabýval podrobným modelováním celého úkazu, který započal celkem nevinně jako oddělená těsná dvojhvězda s počáteční hmotností <2 M☉ a oběžnou periodou <3,1 d. V této nejdelší životní fázi v trvání 2/3 celkové životnosti soustavy ztrácely obě složky hmotu zmagnetizovanými hvězdnými větry. Pak se soustava proměnila v polodotykovou typu Algol, v níž původně primární složka vyplnila svůj Rocheův lalok a předávala tak rychle hmotu složce původně sekundární. Následkem toho i sekundární složka opustí hlavní posloupnost a začne směřovat k větvi obrů, vyplní svůj Rocheův lalok, načež se soustava změní v kontaktní. V této fázi však setrvá jen velmi krátkou dobu, protože plynný obal primární složky přeteče přes svůj Rocheův lalok, zalije dvojhvězdu, což urychlí zkracování oběžné periody a nastoupí zmíněná fúzní exploze. Z autorova modelování vychází původní hmotnost primární složky ≈1,2 M☉ a hmotnost sekundární složky ≈0,7 M☉.

N. Smith a D. Frew kutali v archivech a našli nové a překvapivé údaje o tom, co se skutečně dělo s unikátní proměnnou dvojhvězdou η Car, která patřila po značnou část XIX. stol. k nejjasnějším - avšak silně proměnným - hvězdám jižní oblohy. V největším jasu předčila hvězdu Canopus a téměř soupeřila s jasností Síria, jenž je od Slunce vzdálen jen 2,6 pc, kdežto η Car 2,3 kpc. Na rozdíl od nich však byla nápadně načervenalá. K prvním dvěma předzvěstem „Velké erupce“ došlo v letech 1838 a 1843. Tehdejší oběžná doba obou velmi hmotných složek kolem těžiště soustavy byla o 5 % kratší, než dnešních 5,54 let, protože následnými velkými erupcemi ztratila soustava značnou hmotu. To znamená, že obě zmíněná přibližně stodenní zjasnění se odehrála v době, kdy obě složky procházely periastrem své dráhy. Naproti tomu hlavní zjasnění z prosince 1844 nastalo až 1,5 roku po průchodu periastrem! Velká erupce pak trvala celých 10 let a průchody periastrem na ni neměly žádný vliv. Poslední erupce z r. 1890 v periastru teprve začala a dosáhla maxima až po roce a zůstala na této úrovni celých 10 let, přičemž průchod periastrem v r. 1901 neměl na jasnost soustavy žádný vliv. Jednotlivé epizody zjasnění tedy zřejmě nemají žádnou jednoduchou příčinu související s geometrií oběžných drah obou složek s úhrnnou hmotností kolem 200 M☉.

Nejnověji to potvrdili W. Bednarek a J. Pabich, kteří se věnovali rozboru silného záření gama, které odtud vychází. V pásmu energií fotonů >100 GeV jde proto o velmi proměnný zdroj, což souvisí s proměnným tempem ztráty plynu z obou složek dvojhvězdy. Roční ztráta plynu činí minimálně 2,5.10-4 M☉, ale může chvílemi dosáhnout velikosti téměř až o řád vyšší. Autoři odhadli hmotnost primární složky dvojhvězdy na 120 M☉; její poloměr v rozmezí 40 – 180 R☉; efektivní teplotu 20 kK a svítivost 4,5 ML☉. Hmotný sekundár obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,9) (!) s délkou hlavní poloosy 17 AU. Hvězdný vítr primární složky dosahuje průměrné rychlosti 700 km/s, takže autoři očekávají, že dvojhvězda by měla být i silným zdrojem energetických neutrin. C. Farnier aj. upozornili, že při srážkách hvězdných větrů obou složek dvojhvězdy dochází k urychlování hadronů na vysoké energie řádu GeV, jak zjistila družice Fermi pozorování energetického záření gama, takže soustava fakticky představuje velmi energetický urychlovač.

2.5. Proměnné hvězdy

2.5.1. Novy a kataklyzmické proměnné

A. Shafter aj. zveřejnili statistiku objevů nov v galaxii M31 v Andromedě. Celkem zde astronomové objevili 91 nov, které mají spektrální klasifikaci. Z toho 82 % patří k nejběžnějšímu typu Fe II a 18 % k typu He/N, což dává stejné poměry jako v naší Galaxii. Shoda také platí pro tempo vývoje světelné křivky novy po maximu - čím je nova svítivější, tím vyšší je rychlost vývoje světelné křivky. Novy typu He/N jsou svítivější než novy typu FeII.

J. Casanova aj. ukázali, že při výbuchu klasické novy se do kosmického prostoru dostává plyn o hmotnosti 10-5 – 10-4 M☉, kde kromě vodíku a hélia se vyskytují v nezanedbatelném množství i nuklidy 15N, 17O a 13C, jež tak rozhodující měrou přispívají ke zvýšení metalicity mezihvězdné hmoty v Galaxii. V budoucnosti tak poslouží jako stavební materiál při vzniku nových hvězd. G. Schwarz aj. zjistili, že ideální cestou, jak objevovat novy v naší Galaxii i ve Velkém Magellanově mračnu jsou přehlídky v pásmu superměkkého rentgenového záření, jak prokazuje proslulá družice Swift pomocí svých dalekohledů XRT (pásmo 0,3 – 10 keV) a UVOT (pásmo 170 – 800 nm). Družice totiž objevila již 52 nov právě v tomto oboru elektromagnetického spektra.

J. Osborn aj. pozorovali v pásmu superměkkého rentgenového záření také rekurentní novu RS Oph během jejího výbuchu v únoru r. 2006. (Šlo již o šestý pozorovaný výbuch této novy; předešlé exploze byly pozorovány v rocích 1898, 1933, 1945. 1958, 1967 a 1985.) Krátkovlnné záření v r. 2006 bylo viditelné až do 60 dnů po maximu, tj. po dobu, kdy ve vnější slupce bílého trpaslíka probíhalo a potom doznívalo jaderné hoření. Průměrná energie rentgenových fotonů během té doby stoupala z 65 eV až na 90 eV a celková rentgenová jasnost novy silně kolísala během prvních 26 d po začátku exploze. Hmotnost bílého trpaslíka je zřejmě blízko Chandraskharovy meze, takže je silným kandidátem na výbuch supernovy v astronomicky blízké budoucnosti 100 tis. let.

Podle S. Adamakise aj. proběhl nárůst jasnosti novy o 6 mag během necelých 24 h, zatímco návrat na klidovou hodnotu trvá řadu týdnů. Několik set dnů před vlastním výbuchem se však nova krátce zjasnila, takže není úplně jasné, zda bílí trpaslíci opravdu dlouhodobě „tloustnou“ tím, že se při výbuchu neodhodí celá akreovaná slupka. Jedině v tom případě může totiž trpaslík dospět ke kritické Chandrasekharově mezi a vybuchnout pak jako supernova třídy Ia. T. Nelson aj. sledovali RS Oph v ultrafialovém a rentgenovém oboru 1,5 a 2,0 roků po explozi a odhadli tak horní mez tempa přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy v klidové režimu na 1,2.10-8 M☉/rok. Podle N. Vayteta aj. sledovala výbuch novy také družice Swift dokonce i v oboru tvrdého rentgenového záření, takže teplota plynu během jaderného hoření dosahovala hodnot 10 –100 MK, rychlost rozpínání až 10 tis. km/s a hmotnost vyvrženého materiálu až 5.10-7 M☉. Obě složky dvojhvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,25 roku.

S. Shore aj. se věnovali podivuhodnému výbuchu rekurentní novy V407 Cyg (vzdálenost 280 pc), který začal 10. 3. 2010, kdy se hvězda zjasnila z obvyklých 14 – 16 mag nad 7 mag. Jde totiž o symbiotickou dvojhvězdu, kde průvodcem bílého trpaslíka je červený obr - mirida sp. třídy M7 III s poloměrem 400 R☉, pulsační periodou 745 d a oběžnou dobou obou složek 43 let. Podruhé v historii (poprvé se tak stalo v roce 1936) totiž tamější bílý trpaslík vybuchl jako regulérní nova, i když se výbuch v mnohém podobal světelné křivce rekurentní novy RS Oph. Od té doby jasnost soustavy kolísala mezi 12 a 14 mag. Podle U. Munariho aj. šlo o velmi rychlou novu typu He/N, která vybuchla zcela zalitá hustým větrem obří složky dvojhvězdy, což během půlroku po začátku výbuchu silně zbrzdilo rozpínající se obaly novy z původních 2,8 tis. km/s na pouhých 200 km/s. Do sledování úkazu se postupně zapojila řada optických i rádiových přístrojů severní polokoule včetně ondřejovského Perkova 2m teleskopu. G. Lü aj. odhadují, že četnost vzniku takových výbuchů v Galaxii se pohybuje v rozmezí 0,5 – 5 případů, takže symbiotické novy jsou docela důležitým zdrojem galaktického energetického záření gama s energiemi >100 MeV, protože v plynné obálce symbiotických nov se srážejí protony s energiemi v rozmezí 100 GeV - 1 PeV (!), čímž vznikají neutrální piony, které se dále mění na energetické paprsky gama, jak ostatně v tomto případě objevila družice Fermi.

S. Kafka a R. Williams pořizovali 6,5m Clayovým teleskopem na Las Campanas v Chile ešeletová spektra (pásmo 300 – 800 nm) rekurentní novy U Sco od prvního dne po jejím posledním vzplanutí v r. 2010. Jde o polodotykovou zákrytovou dvojhvězdu s velmi hmotným (>1,2 M☉) bílým trpaslíkem, jenž před počátkem výbuchu nabíral hmotu od svého průvodce tempem 10-7 M☉/r. Takové soustavy neobsahují volný plyn, takže podle vzhledu spektra je patrné, že téměř veškerý přenos hmoty probíhá přes Lagrangeův bod L1. Oběžná doba složek dvojhvězdy kolem společného těžiště činí jen 1,2 d a spektrum průvodce (18 mag) se pohybuje od třídy F8 až po K2. Rekurence má však periodu proměnnou, minimálně necelých 8 let, ale obvykle něco přes 10 roků.

R. Martinová aj. zjišťovali, jak se mění oběžné periody v soustavách rekurentních nov během výbuchu následkem ztráty hmoty rozpínající se obálky bílého trpaslíka. Ztráta kolem 2.10-6 M☉ by totiž měla způsobit prodloužení oběžné doby dvojhvězdy, jenže do hry vstupuje magnetické pole obří sekundární složky, takže alespoň část vyvržené obálky se přizpůsobí oběhu této složky a korotuje s ní. Tím ovšem vyvržený materiál odnese část orbitálního momentu hybnosti a oběžná doba soustavy se může dokonce zkrátit. Díky relativně krátkým intervalům mezi výbuchy rekurentním nov 10 – 80 let je zřejmé, že hmotnost příslušných bílých trpaslíků je jen nepatrně nižší než Chandraskharova mez 1,4 M☉. Pak lze z Keplerova zákona snadno spočítat hmotnosti obřích sekundárních složek, jež jsou docela velké, téměř 1 M☉. Protože magnetické pole obrů bývá poměrně silné (>0,1 T), dochází nakonec ke zkrácení oběžné periody dvojhvězdy po každém výbuchu rekurentní novy.

To lze nejlépe testovat na příkladu již zmíněné rekurentní novy U Sco. Bílý trpaslík má poloměr 0,003 R☉ (2 100 km) a jeho obří průvodce 2,1 R☉ a hmotnost 0,9 M☉. R. Mason však tvrdí, že U Sco nikdy nevybuchne jako supernova třídy Ia, jak se dosud soudí, ale skončí jako neutronová hvězda a rádiový pulsar. Důvodem je okolnost, že bílý trpaslík patří k typu ONeMg, a nikoliv CO, což je nutná podmínka pro potenciální výbuch supernovy Ia. K témuž typu patří také bílý trpaslík v klasické nově V1974 Cyg. V současné době známe v Galaxii ovšem jen 10 rekurentních nov, i když jejich skutečný výskyt je zřejmě mnohem vyšší, ale na druhé straně nižší než zastoupení nov klasických.

V polovině dubna 2011 vybuchla další rekurentní nova T Pyx, která má už za sebou výbuchy v letech 1890, 1902, 1920, 1944 a 1966. V klidu byla 15 mag a do polovin května 2011 se poměrně zvolna stihla zjasnit na 6,6 mag. Její plynná obálka se rozpínala rychlostí 1,8 tis. km/s a ve spektru byly podle S. Shora aj. pozorovatelné čáry H I, N II, Na I, Ca II a Fe II. Z intenzity interstelárních absorpcí vychází její vzdálenost >3,5 kpc. Autoři také odhadli horní mez hmotnosti vyvržené obálky 10-5 M☉. O. Chesnau aj. využili ke sledování T Pyx optických interferometrů VLTI ESO a CHARA na Mt. Wilsonu. Tak se ukázalo, že výbuch se odehrával v podobě bipolárních výtrysků, z nichž jeden vidíme prakticky čelně. Z interferometrických měření také odvodili vzdálenost rekurentní novy 3,5 kpc.

2.5.2. Fyzické proměnné

L. Walkowicz aj. monitorovali světelné křivky 23 tisíc chladných hvězd hlavní posloupnosti včetně 373 eruptivních trpaslíků ve vzdálenosti do 300 pc od Slunce. Zjistili tak, že trpaslíci třídy M vzplanou častěji, než trpaslíci třídy K, ale jejich erupce jsou kratší než erupce tříd K. Ze statistiky též vyplývá, že čím jsou hvězdy starší, tím se četnost prudkých zjasnění i jejich amplituda snižuje. K podobným výsledkům dospěla i řada jiných studií, což má negativní dopad na pravděpodobnost obydlitelnosti exoplanet, jež se případně nacházejí v ekosférách těchto velmi běžných a dlouhožijících hvězd. Na druhé straně je to dobrá zpráva pro pozemšťany, neboť Slunce je trpaslík žlutý a již dosti starý.

T. Kaminski aj. nalezli kompaktní molekulový oblak v blízkosti proměnné hvězdy V838 Mon, která vybuchla počátkem r. 2002 až do maxima svítivosti 1 mil. L☉. Tehdejší spektrum třídy F se během následujících let poklesu jasnosti výrazně změnilo až na M6 I. Hmotnost oblaku odhadli na <150 M☉. Z něho vznikla před 3 – 10 mil. let zmíněná proměnná i další hvězdy v jejím okolí. Podle R. Tylendy aj. byla V838 Mon před svým výbuchem dvojhvězdou s primární složkou hlavní posloupnosti sp. třídy B3 a s průvodcem červeným veleobrem, jenž svým mohutným hvězdným větrem a prachem horkou složku zcela zahalil. Následkem toho do r. 2009 spektrum horké složky vymizelo a zůstalo jen spektrum chladné obří hvězdy.

A. Mayer aj. využili infračerveného Herschelova kosmického teleskopu k prozkoumání vlastností obloukové rázové vlny, kterou vytváří svým rychlým prostorovým pohybem 110 km/s proměnná Mira (omikron) Cet; vzdálenost 92 pc). Teleskop zobrazil oblouky „hlavy“ Miry v pásmech 70 a 160 μm v úhlových vzdálenostech 6 – 85′, tj. v lineární projekci 550 – 8 000 AU od hvězdy, která pulsuje v periodě 331 d s amplitudou 8 mag a patří k asymptotické větvi obrů v diagramu HR. V skutečnosti však jde o dvojhvězdu s oběžnou dobou asi 500 let, jejíž sekundární složka je od Miry úhlově vzdálena 0,6′, tj. lineárně 55 AU. Jde buď o trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti, anebo dokonce o bílého trpaslíka s teplotou >10 kK. Mira ročně ztrácí hmotu tempem 10-7 M☉ a vleče za sebou plynný chvost dlouhý 2°, tj. asi 4 pc (!).

I. Soszynski aj. zpracovali obsáhlý pozorovací materiál o více než 19 tisících dlouhoperiodických proměnných hvězdách v zorném poli o ploše 14 čtv. stupňů v Malém Magellanově mračnu získaný během projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE II a III v letech 1997-2009. V souboru jsou nejpočetněji zastoupeni červení obři (16,8 tis.) a polopravidelné proměnné hvězdy (2,2 tis.). Autoři tak objevili i miridu s nejdelší známou periodou 5,1 roku. Titíž autoři podobně zpracovali také údaje o cefeidách typu II ve výduti naší Galaxie, získané během projektu OGLE III. Našli tak 335 cefeid, z nichž ale 6 patří do sféroidální trpasličí galaxie ve Střelci.

Do hledání proměnných se podle D. Bewsherové aj. okrajově zapojil i pár slunečních družic STEREO A + B, neboť jejich zorným polem prošlo již více než 890 tis. hvězd. Mezi nim tak autoři našli 122 nových zákrytových dvojhvězd do 12 mag. Proslulá americká společnost pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO oznámila, že její členové vykonali úhrnem již 20 milionů odhadů jasností proměnných hvězd, které jsou uloženy v archivu Společnosti a veřejně přístupné. Amatéři věnovali dobrovolně pozorování a zpracování syrových dat asi 1,7 mil. hodin, což by při mzdě 16 dolarů/h představovalo částku 27,5 mil. dolarů.

2.6. Bílí trpaslíci

M. Kilic aj. získali spektrum bílého trpaslíka SDSS J0106-1000 pomocí 6,5m teleskopu MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně v rámci hledání průvodců hvězd s extrémně nízkou hmotností kolem 0,2 M☉. Objevili tak, že tento trpaslík o hmotnosti 0,17 M☉ obíhá vysokou rychlostí 740 km/s kolem neviditelné druhé složky o hmotnosti 0,43 M☉ v extrémně krátké periodě 39 min. To znamená, že obě složky se nacházejí těsně u sebe ve vzájemné vzdálenosti pouhých 220 tis. km! Kolísání jasnosti bílého trpaslíka objevené fotometrem na 2,1 m teleskopu McDonaldovy observatoře v Texasu svědčí o slapové deformaci jeho tvaru, což znamená, že i sekundární složka je (slapově deformovaný) bílý trpaslík. Hvězdy se k sobě blíží po spirále a splynou za 37 mil. let. Budou tak zdrojem postupně sílicích gravitačních vln, které se při ultrapřesné znalosti oběžné doby patrně podaří objevit již příští generaci detektorů gravitačních vln.

Družice Swift pozorovala od 28. března 2011 sérii silných rentgenových vzplanutí v poloze J1644+57. Světelná křivka dosahovala maxima poměrně rychle během 100 s a pak pozvolna doznívala. Záblesky se opakovaly vždy po 13,9 h. J. Krolik aj. proto navrhli velmi přijatelné vysvětlení, že šlo o pohlcování zbytků slapově roztrhaného bílého trpaslíka, který obíhal kolem intermediální černé díry ve zmíněné periodě po velmi protáhlé eliptické dráze, takže akrece zbytků se odehrávala vždy v pericentru jeho dráhy. Černá díra se nalézá 150 pc od centra anonymní galaxie vzdálené od nás 1,0 Gpc. To znamená, že zářivý výkon v maximu záblesku dosahoval fantastické hodnoty 1.1039 W a během necelých 4 měsíců trvání úkazu se vyzářila energie 5.1037 J.

C. Melis aj. zjistili z dat družice GALEX, že objekt J1931+0117 je bílý trpaslík, jehož atmosféra je znečištěna těžkými prvky. V jeho okolí se prostírá prachový disk, otáčející se kolem trpaslíka. V atmosféře pozorovali už dříve čáry O, Ca, Fe, Mg, Si a nyní k tomu přibyly čáry Cr a Mn - dohromady představují více než 4 % hmotnosti příslušné atmosféry. Podle názoru autorů to svědčí o plynulém pohlcování zbytků terestrické miniplanety rozmělněné v disku slapovými silami bílého trpaslíka. Původní hmotnost miniplanety odhadli na 2.1020 kg a tempo akrece prachu na bílého trpaslíka na 4.106 kg/s. Odtud vyplývá životnost disku na 1,3 mil. roků. Podobnou hmotnost i složení má známá planetka Sluneční soustavy (4) Vesta.

A. Skemer a L. Close studovali pomocí 8m teleskopu Gemini-S nejbližšího známého bílého trpaslíka Síria B s cílem najít pomocí pozorování ve středním infračerveném pásmu kolem 10 μm zbytky planetárního disku, jak to bylo v poslední době pozorováno u několika jiných bílých trpaslíků. V tomto případě však žádné známky někdejší existence takového disku nenašli.

R. Ostensen aj. našli pomocí spekter z 4,2m teleskopu WHT nového bílého trpaslíka typu DB v zorném poli družice Kepler. Ukázali tak, že jeho hmotnost 0,6 M☉ a teplota 25 kK ho řadí do pásma nestabilních bílých trpaslíků. Díky přesné fotometrii z družice pak skutečně našli oscilace jasnosti, které tohoto trpaslíka řadí do skupiny oscilujících bílých trpaslíků typu V777 Her. Objev druhého oscilujího trpaslíka, tentokrát pro změnu typu DA, v zorném poli Keplera ohlásili J. Hermes aj. v poloze J1916+3938. Má vysoké tíhové zrychlení na svém povrchu na úrovni 22 mil. GZemě a efektivní teplotu povrchu 11 kK. Nachází se rovněž v pásmu nestability a patří mezi proměnné hvězdy typu ZZ Cet s periodami oscilací v rozmezí 13 – 24 min. Konečně A. Mukadam aj. zjistili, že bílý trpaslík SDSS J0746+4538, u něhož byly v lednu r. 2006 objeveny neradiální pulsace se základními periodami 19,4 – 21,5 min, vybuchl jako trpasličí nova v říjnu téhož roku, kdy se zjasnil o 5 mag. O rok později určila ultrafialová pozorování z HST, že trpaslík má mezi všemi oscilujícími bílými trpaslíky nejvyšší efektivní teplotu 16,5 kK. Tři roky po výbuchu se však oscilace objevily se stejnou periodou jako před výbuchem. To je zřetelný důkaz toho, že zmíněný výbuch nijak neovlivnil vnitřní stavbu bílého trpaslíka.

D. Wassermann aj. studovali ultrafialové a optické spektrum hvězdy KPD 0005+5106, objevené v r. 1985 a klasifikované jako bílý trpaslík. Ultrafialová družice FUSE poskytla v r. 2007 údaje o vysoké efektivní teplotě hvězdy 200 kK, což je dodnes nejvyšší efektivní teplota pro bílého trpaslíka vůbec. Nová spektra pořízená HST a Keckovým 10m teleskopem obsahují čáry vysoce ionizovaných prvků Ne, Ca, Si, S a Fe, což potvrdilo vysokou efektivní teplotu hvězdy i nepatrné zastoupení vodíku v její atmosféře, které činí nanejvýš 3 % sluneční hodnoty. Trpaslík má hmotnost 0,6 M:☉ a tíhové zrychlení na povrchu o 2 řády vyšší než je tíhové zrychlení na Slunci. Není to však pravý bílý trpaslík, protože v jeho nitru dosud probíhá termonukleární reakce přeměny hélia na uhlík, což způsobuje její gigantický zářivý výkon 5 kL☉, takže je dobře pozorovatelný navzdory své vzdálenosti 580 pc. V héliové atmosféře hvězdy nalezli autoři až čtyřnásobný přebytek kovů v porovnání se Sluncem. Proto soudí, že jde o vývojové stádium proměnné hvězdy typu R CrB, která ovšem již opustila asymptotickou větev obrů. Deficit vodíku u těchto hvězd lze nejlépe vysvětlit splynutím dvou bílých trpaslíků typu CO a He. Autoři též ukázali, že zastoupení těžších prvků u tohoto objektu vskutku velmi dobře odpovídá chemickému složení prototypu proměnných hvězd R CrB.

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

3.1. Supernovy

K. Krisciunas aj. uvedli, že supernova 2001ay třídy Ia ve spirální galaxii IC 4423 (vzdálenost 130 Mpc) se stala nejpomaleji slábnoucí supernovou tohoto typu. Náběh světelné křivky k maximu -19,2 absolutní hvězdné velikosti trval 18 d. Plynné slupky exploze se rozpínaly středním tempem 14 tis. km/s a supernova přitom vyplodila velké množství radioaktivního nuklidu 56Ni o hmotnosti 0,6 M☉. V rozpínajících se slupkách se zadržovalo záření gama; proto byl pokles jasnosti supernovy po maximu rekordně pomalý.

T. Yoshida a H. Umeda se věnovali otázce, jakým mechanismem vzplanula extrémně svítivá supernova třídy Ic 2007bi v poloze 1319+0855 v anonymní podprůměrně svítivé trpasličí galaxii vzdálené od nás přibližně 500 Mpc. Při jejím výbuchu se rovněž uvolnilo mimořádně mnoho radioaktivního 56Ni (>6 M☉ !), jenž se s poločasem rozpadu 6 dnů mění na radioaktivní 56Co s poločasem rozpadu 77 dnů. Extrémně vysoký zářivý výkon v maximu měl být důkazem, že předchůdkyní supernovy musela být nadhvězda s hmotností 300 – 500 Mo. Astrofyzikové se proto domnívali, že jsme v tomto případě pozorovali výbuch, založený na materializaci energetických fotonů záření gama na páry pozitron-elektron v nitru nadhvězdy. Masový vznik takových párů silně sníží teplotní tlak v nitru nadhvězdy, jež se rychle zhroutí, což vede k sérii překotných termonukleárních reakcí v nitru nadhvězdy. Následná nestabilita se projeví obřím termonukleárním výbuchem a zničením hvězdy, resp. zhroucením hustého zbytku do černé díry. Autoři však srovnali tento scénář s méně exotickým klasickým hroucením hmotné hvězdy, v níž proběhly termonukleární reakce jen do úrovně vzniku kyslíku a jejíž hmotnost před výbuchem nepřevýšila 40 M☉. Z porovnání teoreticky propočítaných modelů s pozorováním jednoznačně vyšel jako vítěz klasický model kolapsaru, protože vysvětlení úkazu pomocí zmíněné párové nestability bylo ve zjevném rozporu s rozborem vlastností světelné křivky.

V červnu 2009 vzplanula supernova v úhlové vzdálenosti pouhou 1′ od centra kupy galaxií A1689 (z = 0,187; vzdálenost 700 Mpc). R. Amannulah aj. však ukázali pomocí snímků a spekter, pořízených 8m teleskopem VLT ESO, že supernova se nachází v podstatně větší vzdálenosti 3,0 Gpc a její jasnost byla díky efektu gravitační mikročočky zvýšena 4,3krát (o -1,6 mag). Hmotnost kupy galaxií vychází na 100 TM☉. Jde o vůbec nejvzdálenější supernovu zatím zaznamenanou. Kdysi by to znamenalo i nejvzdálenější objekt ve vesmíru, ale dnes se podstatně hlouběji do vesmíru ponoříme pozorováním zárodečných galaxií, kvasarů, kup galaxií a zdrojů GRB.

N. Smith aj. využili archivního snímku HST galaxie UGC 2189A (vzdálenost 50 Mpc), jenž byl pořízen 10 let před výbuchem supernovy 2010ln třídy IIn (listopad 2010). Na tomto snímku je vidět v poloze budoucí supernovy modrý objekt absolutní hvězdné velikosti -12 mag, což je podle názoru autorů důkazem, že hvězda, jež v maximu výbuchu dosáhla absolutní hvězdné velikosti -20 mag (tomu odpovídá hmotnost předchůdce >30 M☉), se skutečně rozpadla. Hvězda tedy nevytvořila černou díru, jak se čekalo. Svědčí to o vývojové souvislosti mezi supernovami IIn se svítivými modrými proměnnými (LBV), jejichž prototypem je již v našem přehledu uváděná dvojhvězda η Carinae.

Koncem května 2011 vybuchla supernova 2011dh ve známé Vírové galaxii M51 (=NGC 5194; CVn; vzdálenost 7,1 Mpc), jež dosáhla 19. června maxima 12 mag. I. Arcavi aj. zjistili, že předchůdkyní supernovy třídy II byla těsná dvojhvězda s kompaktním průvodcem. Jde již o třetí supernovu v této galaxii během posledních 17 let.

Koncem srpna 2011 vybuchla v poloze 1405+5416 supernova 2011fe ve velké vzdálenosti 3,4 kpc od centra galaxie M101 („Větrník“; UMa; vzdálenost 6,4 Mpc). Stalo se tak patrně jen několik hodin před prvním snímkem (17 mag) z Oschinova teleskopu (Schmidtovy komory o průměru 1,2 m na Mt. Palomaru), protože na snímku z předešlé noci týmž přístrojem nebylo vidět nic do 21 mag. Její spektrum ukázalo, že jde o supernovu třídy Ia, takže tak blízkou supernovu tohoto typu astronomové neviděli během předešlých 40 let. Není divu, že se na pozorování tohoto objektu soustředily četné pozemní i kosmické teleskopy. V maximu jasnosti 13. září (22 dnů po výbuchu) dosáhla 10 mag, takže byla viditelná v dobrých triedrech. P. Nugent aj. nedokázali rozřešit otázku, čím byl předchůdce této supernovy, protože v úvahu připadají jak červený obr, tak hvězda hlavní posloupnosti, ale i druhý bílý trpaslík, vesměs předávající hmotu na bílého trpaslíka, jenž právě v srpnu 2011 dosáhl Chandrasekharovy meze. Vzápětí však W. Li aj. prokázali pomocí archivních snímků z SST i pozemních dalekohledů, že předchůdce určitě nebyl červeným obrem ani veleobrem; sekundární složka dvojhvězdy před výbuchem měla hmotnost <3,5 M☉.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

J. Larsson aj. a A. Jerkstrand aj. zveřejnili údaje o sledování pozůstatku po proslulé supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, které získaly rentgenové družice a HST od r. 1994 a později také zobrazovač UVES VLT ESO. Od okamžiku výbuchu po dobu 4 let dominovaly světelné křivce dozvuky prvotní exploze, v prvních 500 dnech též radioaktivní rozpad nuklidu 56Ni o hmotnosti 0,07 M☉ na 56Co. Postupně však nabyl vrchu jako hlavní zdroj klesající jasnosti SNR rozpad radioaktivního nuklidu 44Ti o celkové hmotnosti 0,000 15 M☉ s poločasem rozpadu 63 – 85 let na nuklid 44Ca. Snímky prstenců kolem pozůstatku supernovy jsou vlastně projevem interakce rentgenového záření s plynem v prstencích, které jsou skloněny k zorném paprsku šikmo pod úhlem 45°. Průměr vnějšího prstence dosahuje 0,4 pc a pozůstatky exploze se vzdalují od zdroje výbuchu rychlostí <5 tis. km/s. Hmotnost předchůdce supernov pak vychází na 19 M☉.

M. Lakicevic aj. sdělili, že pomocí aparatur ATCA v Austrálii a APEX v Chile detekovali SNR 1987A také v pásmech 3,2 mm a 0,87 mm s toky 11, resp. 21 mJy v letech 2005, resp. 2007. C. Ng aj. ohlásili první detekci SNR 1987A pomocí rádiové interferometrie VLBI v letech 2007-2008 na frekvencích 1,4 – 1,7 GHz (214 – 176 mm) s úhlovým rozlišením 0,1 – 0,7′. V okolí SNR našli dva kompaktní shluky, ale žádné známky existence pulsaru nebo mlhoviny či větru pulsaru. Podle M. Matsuuraové aj. vyplynulo z pozorování Herschelova kosmického teleskopu na vlnové délce 200 μm, že studený (17 – 23 K) prach vyvržený supernovou 1987A má vysokou úhrnnou svítivost 220 L☉ (!) a tomu odpovídající úhrnnou hmotnost 0,4 – 0,7 M☉, tj. o 4 řády (!) více, než se dosud myslelo. Právě supernovy jsou v galaxiích hlavním zdrojem mezihvězdného prachu s rozměry zrníček od nanometrů po mikrometry a patří prvkům C, Mg, Si a Fe.

M. Tavani aj. využili italské družice AGILE ke sledování vzplanutí Krabí mlhoviny v oboru záření gama (pásmo 0,1 – 10 GeV) během září a října 2010. Tok záření gama stoupnul v té době až na trojnásobek klidové hodnoty a jeho zdroj se nacházel velmi blízko pulsaru B0531+21, jenž je SNR po výbuchu supernovy v r. 1054. Polohu zdroje se totiž podařilo zpřesnit díky souběžnému zvýšení rentgenového (družice Chandra) i optického záření (HST) zdroje. Příčinou zjasnění byly zřejmě rázové vlny a turbulence v mezihvězdném plazmatu v blízkosti SNR.

Podle A. Abda aj. zaznamenala toto zvýšení jasnosti Krabí mlhoviny také aparatura LAT na družici Fermi. Ta dokonce objevila podobné vzplanutí v pásmu extrémně energetického záření gama 100 MeV - 100 GeV již v únoru 2009; první epizoda trvala 16 d. Další zjasnění toku nastalo současně se zmíněným vzplanutím v pásmu gama družice AGILE v září 2010. V. Vittorini aj. uvedli, že vzplanutí probíhalo i v pásmu energií >50 MeV; dosáhlo sice až šestinásobku klidové hodnoty v pásmu LAT, ale trvalo jen 4 dny. Z měření vyplynulo, že zdroj vzplanutí má rozměry menší než 1 miliparsek, a že energetické elektrony tam dosahují neuvěřitelně vysokých energií řádu PeV. Mocné erupce záření gama pozorovala družice Fermi také v polovině dubna 2011; pak však už aktivita zdroje vymizela.

E. Aliu aj. pozorovali Krabí mlhovinu v pásmu nejvyšších energiích záření gama (>100 GeV) pomocí Čerenkovova teleskopu VERITAS (Mt. Hopkins, Arizona). Tak zjistili, že pulsar v mlhovině je zdrojem pulsního záření gama i v tomto pásmu, přičemž zdroj záření se nachází minimálně ve vzdálenosti 10 poloměrů neutronové hvězdy od jejího povrchu. Indukce magnetického pole neutronové hvězdy dosahuje na jejím povrchu hodnoty jen 380 T, takže zatím nemáme dobré vysvětlení, jak tyto extrémně energetické impulsy vznikají. Donedávna se totiž dařilo pulsar zaregistrovat jen na energiích fotonů <25 GeV. M. Bandstra aj. využili k pozorování Krabí mlhoviny zobrazovacího Comptonova teleskopu NCT na stratosférickém balónu, který startoval v květnu 2009 a po dobu 38 h se pohyboval ve výškách 35 – 40 km, aby nakonec bezpečně přistál v Arizoně. Pozoroval přitom po dobu 9 h Krabí mlhovinu v pásmu měkkého a středního záření gama 0,2 – 200 MeV a zaznamenal její záření v celém tomto pásmu na úrovni 4σ nad pozadím. Jde o první identifikovaný zdroj v tomto spektrálním pásmu. Rentgenové a měkké záření gama Krabí mlhoviny kolísá během doby o celá procenta, ale jinak lze vypozorovat, že v pásmu 12 – 500 keV tok záření sekulárně klesá průměrným tempem 7 %/rok.

D. Patnaude aj. ukázali na základě měření družice Chandra v letech 2000 a 2010, že v pásmu energií 4,2 – 6,0 keV klesá rentgenový tok SNR Cas A v průměru o 1,5 – 2 %/rok. Podle P. Shternina aj je to důsledek chladnutí neutronové hvězdy v centru SNR, která je obklopena tenkou atmosférou uhlíku. Z fyzikálního hlediska se neutrony v kompaktní hvězdě vyskytují v tripletech, což jim propůjčuje supratekutost při extrémně vysoké teplotě 800 MK. Zmíněné chladnutí SNR nám tak poskytuje klíčově důležité informace o žhavé supratekutosti neutronové kapaliny.

D. Patnaude aj. prohlédli archivní data o rentgenovém záření pozůstatku po supernově 1979C třídy IIL, která tehdy vybuchla v galaxii M100 (= NGC 4321; vzdálenost 15 Mpc). Rentgenová jasnost SNR zůstala neměnná v letech 1995-2007, z čehož autoři usoudili, že samotná supernova se rychle zhroutila na hvězdnou černou díru s hmotností 5 – 10 M☉ a pozorované rentgenové záření pochází z akrece materiálu z disku kolem černé díry, popřípadě toto zboží dodává těsný průvodce supernovy.

W. Tian a D. Leahy se pokusili najít nějaký molekulový oblak v úhlové blízkosti k SNR Tycho 1572 a v rozsahu vzdáleností 2,5 – 3,0 kpc od nás, ale bezúspěšně. Podobně nulový výsledek obdrželi také při pátrání v rádiovém a rentgenovém pásmu. Všechno nasvědčuje tomu, že okolí tohoto SNR je naprosto pusté. Tím větším překvapením se stalo sdělení V. Acciariho aj. o objevu zdroje energetického (1 TeV) záření gama v poloze SNR Tycho (0025+6410) pomocí aparatury VERITAS na úbočí Mt. Hopkinsu v Arizoně na základě měření v letech 2008-2010. Podobně K. Eriksen aj. získali pomocí družice Chandra důkazy o tamějším urychlování částic kosmického záření na energie řádu 1 PeV.

A. Karlton aj. využili družice Chandra k měření změn rentgenového záření SNR G1.9+0.3 (Sgr; poloha 1749-2710; vzdálenost 8,5 kpc) mezi lety 2007 a 2009. Rentgenová obálka se rozpíná tempem 0,64 %/r a rentgenový tok dosud roste tempem 1,7 %/r. Odtud lze určit horní mez stáří SNR na (156 ± 11) let a z toho vyplývá, že tato nejspíš suverénně nejmladší supernova naší Galaxie musela vybuchnout někdy na přelomu XIX. a XX. stol. Nebyla ovšem tehdy pozorována, protože její světlo neproniklo hustými mračny mezihvězdné látky v centru Galaxie. Její plynné obaly se rozpínají rychlostí 13 tis. km/s , ale rázová vlna se šíří anizotropně ještě vyšší rychlostí až 16 tis.km/s.

R. Owen aj. zkoumali rozsáhlý zdroj IKT 16 v Malém Magellanově mračnu (vzdálenost 60 kpc), jenž se nachází ve vzdálenosti 8 pc od centra galaxie, ale jehož poloměr dosahuje neuvěřitelných 37 pc. Z rentgenového záření odpovídající teplotě zdroje 10 MK (!) odvodili, že jde o pozůstatek po supernově, která vzplanula před bezmála 15 tis. lety přímo v centru galaxie. Uprostřed SNR se zřejmě ukrývá žhavá neutronová hvězda, která při výbuchu získala prostorovou rychlost 500 km/s vůči těžišti, takže se už z centra galaxie vysunula. Celková energie uvolněná výbuchem supernovy dosáhla 1044 J. Autoři též uvedli, že dnes už známe 275 SNR v naší Galaxii a v Malém Magellanově mračnu dalších 23.

3.3. Obecně o supernovách

M. Zingal aj. využili hydrodynamického výpočetního programu MAESTRO k popisu fyzikálních dějů uvnitř hvězdy v posledních několika hodinách před výbuchem supernovy Ia. Ukázali, že konvektivní oblasti ve hvězdě se zachovávají až do okamžiku vypuknutí termonukleárního požáru v nitru hvězdy. Jelikož každá hvězda rotuje, tak i pomalá rotace předchůdce supernovy stačí na to, aby se porušila koherence zmíněných konvektivních oblastí, což se obvykle děje nesouměrně, takže typicky se plamen překotné termonukleární reakce zažehne ve vzdálenosti asi 50 km od centra hvězdy. Jednotlivé plameny horkých skvrn se pak bleskurychle spojí a zdálky pozorujeme gigantický výbuch supernovy Ia.

R. Foley a D. Kasen studovali stále nevyřešenou otázku, zda jsou všechny supernovy třídy Ia opravdu „standardními svíčkami“ a mají tudíž shodný zářivý výkon v maximu, což je pak kvalifikuje jako ideální indikátory kosmologických vzdáleností tam, kde jiné metody pro objekty s podstatně nižším zářivým výkonem (např. cefeidy) nelze použít. Z analýzy 121 vícebarevných světelných křivek a rychlostí rozpínání obálek supernov třídy Ia zjistili, že při rychlostech expanse >12 tis. km/s se to projeví na odchylné jasnosti supernov navzdory témuž zářivému výkonu, a to zmíněné supernovy diskvalifikuje pro roli standardních svíček.

J. Leaman aj. zkoumali zastoupení různých tříd supernov v homogenním vzorku více než 1 tis. supernov, které vzplanuly v téměř 15 tis. blízkých galaxiích mezi léty 1998 a 2008 a byly pozorovány 3m teleskopem Lickovy observatoře v Kalifornii. Světelné křivky pro více než 700 galaxií byly dostatečně kvalitní, takže v tomto souboru byly nejčetnější supernovy třídy II (45 %), dále Ia (38 %) a Ib (16 %). Týž soubor dat následně studovali W. Li aj. Pro 175 supernov se podařilo nezávisle určit vzdálenosti a odtud se ukázalo, že bohužel zářivé výkony zvláště pro třídu Ia závisejí na morfologickém zařazení mateřské galaxie, takže to je další faktor, snižující váhu této třídy supernov jako standardních svíček. Četnost výbuchu supernov pro naši Galaxii vychází na 2,8 supernov za století. Obecně platí že menší galaxie mají na jednotku hmotnosti nebo zářivého výkonu vyšší četnost než velké galaxie. D. Maoz aj. vybrali ze zmíněného souboru 82 supernov třídy Ia a 119 supernov třídy II a odtud zjistili, že spodní mez hmotnosti pro možnost, aby hvězda na sklonku svého vývoje skončila jako supernova, činí 8 M☉. Většina ze zkoumaných supernov vybuchla nejpozději 2,4 mld. let po svém vzniku, ale jistá podskupina tohoto souboru to stihla již za 420 mil. let.

Podle N. Smithe aj. vybuchují mnohé hvězdy jako supernovy jedině v případě, že jsou členem interagující dvojhvězdy. Platí to například pro hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy, z nichž pocházejí supernovy podtřídy Ibc, popř. IIb. Protože podvojnost předchůdců supernov se zjišťuje velmi obtížně, není vliv druhé složky na případný výbuch dostatečně prozkoumán, zejména pokud jde o vzájemnou vzdálenost mezi supernovou a jejím průvodcem, ale také pokud jde o rychlost rotace budoucí supernovy. Zdá se, že neexistuje žádná možnost přímého zhroucení hvězdy na černou díru, aniž by tomu nepředcházel výbuch supernovy. V. Dwarkadas aj. poukázali na jasnou souvislost mezi svítivými modrými proměnnými hvězdami (LBV) a supernovami třídy IIn - jako příklad uvedli supernovu 2005gl.

Báječné možnosti počítačové farmy Zwicky využili E. O'Connor a C. Ott k obsáhlým modelovým výpočtům, co se děje s hmotnými hvězdami na konci jejich termonukleárního vývoje. Zjistili tak, že hvězdy s hmotnostmi 9 – 150 M☉ začnou pomocí vlastní gravitace katastroficky stlačovat elektronově degenerované železné jádro hvězdy na nukleární hustotu 2.1017 kg/m3. Stavová rovnice pro tento materiál ukazuje, že je dále nestlačitelný, takže hroucení skončí, když nestlačitelné jádro hvězdy o typickém poloměru 15 km dosáhne hmotnosti 0,6 M☉. Tato zábrana vyvolá uvnitř hroutící se hvězdy hydrodynamickou rázovou vlnu, která se však cestou ven z hvězdy zastaví po pouhých 200 km. To, že hvězda nakonec přece jen vybuchne, způsobí masivní nárůst počtu neutrin, která jediná jsou schopna odnést v tu chvíli dostatečnou energii, aby hvězda mohla vybuchnout jako (optická) supernova, tj. aby rázová vlna dospěla až k povrchu hvězdy a rozmetala hvězdu s výjimkou jejího nestlačitelného jádra.

V závislosti na hmotnosti hvězdy těsně před katastrofickým zhroucením zůstane po supernově v 85 % případů neutronová hvězda a v 15 % případů pokročí hroucení až na hvězdnou černou díru. Takto vzniklá černá díra má v průměru hmotnost 2,3 Mo a spin 0,6 – 0,9. Pokud jde o zábleskové zdroje záření gama (GRB), pozorujeme ovšem prodlevu mezi příchodem signálu GRB a následným výbuchem supernovy. Dlouhá GRB tak představují jakési signální světlice, ohlašující následné zhroucení hvězdy do hvězdné černé díry. Právě tímto scénářem se zabývali Y. Sekiguchi a M. Shibata, když počítali, jak se chová dostatečně hmotná rotující hvězda v níž skončila termonukleární reakce. Jádro hvězdy se rozštěpí na akreční disk a vlastní černou díru, přičemž morfologie disku závisí na rychlosti rotace jádra hvězdy. Při pomalé rotaci je disk geometricky tenký, ale opticky tlustý, takže v něm vznikají četné rázové vlny. Při středně rychlé rotaci je disk stále tenký, ale kolem něj vznikne tlustý anuloid a při rychlé rotaci vzniká pouze tlustý anuloid.

Podobně D. Kasen aj. spočítali, že nadhvězdy s hmotnostmi 140 – 260 M☉ vybuchují na konci svého termonukleárního vývoje díky párové nestabilitě elektronů a pozitronů (viz odst. 3.1. tohoto přehledu), jež nakonec způsobí explozivní termonukleární zapálení kyslíku, což hvězdy rozbije. Přitom se rozmetá do prostoru rychlostmi 5 – 10 tis. km/s až 40 M☉ radioaktivního nuklidu 56Ni. Takto se uvolní gigantická energie řádu 1046 J v průběhu jediného roku po výbuchu. Maximální zářivý výkon v tomto maximu dosahuje 1039 W - takové supernovy jsou svítivější než celá naše Galaxie! Autoři však v závěru práce pochybují o tom, že některé pozorované supernovy, které by snad mohly zmíněný scénář potvrdit, jsme už pozorovali. Spíše se domnívají, že ve všech případech šlo o exploze hmotných (≈40 M☉) hvězd s překotnou TNR kyslíku.

C. Joggerst a D. Whalen se zabývali otázkou, jak končí vývoj nadhvězd populace III, tj. I. generace hvězd v raném vesmíru, které obsahují pouze dva první prvky Mendělejovy soustavy, tj. vodík a hélium. Aby takové hvězdy vůbec mohly vzniknout, musely mít podstatně vyšší hmotnost (>150 M☉) než hvězdy dalších generací „zašpiněné“ o kovy, které vznikají v nadhvězdách jako následek sérií termonukleárních reakcí v jejich nitru. Autoři odtud spočítali, že závěrečná exploze takových nadhvězd vzniká následkem párové nestability elektronů a pozitronů masově vznikajících při extrémně vysokých teplotách materializací paprsků extrémně energetických fotonů záření gama. Jako příklad takové exploze uvedli v témže odstavci zmíněnou supernovu 2007bi, ale jak patrno z citované práce Yoshidy a Umedy, alternativní vysvětlení, že šlo o výbuch hmotné (<40 M☉) hvězdy další generace, která obsahovala astrofyzikální kovy, je mnohem pravděpodobnější.

Během roku se objevilo několik prací, které upozorňují na to, že některé supernovy nelze zařadit ani do jedné z klasických tříd, tj. I nebo II. Nejpodrobněji se tímto aspektem výzkumu zabývali C. Knigge aj., kteří ukázali že většina neutronových hvězd ve vesmíru vzniká právě výbuchy mateřských supernov. Liší se pouze tím, co tvořilo jádro předchůdce, tj. buď stlačené Fe, anebo prvky O-Ne-Mg. V prvním případě dojde k supernově díky párové nestabilitě, jakmile hmotnost železného jádra překročí Chandraskharovu mez, ale ve druhém případě musí v jádře dojít k zachycení volných elektronů, což podnítí zhroucení jádra hvězdy. Tak také vznikají nejen rádiové, ale i rentgenové pulsary. Rentgenové pulsary mohou vznikat tehdy, když neutronová hvězda má za průvodce hmotnou hvězdu sp. třídy Be s hmotností 8 – 18 M☉, kolem níž neutronová hvězda obíhá v periodě 10 – 1 000 d po velmi výstředné dráze. Proto k přenosu hmoty na neutronovou hvězdy dochází pouze v okolí periastra. Neutronové hvězdy s původní periodou rotace 1 – 1 000 s se pak urychlují dopadem materiálu z akrečního disku. Pokud neutronová hvězda vznikla zachycením elektronů jádry Ne či Mg, nedosáhne hmotnosti poblíž Chandrasekharovy meze, ale nanejvýš 1,3 M☉. Takové neutronové hvězdy mají méně výstředné dráhy, kratší oběžné periody a rychlejší rotaci, protože akrece z disku probíhá po celé dráze.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

G. Pavlov aj. využili rentgenové družice Chandra k podrobnému prozkoumání známého pulsaru B1259-63 (impulsní perioda 0,048 s; stáří 330 tis. let), jenž je členem dvojhvězdy s hvězdou sp. třídy Be (SS 2883). Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 3,4 r po vysoce výstředné dráze (e = 0,85) s délkou velké poloosy 7,2 AU, takže v periastru se výrazně ovlivňují. Autoři proto využili okolnosti, že v polovině května 2008 byl pulsar v apastru, kdy je případná interakce s hvězdou Be nejmenší. Autoři tak našli ve směru na jih až jihozápad od pulsaru poměrně jasný plošný rentgenový zdroj v prostoru, kde se střetává vítr pulsaru s větrem vysoce hmotné hvězdy. Zářivý výkon tohoto zdroje je úctyhodný (1,3.1026 W; tj. asi 1/3 L☉). Vzdálenost soustavy od nás je ovšem velmi nejistá v poměru 3:1, takže pro uvedené hodnoty autoři předpokládali, že činí 3 kpc.

J. Moldón aj. na základě pozorování australské anténní soustavy LBA na vlnové délce 130 mm (2,3 GHz) změřili indukci magnetického pole neutronové hvězdy 30 MT a objevili v době, kdy byla hvězda v apastru, proměnnou rádiovou mlhovinu a lineárním průměru 120 AU, jež zřejmě souvisí s výše zmíněným rentgenovým plošným zdrojem. Složku Be pozorovali I. Negueruela aj., kteří se domnívají, že patří do hvězdné asociace Cen OB1 ve vzdálenosti 2,3 kpc. Vlivem rychlé rotace je zploštělá na pólech, takže její polární poloměr činí jen 8,1 R☉, zatímco rovníkový 9,7 R☉. Proto je na pólu teplejší (34 kK) než na rovníku (27,5 kK). Její zářivý výkon 60 kL☉ odpovídá vysoké hmotnosti 30 M☉.

Výsledky multispektrálního výzkumu tohoto spektakulárního systému pak porovnali S. Kong aj. Ukázali, že rozhodující pro pochopení všech pozorování je interakce mezi srážejícími se hvězdnými větry obou složek a magnetosférou neutronové hvězdy. Z pozorování je zřejmé že v oblasti srážek jsou elektrony urychlovány na relativistické rychlosti, což je vzor chování, který se dobře hodí i pro vysvětlení vlastností dalších obdobných soustav v naší Galaxii. Rozborem multispektrálních pozorování dospěli D. Khangulyan aj. k závěru, že projevy srážky hvězdných větrů bude brzy možné pozorovat pozorovat i v pásmu záření gama.

A. Papitto aj. nalezli v kulové hvězdokupě Terzan 5 binární rentgenový pulsar J1740-2446, který má průvodce s hmotností >0,4 M☉, takže obě tělesa obíhají kolem společného těžiště v periodě 21 h. Impulsní perioda pulsaru 0,09 s se však podle měření z družice RXTE zkracuje relativním tempem řádu 10-12, což je zřejmě způsoben jeho roztáčením následkem akrece plynu z průvodce.

J. Antoniadis aj. zjistili že pulsar J1141-6545 (impulsní perioda 0,39 s) objevený r. 2000 má za průvodce bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 M☉ starého 1,4 Mr. Obě tělesa kolem sebe obíhají v periodě necelých 5 h po dráze s výstředností 0,17. Jde tedy o jednoho z dosud nejstarších funkčních pulsarů vůbec. Vzápětí C. Barsa aj. objevili průvodce pulsaru J1740-3052 (objev r. 2001; impulsní perioda 0,57 s), jenž je však hmotnou hvězdou hlavní posloupnosti o hmotnosti >11 M☉. Pulsar kolem ní obíhá v periodě 231 d po dráze s výstředností 0,6, což je důsledek výbuchu supernovy Ib před 350 tis. lety. Soustava leží v hlavní rovině Galaxie a promítá se do blízkosti jejího centra. Údajně by mohla skončit pohlcením pulsaru (neutronové hvězdy) červeným veleobrem jako objekt, jehož existenci předpověděli K. Thorne a A. Zytkowová již v r. 1977.

Velmi pohnutou historii měl podle P. Freireho aj. binární milisekundový pulsar J1903+0327 (impulsní perioda 2,15 ms; vzdálenost od Slunce 6,4 kpc), který se nachází ve vzdálenosti >3 kpc od centra Galaxie, avšak plných 270 pc od její hlavní roviny. Jeho průvodcem je hvězda slunečního typu o hmotnosti 1,0 M☉, zatímco pulsar má velmi vysokou hmotnost 1,67 M☉. Obě tělesa kolem sebe obíhají v periodě 95 d po dráze s výstředností e = 0,44 a velkou poloosou 32 mil. km. Z měření radioteleskopy v Arecibu a Green Banku vyplývá oběžná rychlost pulsaru 174 km/s a rychlost soustavy vůči centru Galaxie 190 km/s. Z velikosti brzdění impulsní periody pak vyplývá indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 20 kT. Z těchto naměřených údajů vyplynul poměrně složitý vývojový scénář, na jehož počátku byla hierarchická trojhvězda, v níž se nacházela po výbuchu supernovy neutronová hvězda a blízko sekundární složka - hvězda hlavní posloupnosti. Současný průvodce o hmotnosti Slunce byl vzdálenou 3. složkou. Neutronová hvězda vysávala hmotu ze sekundární složky a tím se začala roztáčet na dnešní vysoké otáčky 465 Hz. Sekundární složka byla nakonec buď pohlcena neutronovou hvězdou (scénář černá vdova) anebo se stala obětí dráhového chaosu a vypadla ze soustavy, kde dnes pozorujeme místo ní původně třetí složku.

M. Bailes aj. zkoumali milisekundový pulsar J1719-1438 (Ser; impulsní perioda 5,7 ms; vzdálenost 1,2 kpc) nedávno objevený 64m radioteleskopem v Parkesu v Austrálii. Autoři ukázali, že má průvodce o hmotnosti Jupiteru, jenž kolem neutronové hvězdy obíhá v periodě 2,2 h po přibližně kruhové dráze o poloměru 600 tis. km. Proti Jupiteru má však jen poloviční rozměry, což znamená, že střední hustota tohoto podivuhodného tělesa činí asi 23násobek hustoty vody. Z toho vyplývá, že ve skutečnosti jde o pozůstatek někdejšího bílého trpaslíka, který podle scénáře černých vdov byl postupně vysát neutronovou hvězdou až na přeživší zbytek hustší než platina v pozemských podmínkách. Jelikož šlo nejspíš o bílého trpaslíka typu CO, tak z něj zbylo jen nejhustší krystalické uhlíkové jádro, čili doslova diamantová planeta! Autoři odhadují stáří objektu na 12,5 mld. let a indukce magnetického pole neutronové hvězdy nepřesahuje 20 kT. Podle všeho se soustava původně skládala z kompaktních objektů nízké hmotnosti (LMXB). Objev tak možná vysvětluje i existenci objektů s planetárními hmotnostmi u jiných milisekundových pulsarů.

I. Cognard aj. ohlásili objev dvou binárních milisekundových pulsarů (J2017+0603 s impulsní periodou 2,9 ms a J2302+4442 s 5,2 ms) v katalogu zdrojů záření gama pro družic Fermi. oba jsou členy binárních soustav s oběžnými dobami 2,2, resp. 126 d. Družice Fermi objevila též nejsilnější zdroj záření gama u milisekundového pulsaru J1823-3021A (Sgr; impulsní perioda 5,4 ms; vzdálenost 7,9 kpc) v kulové hvězdokupě NGC 6624 poblíž centra naší Galaxie. Jeho zářivý výkon v oboru záření gama totiž dosahuje rekordní hodnoty 8.1027 W a indukce magnetického pole neutronové hvězdy 100 kT. Podle názoru většiny odborníků je více než pravděpodobné, že řada dosud neidentifikovaných zdrojů v katalogu Fermi jsou rovněž milisekundové pulsary.

A. Pelizzoni aj. objevili pomocí anténní soustavy VLA v Socorru (Nové Mexiko) na frekvenci 4,8 GHz (62 mm) oblouk rádiového záření dlouhý 10′, který obtáčí nejbližší gama a rentgenový pulsar Geminga. Intenzita zdroje 0,4 mJy odpovídá zářivému výkonu 10 EW! Zřejmě jde o výsledek interakce pulsarového větru s mezihvězdným prostředím a pravděpodobně jsou takové jevy běžné, jenže tak slabé, že je vidíme jen u nejbližšího vysoce energetického pulsaru

A. Tiengo aj. proměřovali v optickém i rentgenovém oboru vlastnosti vůbec nejbližšího osamělého pulsaru J2144-3933 (pulsní perioda 8,5 s (!); vzdálenost 170 pc). Měření ze spektrografů VLT ESO a družice Newton poukázala na vysokou teplotu neutronové hvězdy 230 tis K a výskyt horké skvrny na jejím povrchu s průměrem cca 1 km a teplotou 440 tis. K, Na jednom z pólů neutronové hvězdy se zřejmě vyskytuje polární čepička o průměru pouhých 20 m, ale zato velmi vysoké teplotě 1,9 MK. Neutronová hvězda má poloměr 13 km.

R. Manchester a G. Hobbs nalezli rekordní skokové zkrácení periody v historii, a to u pulsaru J1718-3718 s relativně velmi dlouhou impulsní periodou 3,4 s. Došlo k němu někdy mezi říjnem 2007 a lednem 2009; skok měl relativní hodnotu -3,3.10-5. Normálně se perioda pulsaru sekulárně prodlužuje tempem 1,6.10-12. Stáří pulsaru se odhaduje na 34 tis. let a indukce jeho magnetického pole dosahuje vysoké hodnoty 7 GT.

Podle B. Knispela aj. lze při hledání pulsarů v datech radioteleskopu z Areciba dobře využít dobrovolníků v projektech PALFA a Einstein@Home. Do projektů se přihlásilo na 280 tisíc zájemců z celého světa, což představuje ekvivalent superpočítače s výkonem 0,4 Pflops. B. Stappers aj. uvedli, že nový typ detektoru nízkofrekvenčních rádiových vln LOFAR (rozlehlá soustava nepohyblivých všesměrových antén pointovaná na zdroje metodou aperturní syntézy pomocí superpočítače) se ukazuje jako velmi vhodná pro studium pulsarů na nejnižších frekvencích v pásmu 10 – 240 MHz (30 – 1,25 m), tedy právě v těch pásmech, kde jsou pulsary obvykle nejjasnější.

3.5. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

P. Laurent aj. odhalili u rentgenové dvojhvězdy Cyg X-1 (hmotná hvězda 20 M☉ rané spektrální třídy O a černá díra o hmotnosti 10 M☉) pomocí aparatury IBIS na družici ESA INTEGRAL polarizované záření gama v pásmu energií 0,25 – 2 MeV. Polarizace je slabá do 400 keV a její příčinou je Comptonův rozptyl na horkých elektronech, zatímco na vyšších energiích je polarizace velmi silná a pochází z relativistického výtrysku, vyvěrajícího z nejbližšího okolí hvězdné černé díry. Výtrysk byl nejdříve objeven na rádiových vlnách, má zářivý výkon 2 kL☉ a vytváří při styku s interstelárním prostředím zářivou bublinu o průměru 5 pc. Změny vzhledu výtrysku probíhají poměrně rychle, takže je zaznamenávají jak radioteleskopy, tak i Čerenkovovův teleskop MAGIC na ostrově La Palma a družice ASI AGILE. Fakticky jde o blízký mikrokvasar, pomocí něhož lze extrapolovat chování výtrysků v okolí černých veleděr ve velmi vzdálených galaxiích. Navíc se L. Gougovi aj. podařilo určit spin černé díry a >0,95, což je blízké teoretickému maximu a = 1.

Pro zkoumání vlastností této unikátní dvojhvězdy je proto velkým přínosem, když J. Xiang aj. oznámili, že se jim podařilo na základě rozptylu rentgenového záření zdroje na prachovém halu kolem Cyg X-1 změřit vzdálenost zdroje s nebývalou přesností: (1,81 ±0,09) kpc, což mimochodem velmi dobře souhlasí s rádiovou vzdáleností, změřenou souběžně M. Reidem aj. pomocí radiointerferometru VLBA: (1,86 ±0,12) kpc. Do r. 2010 se totiž používala velmi zavádějící hodnota vzdálenosti 3 kpc.

K. Belczynski aj. zkoumali, jak se bude Cyg X-1 vyvíjet v budoucnu. Pro černou díru však uvádějí hmotnost 15 M☉ a pro jasnou hvězdu sp. třídy O jen 19 M☉ (16 R☉) podle nejnovější práce J. Orosze aj. Podle Belczynského aj. bude hvězda O nabírat hmotu z výtrysku a tak relativně záhy vybuchne jako supernova třídy Ib/c. Tím se zhroutí na neutronovou hvězdu a hmotnosti kolem 1,5 M☉, která bude obíhat kolem daleko hmotnější černé díry, pokud dvojhvězda takovou explozi přežije pohromadě. Pravděpodobnost přežití však dosahuje jen 30 %. Pokud by se však obě složky pohromadě udržely, budou tvořit velmi rozlehlý pár, takže během dalších 13 mld. let nesplynou a nebudou tedy vysílat silné gravitační vlny.

Tím bohužel silně klesá naděje na detekci gravitačních vln v těsné dvojhvězdě tvořené párem černá díra - neutronová hvězda. Dostatečně silný signál slévání kompaktní dvojice dospěje k Zemi v nejlepším případě jednou za století! Přesto E. Nakar a T. Piran tvrdí, že by očekávané časté splývání kompaktních složek těsných dvojhvězd v prostoru do vzdálenosti 400 Mpc od nás mohlo být nadějným zdrojem vysokofrekvenčních rádiových vln na frekvencích kolem 1,4 GHz, což by byl i nepřímý důkaz, že se ze zdrojů tohoto typu šíří též gravitační vlny.

S. Guillot aj. zkoumali archivní údaje aparatury ACIS družice Chandra o chování rentgenové dvojhvězdy U24 v kulové hvězdokupě NGC 6397 (Ara; 2,5 kpc). Jde o příklad dvojhvězdy s nízkou hmotností složek (LMXB), která nejeví žádné variace rentgenového toku v pásmu 0,5 – 8,0 keV. Neutronová hvězda má na povrchu teplotu 800 kK a ve svém jádru <98 MK. Při hmotnosti 1,4 M☉ pak vychází její poloměr na (12 ±1) km, což je třetí nejpřesnější hodnota poloměru neutronové hvězdy odvozená přímo z pozorování.

K. Kusmierek aj. určili hmotnost a poloměr neutronové hvězdy v rentgenovém blýskači (burster) 4U 1820-20 pomocí měření rentgenové družice RXTE. (1,3 ±0,6) M☉ a (11 ±3) km. E. Gögüs aj. zjistili, že tento blýskač se chová jako magnetar, tj. rotace neutronové hvězdy se silně brzdí, což odpovídá indukci magnetického pole řádu 100 GT a výbuchy v trvání 0,1 s se po několika sekundách opakují, přičemž přecházejí z tvrdého rentgenového záření do pásma měkkého záření gama. V klidovém stavu vydává neutronová hvězda stálé rentgenové zářeni s výkonem do 1028 W, ale velké záblesky dosahují po dobu stovek sekund výkonů 1037 – 1040 W.

J. Kennea aj. studovali pomocí družice Swift chování kompaktní dvojhvězdy MAXI J1659-152 v pásmu energií 0,5 – 150 keV po dobu 27 dnů od výbuchu 25. září 2010. Dvojhvězda tehdy zvýšila svůj rentgenový tok až na 50 % Kraba. Z periodických variací zesíleného toku se podařilo odvodit periodu kompaktní dvojhvězdy 2,4 h, což je zatím nejkratší doba pro kompaktní dvojhvězdu, v níž černá díra vysává hmotu ze svého degenerovaného průvodce.

3.6. Rentgenová astronomie neutronových hvězd a černých děr

M. Rawlsová aj. dokázali zpřesnit hmotnosti šesti neutronových hvězd, které se vyskytují v těsných zákrytových dvojhvězdách v podobě rentgenových pulsarů. Spodní mez hmotnosti v daném souboru 0,87 M☉ patří neutronové hvězdě v rentgenové dvojhvězdě 4U 1538-52 a horní mez 1,77 M☉ rentgenové dvojhvězdě Vel X-1. Naproti tomu B. Kiziltan aj. určovali hmotnosti neutronových hvězd přesněji pro páry neutronových hvězd, anebo pro kombinace neutronová hvězda - bílý trpaslík. Našli tak hmotnosti v rozmezí 1,18 – 1,97 M☉. Horní mez přísluší neutronové hvězdě v systému PSR J1614-2230 a střední chyba této meze činí jen ±0,04 M☉. Odtud se dá usoudit, že pro neutronové hvězdy neplatí „měkká“ stavová rovnice, která dovoluje nejvyšší hmotnost neutronových hvězd <1,5 M☉. „Tuhá“ stavová rovnice naopak připouští horní mez <3,0 M☉, takže zatím to vypadá na plichtu mezi oběma extrémy.

S. Weissenborn aj. varují, že vysoká hodnota hmotnosti neutronové hvězdy - pulsaru J1614-2230 silně omezuje možné tvary stavové rovnice pro degenerované neutronové a kvarkové hvězdy. Navrhli proto, že by reálné kompaktní hvězdy mohli mít jádro kvarkové a kolem vnější plášť z hadronů, aby se nepřekročila mez 2 M☉, která zatím z pozorování vyplývá. Podle C. Yua aj. nemohou být neutronové hvězdy s vysokou hmotností magnetary s indukcí magnetického pole >1 GT a magnetickou energií <1039 J. Pro magnetary platí měkká horní mez 1,7 M☉, ale spíše tvrdá horní mez 1,4 M☉. W. Farr aj ukázali, že hvězdné černé díry v těsných dvojhvězdách mají vesměs hmotnosti >4,5 M☉, takže se skutečně ani vzdáleně nepřekrývají s hmotnostmi hvězd neutronových.

Nejjednoduššími fyzikálními objekty ve vesmíru jsou skutečně černé díry, jež lze zcela charakterizovat pomocí pouhých dvou parametrů: hmotnosti a spinu a. Jejich vnější hranicí přístupnou ještě pozorování je tzv. obzor událostí. Pokud se nám daří pozorovat pohyby plynu těsně nad hranicí tohoto obzoru pomocí rentgenového záření, dozvíme se o spinu černé díry nejvíce. Ideální jsou rentgenové spektrální čáry železa, kde můžeme pozorovat jejich posuvy, ale také profily. Čím blíže k horizontu čáry pozorujeme, tím více jsou ovlivněny efekty obecné teorie relativity. Nejnižší spin 0,05 byl naměřen pro černou díru v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1. Naproti tomu mikrokvasar GRS 1915+105 má rekordně velký spin 0,98. Černé veledíry v jádrech galaxií mají obvykle dosti vysoké hodnoty spinu v rozmezí 0,60 až 0,98. Hvězdné černé díry mají obecně větší rozptyl spinů než černé veledíry.

Spin totiž vypovídá o tom, kolik energie se dá z černé díry „vytáhnout“ v podobě protilehlých relativistických výtrysků usměrněných podél osy rotace černé díry. Jelikož černá díra relativisticky strhává prostoročas ve svém nejbližším okolí, vzniká zde vnitřní akreční disk, který lze v principu pozorovat. Spin rozhoduje o vzdálenosti mezi vnitřním okrajem akrečního disku a obzorem událostí. Záleží ovšem také na směru rotace akrečního disku. Pokud je prográdní se spinem černé díry, je vnitřní okraj disku blíže obzoru, než když je jeho rotace retrográdní. Pokud černá díra získala převážnou část hmoty akrecí, rotuje velmi rychle (teoretické maximum spinu a = 1 a minimum -1). Pokud však hmotu získala splynutím s jinými černými děrami, rotuje pomaleji. Při srážkách černých děr záleží také na úhlu mezi rotačními osami, pod nímž se srazily. Výsledkem je pak buď vysoký prográdní nebo vysoký retrográdní spin. Příslušné náročné počítačové simulace těchto interakcí i pro černé veledíry, jež pak pomocí výtrysků ovlivňují (dusí) tvorbu hvězd napříč mateřskou galaxií, uveřejnili M. Volonteriová aj.

Novou metodu pro určování spinu navrhla v r. 2011 L. Brennmanová aj. Pokud je akreční disk dostatečně horký, je jeho rentgenový zářivý výkon na teplotě závislý a lze tak poměrně snadno určit poloměr disku a odtud i hodnotu spinu mateřské černé díry. Další pokrok v oboru proto závisí na možnostech měření jednak pomocí už dosluhujících aparatur na družicích Chandra, Newton a Suzaku. Japonci však chtějí vbrzku vypustit novou rentgenovou družicí Astro-H, také ESA má v úmyslu zkonstruovat rentgenovou družici nové generace, ale bohužel NASA v tomto ohledu zaostává.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Zatímco standardní GRB blýskají už bez většího povšimnutí, protože jich zejména díky družici Swift utěšeně přibývá, budí čím dál větší pozornost odborníků vzácné případy, kdy je záblesk GRB doprovázen příchodem ojedinělých fotonů velmi tvrdého záření gama s energiemi řádu GeV. Primát náleží aparatuře EGRET na tehdejší velké družici Compton v únoru 1994. Od GRB 940217 přišlo několik osamělých fotonů s energiemi až 18 GeV plných 90 min po vlastním záblesku GRB. V průběhu let se našlo asi půltucet podobných úkazů s energiemi fotonů >100 MeV (běžné úkazy GRB mívají energie fotonů <1 MeV).

Teprve družice Fermi vypuštěná v r. 2008 začala podle C. Akerlofa aj. zaznamenávat energetické fotony doprovázející ≈19 % GRB družicí pozorovaných. Tyto fotony vznikají zřejmě nějakým nám dosud neznámým mechanismem, který však nemůže být nijak exotický, když jde o tak častý úkaz. S. Cenko aj. našli díky datům z r. 2009 zaznamenaným družicí Fermi dosvity u čtyř GRB, jež vyzářily během vzplanutí izotropní energii řádu 1047 J. Toto číslo není ovšem reálné, protože víme bezpečně, že GRB vydávají energii v protilehlých úzkých výtryscích, takže vyzářené energie bývaji v závislosti na velikosti vrcholového úhlu výtrysku zhruba o dva řády nižší, než kolik by dala izotropie. Jelikož u všech čtyř dosvitů se podařilo určit jejich červené posuvy, jsou známy i vrcholové úhly výtrysků a lze tedy spolehlivě spočítat i příslušné energie. Ve všech případech jsou výrazně vyšší než u běžných GRB a v jednom případě GRB 090926A převyšuje energie vyzářená ve výtrysku o řád teoretickou mez 1044 J. Dělá to dojem, že na tomto rekordu se proto podílí vytažení energie z černé díry pomocí magnetického pole (Blandfordův-Znajekův mechanismus).

J. Racusin aj. usoudili, že nová pozorování dosvitů GRB na základě statistiky z družic Swift a Fermi opravňují k názoru, že kromě klasických dlouhých a krátkých GRB pozorujeme také populaci GRB zářící silně v oboru vysoce energetických paprsků gama. Swift totiž sleduje pomocí kamery XRT rentgenové pásmo 0,3 – 10 keV a pomocí aparatury BAT měkké paprsky gama s energiemi 15 – 150 keV. BAT se naštěstí téměř z poloviny překrývá s pásmem kamery GBM družice Fermi, která sahá funguje až po energii fotonů 30 MeV. Největším přínosem Fermi je však detektor LAT pozorující v pásmu 30 MeV až 100 GeV. Proto právě LAT přispěl nejvíce k objevu vysokoenergetické populace GRB. Nejde totiž o pouhé prodloužení multispektrální základny pro pozorování téhož jevu, ale právě naopak; v této oblasti se zjevně uplatňuje jiný fyzikální mechanismus explozivního jevu už proto, že samotný úkaz zjasnění zde začíná o několik sekund později než v aparatuře GBM. GRB zářící ve vysokoenergetickém pásmu gama mají obecně menší rozptyl zářivých výkonů, než GRB v měkkém pásmu gama, ale autoři varují, že některé rozdíly nemusí být fyzikální, nýbrž instrumentální a je těžké je od sebe oddělit.

D. Gruber aj. popsali průběh mimořádně dlouhého (17 min) GRB 091024 pozorovaného aparaturou GBM družice Fermi v poloze 2237+5653. I když se průběh světelné křivky v oboru gama podobal jiným (mnohem kratším) dlouhým GRB, lišil se tím, že optická světelná křivka kolísala v protifázi ke křivce v pásmu gama. Záření gama dosáhlo postupně tří krátkých maxim oddělených od sebe dlouhými prodlevami téměř bez signálu v trvání 10,5 a 3,3 min. Antikorelace křivek byla projevem zpětné rázové vlny velmi vzácně pozorované i u jiných GRB. První optický vrchol odpovídal prostřednímu maximu v pásmu gama, zatímco druhý se odehrál až 1,1 h od začátku úkazu. Během maxim v pásmu gama dosahoval Lorentzův faktor vysoké hodnoty až 195, takže tam elektrony dosahovaly ultrarelativistických rychlostí.

Přesně na Vánoce 2010 vzplanul další velmi dlouhý GRB 101225A (And; poloha 0001+4436) s trváním >33 min. Interpretace úkazu je však sporná, protože se nepodařilo spolehlivě určit jeho vzdálenost. Podle S. Campany aj. šlo o vzplanutí gama v naší Galaxii ve vzdálenosti 3 kpc od Slunce, kdežto C. Thöneová aj. dávají přednost vzdálenosti 1,6 Gpc! Pokud by platila lokální poloha, šlo by nejspíš o pád komety nebo planetky na neutronovou hvězdu. Pokud by platila kosmologická vzdálenost, šlo by asi o splynutí staré héliové hvězdy, která se rozepnula na červeného obra, který zalil neutronovou hvězdu a ta se po spirále sloučila s obří hvězdou.

Naprosto jedinečný případ GRB zaznamenala však v r. 2011 neúnavná družice Swift, protože registrovala GRB 110318 v poloze 1644+57 (Dra) po dobu celých dvou týdnů (!) v centru anonymní kompaktní galaxie vzdálené od nás 1,2 Gpc (z = 0,35; absolutní hvězdná velikost -18,2 mag). Jak uvedli A. Levan aj., šlo o naprosto exotický jev, protože růst jeho jasnosti v pásmu gama byl tak pomalý, že automatický software ho postřehl až po téměř 17 minutách od začátku úkazu. Souběžně se zdroj zjasňoval také v rentgenovém pásmu sledovaném aparaturou XRT, ale zato aparatura UVOT neviděla vůbec nic. Teprve 13 h po poplachu družice Swift zaznamenal 2,5m teleskop NOT na La Palmě optický protějšek 22,5 mag v pásmu R. Archivní snímky z r. 2010 však tento optický objekt zaznamenaly, tedy více než rok před GRB. Na sledování objektu po vzplanutí se ovšem vrhly všechny velké přístroje na Zemi i v kosmu, zejména obří dalekohledy Keck, GTC, a Gemini-N, rádiové soustavy jako IRAM a VLBA, ale též kosmické teleskopy Herschel, Chandra aj. Během prvních 11 dnů zdroj vyzářil energii 1046 J, tedy 10 % anihilační energie Slunce (!). V maximu svítil jako celá Galaxie se zářivým výkonem 100 GL☉.

J. Bloom aj. přišli jako první s domněnkou, že celý úkaz byl dokladem slapového roztrhání hvězdy v akrečním disku obklopujícím centrální černou veledíru zmíněné galaxie. Hmotnost veledíry odhadli na několik MM☉. Zřejmě jsme měli štěstí, že jeden z výtrysků, který odnášel většinu energie, byl namířen přímo k nám, takže jsem se mu dívali doslova do chřtánu. Pokud je tato interpretace správná, lze očekávat, že během roku by se dalo pozorovat až 10 podobných úkazů. Tak by se snad mohlo dokonce vysvětlit, kde se berou energie kosmických paprsků vzácně dosahující hodnot až ≈100 EeV.

F. Virgili aj. přišli s překvapivým tvrzením, že dosud méně početné krátké GRB s trváním úkazu <2 s vznikají dvojím způsobem. Ten klasický pochází od splynutí dvou kompaktních hvězd (bílí trpaslící, neutronové hvězdy), kdežto ten druhý souvisí se zánikem dostatečně hmotných hvězd, jejichž životnost je ovšem zhruba stejná jako u zmíněného splývání, totiž 2 mld. let. L. Rezzolla aj. simulovali splynutí dvou magnetických neutronových hvězd během posledních kritických 35 milisekund. Ukázali, že turbulentní magnetické pole neutronových hvězd o indukci 100 MT se změní na uspořádané poloidální pole s indukcí 100 GT (!), zatímco samotné hvězdy splynou v rychle rotující černou díru, jež je obklopena anuloidem horkého materiálu v extrémně silném magnetickém poli. Energie uvolněná splynutím je vyzářena v širokých relativistických výtryscích s vrcholovým úhlem 60°. Výsledný krátký GRB vyzáří během jediné sekundy tolik energie jako naše Galaxie za rok!

W. Fong aj. zaznamenali slabý optický dosvit krátkého GRB 100117A, viditelného až o 8 h později jako objekt 25,5 mag. To jim však umožnilo identifikovat mateřskou galaxii, jejíž střed se nachází 470 pc od GRB. Jde o ranou červenou galaxii s červeným posuvem z = 0,915 (vzdálenost 2,4 Gpc) a celkovou hmotností 30 GM☉, v níž probíhá slabá tvorba hvězd tempem <0,1 M☉/r. Předtím se podařilo identifikovat mateřskou galaxii jen u GRB 050724 se z = 0,26 (vzdálenost 940 Mpc).

Až dosud tedy nevíme, jaká je četnost krátkých záblesků pro červené posuvy >1, zatímco dlouhé GRB lze díky jejich vyššímu zářivému výkonu pozorovat i v kosmologických hlubinách vesmíru. Jak uvedli L. Xiao a B. Schaefer, v katalogu GRB družice Swift pokrývajícím období od prosince 2004 do července 2008 se nacházejí údaje o 258 GRB. Pro nejbližší z nich se daří ve všech případech změřit červený posuv, ale výtěžnost se snižuje na polovinu při z ≈ 1 a na 10 % při z = 6.

A. Guelbenzu aj. zkoumali exotický krátký GRB 090426 trvající jen 1,3 s, ale ze zlomu dosvitu v čase 0,4 d po záblesku gama a ze změřeného červeného posuvu z = 2,6 (vzdálenost 3,5 Gpc) usoudili, že v tomto případě nešlo o splynutí dvou kompaktních hvězd, ale o zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru, jež v klidové soustavě spojené s hvězdou proběhlo za pouhých 0,33 s.

R. Filgas aj. popsali neobvyklý GRB 080413B, jenž byl podrobně sledován aparaturou GROND na 2,2m teleskopu MPG/ESO La Silla naráz v sedmi spektrálních filtrech. Ukázalo se, že vzplanutí proběhlo nadvakrát, nejprve v úzkém ultrarelativistickém (Lorentzův faktor >188) výtrysku s vrcholovým úhlem jen 1,7°. Po jeho doznění se vynořil ve stejném směru souosý druhý mírně relativistický (Lorentzův faktor jen 18) výtrysk s vrcholovým úhlem 9°. V každém výtrysku však byla vyzářena zhruba stejná energie 8.1041 J. Optická a infračervená křivka dosvitu byla zřejmě nejvíce ovlivněna právě onou druhou podstatně širší složkou.

Výhodou zmíněné aparatury GROND je možnost určit přibližnou vzdálenost GRB ze souběžného průběhu světelných křivek v sedmi filtrech, jak ukázali T. Krühler aj. na příkladu pěti GRB, pozorovaných mezi srpnem 2008 a květnem 2009. Určili tak u každého GRB jeho fotometrický červený posuv v rozmezí z 1,3 - 4,3 a pak vše porovnali s červenými posuvy spektrálních čar mateřských galaxií všech GRB. Srovnání ukázalo, že přesnost fotometricky určených červených posuvů dosahuje ±7 %.

Zatím rekordní fotometrický červený posuv z = 9,4 (vzdálenost 4,1 Gpc; stáří 530 mil. let po velkém třesku) odvodili A. Cucchiara aj. pro GRB 090429B v poloze 1403+3210. Vzplanutí trvalo 5,5 s a mělo maximum zářivého toku pro energii 49 keV. V daném směru nebyla ani za pomoci HST objevena žádná galaxie jasnější než 28 mag.

4. Mezihvězdná látka

L. Townsleyová aj. shrnuli současné vědomosti o největším a nejhmotnějším komplexu vznikání hvězd v Galaxii, tj. o mlhovině Carina (= NGC 3372; spirální rameno Sgr-Car; vzdálenost 2,3 kpc) v souhvězdí Lodního kýlu, které vyniká tvorbou zejména mimořádně hmotných a tudíž krátkožijících hvězd. Využili k tomu nádherných snímků pořízených zejména HST, ale též obřími pozemními dalekohledy a zejména pak mozaiky 20 polí mlhoviny v rentgenovém pásmu pomocí kamery ACIS družice Chandra, z nichž každé bylo exponováno po dobu 16,7 h. Na snímcích nalezli 14 tis. rentgenových zdrojů, z nichž téměř 10 tis. má své optické a infračervené protějšky. Na ploše 1,4 čtv. stupně oblohy napočítali více než 10 tis. jasných a tedy velmi mladých hvězd ve věku 1 – 6 milionů hvězd. V mlhovině se nachází minimálně 65 mimořádně svítivých žhavých hvězd rané sp. třídy O a nejméně tři Wolfovy-Rayetovy hvězd obřích hmotností v čele s modrou svítivou proměnnou a těsnou dvojhvězdou éta Car.

T. Oberst aj. využili antarktického submilimetrového teleskopu AST/RO a interferometru SPIFI jakož o přehlídky ISO LWS ke studiu mlhoviny Carina v pásmech 63 – 205 μm k porovnání jejího vývojového stádia vůči jiným známým kolébkách hvězd. Ukázali, že vývojově nejbližší je jí mlhovina 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu, kde vzplanula v r. 1987 známá očima pozorovatelná supernova 1987A. Obě tyto mlhoviny pokročily ve svém vývoji dále než např. známá mlhovina M42 v Orionu, protože všechny rodičovské molekuly již byly ionizovány působením žhavých hvězd třídy O a hvězd Wolfových-Rayetových. Jejich ultrafialové záření totiž více než o dva řády převyšuje zářivý výkon žhavých hvězd v Orionu.

Samotná η Car patří mezi nejsvítivější hvězdy, které známe, protože její zářivý výkon činí téměř 5 ML☉. O vskutku převratném významu mlhoviny Carina ostatně svědčí okolnost, že novým pozorováním tohoto komplexu i jejich teoretickému výkladu bylo v r. 2011 věnováno celé číslo prestižního časopisu Astrophysical Journal Supplement. Z těchto časově velmi náročných výzkumů se tak postupně skládá obraz o vývoji obřích molekulových mračen, neboť zde v poměrně malé vzdálenosti od nás sledujeme vývoj hvězd takříkajíc v přímém přenosu.

M. Saul aj. zkoumali nejproslulejší temnou mlhovinu „Uhelný pytel“ v souhvězdí Jižního kříže (souřadnice 1250-62; vzdálenost 180 pc) anténní soustavou ATCA poblíž Narrabri v Austrálii, která pracuje v pásmu milimetrových vln. Měření na frekvenci 115 GHz (2,6 mm) ukázala, že mlhovina obsahuje 7 předhvězdných kondenzačních jader s hmotnostmi 0,4 – 2,4 M☉, která však paradoxně nejsou zatím dostatečně hustá na to, aby se začala spontánně smršťovat vlastní gravitací. Přesto se však při zatím nejvyšším úhlovém rozlišení podařilo autorům prokázat, že v jádrech probíhají dostředivé pohyby, což by za přítomnosti silnějšího magnetické pole dokázalo hroucení vlastní gravitací možná vyvolat. Zatím se však ani touto špičkovou technikou nepodařilo prokázat akreci na jádra v podobě akrečních disků.

Uhelný pytel proměřovali H. Beuther aj. pomocí aparatury APEX v poušti Atacama v Chile. Objevili tak v daném směru pomocí čar molekuly CO v pásmu 210 – 220 GHz (≈1,4 mm) vzdálené rozsáhlé (2,7 – 3,1 kpc) temné mračno o hmotnosti 2,6 kM☉, skládající se z velké řady zhuštěnin o hloubce 73 pc. Předtím zmíněný původní Uhelný pytel tak představuje jakýsi okrajový výběžek obřího komplexu. Tepelné pohyby v Uhelném pytli jsou velmi pomalé, takže nemohou vybudit zvýšenou tvorbu hvězd, protože zde téměř nedochází ani k turbulenci. Ostatně onen nejbližší výběžek dosahuje hmotnosti jen několika málo M☉.

P. Bergman aj. nalezli emise peroxidu vodíku (HOOH) v nejhustší části temných mračen v okolí hvězdy ρ Oph. Využili k tomu mikrovlnného radioteleskopu APEX ve frekvenčních pásmech 219 – 670 GHz (1,4 – 0,45 mm). V hustém oblaku SM1 dosahuje zastoupení HOOH ovšem jen nepatrné hodnoty řádu 10-10 vůči zastoupení molekulárního vodíku při rotační teplotě 22 K.

S. Kwok a Y. Zhang se zabývali stále nevyřešenou záhadou výskytu infračervených emisí v pásmu 3 – 20 μm, jež jsou pozorovány jak v okolí řady hvězd, tak i ve volném interstelárním prostoru, pro něž nemáme žádné laboratorní identifikace, přestože se v mezihvězdném prostoru podařilo již najít na 160 molekul, převážně organických. Autoři si však všimli, že mnohé neidentifikované čáry se podobají spektrálnímu obrazu některých typů meteoritů, takže je pravděpodobné, že meteority obsahují alespoň zčásti také interstelární materiál. V tom případě lze usoudit, že podobně jako v meteoritech se v mezihvězdném prostoru vyskytuje tuhý prach s vysokým zastoupením amorfních organických tuhých látek včetně proslulých polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH).

N. Murray využil údajů o 13 nejsvítivějších obřích molekulových mračnech v naší Galaxii, které při přehlídkách mikrovlnného záření pořídila družice WMAP, k odhadům, s jakou účinností vznikají v mračnech nová pokolení hvězd. Srovnal totiž tyto údaje s klasickými přehlídkami mračen ve viditelném oboru spektra, kde jsou dobře vidět komplexy vzniku hvězd (hvězdné kolébky) a tak poznal, že ze 40 nejzřetelnějších komplexů se plných 32 nachází právě v těch nejsvítivějších partiích v pásmu mikrovln.

Z rozměrů a hmotností mračen se dá spočítat výtěžnost vzniku nových hvězd během intervalu volného pádu materiálu do centra mračna, které se z nějakého důvodu počne smršťovat. Vyšla mu docela nízká a silně kolísající účinnost v rozsahu 0,2 – 20 % hmotnosti mračna, jehož průměrná životnost dosahuje jen 27 milionů let, tj. zhruba trojnásobek zmíněného intervalu volného pádu. Důvodem je okolnost, že během epizody smršťování vznikají hvězdokupy, které svým zářením i gravitací zabrání značné části plynu a prachu původního mračna, aby se rovněž zkoncentroval na hvězdy a tak tento materiál zčásti popadá na již vzniklé hvězdy a zčásti rozplyne. Nejvyšší účinnost vzniku hvězd vykazují přirozeně ta mračna, která se dožívají nejvyššího stáří, čili která jsou nejřidší a nejméně koncentrována.

Prakticky k týmž závěrům dospěli také C. Dobbs aj., kteří si všimli, že obří molekulová mračna mají během klidné fáze svého života zanedbatelnou gravitační vazbu, ale pro své velké rozměry (≈100 pc) a hmotnost (>100 kM☉) se čas od času navzájem srážejí, a to vede ke zvýšení hustoty, která způsobí gravitační hroucení a tím vznik silné gravitační vazby, potřebné k zahájení procesu vzniku hvězd. Autorům tak vyšla účinnost tvorby hvězd v takových komplexech <10 % a relaxační čas (doba volného pádu) milióny let. Během té doby nově vznikající hvězdy začnou svou existenci brzdit vznik dalších hvězd zcela ve shodě s výsledky Murrayových výpočtů.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdné asociace a hvězdokupy

B. McArthurová aj. změřili úspěšně trigonometrickou paralaxu sedmi hvězd v centru otevřené hvězdokupy Hyády pomocí pointeru FGS3 HST. Dostali tak jejich střední vzdálenost 47,5 pc s relativní chybou 0,3 %, což je mimořádně důležité, protože Hyády slouží jako základní příčka v kosmologickém žebříku vzdáleností. Průměrný poloměr celé hvězdokupy je ovšem 16 pc, takže není divu, že vzdálenost z trigonometrie družice HIPPARCOS vychází o něco menší (46,5 pc s chybou 0,6 %).

Prostorovou konfigurací Hyád se velmi podrobně zabývali S. Röser aj., kteří proměřili všechny hvězdy s hmotnostmi >0,25 M☉ do lineární vzdálenosti 30 pc od jádra hvězdokupy. Našli tak celkem 724 soustav, které se pohybují v prostoru týmž směrem a odtud odvodili, že poloměr jádra hvězdokupy je 3,1 pc a do poloměru 4,1 pc se nachází polovina hmotnosti hvězd celé hvězdokupy. Slapový poloměr hvězdokupy činí 9 pc a v něm se nalézá 364 soustav o souhrnné hmotnosti 275 M☉. V rozmezí 9 – 18 pc od centra hvězdokupy je dalších 100 M☉ a na periférii 18 – 30 pc stále ještě 60 M☉, takže celková hmotnost hvězd v Hyádách dosahuje 435 M☉.

A. Geller a R. Mathieu studovali modré loudaly (blue stragglers) v otevřené hvězdokupě NGC 188 (Cep; vzdálenost 1,7 kpc), která dosud drží pohromadě vlastní gravitací, přestože je stará již 7 mld let. Loudalové jsou obecně poměrně hmotné hvězdy, které by se už dávno měly smrštit na bílé trpaslíky. Jelikož tak nečiní a jsou přitom stejně staré jako ostatní hvězdy hlavní posloupnosti v dané hvězdokupě, představují nerozlousknutý oříšek pro hvězdnou astrofyziku. Většinou se se vyskytují v jádrech hvězdokup, takže teoretikové se přiklánějí k názoru, že ve skutečnosti šlo původně o dvě různé hvězdy, které se posléze v hustém jádře hvězdokupy navzájem srazily, takže se tímto způsobem omladily.

Zmínění autoři však zjistili, že nejméně 16 ze zkoumaných 21 loudalů ve zmíněné hvězdokupě jsou těsné dvojhvězdy, jejichž sekundární složky představují bílí trpaslíci s hmotností >0,5 M☉. Z toho plyne, že tyto dvojhvězdy prodělaly výrazný přenos hmoty, protože na to měly spoustu času; původně hmotnější složka se zhroutila na bílého trpaslíka a sekundární složka, jež od něho před zhroucením nabrala hmotu, se tím omladila a přezářila původní primár.

L. Bukowiecki zpracoval statistiku otevřených hvězdokup v naší Galaxii na základě homogenního souboru údajů z infračervené družice WISE. Ze souboru bezmála 850 zaznamenaných hvězdokup vybral více než 750 případů, pro něž šlo odvodit údaje o jejich stáří, zčervenání, úhlovém rozměru a průběhu hustoty ve směru od centra hvězdokupy k její periférii. Naprostá většina pozorovaných hvězdokup se nachází ve vzdálenostech <3 kpc od Slunce a 6 – 12 kpc od centra Galaxie, což jsou zajisté výběrové efekty.

Nejméně otevřených hvězdokup připadá na galaktické délky 140 – 200° (spirální rameno Perseus) a většina se vyskytuje poblíž hlavní roviny Galaxie, od níž jsou vesměs vzdáleny nanejvýš 400 pc. Otevřené hvězdokupy se vyznačují velkými rozdíly ve stáří: 7 milionů až 10 miliard let. Podle očekávání mají mladé hvězdokupy (stáří <500 mil. roků) škálovou výšku (exponenciální pokles četnosti od roviny Galaxie) jen 71 pc, kdežto ty starší 238 pc. Zastoupení starších hvězdokup roste se vzdáleností od centra Galaxie, takže průměrná vzdálenost mladých hvězdokup od centra činí 9 kpc, kdežto u starých 10 kpc.

N. Lützgendorf aj. nalezli kinematický důkaz o výskytu intermediální černé díry o hmotnosti 17 kM☉ v centru kulové hvězdokupy NGC 6388 (Sco; gal. šířka -7°; vzdálenost 11,6 kpc; stáří 11,5 mld. let), která má průměrné spektrum G2, absolutní hvězdnou velikost -9,4 mag a třetinovou metalicitu ve srovnání se Sluncem.

A. Abramowski aj. ohlásili objev vysoce energetického (>440 GeV) plošného zdroje záření gama v kulové hvězdokupě Terzan 5 (poloha 1747-248; vzdálenost 5,9 kpc) pomocí Čerenkovového teleskopu HESS v Namíbii. Také družice Fermi vidí hvězdokupu jako zdroj záření gama v pásmu jednotek GeV. Protože tato družice objevila ve hvězdokupě již 33 milisekundových pulsarů, nabízí se vysvětlení, že HESS pozoruje kolektivní výsledek záření milisekundových pulsarů v této neobvyklé kulové hvězdokupě. Ostatně je otázka, zda lze objekt Terzan 5 vůbec za kulovou hvězdokupu považovat, nebo L. Iriglia aj. zjistili na základě studia chemického zastoupení železa ve spektrech 33 červených obrů, že se v systému vyskytují dvě populace hvězd s odlišným zastoupením železa, kterého je v obou populacích výrazně více než ve Slunci. Žádná jiná kulová hvězdokupa v Galaxii nic takového nezná. Autoři proto soudí, že Terzan 5 představuje ojedinělou komplexní soustavu, v níž se dosud hvězdy teprve tvoří.

5.2. Naše Galaxie

Obří bubliny záření gama v pásmu 1 – 100 GeV objevené družicí Fermi koncem r. 2010 sahají podle dosud zpracovaných výsledků do výšky téměř 10 kpc od hlavní roviny Galaxie, tj. ve směrech k souhvězdí Panny až po souhvězdí Jeřábu. K. Zubovas aj. přišli s domněnkou, že za jejich existenci vděčíme silnému krátkému akrečnímu úkazu na černou veledíru v centru Galaxie, který se odehrál před 6 mil. lety. Podle počítačové simulace na to mohla stačit akrece 2 kM☉ plynu na veledíru. Z dalších 2 kM☉ pak vznikly mladé hvězdy v bezprostředním okolí (<0,5 pc) veledíry, takže účinnost vzniku hvězd zde dosáhla právě 50 %.

Akreci plynu pak doprovázely zpětné rázové vlny, které byly v disku Galaxie zastaveny, ale mimo galaktickou rovinu ve výduti Galaxie interagovaly do velkých vzdáleností s řidším interstelárním prostředím, čímž vznikly pozorované Fermiho bubliny souměrné vůči hlavní rovině Galaxie. Autoři se domnívají, že bubliny obsahují i relativisticky urychlené protony a jádra těžších prvků, čili že jde o zdroj difúzního kosmického záření vysokých (PeV) energií.

K podobnému výsledku dospěli také K. S. Cheng aj., kteří upozornili, že bubliny jsou viditelné i v rentgenovém pásmu spektra, jak ukázala archivní data z družice ROSAT, a dokonce i v pásmu mikrovln v údajích družice WMAP. Podle jejich výpočtů stačí, aby průměrně každých 30 tis. let shltla černá veledíra jednu hmotnou hvězdu. Tím se vyzáří energie 3.1045 J, která ohřívá mezihvězdné plazma na teplotu 100 MK a to vede k ohřevu hala kolem veledíry na teplotu 10 MK, takže vzniká tepelné rentgenové záření.

Periodické dodávky horkého plazmatu pak vyvolávají rázové vlny a urychlují elektrony na energie řádu TeV, což stačí na vznik rádiového záření synchrotronovým mechanismem a dále na vznik záření gama inverzním Comptonovým jevem pomocí rozptylu elektronů na fotonech reliktního záření. Střední energie fotonů ve Fermiho bublinách tak dosahuje 50 GeV a jejich střední únikovou dobu z bublin odhadli na 15 mil. let.

O. Titov aj využili radiointerferometrie na dlouhé základně (VLBI) k soustavnému měření přesných poloh 555 bodových extragalaktických rádiových zdrojů opakovaně pozorovaných během let 1990-2010. Objevili tak sekulární dipolární aberační posuv jejich poloh vyvolaný oběhem barycentra Sluneční soustavy kolem centra (těžiště) Galaxie o velikosti 6,4 obloukových mikrovteřin (!) ročně. Osa vektoru příslušného dipólu by měla směřovat do centra Galaxie, tj. do polohy α = 17 h 44 min; δ = - 29°. Autoři naměřili α = 17 h 32 min; δ = -20°. Objev má závažný význam pro základní referenční systém astronomických souřadnic, ověřování efektů obecné teorie relativity i měření absolutních vlastních pohybů objektů v Galaxii. Další zpřesnění směru vektoru aberačního dipólu lze očekávat od družice Gaia, což by ve svém důsledku zlepšilo přesnost parametrů referenční kosmologické inerciální vztažné soustavy.

N. Kaib aj. ukázali pomocí numerických simulací, že radiální vzdálenost Slunce od centra Galaxie se výrazně měnila. Slunce patrně vzniklo ve vzdálenosti 5 – 6 kpc od těžiště Mléčné dráhy a postupně migrovalo do dnešní vzdálenosti 8 kpc. Autoři zjistili, že Oortův oblak na tuto migraci výrazně reagoval vinou slapového působení centra Galaxie (to bylo původně až čtyřikrát větší než nyní) a dále během těsných přiblížení Slunce k cizím hvězdám.

Tím se měnila i vzdálenost vnitřního okraje Oortova oblaku od Slunce, což dokládá podivná dráha transneptunského tělesa (90377) Sedna, objeveného v r. 2003. Jeho neobvyklé dráhové parametry (a = 519 AU; e = 0,85; q = 76 AU; Q = 937 AU; i = 12°; oběžná doba ≈11,4 tis. let) lze totiž vysvětlit právě proměnnou vzdáleností vnitřního okraje Oortova oblaku od Slunce. Kombinace původně silnějších galaktických slapů a sluneční migrace, jež zvyšuje četnost blízkých setkání s cizími hvězdami, vedla pak k tomu, že ve vnější části Oortova oblaku (vzdálenost od Slunce >20 tis. AU) se nachází velmi málo kometárních jader, takže tím vznikají problémy s vysvětlením, odkud vlastně přilétají panenské dlouhoperiodické komety Sluneční soustavy.

M. Fuji a S. Portegies Zwart odvodili z počítačových simulací gravitačních interakcí mezi hvězdami a dvojhvězdami v centrálních oblastech otevřených hvězdokup, že tyto silné interakce nakonec způsobí, že asi 20 % hmotných hvězd sp. tříd O a B se pohybuje vůči centru Galaxie vysokými rychlostmi blízkými rychlosti únikové. Paradoxně se velmi hmotné hvězdy rodí většinou jen ve hvězdokupách, jejichž celková hmotnost nedosahuje 10 kM☉.

5.3. Jádro Galaxie

F. Vincent aj. přinesli pozorovací důkazy o existenci horké skvrny, jež obíhá na poslední (nejbližší) stabilní dráze kolem černé veledíry (Sgr A*) v centru naší Galaxie. Měli totiž možnost jako jedni z prvních využít nového interferometru GRAVITY na základně dlouhé přes 140 m komplexu 4 teleskopů VLT ESO na hoře Paranal. Interferometr pracoval ve vlnovém rozsahu 1,9 – 2,5 μm s rozlišením 0,004′. Pozorování dává dobrou vyhlídku na podrobnější sledování dějů, jež probíhají těsně nad obzorem černé veledíry.

R. Crocker aj. poukázali na vysokou četnost výbuchů supernov v jádře Galaxie, tj. řádově v intervalech kolem 1 tis. roků. To musí mít za následek trvalý mohutný příliv nízkoenergetického (TeV) kosmického a netepelného rádiového záření i silný galaktický vítr ovlivňovaný indukcí magnetického pole až 40 nT. Kosmické záření pak ohřívá obří molekulová mračna; urychlené elektrony jsou pozorovány izotropně až do vzdálenosti 150 pc od jádra Galaxie, kdežto urychlené protony až do 10 kpc od centra, jak zjistila družce WMAP. Pozorování jádra Galaxie v dosud málo prozkoumaném pásmu mikrovln může tedy přinést v dohledné době (po dokončení obří aparatury ALMA) mimořádně závažné výsledky.

N. Matsunaga aj. hledali v letech 2001-2008 v blízkém infračerveném pásmu ve vzdálenostech do 40 pc kolem jádra Galaxie cefeidy. Nebylo to nijak snadné, protože za celou tu dobu objevili pouze tři cefeidy vesměs s periodami světelných křivek kolem 20 d. To odpovídá jejich stáří přibližně 25 mil. roků, kdy zřejmě tempo vzniku nových hvězd v centrální oblasti Galaxie výrazně vzrostlo proti předešlé epoše 30 – 70 mil. let před současností. Zmíněné cefeidy mají vesměs galaktickou šířku -0,05° a nacházejí se ve vzdálenosti 7,9 kpc od Slunce. Naproti tomu z proměřování přibližně Keplerových drah hvězd S vychází vzdálenost černé veledíry v těžišti Galaxie na (8,3 ±0,3) kpc. Oblast centrální výduti sahá až do vzdálenosti 20 pc od jádra a obsahuje velké množství hvězd rozdílných stáří, od několika milionů let až těsně nad 1 mld. roků.

5.4. Místní soustava galaxií

A, Bonanos aj. zjišťovali parametry zákrytové dvojhvězdy LMC-SC1-105 ve hvězdné asociaci LH 81 ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Jde o oddělenou soustavu s velmi hmotnými složkami (31 + 13 M☉; poloměry 15 + 12 R☉; efektivní teploty 35 + 32 kK) spektrálních tříd O, které kolem sebe obíhají v periodě 4,25 d. Odtud se podařilo určit vzdálenost dvojhvězdy od nás (50,6 ±1,6) kpc. Dosud nejlepší střední vzdálenost VMM máme z pozorování HST. (50,1 ±2,4) kpc. V blízké budoucnosti lze očekávat, že se zdaří i pozorování dalších zákrytových dvojhvězd v této galaxii, což povede ke zvýšení přesnosti v určení vzdálenosti VMM a zejména i jeho struktury ve směru zorného paprsku, takže budeme znát i radiální „tloušťku“ VMM.

J. Darling aj. objevili pomocí 100m radioteleskopu GBT (Green Bank, Západní Virginie) prvním pět vodních maserů v molekulových mračnech spirální galaxie M31 v Andromedě identifikovaných ve středním infračerveném pásmu 24 μm. To dává naději, že soustavnými měřeními posuvů spektrálních čar v rádiovém pásmu se zdaří určit jak prostorovou rychlost pohybu mračen, tak i jejich vzdálenost od nás, čímž dostaneme spolehlivé údaje o vzdálenosti i trojrozměrné struktuře galaxie M31.

A. Shafter aj. objevili v letech 2006-2007 pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) celkem 10 nov v galaxii M31. Jde o první infračervenou přehlídku této soustavy, jíž lze považovat za dvojníka naší Galaxie. Jelikož M31 pozorujeme „zvnějšku“, můžeme tak lépe než v naší Galaxii objevovat novy a zjišťovat tak četnost jejich výskytu. Infračervené přehlídky mohou navíc lépe než vizuální odhalovat novy v oblastech zastíněných chladným plynem a prachem. Spoluautorem této práce je i český astronom K. Hornoch, který má bohaté zkušenosti s hledáním nov v cizích galaxiích.

T. Lauerovi aj. se podařilo pomocí citlivé kamery ACS HST (úhlové rozlišení 0,03′; tj. lineárně 0,1 pc!) fialovém a modrém filtru pozorovat v okolí černé veledíry v centru galaxie M31 hvězdokupu mladých modrých hvězd, jež obíhají kolem centrální veledíry o hmotnosti 100 MM☉, podobně jako modré hvězdy S kolem veledíry v naší Galaxii. Jde dokonce o podvojnou hvězdokupu s hvězdami starými nanejvýš 200 mil. let.

A. Riess aj. se věnovali pozorování světelných křivek 68 klasických cefeid (rozsah period 10 – 78 d) v M31, vybraných z přehlídky pořízené již dříve teleskopem CFHT na Mauna Kea. Získali totiž pozorovací čas na nejcitlivější kameře WFC3 HST a proměřovali světelné křivky v blízkých infračervených pásmech, kde mají pozorovaná data daleko nejmenší rozptyl (±0,12 mag). To jim umožnilo zpřesnit vzdálenost galaxie v Andromedě na hodnotu (752 ±27) kpc, jež dobře souhlasí se vzdáleností určovanou pomocí zákrytových dvojhvězd.

Výzkum galaxie M31 se v posledních letech patnácti letech výrazně prohloubil, což nepřímo dává nahlédnout také do vývojové kuchyně naší Mléčné dráhy. V galaxii M31 tak astronomové prozkoumali jak její plochý hvězdný disk, tak i vnější okolí do větších vzdáleností od centra než kdykoliv dříve, jakož i galaktické halo. Galaxie obsahuje desítky hvězdných proudů, jež nasvědčují výraznému kanibalismu trpasličích galaxií grandiózní hvězdnou soustavou M31. Skrytá látka v galaxii představuje minimálně 80 % její úhrnné hmotnosti. V jižním halu rozpoznali postupně R. Ibata aj. a M. Fardal aj. velký hvězdný proud směřující do centra galaxie a další štěpící se hvězdný proud, jenž je pozůstatkem satelitní trpasličí galaxie, jež se k centru M31 přiblížila již před 700 mil. lety. Úhrnná hmotnost velkého jižního proudu se odhaduje na 3 GM☉.

A. McConnachie aj. ukázali, že původní satelitní galaxie se v některých hvězdných proudech už dočista rozpustily. Přitažlivost M31 je tak mocná, že dokonce vysává pomocí zmíněných hvězdných proudů i >200 kpc vzdálenou galaxii M33 (Tri). Halo galaxie sahá podle P. Guhathakurta aj. pětkrát dál od centra, než se dosud myslelo a obsahuje podobně jako halo naší Galaxie velmi staré hvězdy z epochy vzniku obou obřích soustav před 13 mld. let. Autoři též uvedli, že vývoj M31 probíhal mnohem dramatičtěji než vývoj naší Galaxie.

T. Davidge a T. Puzia využili kamery MegaCam u 3,6m teleskopu CFHT k podrobnému snímkování galaxie M33 (Tri; typ Sc; vzdálenost 835 kpc) na ploše 4,5 čtv. stupňů s cílem zjistit, jakým tempem vznikaly hvězdy v disku galaxie v posledních 250 mil.let. Měření ukázala, že uvnitř plochého disku do vzdálenosti 8 kpc se tempo tvorby hvězd v uvedeném časovém intervalu neměnilo, ale vně tohoto poloměru klesalo. Nejvíce mladých hvězd se vyskytuje v prstenci o poloměru onoho rozhraní. Autoři z toho usoudili, že za pokles tempa tvorby hvězd za hranicí 8 kpc jsou odpovědné slapy od obří galaxie M31 (And), avšak centrální oblasti M33 nebyly v posledních 500 mil. let slapovými interakcemi s galaxií M31 vůbec dotčeny.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

I. Steer uveřejnil historickou studii o tom, jak probíhal výzkum galaxií od chvíle, kdy H. Leavittová objevila v letech 1908-1912 v Magellanových mračnech cefeidy a odtud odvodila vztah mezi periodou světelných křivek cefeid a jejich zářivým výkonem. V r. 1911 si F. Very uvědomil na základě pozorování nov v bílých mlhovinách, že tyto mlhoviny představují samostatné hvězdné ostrovy rovnocenné naší Mléčné dráze. E. Hertzsprung a H. Russell v r. 1913 úspěšně kalibrovali nulový bod vztahu Leavittové (perioda - zářivý výkon) studiem cefeid v naší Galaxii a mohli tak sestrojit slavný diagram HR.

O zpřesnění vzdáleností spirálních mlhovin se pak v r. 1917 zasloužil H. Curtis. V r. 1920 se podařilo odhadnout vzdálenost spirální mlhoviny M31 v Andromedě na 0,7 Mpc (dnešní hodnota se příliš neliší: 0,77 Mpc). Pro Velké Magellanovo mračno dostal v r. 1922 H. Shapley pomocí pozorování kulových hvězdokup v naší Galaxii vzdálenost 35 kpc (současná hodnota však činí 50 kpc). V r. 1924 kalibroval K. Lundmark vzdálenosti 44 spirálních mlhovin a přitom si všiml jako první, že vzdálenější vykazují vyšší červený posuv v integrálním hvězdném světle. a z toho usoudil, že se vesmír rozpíná.

Všichni přitom využívali údajů o červených posuvech ve spektrech spirálních mlhovin, které trpělivě získával ve Flagstaffu ředitel Lowellovy observatoře V. Slipher. Ten již od r. 1903 využíval tamějšího 0,6m refraktoru k pořizování spekter planet. Každé spektrum představovalo expoziční časy 14 – 21 h (!). Pak se mu podařilo zvýšit výkon spektrografu 200krát (!) a v září 1912 pořídil první spektrum spirální mlhoviny M31 během 7h expozice. Zjistil z modrého posuvu spektrálních čar, že se tato mlhovina k nám přibližuje rychlostí 300 km/s. Pustil se pak do získávání spekter dalších „bílých“ mlhovin a v r. 1914 jich měl už 25. Jen ve 4 případech našel přibližování mlhovin k nám; v ostatních vesměs vzdalování. Netušil však, že mlhoviny obsahují hvězdy; spíše soudil, že jde o speciální nový typ kosmických objektů.

Právě na základě Slipherových spektrálních měření si E. Hubble uvědomil, že je potřebí nějakým způsobem změřit vzdálenosti mlhovin od nás a to se mu postupně zdařilo díky 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu, objevu cefeid v mlhovinách a kalibraci vztahu Leavittové. V r. 1926 měl E. Hubble pro 48 mlhovin již 97 různých měření vzdáleností. Vztah mezi vzdáleností galaxií a jejich rychlostí vzdalování však jako první uveřejnil v r. 1927 G. Lemaitre francouzsky v belgickém časopise na základě Slipherových a Hubbleových pozorování, které ve své studii citoval. Teprve v r. 1929 dospěl k témuž vztahu nezávisle E. Hubble, takže název Hubbleův vztah pro rozpínání vesmíru není historicky správný také proto, že Hubble ve své práci neuvedl, že naměřené červené posuvy převzal z prací Sliphera. Hubble navíc nikdy neuvěřil, že jde o skutečné rozpínání vesmíru; snažil se vztah vysvětlit zcela nefyzikálně pomocí údajného „stárnutí světla“ během dlouhého putování vesmírem...

Tak jako astrofyzikové už delší dobu celkem dosti úspěšně pátrají po hvězdě, která se svými fyzikálními parametry co nejvíce blíže Slunci (je slunečním analogem), hledá se v lokálním vesmíru galaxie co nejvíce podobná naší Galaxii. V současné době je takovým galaktickým analogem spirální galaxie NGC 6744 snímkovaná ve čtyřech barevných filtrech v r. 2011 2,2m teleskopem MPI na La Silla. Vidíme ji téměř čelně v souhvězdí Páva jako objekt ve vzdálenosti 9,5 Mpc. Má ovšem průměr asi 60 kpc, tedy téměř dvakrát větší než naše hvězdná soustava a je také velmi svítivá - kolem 60 GM☉ v porovnání s 23 GM☉ pro naši Galaxii.

K. Hada aj. využili rádiové interferometrie VLBA na základně dlouhé od Panenských ostrovů po Havaj k podrobnému proměření morfologie známého výtrysku z centra galaxie M87 v Panně. Dosáhli přitom úhlového rozlišení 0,1 obloukové milivteřiny (≈1,8 kAU), o dva řády lepšího, než kolik opticky dociluje HST. Zjistili, že jádro výtrysku se v rádiovém pásmu 43 GHz nachází ve vzdálenosti ≈20 Schwarzschildových poloměrů od černé veledíry v centru galaxie. Odtamutud výtrysk vyvěrá v radiálním směru jako vějíř, ale postupně se změní na váleček, který zůstává úzký až do vzdálenosti 100 tis. Schw. poloměrů (1 Rs ≈ 130 AU ≈ 20 mld. km) díky silnému šroubovicovému magnetickému poli. To je zatím nejlepší rozlišení v okolí černé veledíry dosažené. Výsledek měření poukazuje na poměrně nízkou schopnost veledíry pohlcovat materiál, který na ni dopadá. Velký zlomek dopadajícího materiálu zůstane rozházen v okolí černé veledíry a nakonec je vtažen do zmíněného výtrysku ovládaného magnetickým polem.

K. Gebhardt aj. určovali pomocí spektrometru NIFS a adaptivní optiky 8,1m teleskopu Gemini-N rychlost oběhu hvězd v úhlové vzdálenosti do 2′ (lineární rozteč do 170 pc) od centrální černé veledíry v jádře galaxie M87 (=NGC 4486; Vir; vzdálenost 17,9 Mpc). V úhlové vzdálenosti 0,2′ (lineární 17 pc) od veledíry stoupla oběžná rychlost na 480 km/s. Odtud jim pak vyšla hmotnost centrální černé díry na 6,6 GM☉, čemuž odpovídá poloměr horizontu událostí 132 AU, zhruba čtyřnásobek vzdálenosti Neptunu od Slunce.

Podobně J. Murphy aj. proměřovali rozložení zářící i skryté látky v téže galaxii pomocí prototypu spektrografu VIRUS u 2,7m Smithova teleskopu McDonaldovy observatoře v Texasu. Z kinematiky hvězd do úhlové vzdálenosti 238′ (20 kpc) a kinematiky kulových hvězdokup do 540′ (47 kpc) od centra M87 tak odvodili i rozložení skryté látky v závislosti na lineární vzdálenosti od centra galaxie. Do vzdálenosti 100′ (8,7 kpc) od centra se nachází 17 % skryté látky; do 200′ (17,3 kpc) 49 % a do 47 kpc již 85 % skryté látky, jež tak vytváří rozměrné halo kolem centra galaxie, jejíž černá veledíra má podle těchto měření hmotnost 6,4 GM☉. Celková hmotnost zářící i skryté látky obří galaxie činí 5,7 TM☉. Ve škálovém poloměru skryté látky (36 kpc) dosahuje kruhová oběžná rychlost hvězd hodnoty 800 km/s. Jde tedy nepochybně o největší a nejhmotnější galaxii v naší nadkupě galaxií, v níž naše Místní soustava leží prakticky na její periférii.

Podle S. Birda aj., kteří sledovali vnitřní halo galaxie M87 pomocí kamery ACS HST, lze tam pozorovat červené obry s absolutní hvězdnou velikostí jasnější než -2 mag ve spektrálních pásmech V a I. Odtud se pak podařilo odvodit modul vzdálenosti galaxie 31,12 mag, což odpovídá vzdálenosti 16,7 Mpc. Protože obě předešlé zmíněné práce počítají se vzdáleností o 7 % vyšší, znamená to, že pokud tato nižší vzdálenost je správná, bude třeba v nich odvozené hodnoty snížit lineárně o 7 % a pro kvadratické závislosti o 15 %., což ale stále poukazuje na výjimečné postavení galaxie M87 v místním vesmíru.

Neméně výjimečnou galaxií v místním vesmíru je však dle S. Davise aj. také spirální galaxie ESO 243-49 (poloha 0107-4650; z = 0,022; vzdálenost 95 Mpc), v níž se nalézá patrně vůbec nejsvítivější zdroj tvrdého rentgenového záření v místním vesmíru HLX-1 o bolometrickém zářivém výkonu >1035 W. Pravděpodobně se jedná o intermediální černou díru o hmotnosti 3 – 100 kM☉. J. Lasota aj. objevili, že rentgenová jasnost zdroje výrazně kolísá na časové stupnici stovek dnů. Podobně B. Binder aj. využili družice Chandra k určení zářivého výkonu osamělé čočkové galaxie NGC 404 (And; vzdálenost 3,1 Mpc) v měkkém rentgenovém spektru o teplotě 6,7 MK. Jelikož tento výkon řádu 1030 W je více než o řád nižší než Eddingtonova svítivost, usoudili, že v jádře galaxie se nachází intermediální černé díra o hmotnosti 30 – 300 kM☉.

N. McConnell aj. ohlásili objev dvou extrémně hmotných černých veleděr v jádrech eliptických galaxií NGC 4889 (kupa galaxií Com = A 1656, vzdálenost 103 Mpc) a NGC 3842 (kupa galaxií A 1367; vzdálenost 98 Mpc). Jejich hmotnosti určili z rozložení rychlosti hvězd v centrálních částech obou galaxií pomocí teleskopů HST, Gemini-N a Keck. Veledíra v galaxii NGC 4889 kupy Com má minimální hmotnost 10 GM☉, zatímco v NGC 3842 9,7 GM☉.

C. Müller aj. pozorovali rádiogalaxii Cen A (vzdálenost 3,8 Mpc) pomocí interkontinentální interferometrie VLBI na frekvencích 8,4 GHz (36 mm) a 22,3 GHz (13 mm). Docílili tak úhlového rozlišení lepšího než 0,5 obl. milivteřiny, což odpovídá lineárnímu rozlišení 2,7 kAU. Tak lze zkoumat podrobnosti ve struktuře výtrysku z okolí černé veledíry a určovat zdroje záření s energiemi až řádu TeV. Podle V. Beckmanna aj. má výtrysk teplotu >2 MK. A. Gnerucci aj. určili pomocí infračervené kamery a spektrometru ISSAC VLT ESO hmotnost černé veledíry v této galaxii: 96 MM☉.

C. Fabbiano aj. nalezli v jádře galaxie NGC 3393 (Hya; vzdálenost 50 Mpc) pár černých veleděr ve vzájemné vzdálenosti jen 150 pc. Jejich hmotnosti se blíží 1 MM☉ a rentgenový zářivý výkon dosahuje 1035 W. Protože takových párů veleděr se vzájemnými vzdálenostmi 2 – 90 kpc je už více, znamená to, že v astronomicky dohledné budoucnosti mnohé z nich splynou. Splývání je zřejmě poměrně častý jev, jímž se splývající galaxie změní na eliptické, v nichž tvorba nových pokolení hvězd ustane.

J. Guedes aj. počítali, co se stane, když pár černých veleděr splývá v galaxii bohaté na interstelární plyn. Jelikož jejich náraz bude téměř vždy asymetrický vůči těžišti galaxie, vznikne tím gravitační impuls, který odsune splynuvší veledíry z těžiště splývajících galaxií počáteční rychlostí až 1 200 km/s. Brzdění v plynu však nedovolí takto vzniklé veledíře dostat se od těžiště soustavy dále než na vzdálenost 1 kpc, takže prakticky nikdy nedosáhne únikové rychlosti z dané galaxie. Během splynutí dochází k silnému vyzařování gravitačních vln s nízkou frekvencí řádu mHz. Autoři uvedli, že v současnosti známe již na 30 případů galaxií s duálními černým veleděrami, jež jsou od nás vzdáleny 1,2 – 2,1 Gpc.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Na výzkumu galaxií v hlubokém vesmíru se v současné době podílejí docela významně četní dobrovolníci díky projektu, který započal rozmluvou K. Schawinského s C. Lintottem v jedné britské hospodě v r. 2006. Schawinski totiž v té době měl za sebou vizuální prohlídku obrazů 50 tisíc galaxií z přehlídky SDSS, která však těch obrazů galaxií nashromáždila bratru milion. Schawinski si stěžoval, že obrazy galaxií jsou tak různorodé, že na jejich rozumnou počítačovou klasifikaci se nedá napsat dostatečně kvalitní klasifikační program. Díky vlastní úmorné ruční a oční snaze poznal, že úplné vytěžení veškerého skvělého materiálu z přehlídky takříkajíc manuálně by nestihl za celý svůj život.

Z jejich rozmluvy vyplynul nápad inspirovaný už dlouholetým úspěchem programu SETI@Home, kdy data z rádiových přehlídek radioteleskopu v Arecibu zpracovávají podle dodaného programu dobrovolníci z celého světa při běhu svých osobních počítačů naprázdno. Podobně úspěšný byl projekt Stardust@Home, kdy na 20 tis. dobrovolníků klasifikovalo zrníčka prachu zachycená v aerogelu stejnojmenné kosmické sondy během blízkého průletu u komety Wild 2 v lednu 2004 a navrácená v přistávacím pouzdru sondy v lednu 2006. Do náročného vyhledávání a klasifikace mikroskopických zrníček se totiž velmi úspěšně a rychle zapojili dobrovolníci z celého světa doslova svýma očima a postupně vylepšovanou zkušeností.

Oba autoři nakonec sepsali program pro manuální klasifikaci tvarů a dalších charakteristik galaxií (rozvíjení spirálních ramen ve směru či protisměru hodinových ručiček, stupně koncentrace jasnosti vůči středu galaxie, výskyt temných mračen ap.) a odhadli, že když se do projektu zapojí na 5 tisíc dobrovolníků, stihnou za 3 roky klasifikovat všechny galaxie v programu SDSS, pokud každou galaxii bude klasifikovat nezávisle aspoň 5 osob. Program Galaxy ZOO vystavili na internetu 11. července 2007 a po třech hodinách příslušný server spadl, protože byl zahlcen zájemci o připojení do projektu. Po připojení dalších serverů přišlo během prvních 12 h na 20 tis. klasifikací, po dvou dnech provozu přibývalo klasifikací tempem 60 tis/h a za 10 dnů měli v databázi 8 milionů klasifikací!

Během 9 měsíců vznikla pod vedením D. Darga aj. první publikace projektu Galaxy ZOO na základě klasifikace 1 milionu galaxií, přičemž v té době byla každá galaxie v databázi SDSS klasifikována již 38krát! Díky tak výtečné spolupráci dobrovolníků s profesionály se podařilo mimo jiné nalézt na 3 tisíce galaxií, které se navzájem srážejí. Katalog srážek je homogenní až pro červený posuv 0,1, tj. do vzdálenosti 400 Mpc od nás. Přitom se podařilo objevit řadu do té doby neznámých subtypů galaxií i naprosto anomální případy.

K. Mastersová, která vedla zpracování přívalu dat, tak zjistila, že samotné určení barvy galaxií (spirály jsou modré a eliptické galaxie červené) na řádnou klasifikaci nestačí, že neméně důležitá je právě jejich morfologie. Před astronomy se jakoby kouzlem otevřel neuvěřitelně pestrý svět galaxií, jež spolu navzájem interagují gravitací, slapy, splýváním až kanibalismem i zvýšenou či naopak potlačovanou tvorbou nových pokolení hvězd, na čemž se překvapivě aktivně podílejí geometricky miniaturní černé veledíry s hmotností menší než 1 % úhrnné hmotnosti dané galaxie usazené v centru soustavy.

Podle tvaru drah hvězd v galaxiích se mění morfologie galaxií od krásně rozvinutých spirál přes zestárlé eliptické galaxie, v nichž už hvězdy nevznikají, až po trpasličí galaxie, kompaktní galaxie s překotnou tvorbou hvězd a další speciální případy. Když holandská učitelka hudby Hanny Van Arkelová objevila v rámci projektu Galaxy ZOO v r. 2007 galaxii připomínající zelený hrášek (Hanny's Voorwerp), ukázala tím, že mohou existovat útvary naprosto atypické. (Nyní se soudí, že zelený hrášek je ozářen světlem výtrysku z kvasaru IC 2497, který se už před 200 tis. lety vypnul, ale jeho světlo ještě stále ozařuje 30 kpc dlouhý proud plynu, jenž je už v menší vzdálenosti od kvasaru neviditelný.) Dnes už jsou těch zelených hrášků známy stovky.

Samotní dobrovolníci si totiž zřídili diskusní fórum, v němž si navzájem sdělují své zkušenosti a tak se vytvořilo unikátní společenství, jež svou soustavnou prací výrazně přispívá k pokroku astronomie na velmi náročném poli zkoumání hlubokého vesmíru. Odborníci se shodují, že tato spolupráce profesionálů s dobrovolníky má dobré vyhlídky i do budoucnosti, např. při klasifikaci více než 2 milionů galaxií zobrazených HST v rozpětí 75 % dosavadní věku vesmíru (projekt Hubble Zoo).

Podle S. Chakrabartiho lze popsat vývoj galaxií pomocí jediného parametru, jímž je plošná hustota neutrálního vodíku. Galaxie se totiž vyvíjejí díky vlastní gravitaci, oběžné rychlosti hvězd vůči těžišti soustavy, akreci materiálu ze zárodečného hala, ale také splýváním menších protogalaxií hierarchickou cestou. Tempo tvorby hvězd se řídí zpětnou vazbou mezi gravitačními nestabilitami v halu a disku a výskytem supernov, jež naopak brzdí vznik dalších generací hvězd.

A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že v intergalaktickém prostoru kup galaxií se může nalézat poměrně velké množství hvězd; minimálně 15 % a možná i 50 % z celkového počtu hvězd ve všech galaxiích dané kupy. Vznikají například v proudech intergalaktického plynu, které obtékají klasické diskové galaxie bohaté na plynnou složku, anebo vinou rozpadu sféroidálních galaxií s nízkou celkovou hmotností, v nichž proběhla překotná tvorba hvězd. Uprostřed kup pak zmíněné husté proudy intergalaktického plynu dokáží vymést z málo hmotných rychle se pohybujících diskových galaxií jejich plyn a ten pak slouží jako stavební materiál pro intergalaktické hvězdy. Nejsilnější dodavatelem nových pokolení intergalaktických hvězd jsou však jednak blízké průchody a jednak průniky galaxií bohatých na plyn, takže právě v centrálních partiích kup, kde je největší koncentrace galaxií, vznikají též nejsnadněji intergalaktické hvězdy.

A. Tutukov aj. se zabývali hydrodynamickou simulací následků centrální srážky dvou diskových galaxií v polárním směru. Pokud k rychlosti srážky dojde při vzájemné rychlosti <100 km/s, galaxie se slijí, ale při vyšší rychlosti až 500 km/s se hvězdy prostoupí, zatímco interstelární plyn se ohřeje a zabrzdí. Pokud se ohřátý plyn dokáže rychle ochladit, vznikne tak nová samostatná galaxie. Při rychlostech srážky >500 km/s zůstává zbrzděný interstelární plyn příliš horký a rozptýlí se v intergalaktickém prostoru, který je tím obohacen o těžké prvky, které byly rozmetány do prostoru během průletu galaxií vinou četných výbuchů supernov. Obecně platí, že při srážce diskových galaxií se zvyšuje tempo tvorby hvězd až o dva řády proti hodnotám v osamělých galaxiích téže hmotnosti.

A. Cattano aj. zjišťovali, jakými cestami nabývají dospělé galaxie svou hmotu. V podstatě jde o dva klíčové mechanismy, akreci plynu z okolního intergalaktického prostoru a splývání s trpasličími galaxiemi díky vzájemné gravitační vazbě. Množství akreovaných baryonů závisí na hmotnosti hala galaxie a na stáří galaxie. Baryonová složka galaxií však roste odlišně od hmotnější složky skryté látky, protože rázový ohřev při splývání galaxií a výtrysky z černé veledíry v jádře galaxie potlačují další akreci, jakmile hmotnost hala galaxie přesáhne 1 TM☉.

Hala galaxií vznikají v důsledku gravitačních nestabilit v prvotních hustotních fluktuacích v raném vesmíru. Hala však přestanou růst, pokud je zbylý okolní plyn příliš horký a hvězdy v halu již vzniklé vyplivují mocným hvězdným větrem plyn zpět do intergalaktického prostoru. Tyto teoretické simulace velmi dobře souhlasí s pozorovanými strukturami vesmíru v přehlídce SDSS. To též znamená, že galaxie s hmotnostmi >100 GM☉ mohou nabírat další hmotu pouze vzájemným splýváním, zatímco pro méně hmotné galaxie převažuje přibírání hmoty akrecí plynu, kdežto splývání jsou vzácná.

R. Bouwens aj. uvedli, že pokrok ve studiu hlubokého vesmíru pokračuje neobyčejně úspěšně, protože zejména díky HST pozorujeme již více než 6 tis. galaxií, které jsou zobrazeny tak, jak vypadaly 0,9 – 2,0 mld. let po velkém třesku (červené posuvy z v intervalu 6 – 3). Zásluhou vytrvale opakovanému snímkování pole HUDF pomocí infračervené kamery WFC3/IR se tak podařilo objevit rekordně vzdálenou galaxii UDFj-39546284 se z = 10,3 (460 mil. let po velkém třesku). Galaxie o hmotnosti jen 1 % hmotnosti naší Galaxie má nepatrnou jasnost 29 mag v infračerveném pásmu 1,6 μ, což znamená, že tempo tvorby hvězd v této epoše bylo o řád nižší, než pro pozdější epochu z = 8 (660 mil. let po v.t.). Prakticky to znamená, že epocha rostoucí tvorby hvězd a galaxií započala zhruba 300 mil. let (z = 14) a stoupala plynule až do plochého maxima (2,7 ±0,4) mld. let od vzniku vesmíru.

Už předtím byla v poli HUDF identifikována galaxie UDFy-38135539 s červeným posuvem 8,6 (vzdálenost 4,05 Gpc; 600 mil. let po velkém třesku), jež má podle P. Dayala a A. Ferrary hmotnost jen ≈850 MM☉ a hvězdy staré jen 50 – 80 mil. roků, jejichž metalicita dosahuje 3 – 12 % metalicity sluneční. Hvězdy tam vznikají tempem až 3,7 M☉/rok.

P. Capak aj. objevili pomocí přehlídky COSMOS (2 čtv. stupně oblohy v poloze 1000+0230 v souhvězdí Sextantu) velmi hmotnou prakupu galaxií s červeným posuvem 5,3 (1,1 mld. let po v.t.; vzdálenost 3,8 Gpc), která má lineární průměr >13 Mpc a minimální hmotnost >400 GM☉. Spektra pořízená pomocí spektrografu DEIMOS 10m Keckova teleskopu ukázala, že prakupa obsahuje 50 GM☉ molekulového plynu a vykazuje rekordně rychlé tempo tvorby hvězd 1,5 kM☉/r (!) v dobré shodě s teoretickými modely vznikání galaxií a hvězd v raném vesmíru.

Podobně R. Gobat aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton již dobře vyvinutou kupu galaxií CL J1449+0856 (Boo). Spektra pořízená pomocí VIMOS VLT ESO, NICMOS HST a Keckova 10m ukázala červený posuv 2,1, tj. vzdálenost kupy 3,2 Gpc a její stáří 3,3 mld. let po velkém třesku. Rentgenový zářivý výkon kupy 7.10 36 W je úctyhodný a hmotnost hala kolem kupy dosahuje až 80 TM☉, což je srovnatelné s naší lokální nadkupou galaxií v Panně. Autoři odtud vyvozují, že již v raném vesmíru byly kupy podobně vyvinuté jako ty daleko mladší.

R. Foley aj. našli pomocí 10m radioteleskopu SPT v Antarktidě během přehlídky na frekvencích 95 GHz (3,2 mm), 150 GHz (2 mm) a 220 GHz (1,4 mm) na 2,5 tis. čtv. stupních jižní oblohy tis. dosud vůbec největší a nejhmotnější kupu galaxií v poloze 2106-5844. Objev pak potvrdili také díky radioteleskopu ACT v poušti Atacama v Chile. Na základě těchto měření se pak podařilo kupu dohledat také v rentgenovém pásmu spektra pomocí družice Chandra, v daleké infračervené oblasti zásluhou Spitzerova kosmického teleskopu a nakonec i opticky pomocí VLT ESO a 6.5m teleskopu Magellan na Las Campanas.

Oba optické dalekohledy umožnily změřit i vzdálenost velekupy (2,5 Gpc), protože se podařilo určit červený posuv 1,13 ve spektrech nejjasnějších galaxií. Odtud též vyplynuly údaje o rentgenovém zářivém výkonu velekupy 1,4.1038 W, teplotě horkého intergalaktického plynu 110 MK (!) a rekordní hmotnosti velekupy 1,3 PM☉ (!). Autoři uvádějí, že tato velekupa pravděpodobně nemá soupeře po celé obloze a jde tedy o největší konglomerát hmoty, která se během vývoje vesmíru gravitačně soustředila z původních obřích hal prachu, plynu a skryté látky vesmíru.

A. Amblard aj. studovali opticky slabé silně zaprášené galaxie v submilimetrových spektrálních pásmech 250 – 500 μm a tak ukázali, že i v nich probíhá překotná tvorba hvězd tempem stovek M☉/r. Jelikož se tyto galaxie shlukují do větších souborů, podařilo se ukázat, že je nacházíme tam, kde se koncentrují hala skryté látky vesmíru.

M. Hayes aj. studovali pomocí nové generace spektrografů VLT ESO obří plynová mračna atomárního vodíku, které objevili C. Steidel aj. v r. 2000. Ukázali, že je vidíme ve fázi asi 2,5 mld. let po velkém třesku díky silné emisi v ultrafialové vodíkové čáře Lyman-α. Proto se označují zkratkou LAB (Lyman Alfa Blobs). Mračna bývají často propojena s jasnými infračervenými nebo ultrafialovými galaxiemi, což je dokladem, že v LAB se překotně tvoří hvězdy. Jsou poměrně vzácná a svým zářivým výkonem soupeří s nejsvítivějšími rádiovými galaxiemi.

Polarizace světla v centrech LAB se blíží nule, ale v radiálním směru postupně stoupá až na 20 % v lineární vzdálenosti 45 kpc od centra. To dělá dojem, že zdrojem emise Lyman-α jsou spíše okolní galaxie, jejichž ultrafialové záření se rozptyluje na horkém plynu H I v LAB. Zdroj ohřevu plynu v LAB není znám; může jím být překotná tvorba hvězd, nebo akrece na černou veledíru v blízké galaxii, ale též ohřev plynu, který je přitahován do rozsáhlých hal skryté látky obklopujících galaxie.

Achillovou patou výzkumu vzdálených galaxií však stále zůstává správné určení jejich vzdáleností. Dosud primární metoda pomocí vztahu Leavittové pro cefeidy selhává jednak proto, že v kosmologických vzdálenostech už cefeidy pro jejich relativně nízký zářivý výkon nevidíme, ale též proto, že - jak uvedli L. Hislop aj. - nejde o dostatečně standardní svíčky, protože jejich zářivý výkon ovlivňují rozdíly v metalicitě, zastoupení hélia a stářích cefeid. Proto se nyní jako dobrá alternativa jeví možnost určovat vzdálenosti galaxií pozorováním špičky populace červených obrů, kde nám pomáhá jak jejich vysoký zářivý výkon, tak také větší počet členů špičky v dané galaxií v porovnání s cefeidami. Autoři využili 1,3m australského teleskopu SMT na observatoři Siding Spring k ověření vhodnosti další metody, a to pomocí vztahu Tullyho a Fischera (závislost šířky čar ve spektru galaxií na absolutní hvězdné velikosti, tj. na zářivém výkonu). Zjistili, že z takto určených vzdáleností vychází hodnota Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru prakticky stejně přesná jako nejlepší výsledky určování vzdáleností pomocí cefeid.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

A. Kuzmicz aj. objevili rádiový objekt v poloze J1145-0033, jehož červený posuv 2,06 (vzdálenost 3,2 Gpc z něj činí vůbec nejvzdálenější rádiově hlučný kvasar. Vyznačuje se obřími rádiovými laloky o průměru 1,3 Mpc a rádiovým tokem 3,9 mJy. Podařilo se ho dokonce identifikovat opticky jako dvojitý zdroj 20 mag, takže jde fakticky o dvě černé veledíry navzájem vzdálené 1,2 Mpc o hmotnostech 1,9 GM☉, resp. 1,7 GM☉. Sekundární veledíra je však rádiově tichá.

S. Burke-Spolaor prohlédl archivní údaje interkontinentálního interferometru VLBI od r. 1980 do r. 2008 pro více než 3 tis. rádiově hlučných galaxií AGN s cílem objevit páry černých veleděr, které by se snadno rozlišily právě díky rádiovému profilu. Našel však jen jeden takový případ, což znamená, že pokud se vyskytují páry černých veleděr s hmotností >100 MM☉ v lineární rozteči <2,5 kpc, tak se slijí za <500 mil. let po splynutí obou mateřských galaxií.

M. Valtonen aj. ověřovali svůj předpoklad, že v kvasaru OJ 287 se nalézá pár černých veleděr, jež kolem sebe obíhají po silně výstředné dráze (e = 0,7) v periodě 12 let. Poblíž pericentra se pak méně hmotná veledíra prodírá akrečním diskem hmotnější složky a proto dochází k výbuchům dobře pozorovatelným v rádiovém oboru elektromagnetického spektra. Autoři tak dokázali pro období let 1996-2010 správně předpovědět čtyři velké a jeden menší výbuch za předpokladu, že stáčení velké poloosy dráhy činí 39° za oběžnou periodu. A. Beronov a I. Vovk pozorovali proměnný tok zdroje v pásmu záření gama s energiemi >10 GeV na tak krátké časové stupnici, že odtud mohli odvodit souvislost příslušného zdroje záření s méně hmotnou veledírou (130 MM☉). Jde tedy o klasický úzký relativistický výtrysk záření gama z bezprostředního okolí této veledíry. Primární veledíra má vůbec nejvyšší známou hmotnost (18 GM☉), tedy více než v odst. 5.5. zmíněné veledíry v jádrech galaxií NGC 3842 a NGC 4889. A. Graham aj. rozšířili díky novým údajům pro hmotnosti černých veleděr v 64 galaxiích platnost lineárního bilogaritmického vztahu mezi hmotností centrální veledíry a dispersí rychlostí v příslušné galaktické výduti. Pro galaxie s dispersní rychlostí 200 km/s pak vychází hmotnost příslušné veledíry 140 MM☉ a pro dispersi 300 km/s zhruba 1 GM☉.

D. Mortlock aj. studovali vlastnosti velmi jasného kvasaru ULAS J1120+0641 s červeným posuvem 7,1 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří 770 mil. let po velkém třesku na základě jeho objevu 3,8m infračerveným teleskopem UKIRT na Mauna Kea a pozorování spektrografem Gemini-N a FORS2 VLT ESO. Zářivý výkon kvasaru je přitom rekordní (63 TL☉), což lze vysvětlit akrecí plynu na černou veledíru o hmotnosti >2 GM☉. Jelikož jde o pozorování z velmi rané epochy vesmíru, musela zmíněná veledíry růst buď častým splýváním méně hmotných černých děr, anebo přímým zhroucením velmi hmotného protostelárního oblaku rovnou na černou veledíru.

Akrece pak vyžaduje zdvojování hmotnosti veledíry každých 50 mil. roků, takže od velkého třesku mohla veledíra stihnout nanejvýš 15 takových zdvojení, což se zdá být doslova na hranici kosmických možností. To ovšem znamená, že tento kvasar pozorujeme ve fázi reionizace vesmíru, jež začala nejdříve v čase 280 mil. let, vrcholila 880 mil. let a skončila v čase 960 mil. let po velkém třesku.

D. Rafferty aj. prohlédli multispektrální údaje o galaxiích s aktivními jádry (AGN) v hlubokém poli rentgenové družice Chandra (CDF-S) pro objekty ve vzdálenostech 1,0 – 3,6 Gpc. Zjistili tak, že nejsvítivější z nich mají v rentgenovém oboru zářivé výkony >1037 W. Z infračervených měření pak vyplývá úžasné tempo tvorby hvězd až 1 kM☉/rok (!) a zřejmě právě tehdy rostou rychlým tempem i hmotnosti centrálních černých veleděr

5.8. Gravitační mikročočky a čočky

J. Skowron aj. zpracovali rozsáhlý pozorovací materiál o jasné (15,6 mag) binární gravitační mikročočce OGLE-09-BLG-020 v poloze (1804-2931), která zjasnila vzdálenou hvězdu po dobu 121 dnů. Díky dlouhému trvání se na sledování světelné křivky celkem 6 mezinárodních týmů a 10 dalekohledů. Protože šlo o starou (10 mld. let) dvojhvězdu s hmotnostmi složek 0,84 a 0,26 M☉, byla soustava fakticky přeurčená, což zvýšilo spolehlivost výsledků. Úhrnná hmotnost dvojhvězdné mikročočky vzdálené od nás 1,1 kpc dosáhla 1,1 M☉ a zesílení jasnosti se týkalo červeného obra v pozadí sp. třídy K s efektivní teplotou 4,6 kK a gravitačním zrychlením na povrchu log g = 2,7. Vlastní příčný pohyb dvojhvězdy probíhá rychlostí 60 km/s v galaktické šířce -4°.

E. Jullo aj. využili kupu galaxií A 1689 (Vir; z = 0,184; vzdálenost 690 Mpc) jako gravitační čočku pro zobrazení 24 vzdálených slabých galaxií se spolehlivě určeným červeným posuvem v intervalu 1 – 5 (vzdálenosti 2,4 – 3,9 Gpc). Odtud dostali dosti přesně celkovou hmotnost zářící i skryté látky ve zmíněné kupě (1,7 PM☉), ale též údaje o zastoupení skryté látky ve vesmíru (25 %.). Z týchž dat jim také vyšla stavová rovnice pro skrytou energii: w. (-0,97 ±0,07), což potvrdilo názor, že hustota skryté energie ve vesmíru se nemění v čase, čili je to přesně Einsteinem kdysi pokusně zaváděná kosmologická konstanta v rovnicích pro rozpínající se vesmír.

Podobně J. Richard aj. objevili pomocí kamer ACS a WFC3 HST a SST jakož i spektrografu DEIMOS Keckova teleskopu velmi starou (900 mil. let po velkém třesku) miniaturní (lineární průměr sotva 1 kpc) galaxii s červeným posuvem 6,03 ( vzdálenost 3,9 Gpc). Její obraz byl gravitačně zesílen o 2,65 mag (zhruba o řád) a rozštěpen na 5 složek mezilehlou kupou galaxií A 383 (poloha 0248-0332; z = 0,19; vzdálenost 710 Mpc). Úhrnná hmotnost hvězd v této velmi rané galaxii dosahuje pouhých 6 GM☉. Autoři soudí, že hvězdy v této galaxii vznikaly již 200 mil. let po velkém třesku.

Oba případy poukazují na velký přínos sledování vzdálených objektů (nejstarších galaxií) pomocí mezilehlých kup galaxií, protože tak v podstatě zdarma získáváme údaje o tak slabých či vzdálených objektech, na které by nestačily ani nejcitlivější pozemské či kosmické dalekohledy. Mimo jiné se tak připravuje půda pro budoucí generaci obřích superteleskopů, které budou mít předem určený seznam cílů v nejhlubších propastech vesmíru.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

S. van den Bergh zjistil, že známý teoretik G. Lemaitre dospěl ve své práci z r. 1927 k historicky prvnímu odvození tempa rozpínání vesmíru. Použil přitom pozorovacích údajů o vzdálenostech a červených posuvech ve spektru 42 galaxií, jež předtím publikovali E. Hubble, G. Strömberg a V. Slipher, jež citoval. Ve své francouzsky psané práci o homogenním vesmíru s konstantní hmotností a rostoucím poloměru (Ann. Soc. Sci. de Bruxelles 47, str. 49) tak dospěl k hodnotě tempa rozpínání vesmíru 575 km/s/Mpc. Teprve o dva roky později zveřejnil E. Hubble na základě Slipherových údajů o červených posuvech a vlastních měření vzdáleností 24 galaxií svůj mnohem proslulejší článek (Proc. Natl. Acad. Sci. 15, no. 3, str. 168), v němž odvodil tempo rozpínání vesmíru 530 km/s/Mpc. Jak známo, dnes se tomuto parametru říká Hubbleova konstanta, ale historicky přesné by bylo ji nazývat konstantou Lemaitrovou.

Celá záležitost se ještě více zašmodrchala, když v r. 1931 uveřejnil britský časopis Monthly Notices RAS anglický překlad Lemaitrova článku z r. 1927, kde byl výpočet tempa rozpínání vynechán. Padlo podezření, že to redakce udělala, aby se nemohlo zpochybnit Hubbleovo prvenství, ale americký astronom italského původu M. Livio našel v archivu časopisu Lemaitrův dopis redakci Monthly Notices, v němž sám žádá redakci, aby ten výpočet vynechala, protože už jsou známa lepší data. Obě zmíněné hodnoty jsou ovšem systematicky přeceněné proti nejnovějším hodnotám této konstanty přibližně 70 km/s/Mpc, což způsobilo, že kosmologové dlouho rozpínání vesmíru nevěřili, protože převrácené hodnoty Lemaitrovy-Hubbleovy konstanty udávaly příliš nízké stáří vesmíru (1,7 – 1,8 mld. let).

S. van den Bergh pak v další studii upřesnil, že určováním vztahu mezi červeným posuvem galaxií a jejich úhlovým rozměrem na obloze se jako první zabýval německý astronom C. Wirtz v letech 1922-1924. Z měření červeného posuvu pro 42 spirálních galaxií ukázal, že čím je galaxie na obloze menší, tím, vyšší je její posuv. Tento závěr potvrdil v r. 1925 švédský astronom K. Lundmark. V r. 1928 přijel E. Hubble do Leidenu, kde se o těchto výsledcích dozvěděl; Lemaitrovu studii však patrně nečetl. V r. 1931 společně s M. Humasonem uveřejnil další práci, v níž už měli měření červených posuvů pro dalších 40 galaxií a odtud vyšla Hubbleovi a Humasonovi hodnota H0 = 558 v obvyklých jednotkách. Naproti tomu holandský astronom W. de Sitter dostal nižší odhad H0 = 460, s čímž Hubble ostře nesouhlasil.

A. Hajian kritizoval starší studii V. Gurzadyana a R. Penrose z r. 2010, v níž oba spoluautoři tvrdili, že v sedmiletých datech o fluktuacích reliktního záření z družice WMAP našli koncentrické kruhové struktury, které považovali za důkaz platnosti domněnky o tzv. konformální cyklické kosmologii, tj. že vesmír existoval již před velkým třeskem a prodělával v té době srážky černých veleděr, od nichž se šířily hustotní vlny, jejichž ozvěnou jsou zmíněné koncentrické struktury v současném vesmíru. Hajian tvrdí, že z jeho počítačových simulací problému vyplývá, že zmíněné kruhové struktury jsou pouhé statistické fluktuace, takže měření družice WMAP naopak potvrzují standardní kosmologický model s prudkou kosmologickou inflací těsně po vzniku vesmíru.

M. Fumagalli aj. objevili pomocí Keckova teleskopu ve spektrech vzdáleného kvasaru mezilehlá plynná mračna čistého vodíku, takže odtud usuzují, že ještě 2 miliardy let po velkém třesku zůstaly ve vesmíru mezihvězdné kapsy, v nichž je zachován původní materiál z období raného vzniku vesmíru. Podobně se podařilo nalézt nepříliš vzdálené hvězdy, jejichž obsah tzv. kovů (prvky s protonovým číslem větším než 5) je o plné čtyři řády nižší než u Slunce, což svědčí rovněž o tom, že tam dosud neproběhly termonukleární reakce. Domněnka o zastydlých kapsách tak získává na vážnosti.

Ústav Maxe Plancka pro astrofyziku shrnul ve své výroční zprávě hlavní výsledky prvního roku provozu umělé družice Planck, primárně určené pro studium jemných fluktuací teploty reliktního záření. Především se podařilo objevit anomální mikrovlnné záření naší Galaxie, které je zřejmě způsobeno rychlou rotací elektricky nabitých drobných prachových zrnek. Družice také zmapovala rozložení chladného plynu v Galaxii a potvrdila Sjunjajevův-Zeldovičův jev v téměř 220 kupách galaxií, což následně přispělo k inventuře chladného plynu v celém pozorovatelném vesmíru. V atmosférách kup galaxií našel Planck velmi horký plyn o teplotách řádu 100 MK a v dalekém infračerveném spektrálním pásmu údaje o tempu tvorby hvězd v galaxiích v době až před dvěma miliardami let. Všechny tyto údaje jsou nutným předpokladem pro zpracování měření fluktuací reliktního záření poukazující na ranou strukturu vesmíru. Vlivy zmíněného mikrovlnného popředí je totiž nutné velmi opatrně a přesně odečíst, abychom dostali spolehlivé údaje o velmi slabém reliktním záření z doby před více než 13,7 mld. let.

V prosinci 2011 pak vyšlo 26 původních vědeckých prací o výsledcích družice Planck (ESA), jež začala měřit v okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce 13. srpna 2009. Vysoké citlivosti obou bolometrů dosáhli technici díky stínění družice solárními panely, které na sluneční straně měly teplotu 384 K, dále chlazením primárního zrcadla na teplotu 36 K a bolometrů LFI (pásmo 30 – 143 GHz; 10 – 2,1 mm) na 20 K a HFI (pásmo 217 – 857 GHz; 1,4 – 0,35 mm) na 93 mK (tento bolometr dosáhl rekordu v nejnižší teplotě v celém vesmíru, přirozeně s výjimkou laboratoří nízkých teplot na Zemi). Během prvního roku provozu aparatury Planck sledovaly 915 chladných molekulových mračen, téměř 200 kup galaxií s hmotnostmi až 1 PM☉ a přes 15 tis. diskrétních zdrojů mikrovlnného záření. Záření všech těchto zdrojů v popředí je nutné pečlivě odčítat při přesném měření fluktuací reliktního mikrovlnného záření kosmického pozadí.

N. Bosse a A. Majumdar ukázali, že nynější zrychlené rozpínání vesmíru povede v budoucnosti ke vzniku kosmologického horizontu událostí. Nehomogenity vesmíru však způsobí, že se tempo rozpínání vesmíru začne následkem toho snižovat a nakonec přejde dokonce ve smršťování vesmíru. Stručně řečeno, ať cokoliv způsobilo zrychlené rozpínání vesmíru, týž mechanismus nakonec vyvolá zpomalení a dokonce smršťování vesmíru.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

J. Gott III a Z. Slepian uvažovali o hlubší příčině, proč vůbec skrytá energie existuje a došli k závěru, že jsou možné dvě varianty: skrytá energie je v podstatě Einsteinova kosmologická konstanta LAMBDA, anebo může být projevem téhož fyzikálního mechanismu jako kosmologická inflace, která proběhla v nepatrném zlomku první sekundy po velkém třesku. V kosmologii je stavová rovnice pro dokonalou tekutinu zcela určena bezrozměrným parametrem w = p.ρ, kde p je tlak a ρ hustota energie. V prvním případě (LAMBDA) musí platit w = -1, kdežto ve druhém případě (inflace) w = >-1. Pokud je w < -1/3, začne se vesmír od jistého okamžiku po velkém třesku znovu rozpínat zrychleně.

Pokud je w obecně různé od -1 (tj. může být také w <-1), znamená to, že jde o tzv. kvintesenci („pátou základní interakci“), která je na rozdíl od neměnné kosmologické konstanty proměnná v čase a dokonce se může během doby změnit z přitažlivé síly na odpudivou! Pro případ, že by platilo w <-1, hrozil by vesmíru v čase asi 50 miliard let po současnosti scénář zvaný Velký roztrh (Big Rip), při němž by se zrychleně roztrhaly nejenom velké struktury vesmíru, ale i molekuly a atomy. Tato varianta kvintesence se obvykle nazývá fantomová energie.

Hodnoty w zjištěné různými cestami z dosavadních pozorování jsou v mezích chyby blízké -1, jenže přesnost těchto měření se pohybuje v nejlepším případě kolem ±10 %. Zatím nejpřesnější pozorovanou hodnotu w = (1,03 ±0,08) odvodili C. Blake aj. na základě rozsáhlé přehlídky rozložení galaxií WiggleZ pro tři červené posuvy z (0,44; 0,6 s 0,73; tj. pro vzdálenosti 1,4; 1,75 a 2,0 Gpc). Lze však očekávat, že nadcházející přehlídka prostorového rozložení galaxií SDSS III zmenší chybu určení w na 3 % a kosmické aparatury WFIRST (NASA) a Euclid (ESA) by měly dosáhnout přesnosti na 1 %. Opět jsme však svědky kosmologického spiknutí, že úplné jistoty o povaze mechanismu, který dal vznik skryté energii, nebudeme mít nikdy, protože žádná astronomická či fyzikální měření nemohou být zcela bez chyby...

6.3. Základní kosmologické parametry

M. March aj. statistiku kosmologických přehlídek a zjistili, že standardní kosmologický model s kosmologickou konstantou a studenou chladnou látkou (LAMBDA.DM) daleko nejlépe vyhovuje všem dosud uskutečněným pozorováním. Tento model je především ve výborné shodě s existencí reliktního záření, s velkorozměrovou strukturou vesmíru, poměrným zastoupením vodíku (deutéria), hélia a lithia i s faktem zrychlujícího se rozpínání vesmíru, objeveným těsně před koncem XX. stol. Model také odpovídá všem předpovědím a výpočtům založeným na obecné teorii relativity.

A. Riess aj. měřili vzdálenosti více než 600 cefeid pomocí jejich infračervených světelných křivek v mateřských galaxiích osmi supernov třídy Ia pomocí nové kamery WFC3 HST. Mezi nimi byla také galaxie NGC 4258 (=M106 CVn) jejíž vzdálenost (7,2 Mpc) se podařilo změřit trigonometricky díky výskytu mezihvězdného mračna s megamaserovými spektrálními čarami vody v rádiovém oboru (22 GHz) spektra. Tak se podařilo zmenšit relativní střední chybu první příčky kosmologického žebříku vzdáleností z 3,5 % na 2,3 %. Odtud pak vychází hodnota Hubbleovy konstanty H0 = (74,8 ±3,1) km/s/Mpc, tj. s relativní chybou ±4 %.

F. Beutler aj. využili údajů o prostorovém rozložení galaxií z přehlídky 6dF ke stanovení hodnoty H0 z lineární rozteče baryonových oscilací, které umožňují nezávisle na ostatních metodách určit tempo rozpínání vesmíru. Z rozteče (457 ±27) Mpc jim tak vyšla lokální H0 = (67 ±3) km/s/Mpc, tj. relativní chyba 4,5 %. Ta se zřetelně liší od výše uvedených údajů, takže vzniká podezření, že hlavním problémem budoucího zpřesnění údajů o Hubbleově konstantě bude identifikovat a odstranit systematické chyby různých metod.

I. Agafonová aj. zjišťovali pomocí spektrografu UVES VLT ESO zastoupení izotopů hořčíku ve dvou absorpčních spektrech (z =0,45 - vzdálenost 1,4 Gpc a z = 1,58 - 2,9 Gpc) před kvasarem HE0001-2340 (z = 2,28; vzdálenost 3,3 Gpc) s cílem ověřit, zda se konstanta jemné struktury α nemění v čase. Z jejich měření vyplývá zatím nejpřesnější důkaz, že konstanta je během posledních 9,6 mld. let stálá v mezích relativní chyby ±3.10-6.

J. Janssen aj. upozornili na stále neuspokojivý stav v určování hodnoty gravitační konstanty v Newtonově zákoně a také v problematické definici kilogramu pomocí etalonu uloženého v Sćvres u Paříže. Navrhují proto přejít na fyzikální definici kilogramu (a také jednotky elektrického proudu - ampéru) využitím kvantového Hallova jevu, jenž dává vztah mezi nábojem elektronu a Planckovou konstantou. To by umožnilo snadnější a trvalou reprodukci etalonu i jeho zpřesnění na relativní chybu řádu 10-10.

Jak uvedl B. Luzum aj., Mezinárodní astronomická unie na kongresu v Riu de Janeiru v r. 2009 zpřesnila „úřední“ hodnotu astronomické jednotky (AU) = (149 597 870 070,0 ±3,0) m. P. Harmanec a A. Prša doporučili pro astrofyzikální výpočty používat zpřesněných hodnot pro poloměr Slunce (695 508 km), jeho hmotnost (1,988 547.1030 kg), efektivní teplotu (5 779,57 K), a zářivý výkon (3,846.1026 W), protože při současné a budoucí přesnosti astrofyzikálních měření u hvězd a hvězdných soustav už dosavadní přibližná a různě zaokrouhlovaná čísla ohrožují podrobné srovnávání takto počítaných parametrů vzdálených objektů. M. Eremets a I. Troyan dosáhli v experimentu s diamantovou kovadlinou tlaků 260 – 270 GPa a tak zjistili, že při těchto tlacích vzniká kovový vodík. To znamená, že v centru Jupiteru se kovový vodík opravdu nachází.

6.4. Reliktní záření

N. Jarosik aj. zpracovali výsledky pozorování fluktuací reliktního záření a jeho polarizace za 7 let činnosti družice WMAP. V multipólovém rozvoji teplot se tak podařilo pozorovat i 3. akustický vrchol a tím zpřesnit čas poslední interakce látky a záření v rozpínajícím se raném vesmíru na 58 tis. let po velkém třesku, což ovšem velmi silně nesouhlasí s dosud uváděnou hodnotou 380 tis. let po velkém třesku. Počáteční zastoupení hélia vůči vodíku podle hmotnosti se ustálilo na 32,6 % v dobré shodě se standardním modelem. Relativní zastoupení skryté energie na celkové hmotě vesmíru činí 73 %.

E. Komatsu aj. odvodili z týchž dat horní mez celkové hmotnosti tří módů neutrin 0,6 eV/c2, přičemž měření připouštějí ještě 4. mód neutrin, který je předmětem zatím nerozhodné diskuse. J. Dunkley aj. proměřovali v r. 2008 pomocí milimetrového radioteleskopu ACT v poušti Atacama fluktuace reliktního záření na ploše 296 čtv. stupňů jižní oblohy na frekvencích 148 a 218 GHz (2,0 a 1,4 mm). Dostali tak výborný souhlas s multipólovým rozvojem již citované družice WMAP a poměrné zastoupení hélia v raném vesmíru 31 %.

P. Noterdaeme aj. sledovali, jak se zvyšuje teplota reliktního záření ve větších vzdálenostech od nás, kdy fakticky vidíme, jakou teplotu mělo reliktní záření před miliardami let. Pomocí spektrografu UVES VLT ESO měřili pomocí intenzity mezihvězdných absorpčních čar CO teploty reliktního záření před pěti kvasary ve vzdálenostech 3,0 – 3,6 Gpc. Potvrdili tak s přesností lepší než 3 % vztah pro teplotu T v závislosti na červeném posuvu z. T = 2,725.(1 + z), odvozený z předpokladu o adiabatickém rozpínání vesmíru. Odtud jim také vyšla dosud nejpřesnější hodnota parametru stavové rovnice skryté energie w = (-0,996 ±0,025).

6.5. Kosmické záření a magnetická pole

C. Yu nalezl analogii mezi koronálními výrony hmoty ze Slunce (CME) a magnetosférami kolem neutronových hvězd s extrémně vysokou indukcí magnetického pole na jejich povrchu. Ukázal však, že magnetary se mohou stát jen neutronové hvězdy s hmotnostmi nižšími než 1,7 M☉, nejspíš však je horní mez rovna jen 1,4 M☉. V takových případech může magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy dosáhnout až 1 GT a energie v něm utajená se pohybuje k hodnotám až 1039 J.

C. Dermer aj. se pokusili o odhad indukce intergalaktického magnetického pole na základě horních mezí pro zpoždění TeV paprsků gama ze vzdálených blazarů, které by měly degradovat do pásma GeV. Za přepodkladu, že blazary svítí konstantním zářivým výkonem, by tato pole mohla dosahovat indukce až 0,1 aT (10-19 T), ale realističtější horní mez je spíše 0,1 zT (10-22 T). K. Dolag aj. uvedli na základě pozorování paprsků gama z blazaru 1ES 0229+200 (vzdálenost 540 Mpc), že minimálně 60 % intergalaktického prostoru je po dobu až desítek tisíc let vyplněno magnetickými poli o indukci až 0,1 aT a v jádrech kup galaxií má toto pole indukci až 3 nT.

Podle M. Ackermanna aj. mohou být zdrojem kosmického záření nejenom vybuchující hvězdy (supernovy), ale také galaktické superbubliny horkého řídkého plynu kolem hvězdných asociací, které objevila družice Fermi díky jejich záření gama. Autoři pozorovali v superbublině kolem asociace žhavých mladých hvězd (Cyg OB2) v souhvězdí Labutě superbublinu (Cyg X) o průměru 50 pc vymetenou díky mocným hvězdným větrům mejméně 500 hvězd o hmotnostech >10 M☉. W. Bins aj. odhadli stáří asociace na 5 mil. let a nalezli v ní pozůstatek po anonymní supernově, která vybuchla před 7 tis. lety.. Pozorování zdrojů paprsků gama aparaturami VERITAS a HESS jsou podle názoru autorů nepřímým důkazem, že superbublina vysílá také energetické kosmické záření. Rovněž X. Wang aj. se domnívají, že výskyt zdrojů energetických paprsků gama může sloužit jako upozornění, že v těchto zdrojích vzniká také kosmické záření extrémně vysokých energií řádu až 10 EeV.

Dalším potenciálním zdrojem kosmického záření mohou být dle W. Matthewse a a F. Gua ostré vnější okraje rádiových laloků kolem kupy galaxií v souhvězdí Panny, neboť tam pozorujeme zvýšený tok rádiového záření těsně sledující lem laloků. Autoři považují za pravděpodobné, že tam vznikají relativistické elektrony, ale i protony kosmického záření. G. Vannoni aj. ukázali, že v kupách galaxií dosahuje indukce magnetických polí hodnot až 0,1 nT a jelikož tam putují a srážejí se rázové vlny z galaktických větrů, mohou právě tam vznikat urychlené protony s energiemi až 1 EeV a jádra železa s energiemi až 100 EeV, což ostatně souhlasí s údaji o chemickém složení extrémně energetického kosmického záření z observatoře Pierra Augera v Argentině.

R. Abbasi aj. využili výsledků velké statistiky (32 mld. mionů) aparatury IceCube na jižním pólu během ročního období od května 2009 k odhadu směru příchodu kosmických paprsků z týchž zdrojů (spršky mionů s podstatně lepší přesností ±0,2° dávají i skutečnou polohu zdrojů na obloze). Rozložení směrů přicházejících mionů není ani v prvním přiblížení izotropní; v údajích jsou patrné struktury o různých úhlových rozměrech, především dipól, dále kvadrupól i užší struktury s vrcholovými úhly 15° a 30°. Největší nápadné zvýšení toku na úrovni přes 5σ se nachází na jižní obloze v poloze 0810-4724 (Vel). V datech je vidět, že galaktické kosmické záření sleduje rotaci lokálního magnetického pole v okolí Slunce a dokonce se zde odráží i oběh Země kolem Slunce.

D. Kosenko aj. ukázali, že nejenergetičtější supernovy minulého tisíciletí (SN 1006 a Tycho 1572) uvolnily nezanedbatelný podíl kinetické energie výbuchu ve formě kosmického záření; u Tychonovy supernovy to mohlo být 10 – 20 % a u supernovy z r. 1006 dokonce 20 – 50 %!

6.6. Astročásticová fyzika

Naprosto nečekaně zasáhl do základního sporu o platnosti kvantové mechaniky a obecné teorie relativity mezinárodní tým pod vedením P. Laurenta, když změřili pomocí aparatury IBIS družice INTEGRAL rozdíly v polarizaci paprsků gama různých energií, které přicházely od mimořádně jasného a dlouhého zábleskového zdroje GRB 041219A (vzdálenost ≈ 1,1 Gpc). Pokud platí teze kvantové mechaniky, že prostor je zrnitý na úrovni Planckovy délky (10-35 m), měli by totiž naměřit příslušnou závislost směru polarizace na energii fotonů gama, ale to se nestalo. Autoři tak dovozují, že pokud je prostor vůbec zrnitý, tak až na stupnici 10-48 m! Pokud se tato měření potvrdí, vyhrává jednoznačně teorie relativity nad kvantovou smyčkovou gravitací, teorií strun, holografickým vesmírem a dalšími soudobými spekulacemi o povaze vesmíru založenými na kvantové mechanice.

O. Adriani aj. zveřejnili údaje o spektrech protonů a jader hélia v kosmického záření, které získala italská družice PAMELA v letech 2006-2008. Na jedné straně tak potvrdili, že silně urychlené protony i jádra pocházejí ze zdrojů v naší Galaxii, ale naproti tomu jejich energetická spektra vůbec neodpovídají dosavadní teorii urychlování protonů a jader v magnetických polích supernov či pulsarů. Navíc jejich spektra nelze vysvětlit jediným mechanismem; spektrum pro protony vypadá jinak než pro jádra hélia. Titíž autoři pozorovali skladiště antiprotonů s energiemi 60 – 750 MeV v Jihoatlantické anomálii, Antiprotony se tam hromadí díky srážkám energetického kosmického záření s atomovými jádry v zemské atmosféře. Podle měření z družice je jich v Anomálii až o tři řády více, než kolik činí standardní galaktický tok antiprotonů v okolí Země. Družice též nalezla v okolí Země velký přebytek pozitronů s energiemi 10 – 100 GeV, což pak nezávisle potvrdila také americká družice Fermi.

Americkým fyzikům na urychlovači RHIC v Brookhavenu se podařilo při energii 62 GeV/nukleon získat srážkami jader zlata 18 jader antialfa, tj. antijader tvořených vždy dvěma antiprotony a dvěma antineutrony, což naznačuje možnost, že by taková antijádra bylo možné občas najít i v kosmickém záření, neboť kosmické urychlovače částic mají nad těmi pozemskými silně navrch. V kosmických paprscích byly již pozorovány antiprotony a antineutrony jakož i antihelium 3 (2 antiprotony a 1 neutron).

M. Hori aj. využili decelerátoru antiprotonů v CERN k mimořádně přesnému změření poměru hmotnosti antiprotonu a elektronu. Obdrželi poměr 1836,152 674, jenž se s relativní chybou 10-7 shoduje s poměrem proton/elektron, takže spekulace o tom, že je mezi hmotností částic a antičástic nějaký rozdíl, prakticky padly pod stůl.

V prosinci 2010 byla na jižním pólu dokončena největší aparatura pro výzkum kosmických neutrin IceCube (270 mil. dolarů). V antarktickém ledu v hloubce 1,45 – 2,45 km je zamrzlých 5 160 fotonásobičů na 86 svislých kabelech, jež registrují miony vznikající v ledu při srážkách TeV kosmických neutrin s jádry kyslíku. Z toho důvodu je IceCube nejvíce citlivá na mionová neutrina s energiemi >100 GeV. Hodí se však také na hledání případných sterilních neutrin, studium kosmického záření ultravysokých energií a zkoumání povahy skryté látky vesmíru. Pokud by v naší Galaxii vybuchla supernova, IceCube by ji zachytila velmi snadno a mohla by dokonce avizovat astronomům, že elektromagnetické zjasnění během pár hodin se blíží...

Ve prospěch existence silně kontroverzních sterilních neutrin, jež by měla interagovat s ostatními částicemi pouze gravitací, svědčí podle M. H. Chana a M. C. Chua výskyt rentgenové čáry 17,4 keV v horkém prstenu plynu obklopujícího jádro Galaxie, jak ukázala měření japonské družice Suzaku. Prsten má zářivý výkon 1033 W, tj. ≈2 ML☉ a teplota plynu v něm dosahuje 80 MK. Ještě odvážnější J. Kristiansen a O. Elgaroy dokonce tvrdí, že pokud ve vesmíru existují dva typy sterilních neutrin, jak někteří teoretici uvažují a jak snad vyplývá i z některých měření v jaderných reaktorech, tak by prý dokonce odpadla potřeba uvažovat o skryté energii. Sterilní neutrina by dokázala vysvětlit pozorované zrychlené rozpínání vesmíru; stáří vesmíru by se však poněkud zmenšilo na (12,6 ±0,3) mld. let. Jak patrno samotná koncepce sterilních neutrin má pro fyziku i kosmologii značnou infekční virulenci, jak o tom svědčí i mezinárodní vědecké konference uspořádané v r. 2011 v Ženevě (srpen) a koncem září v Blacksburgu (Virginia, USA).

Fyzikální veřejnost byla zajisté šokována, když D. Autiero aj. umístili 22. září 2011 do populární databáze preprintů arXiv sdělení, že v experimentu OPERA (studium neutrinových oscilací na základně CERN-Gran Sasso (730 km) se vzniklá neutrina pohybovala mírně nadsvětelnou rychlostí (zmíněnou vzdálenost urazila o 60 ns rychleji než světlo, kterému by cesta trvala 2,43 ms). Autoři sami uvedli, že nenašli v experimentu žádnou význačnou systematickou chybu a statistická chyba představuje jen ±10 ns. Proto žádali o pomoc s řešením záhady ostatní světové odborníky.

Odborníci se rozštěpili na dva tábory. Jedni začali vymýšlet možné příčiny časového urychlení včetně revoluční revize fyziky, zatímco skeptici si mysleli, že v experimentu musí být nějaká skrytá chyba. Známý fyzik a popularizátor J. Al Khalili veřejně prohlásil, že pokud se údaj o nadsvětelné rychlosti neutrin potvrdí, sní vlastní trenýrky. Skeptikům též nahrával fakt, že když v únoru 1987 vybuchla proslulá supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost asi 165 tis. sv. let), přišla z daného směru do podzemních detektorů v Japonsku, USA, Itálii a tehdejším SSSR energetická neutrina jen o 3 h dříve, než se supernova začala zjasňovat. Pokud by platil údaj o nadsvětelné rychlosti z experimentu OPERA, tak by musel předstih neutrin ze supernovy dosáhnout 4 roků! O tom, jak vše dopadlo, budu psát v příštím přehledu; mohu však už teď prozradit, že Al Khalili má své trenýrky stále v prádelníku.

Zatímco koncem r. 2011 definitivně skončil proslulý americký urychlovač Tevatron, sloužící částicovým fyzikům úspěšně celé čtvrtstoletí, převzal definitivně roli vlajkové lodi světové částicové fyziky rekordně drahý (10 mld. dolarů) urychlovač LHC v laboratoři CERN. První objev z r. 2011 zajisté nepotěšil příznivce supersymetrické teorie částic (SUSY), která předvídá supersymetrické partnery ke každému fermionu. Tevatron totiž nenašel žádné známky těchto částic při energiích <379 GeV, ale stejně dopadl i LHC při energiích <700 GeV. V dubnu 2011 překonal LHC o 17 % rekordní luminositu svazků, kterou do té doby držel Tevatron, což bylo klíčové pro urychlení práce směřující k objevu Higgsova bosonu teoreticky předpovězeného několika autory již v r. 1964. Od té doby nabíral LHC data o srážkách protiběžných protonů čím dále tím efektivněji až do konce října 2011, takže v databázi mezinárodní počítačové sítě GRID byly uloženy údaje o 500 biliónech srážek; stokrát více než za předešlý rok 2010!

Na konci etapy se pak uskutečnil astronomicky snad ještě významnější experiment se srážkami iontů olova, čímž se v těžišti srážek napodobovaly podmínky, které panovaly ve vesmíru v čase 1 pikosekundy po velkém třesku, kdy látkou vesmíru bylo kvarkové-gluonové plazma. Experiment ATLAS stanovil rozmezí energií 114 – 141 GeV pro dosud hypotetický Higgsův boson a experiment CMS 117 – 127 GeV. V povánočním čísle r. 2011 týdeníku Nature uvedl komentátor G. Kane, že se oba experimenty pravděpodobně shodly na energii Higgsova bosonu kolem 125 GeV.

Koncem roku 2011 byla též pěti uměle vytvořeným prvkům periodické soustavy přidělena oficiální jména a zkratky: 110 - Ds (darmstadtium); 111 - Rg (roentgenium); 112 - Cn (copernicium); 114 - Fl (flerovium) a 116 - Lv (Livermorium). (Prvky 113 a 115 dosud mají jen pracovní označeni.)

6.7. Relativistická astrofyzika

F. Everitt aj. konečně uveřejnil výsledky šestnáctiměsíčních měření efektů obecné teorie relativity pomocí družice Gravity Probe B (cena 760 mil. dolarů), která startovala koncem dubna 2004 na slabě výstřednou polární oběžnou dráhu ve výšce kolem 650 km nad Zemí. Cílem měření bylo ověřit poměrně velmi jemné efekty obecné relativity pomocí čtyř ultrapřesných gyroskopů a dalekohledu, který používal zákrytovou spektroskopickou dvojhvězdu IM Pegasi (=HD 216489; 5,9 mag; oběžná perioda 25 d; vzdálenost 97 pc) kvůli pointaci s požadovanou přesností ±0,000 5′.

Projekt se potýkal s velkými technickými obtížemi; autor jej navrhl v r. 1959 a od r. 1963 byl přijat, jenže zhotovit příslušné gyroskopy s rotujícími (5 kHz!) křemennými kuličkami pokrytými niobem o průměru <40 mm a hladkostí na 40 atomárních vrstev byl téměř neřešitelný úkol, když vše mělo navíc probíhat v kryostatu se supratekutým héliem při teplotě 2,3 K. Na oběžné dráze se pak rušivě projevoval elektrostatický náboj, jenž vnášel do měření silný šum.

Autor se tak dočkal výsledku až na samém konci své vědecké dráhy a ten rozhodně nesplnil očekávání. Efekt geodetické precese byl ověřen s přesností 0,3 % (6,6′ ±0,017′) a efekt strhávání souřadnicové soustavy s přesností jen 19 % (0,039′ ±0,007′), jenže očekávaná přesnost měla být 0,1 % a 1 %! Teoreticky vypočtené hodnoty podle OTR jsou 6,6′ a 0,041′, takže, jak patrno, prošla Einsteinova teorie i tímto testem bez ztráty květinky. Koncem roku uveřejnili B. Bertotti aj. podobná měření geodetické precese pomocí sledování rádiových signálů kosmické sondy Cassini, když se na obloze promítala do úhlové blízkosti ke Slunce (přesnost 0,002 %) a efekt strhávání souřadnicové soustavy se díky laserovým ozvěnám od retroreflektorů na Měsíci podařilo ověřit s přesností 0,15 % .

Po dlouhou dobu budily rozpaky zprávy o tom, že kosmické sondy Pioneer 10 a 11, které bylo možné díky rádiovým vysílačům na jejich palubě sledovat až do r. 2002, jevily ve velkých vzdálenostech od Slunce soustavné odchylky svých trajektorií v porovnání s předpovědí dráhy podle relativistických rovnic, což vedlo některé odvážné autory k domněnkám, že OTR pro větší vzdálenosti přesně neplatí. Nyní však S. Turyshev aj. zjistili, že tyto odchylky klesaly úměrně tomu, jak se snižoval výkon radioizotopových generátorů na palubě obou sond. Vyzařované teplo se odráží od nesouměrně umístěných hlavních vysílacích parabol sond a způsobuje měřitelné, leč postupně klesající, odchylky od vypočtené dráhy sond.

Hluboké přehlídky galaxií ve vzdáleném vesmíru čím dál tím přesvědčivěji prokazují, že již v raném vesmíru existovaly v centrech standardních i aktivních galaxií černé veledíry velmi vysokých hmotností, takže vznikl problém, jak mohly tak rychle nabrat svou vysokou hmotnost. Zatím nejpodrobnější studii na toto téma publikovali B. Trakhtenbrot aj., když z přehlídky SDSS vybrali 40 galaxií s aktivními jádry (AGN) vzdálených od nás přibližně 3,8 Gpc, tj. v mládí 1,3 mld. let po velkém třesku. Zmíněný vzorek se skládal z galaxií rozdílných zářivých výkonů (2,7.1039 – 2,4.1040 W), takže v tomto rozmezí obdrželi příslušné rozložení hmotností černých veleděr v jejich centru: 0,1 – 6,6 GM☉ s mediánem 0,84 GM☉. Záření z okolí černých děr dosahovalo až 3,9násobku Eddingtonovy luminosity, ale medián byl jen 0,6 LEdd.

Jelikož černé veledíry v jádrech raných galaxií začínaly růst již v čase necelých 200 milionů let po velkém třesku, mohly skutečně bez problémů dorůst během 1,1 mld. let akrecí a sléváním intermediálních černých děr na uvedené vysoké hmotnosti. Tento závěr posiluje i skutečnost, že průměrné hmotnosti černých veleděr ve vesmíru starém 2,0 mld., resp. 2,8 mld. let po velkém třesku jsou 3x, resp. 9x vyšší; průměrná luminosita naopak klesá. V intervalu 1,1 – 2,8 mld. let po velkém třesku roste hmotnost černých veleděr exponenciálně, tj. 2,7krát v násobcích 240 mil. let. Průměrný roční přírůstek hmotnosti černých veleděr se v té době pohybuje v rozmezí 4 – 37 M☉, což však znamená, že akrece na rostoucí veledíry postupně klesá, anebo probíhá v epizodách, které trvají jen po dobu asi 10 % běhu času. Není divu, že se tak potvrzuje názor, že relativně titěrné černé veledíry v centrech galaxií mají tak významný vliv na budoucí osud celých obrovitých galaxií.

C. Nixon aj. ukázali, že slévání černých veleděr je obtížné, pokud cirkmubinární disk kolem veleděr má prográdní rotaci, protože vinou rezonancí oběžných dob částic v disku se nedokáže pořádně zmenšit. Naproti tomu retrográdně rotující disk nemá rezonanční dráhy a splynutí veleděr je pak snadné. Pokud je poměr hmotností černých veleděr blízký jedné, ukrajují si z akrečního disku obě složky rovnoměrně a splynou, jakmile se pomocí polárních výtrysků zbaví přebytečného momentu hybnosti. Čas nutný pro splynutí je úměrný poměru M2/(dM/dt), kde M2 je hmotnost sekundární veledíry a (dM/dt) je tempo akrece na veledíry. Zvláště v raném vesmíru, kdy pozorování naznačují, že veledíry nabývají na hmotnosti neobyčejně rychle, hrají retrográdní disky významnou úlohu.

Ke shodným závěrům dospěli také F. Khan aj., když poukázali na velké obtíže splývajících veleděr, jak se zbavit přebytečného momentu hybnosti, což v některých případech znamená, že se splynutí odloží na neurčito, zejména ve sféroidálních galaxiích. Pokud však mají galaxie trojosou souměrnost, je možné splynutí veleděr dostatečně urychlit. Kosmické detektory gravitačních vln nízkých frekvencí by pak mohly proces slévání přímo pozorovat. Také M. Preto aj. spočítali, že pro trojosé galaxie s podobnou hmotností černých veleděr je proces slévání dostatečně rychlý, takže aparatury typu LISA by mohly pozorovat ročně desítky i stovku úspěšných splynutí. M. Montesinos Armijo a J. de Freitas Pacheco odhadli, že pohlcení poloviny společného akrečního disku vyžaduje čas 130 – 540 mil. let. Na konci akrece se disk změní v anuloid kolem splynuvší černé veledíry, což je typické pro galaxie s aktivními jádry (AGN). Zmíněný časový interval je potvrzován velkým výskytem kvasarů s červeným posuvem 6,5 odpovídajícím času 1,8 mld. let po velkém třesku.

A. Levan aj. popsali zvláštní případ mimořádně svítivého panchromatického GRB 110328A (=Sw 1644+57), jenž družice Swift zaregistrovala až čtvrt hodiny po nástupu vzplanutí gama kvůli velmi pomalému nárůstu jasnosti. Proměnný zdroj se podařilo pozorovat rentgenově 25 minut a opticky 2 h po vzplanutí GRB. Optická spektra pořízená teleskopy GTC a Keck ukázala, že jde o relativně blízký objekt přesně v centru galaxie vzdálené od nás 1,2 Gpc. Odtud vyšla absolutní hvězdná velikost -18,2 mag. Zdroj tak za 12 dnů vyzářil ve všech oborech spektra energii 1046 J.

Největším překvapením však bylo archivní měření jasnosti zdroje aparaturou PTF na Mt. Palomaru, kde byl zdroj téže jasnosti zaznamená více než rok před vzplanutím GRB. Zdá se, že černá veledíra o hmotnosti možná až 10 GM☉ v centru zmíněné mateřské galaxie slapově po dobu minimálně roku ničila hvězdu, která se jí připletla do akrečního disku. Ke shodné interpretaci pozorování Sw 1644+57 dospěli také J. Bloom aj. až na to, že uvažují hmotnost černé veledíry maximálně 10 MM☉. Domnívají se, že v dosahu našich přehlídek oblohy je zachytit ročně až 10 obdobných úkazů. Zvlášť zajímavé jsou energie kosmického záření řádu až 100 EeV, které se mohou v průběhu takového slapového trhání hvězdy veledírou vyskytnout.

Nejpodrobnější údaje o minulosti celého jevu získali D. Burrows aj., když ukázali, že v rentgenovém pásmu se zdroj začal zjasňovat již od r. 1990 a jeho jasnost se až do r. 2011 zvýšila o 4 řády! Ze zdroje vyvěrá i relativistický výtrysk v ultrafialovém, optickém a infračerveném spektru. Během prvních 50 dnů po vzplanutí vyzářil GRB energii 2.1046 J. Kromě toho B. Zauder aj. pozorovali rádiové záření na frekvencích 1 – 22 GHz, čili zdroj zářil v rekordním rozsahu frekvencí 1 GHz – 10 EHz, což je záběr přes 10 řádů vlnových délek, resp. frekvencí. Největší podíl na vyzářené energii mají právě pásma s nejvyššími frekvencemi. Podle autorů se tak otvírají nové možnosti pozorování především pro submilimetrovou soustavu antén ALMA, která je schopna takové úkazy zaznamenat až do vzdáleností bezmála 4 Gpc!

Hmotnost černých děr i veleděr se dá obvykle stanovit dost přesně, protože hvězdná černá díra se pozoruje díky svému optickému průvodci a v centru galaxií se dá hmotnost veleděr rovněž přímo či nepřímo odhadnout celkem spolehlivě. Daleko obtížnějším úkolem je změřit rychlost rotace černé díry, tzv. spin obvykle označovaný písmenem a. Zatím nejlepší cestou k určení spinu je měřit profil rentgenových spektrálních čar v akrečním disku černé díry. Jak ukázali M. Volonteriová aj., v případě prográdní rotace disku je jeho vnitřní okraj blíže k horizontu událostí, než když je rotace disku retrográdní. Rozdíl ve vzdálenosti okrajů prográdního a retrográdního disku může dosáhnout poměru až 1:9. Pokud vznikla černá díra rovnou akrecí, bude rotovat rychle, tj. spin dosahuje hodnot veličiny a jen nepatrně nižších než 1. Naproti tomu černé díry a zejména veledíry vzniklé splýváním méně hmotných intermediálních děr mají spiny výrazně nižší.

Dosud nejvyšší spin a – 0,98 byl naměřen pro hvězdnou černou díru GRS 1915+105, zatímco nejnižší a – 0,05 náleží černé díře v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1. Mezi černými veleděrami vévodí galaxie MCG-6-30-15 se spinem veledíry v centru a = 0,98. Nejnižší spin 0,60 byl zjištěn pro veledíru v centru galaxie J2127+5654. Podle L. Brennemanové se dají spiny určovat také metodou tepelného modelování. Rentgenová svítivost disku je totiž funkcí teploty a odtud se dá spočítat i poloměr disku a spin černé díry. Budoucí výzkum v tomto oboru počítá s novou generací zobrazovacích rentgenových družic, které plánují v Japonsku, EU i USA.

Navzdory zcela heroickému úsilí experimentátoru zvýšit citlivost dosavadní generace pozemních aparatur na zachycení gravitačních vln (LIGO a VIRGO) se stále nedaří tyto vlny přímo zaznamenat. B. Burt aj. proto přišli s nápadem využít pro jejich záznam mimořádně přesných měření period pulsarů po celé obloze. Ukázali, že taková měření mohou po delší době odhalit gravitační vlny extrémně nízkých frekvencí řádu μ.z až nHz. V současné době probíhá severoamerický experiment nanohertzových pozorování na řadě tamějších radioastronomických observatoří, ale výsledky dosud nebyly publikovány. Z. L. Wen aj. ukázali, že v tomto směru bude přínosem budoucí soustava rádiových antén SKA, která bude měřit periody pulsarů s přesností ±10 ns, což by mělo stačit na detekci gravitačních vln,, jež podle relativistických výpočtů vysílají v poslední fázi před splynutím rentgenové dvojhvězdy o nízké hmotnosti. Podle K. J. Leea aj. lze již 100 tis. let před splynutím párů černých veleděr blížících se po zužující spirále k sobě pozorovat vyzařované gravitační vlny. Mělo by k tomu stačit po dobu pěti let v dvoutýdenních intervalech a s přesností na ±15 ns měřit periody 20 pulsarů vzdálených od nás 0,5 – 1 kpc

R. Ahuja aj. ukázali, že Einsteinova teorie slaví úspěchy nejenom v astrofyzice a kosmologii, ale i v našem každodenním života. Při elektrochemické reakci mezi olovem a sírou v klasických akumulátorech elektřiny hrají totiž rozhodující roli velmi rychlé elektrony. Při napětí na svorkách článku 2,13 V připadá 1,8 V na relativistické elektrony. Podobně je nutné používat obecné teorie relativity při výpočtu polohy vašeho vozidla v navigaci GPS. Kdyby se totiž poloha počítala pomocí rovnic Newtonovy gravitace, byla by chyba polohy auta na displeji kolem 0,5 km! Tak si, prosím, vzpomeňte na A. Einsteina, až budete příště v mrazu startovat svůj automobil a vydáte se na cestu do Horní Dolní, kde jste ještě nikdy nebyli.

7. Život ve vesmíru

L. Kaltenegger a D. Sasselov připomněli, že koncept ekosféry (obydlitelné zóny na planetách či měsících v okolí mateřských hvězd různých typů) použil jako první S. Huang v r. 1959. V r. 1993 J. Kasting aj. upřesnili, že ekosféra by měla mít jako nutné podmínky pevný (kamenný) povrch planety a na něm možnost výskytu vody v kapalném skupenství. Nyní však podle autorů přibývají další podmínky a některé se naopak zmírňují. Protože hvězdy obecně ozařují své okolí izotropně, je za ekosféru považováno mezikruží či spíše anuloid, kde je možná teplota v rozmezí bodu mrazu a bodu varu vody, ale na obydlitelnost mají vliv také rozměry planety (vhodné jsou planety s poloměrem <2 Rz), její albedo a velikost skleníkového efektu její atmosféry.

D. Waltham ukázal, že pro výskyt života jsou zcela jistě nejnadějnější osamělé hvězdy slunečního typu, takže Země si skutečně uměla svou mateřskou hvězdu vybrat.

Ve vesmíru jsou ovšem daleko nejpočetnější trpasličí hvězdy s nižší hmotností spektrálních tříd M a K. Ty sice vydrží na hlavní posloupnosti až 500 mld. let (pro hvězdy s hmotností 0,2 M☉), ale jejich ekosféry jsou vinou nízkého zářivého výkonu mateřské hvězdy velmi úzké a jejich planety podléhají snadněji dráhovým poruchám a migracím.

Na Zemi v současné době prosperuje asi 8,7 milionů druhů organismů. Rod Homo je starý 2 mil. let. Naši bezprostřední předchůdci byli neandertálci, kteří se objevili již před 400 tis. lety a vyhynuli před 15 tis. lety. Dnešní lidstvo pochází z Afriky, kde se Homo sapiens vynořil zhruba před 200 tis. lety. Moderní lidé se však mísili s neandertálci již před 90 tis. až 65 tis. lety. Homo sapiens v té době osídlil též Střední a Blízký východ a posléze Čínu (před 50 tis. lety).

Do Evropy lidé přišli před 45 tis. lety (do Británie před 44 tis. lety), ale v té době se již smísili také s denisovany, kteří žili v jeskyních na Sibiři před 50 až 30 tisíci lety. Denisované se však vyskytovali i v jihovýchodní Asii. Jejich pozůstatky staré 40 tis. let byly v r. 2008 nalezeny také v jižním Rusku. Denisované měli společné geny s domorodci v Austrálii a na Nové Guineji jakož i s původní negritickou populací na Filipínách. Nemají však společné předky s východními Asiaty a Indonézany.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

Po mnoha odkladech byl v červnu 2011 uveden na Cerro Paranal do chodu přehlídkový teleskop VST (VLT Survey Telescope) systému Ritchey-Chrétien (světelnost f/5,5; aktivní optika) o průměru primárního zrcadla 2,6 m. Podle M. Capaccioliho a P. Schipaniho je schopen pracovat v pásmu od ultrafialové do blízké infračervené oblasti. Jeho hlavní předností je zorné pole o průměru 1°. Projekt VST navržený již v r. 1997 jako „ukazovátko“ pro výběr nejzajímavějších terčů osmimetrů VLT provázala nepředstavitelná smůla. Primární zrcadlo bylo zničeno během lodní přepravy z Evropy do Chile v r. 2002 a výroba nového zrcadla trvala do r. 2006, jenže v r. 2007 neprošlo optickými testy. Po doleštění v r. 2009 bylo i toto zrcadlo poškozeno mořskou vodou, která na zrcadlo prosákla během lodní přepravy.

Teprve v březnu 2011 se podařilo celý systém zkompletovat, ale už zkušební snímky berou dech. V ohnisku teleskopu je instalována digitální kamera OmegaCam s 300 Mpix, složená z mozaiky 32 čipů CCD. Navíc se výborně vybrat místo stavby a tvar kopule, protože průměrný seeing teleskopu VST dosahuje neuvěřitelných 0,4′ (kamera má rozlišení 0,22′/pixel). VST od té doby pořizuje specializované přehlídky oblohy a syrový datový tok během roku dosahuje 30 TB, takže specialisté museli vyvinou složité redukční programy pro optimální zpracování a trvalou archivaci vědeckých údajů.

Nejdůležitější inovací VLT ESO v r. 2011 bylo spuštění interferometrického systému PIONIER, jenž využívá všech čtyř teleskopů k interferometrii na základně až 130 m, což je nejdelší taková základna na světě. Systém pracuje v blízké infračervené oblasti (1,5 – 2,4 μm) s úhlovým rozlišením až 0,003′.

Budoucí obří evropský teleskop E-ELT o průměru složeného hlavního zrcadla 39,2 m bude dle rozhodnutí vedení ESO postaven na Cerro Armazones v Chile v nadmořské výšce 3 064 m ve vzdálenosti vzdušnou čarou asi 20 km od teleskopů VLT na Paranalu. S jeho dokončením se počítá v r. 2022 a na jeho financování se má významně podílet i neevropský stát Brazílie. Ratifikace dohody o přistoupení Brazílie z června 2011 však narazila na odpor v tamějším parlamentu. Ostatně i konkurenční americké projekty (TMT o průměru složeného hlavního zrcadla 30 m na Mauna Kea a GMT tvořeného sedmi 8,4 m zrcadly o efektivním průměru 24,5 m na Las Campanas v Chile), které by měl být dokončeny dříve, narážejí na nejistoty v opatření financí, protože jsou budovány s pomocí mecenášů; státní podporu USA nezískaly.

8.2. Velké kosmické teleskopy

HST uskutečnil 4. 7. 2011 své milionté astronomické pozorování za 21 let vědeckého provozu. Konkrétně šlo o složenou spektrální expozici dlouhou skoro 24 h (!) pomocí kamery WFP3 exoplanety HAT-P-7 (=Kepler-2b Cyg; vzdálenost 320 pc) s cílem najít infračervené pásy vodní páry v její atmosféře. Exoplaneta se řadí k horkým jupiterům (1,8 MJ; 1,4 RJ; oběžná doba 2,2 d; velká poloosa 5,7 mil. km).

Zatímco HST je stále v nejlepší technické kondici za celou dobu své existence, NASA měla v r. 2011 uhájit pokračování projektu 6,5m infračerveného kosmického teleskopu Jamese Webba, protože technické obtíže při jeho konstrukci podstatně zvyšují původně plánované náklady z r. 1997 (1,4 mld. dolarů, tj. 500 mil. dolarů na konstrukci a 900 mil. dolarů na provoz po dobu životnosti teleskopu) s datem startu v r. 2005!. Ve skutečnosti bylo již na konstrukci JWST do r. 2011 vynaloženo už 3,5 mld. dolarů a odhad nákladů pro dokončení v r. 2018 se vyšplhal na více než 6,5 mld. dolarů. Sněmovna reprezentantů proto v červenci 2011 odhlasovala zrušení projektu a NASA byla v šoku, protože jde mimo jiné o mezinárodní projekt spolufinancovaný ESA a kanadskou kosmickou agenturou, tj. celkem 15 státy a částkou 1 mld. dolarů.

M. Turner však upozornil, že podobně se zvyšovaly náklady i odkládaly termíny vypuštění HST, jehož konstrukce a dosavadní provoz přišel na 13 mld. dolarů (bez nákladů na 5 servisních letů!) a šlo nakonec - jak patrno - o účelně vynaložené peníze. Po rozsáhlém lobbování astronomy i širokou veřejností se podařilo koncem září 2011 díky Senátu USA projekt zachránit s tím, že konstrukce nesmí stát více než 8 mld. dolarů a prvních pět let provozu nanejvýš dalších 780 mil. dolarů

8.3. Mikrovlnná a radiová astronomie

Hůře než JWST dopadl kalifornský projekt ATA na observatoři Hat Creek, kde bylo v r. 2007 instalováno 42 parabol o průměru 6 m ambiciózního projektu naslouchání umělým signálům mimozemských civilizací, ale konečným cílem měl být radiointerferometr s 350 parabolami, jenž by ovšem sloužil také běžné radioastronomii v pásmu frekvencí 0,5 – 11,2 GHz. V r. 2011 však Kalifornská universita (UCB) z projektu vycouvala a ten byl následně pro nedostatek financí pozastaven. Koncem roku 2011 se sice podařilo sehnat peníze na jeho pokračování, i když nejspíš už v zamýšleném rozsahu dokončen nebude.

Počátkem roku 2011 byla dokončena výstavba aparatury LOFAR, která má své centrum u vesnice Exloo v holandské provincii Drenthe. Jde o novou koncepci radiointerferometru pracujícího v pásmu metrových vln s nepohyblivými prvky, který se nastavuje na různé části oblohy softwarově. Skládá se z kovových plochých panelů rozmístěných podle určitého schématu na zemském povrchů a svislých tyčových dipólů. Dipóly zaznamenávají rádiové záření z vesmíru ve frekvenčních pásmu 30 – 80 MHz (10 – 3,7 m) , zatímco vodorovné panely pracují v pásmu 120 – 240 MHz (2,5 – 1,25 m). Jednotlivé prvky LOFAR jsou rozprostřeny do vzdálenosti až 1 tis. km od Exloo, tj. též na území Německa, Francie, Velké Británie a Švédska a jsou propojeny s centrálním počítačem v holandském Groningen optickými vlákny.

V polovině července 2011 byla vypuštěna agenturou Roscomos radioastronomická anténa Spektr-R (=RadioAstron) s parabolou o průměru 10 m na velmi protáhlou eliptickou dráhu s přízemím 10 tis. km, ale odzemím ve vzdálenosti 390 tis. km. V kombinaci s pozemními radioteleskopy tak bude pracovat na suverénně nejdelších základnách pro radiointerferometrii dlouhých až 350 tis. km., takže dosáhne úhlové rozlišovací schopnosti řádu miliontin úhlové vteřiny.

Podle sdělení W. Wilsona aj. byla zdokonalena australská radiová aparatura ATCA (Australian Telescope Compact Array; Narrabri), pracující ve frekvenčních pásmech 0,3 – 116 GHz, tj. v pásmu 1000 – 2,6 mm. Od r. 2001 tak dokáže souběžně a velmi rychle snímat data ve více spektrálních čarách a měřit i polarizaci rádiového záření na základnách dlouhých až 3 km.

Velmi úspěšně pokračovala výstavba obří mezinárodní (ESO, USA, Japonsko, Tajvan, Kanada, Chile) observatoře pro milimetrovou a submilimetrovou astronomii ALMA (cena přes 1 mld. dolarů) v chilské poušti Atacama. V září 2011 byla ve výšce 5 tis. m n.m. instalována již 16. přesná parabolická anténa (hmotnost ≈100 t), což umožnilo zahájit zkušební vědecký provoz. Hlavním úkolem observatoře bude studium vesmíru v teplotním pásmu 10 – 50 K s vysokým úhlovým rozlišením i citlivostí, která umožní zkoumat objekty vzdálené od nás přes 4 Gpc.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

C. Winkler aj. připomněli, že veleúspěšná družice ESA INTEGRAL představuje dlouhodobě špičku ve výzkumu kosmu v širokém (téměř 4 řády) pásmu fotonů záření gama s energiemi 3 keV až 10 MeV. Družice odstartovala v říjnu 2002 z ruského kosmodromu Bajkonura dostala se na protáhlou eliptickou dráhu s periodou 72 h s přízemím ve výšce 10 tis. km na Zemí, ale s odzemím plných 154 tis. km, takže po 81 % času se nachází vně van Allenových pásů minimálně 40 – 60 tis. km od Země. Detektory na družici pracují s časovým rozlišením milisekund a zorné pole některých přístrojů dosahuje až 100 čtv. stupňů. Družice zásadním způsobem zlepšila naše vědomosti o energetických procesech ve vesmíru, zejména zmapování celé oblohy v anihilační čáře 511 keV párů pozitron/elektron. Díky družici byla objevena nová třída rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností složek (HMXB) a také změřena polarizace vysokoenergetických fotonů. Díky studiím založeným na tomto pozorovacím materiálu bylo obhájeno již 74 disertací PhD.

Kosmická sonda Mars Odyssey, která odstartovala ze Země počátkem dubna 2001 se stala se umělou oběžnicí Marsu koncem října téhož roku. Pomocí aerobrzdění se pak dostala na současnou nízkou téměř kruhovou polární dráhu ve výšce 400 km nad povrchem planety s oběžnou dobou 2 h. Mezi lety 2002 a 2004 zmapovala povrch Marsu a posléze sloužila též jako retranslační vysílač a přijímač pro vozítka Spirit a Opportunity. Pomohla také své pokračovatelce sondě Mars Reconnaisance Orbiter při úpravě její dráhy aerobrzděním, protože dodávala údaje o okamžité hustotě Marsovy atmosféry v různých výškách. V polovině prosince 2010 se stala nejdéle sloužící umělou oběžnicí u planety Sluneční soustavy, když překonala předešlou sondu/oběžnici Mars Global Surveyor (9,144 roku).

Ruská sonda Phobos-Grunt, která měla odebrat vzorky horniny z Marsova měsíce Phobos a přivézt je zpět na Zemi, bohužel selhala, když po vypuštění počátkem listopadu 2011 se nezapálil raketový motor II. stupně.

8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy

E. Bernadiniová upozornila na nutnost rozšířit parametrický prostor astronomie o rychlé časové změny, abychom měli úplnější informace o přechodných a extrémně krátkých astronomických jevech. Zejména v energetické oblasti >100 MeV se zřejmě vyskytují neobyčejně krátké a silně proměnné úkazy, o nichž máme jen vzácně přesné informace. Například u rychle rotujících milisekundových pulsarů vzniká ve vzdálenostech bilionů kilometrů od neutronové hvězdy silná rázová vlna, která urychluje pozitrony a elektrony na energie až 10 PeV. Její interakce s magnetickým a a zářivým polem pak vytváří proměnnou hypersonickou pulsarovou mlhovinu. Budoucnost astronomie proto spatřuje v synoptických projektech jako LSST, ale data se musejí zpracovávat rychle a automaticky pomocí důmyslného softwaru; časy, kdy astronom seděl u okuláru blinkmikroskopu a porovnával dva snímky téhož zorného pole pořízené v ruzných časech, jsou nenávratně ty tam. Ideálem budoucnosti se stane jednotná virtuální observatoř shromažďující veškerá data o daném kosmickém objektu.

J. Liu aj. poukázali na neuspokojivou situaci v návaznosti galaktických souřadnic. První definice z kongresu IAU v Moskvě v r. 1958 již zastarala. K reformám došlo v letech 1984 a 1994. Ideální vztažné body jsou vzdálené extragalaktické rádiové zdroje, které samy nerotují. Právě tyto zdroj jsou klíčové, protože jejich striktní zavedení do praxe by posunulo přesnost astronomických pozorování na kýžené obloukové mikrovteřiny.

H. Aihara aj. referovali o úspěšné přehlídky SDSS-III, která započala v srpnu 2008 pomocí 2,5m zrcadla na observatoři Apache Point v Novém Mexiku. Přehlídka zatím pokryla 14,6 tis. čtv. stupňů jižní čepičky Galaxie, tj. plnou třetinu celé oblohy, a byla ukončena zveřejněním počítačově přístupného katalogu v lednu 2011. Díky novým detektorům je výrazně kvalitnější než předešlé přehlídky I a II. Podle D. Eisensteina aj. obsahuje údaje o parametrech 1,5 mil. velmi hmotných hvězd a 150 tis. kvasarech ve vzdálenostech 2,0 a 3,4 Gpc od Slunce. Podobně byla týmž teleskopem dokončena spektrální přehlídka SEGUE-II 29 tis. kvasarů, >240 tis. galaxií a 140 tis. hvězd. Katalogy dávají zatím nejlepší údaje o struktuře Galaxie, jejím chemickém vývoji a také o parametrech baryonových oscilací v prostorovém rozložení galaxií a vzdálených kvasarů. Rozsahem jde o opravdu monumentální projekty, jehož význam s časem dále poroste.

Podobně úspěšná je podle M. Szymanského aj. polská přehlídka OGLE-III na observatoři Las Campanas v Chile pomocí 1,3m reflektoru vybaveného mozaikou CCD o rozměru 8 × 8 kilopixelů. V letech 2002-2009 se tak podařilo na ploše 92 čtv. stupňů získat údaje o polohách a event. změnách jasnosti v optickém a blízkém infračerveném oboru pro 340 mil. hvězd. Jak uvedli D. Graczyk aj., v rámci projektu byl sestaven katalog 26 tis. zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu s jasností vyšší než 20 mag ve spektrálním filtru I. Od r. 2009 pak probíhá 4. fáze projektu OGLE, která dále rozšíří statistiku proměnných hvězd u nejbližších sousedech naší Galaxie.

G. Cusumano aj. zveřejnili Katalog zdrojů tvrdého rentgenového záření, který během 4,5 let provozu získala na polovině oblohy aparatura BAT na družici Swift ve třech pásmech v mezích energií 15 – 150 keV. Katalog obsahuje přes 1 250 diskrétních zdrojů, z nichž jen 19 % patří do naší Galaxie a plná polovina nemá žádný protějšek v katalogu družice ROSAT v měkkém oboru rentgenového spektra (<2,4 keV); zato však pro 60 zdrojů (převážně blazarů a aktivních galaxií) nalezli autoři korespondenci s daty aparatury LAT družice Fermi, která pracuje v oboru záření gama (0,1 – 100 GeV).

Data z aparatury BART družice Swift, která nalézá zábleskové zdroje záření gama (GRB), shrnuli T. Sakamoto aj. v katalogu BAT2, jenž pokrývá období od konce r. 2004 do konce r. 2009 a obsahuje údaje o 476 GRB. Oproti katalogu z aparatury BATSE družice Compton se posunula hodnota energie, v níž průměrné GRB září nejvíce, z 320 keV na 80 keV, což je zajisté výběrový efekt (BART je citlivější než bylo BATSE). V přepočtu do klidových soustav souřadnic spjatých s jednotlivými GRB, je však toto maximu posunuto do pásma 140 – 220 keV. Průměrné trvání GRB v datech BART činí 19 s. Zatím nejvzdálenějším objektem zachyceným během výbuchu je GRB 090423 s červeným posuvem z = 8,2, tj. ve vzdálenosti 4,0 Gpc (640 mil. let po velkém třesku).

Při vědeckém zpracování stále rostoucího bohatství statistických údajů o vesmíru hrají podle C. Lintotta a K. Schawinského významnou úlohu počítačoví nadšenci z celého světa, kteří se zapojili do neméně úspěšného projektu Galaxy ZOO, kdy například určují morfologii galaxií nezávislým odhadem jejich tvaru podle instrukcí, které jim poskytují profesionální astronomové. Účastníci projektu si zřídili vlastní internetovou poradnu, kde si vzájemně vyměňují zkušenosti a docilují tak kolektivně jednak daleko vyšší účinnosti klasifikace, než by to dokázal automatický program, a jednak objevují nečekané jevy, na něž jsou všechny počítačové programy krátké.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Ralph Baldwin (1912-2010; krátery na Měsíci); Georgij Krasinsky (*1939; nebeská mechanika); Alan Morwood (*1945; infračervená astronomie, ESO VLT); Gerard Onsorge (*1931; meteory a popularizace astronomie; exil v USA); Norman Ramsey (*1915; atomové hodiny, Nobel 1989); Leif Robinson (*1939; Sky & Telescope); Jaroslav Ruprecht (*1931; hvězdokupy); Ladislav Sehnal (*1931; nebeská mechanika; ředitel ASÚ AV ČR); Antonín Tlamicha (*1930; sluneční radioastronomie); Ludmila Weberová (*1922; časová služba).

9.2. Ceny a vyznamenání

Ve světě: Jocelyn BELLOVÁ-BURNELLOVÁ (G. Reberova m.; pulsary); Enrico COSTA a Gerald FISHMAN (Shawova c.; GRB); George EFSATHIOU, Carlos FRENK, Simon WHITE (Gruberova c.; kosmologie); (Richard ELLIS (Zlatá m. RAS; přístroje HST,TMT); Eberhard GRÜN (Zlatá m. RAS; kosmický prach); Jan PALOUŠ (čestný člen RAS); Saul PERLMUTTER, Brian SCHMIDT, Adam RIESS (Nobelova c. za fyziku; zrychlené rozpínání vesmíru); Lord Martin REES (Templetonova c.; spirituální hodnoty); Joseph SILK (Balzanova c.; kosmologie); Rašid SUNJAJEV (c. Kjótó; reliktní záření); Michael TURNER (Darwinova př. RAS; astročásticová fyzika); Alex VILENKIN (Whithrowova př. RAS; kosmolog. inflace).

Doma: Stanislav FOŘT (5. IOAA; absolutní vítěz); Jiří GRYGAR (Nušlova c.; ČAS); Josip KLECZEK (Littera astronomica, ČAS); Daniela KORČÁKOVÁ (prémie O. Wichterleho, AV ČR); Peter KOSEC (5. IOAA; zlatá m.); Viktor NĚMEČEK (XVI. MAO; zlatá m. - junioři); Michael PROUZA (prémie O. Wichterleho, AV ČR); Jan VONDRÁK (Dr. h.c.; Pařížská obs.); Jakub VOŠMERA (5. IOAA; stříbrná m.); Marek WOLF (Kopalova př., ČAS); Olga ZIBRÍNOVÁ (čestná členka SAS pri SAV).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

L. Wang aj. zveřejnili údaje o mimořádně příznivých astronomických parametrech antarktické stanice Dóm A (souřadnice 80,37° j.š.; 77,35° v.d.), která se nachází v nadmořské výšce 4 090 m asi 1 200 km od pobřeží. Teploty v zimě tak klesají téměř k -90° C. Při 128 zimních nocí opakovaně fotometrovali asi 10 tis. hvězd jasnějších než 14,5 mag v oblasti 23 čtv. stupňů kolem jižního nebeského pólu a našli tak 6krát více proměnných než všechny předešlé přehlídky v Antarktidě dohromady. Kvalita ovzduší zejména pro infračervenou a mikrovlnnou astronomii je zde lepší než v poušti Atacama v Chile.

Podobně P. Tremblin aj. zkoumali po tři roky kvalitu ovzduší na již více využívané stanici Dóm C (75,10° j.š.; 123,35° v.d.), jež se vypíná do nadmořské výšky 3 230 m v oblasti antarktické náhorní roviny. Stanice vyniká v zimě prakticky bezvětřím, takže ve spojení s nízkou teplotou pod -80° C a nepatrným obsahem vodní páry (ekvivalent vrstvy 0,1 – 0,3 mm) je ideální místem pro špičkovou infračervenou a mikrovlnnou astronomii minimálně do vlnové délky 0,35 mm a přitom daleko levnějším než na družicích vysoko nad Zemí.

Umisťování astronomických observatoří do vyprahlých oblastí, kde je hodně jasných dnů i nocí, však přináší i rizika. V poslední dekádě byla lesním požárem prakticky zničena australská observatoř na Mt. Stromlo (červenec, 2003) a vážně ohroženy slavné kalifornské observatoře Mt. Wilson (srpen 2009) i Mt. Palomar (listopad 2009) a nejnověji McDonaldova observatoř v Texasu (červen 2011).

Jak ukázaly příspěvky v 3. čísle 40. ročníku periodika Contr. Astron. Obs. Skalnaté Pleso, k velmi dobrým astronomickým stanovištím ve střední Evropě patří observatoře na vrcholu Lomnického štítu, kde se po dobu 65 let konají speciální astronomická, meteorologická klimatologické a částicová měření. K. Kudela a J. Slivka zde shrnuli údaje o studiu kosmického záření za 40 let provozu aparatur v Košicích i na Lomnickém štítu a J. Rybák údaje o astroklimatu.

V září 2011 se v B. Bystrici uskutečnil 16. sjezd Slovenské astronomické společnosti při SAV, která měla v té době téměř 170 členů. Jejím novým předsedou byl zvolen Dr. Ladislav Hric.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V r. 2011 si česká astronomická veřejnost připomněla 100. výročí narození téměř zapomenutého významného českého fyzika a astronoma Vladimíra Vanda (*6. 2. 1911; +4. 4.1968). K tomuto výročí vydali A. Šolcová a M. Křížek jeho biografii „Cesta ke hvězdám a do nitra molekul“, z níž vybírám některé momenty. Prvním vědeckým zájmem vysokoškoláka Vanda se totiž stal výzkum proměnných hvězd - po Z. Kopalovi převzal vedení sekce proměnných hvězd České astronomické společnosti a společně publikovali Atlas hvězd proměnných (1933). Vand vystudoval fyziku na UK v Praze a pod vedením prof. V. Dolejška se zabýval spektroskopií. Od r. 1935 spolupracoval s Antonínem Svobodou v odd. fyzikálního výzkumu firmy Škoda na vojenských projektech. České ministerstvo obrany dokázalo zařídit odjezd manželů Svobodových i dr. Vanda Protektorátu na začátku května 1939 do Francie.

Po dramatickém útěku z obsazené Francie na kole, v jehož rámu měl Vand ukryté výkresy pro zaměřovače letadel, se dostal do Velké Británie, kde během války pracoval v různých firmách na fyzikálním výzkumu a stal se mj. členem britské Královské astronomické společnosti. Po válce se chtěl vrátit natrvalo do Československa, ale to zhatil komunistický převrat. Už v září 1948 získal dr. Vand britské občanství. Zabýval se pak vývojem mechanických počítačů i rentgenovou krystalografií, kterou také aplikoval ve spolupráci s F. Crickem na určení šroubovicové struktury kyseliny DNA.

V r. 1953 přesídlil do USA, kde začal pracovat ve fyzikálním ústavu Pennsylvánské státní univerzity a stal se zde posléze profesorem krystalografie. Během svého relativně krátkého života publikoval na 160 prací, z toho 10 v prestižním britském časopise Nature, kde také vyšel v r. 1968 jeho nekrolog (Nat 218, 505.). Je po něm pojmenována planetka (129595), objevená na Kleti v r. 1997.

V r. 2011 uplynulo 400 let od Keplerova pražského spisu „De nive sexangula“ o šestičetné souměrnosti sněhových vloček, čímž Kepler položil základy krystalografie. Podnětem ke spisu byl tvar sněhových vloček, které mu přistály na kabátě, když kráčel přes Karlův most a sněžilo. V této práci také Kepler vyslovil domněnku o nejúspornějším využití prostoru stejně velkými koulemi - např. dělovými. Podle Keplera je nejúspornějším řešením umístit vrstvu koulí položených v šestiúhelníkové souměrnosti a další vrstvu uložit do mezer, vzniklých touto souměrností základní vrstvy, atd. pro třetí a další vrstvu. Využití prostoru dosahuje hodnoty π.(3 √ 2 ) = 74,05.% a podle Keplera není žádné úspornější uspořádání. O Keplerově genialitě svědčí zajisté skutečnost, že domněnku se podařilo prokázat až v r. 1998 americkému matematikovi Thomasi C. Halesovi po velmi složitém úsilí, které korunoval obsáhlým 120tistránkovým (!) článkem v mezinárodním matematickém časopise.

V březnu 2011 se uskutečnila cyklistická výprava organizovaná účastníky spanilé jízdy českých a slovenských cyklistů Ebicykl do Francouzské Polynézie. Expedice na (převážně skládacích) bicyklech byla pojata jako pocta astronomovi PhDr. Milanovi Rastislavovi Štefánikovi (1880-1919), jenž v r. 1910 pozoroval na Tahiti Halleyovu kometu a zřídil si tam na Mt. Faiere poblíž Papetee hvězdárnu. O necelý rok později pozoroval 28. 4. 1911 na ostrově Vava'u království Tonga úplné zatmění Slunce. Účastníci jízdy Tahicykl 2011 vyjeli na svých minibicyklech na strmý kopec k památníku, který tam vztyčili RNDr. František Kele a PhDr. Miroslav Musil v r. 1994. Určili přesně jeho polohu v souřadnicích GPS (17°32′46′ j.š.; 149°33′54′ z.d.). Jemný vulkanický černý písek z tahitské pláže pak ebicyklisté přivezli domů a při 28. Ebicyklu Pocta M. R. Štefánikovi v červenci 2011 jej vsypali do Štefánikových památníků na Bradle nad jeho rodnými Košarisky a také u Ivanky při Dunaji, kde v květnu 1919 havarovalo letadlo se Štefánikem a italskou posádkou.

Americký astronom amatér N. Risinger projel a prolétal 100 tis. km, aby pořídil na území USA, ale též Jižní Afriky celkem 37 440 snímků severní i jižní oblohy v pravých barvách, odpovídajících fotopickému lidskému vidění. Soubor dat dosahuje hodnoty 5 Gpix a hodí se pro řadu pozorovacích programů i projektů. Astronomové - pozorovatelé jsou zřejmě dobrými zákazníky leteckých společností, protože podle statistiky běžný astronom pozorovatel nalétá ročně v průměru 37 tis. km.

Podle M. Turnera se stahují černé mraky nad podporou astronomie ve Spojených státech. Nesplnila se doporučení minulé dekadické zprávy o rozvoji astronomické techniky a byly zrušeny cenné kosmické projekty hledání gravitačních vln (LISA) a rentgenové astronomie (IXO). Naproti tomu ESA, která má výhodu ve víceletém plánování, postupuje mnohem úspěšněji a systematicky.

Závěr

Jedním z nových rysů posledních let se stala intenzivní spolupráce astronomů amatérů ba i jiných dobrovolníků s profesionálními astronomy pomocí metod sdíleného počítání podle vzoru SETI@Home. NASA využívá tzv. clickworkerů („klikařů“), tj. dobrovolníků, kteří např. klasifikují klikáním myší tvar a rozměry kráterů na Měsíci či na Marsu, ale jiný úspěšný projekt hledá nyní pod mikroskopem v aerogelu sondy Stardust stopy zachycených prachových částic uvolněných různými procesy z kometárních jader. R. Benjamin rozjel projekty hledání bublin horkého plynu na 440 tisících přehlídkových snímcích celé naší Galaxie. 354 tis. dobrovolníků už našlo na 50 tisíc bublin na 85% rozlohy Galaxie. Velmi oblíbený je i projekt Planet Hunters (lovci planet) pro ruční prohlídku nepřeberného množství světelných křivek družice Kepler s cílem nalézt v tomto materiálu vzácné případy exoplanet, které automatický software nedokázal zjistit. Ukazuje se tedy, že navzdory pokroku ve výpočetní technice i teorii informace mohou sdílené výpočty kvalifikovanými laiky dosáhnout lepších výsledků a tento trend bude v budoucnosti ještě zesilovat.

Astronomický výzkum se v průběhu éry Žně objevů, která započala v r. 1966, opravdu významně rozšířil. První přehled zabral pouhých 8 normalizovaných stran na psacím stroji. Poslední předešlý přehled za rok 2010 by měl v přepočtu z počítače na psací stroj již 250 stran. Neobyčejně ztloustly hlavní astronomické časopisy: Astrophysical Journal a Letters (vycházejí 3x měsíčně a každé číslo má v průměru 1,2 tis. tiskových stran); Monthly Notices RAS (3x měsíčně; 900 stran); Astronomy a Astrophysics (2x měsíčně; 900 stran); Astronomical Journal (1x měsíčně; 500 str). Podklady pro Žně objevů však získávám i čtením vědeckých týdeníků Nature a Science a dalších přibližně 15 astronomických a astrofyzikálních časopisů. Za rok se mi tak nahromadí na 1,5 tis. výpisků z časopisů, ale i z konferencí a tiskových zpráv, takže v průměru musím za měsíc prolistovat asi 15 tis. tiskových stran. To je též důvod, proč jsem s psaním přehledů tak opožděn.

M. Hilbert a P. Lópezová odhadli světovou technickou schopnost ukládat data, sdílet je a počítat s nimi tak, že sledovali, jak se tyto schopnosti vyvíjely díky 60 různým analogovým a digitálním způsobům zpracování informací v období let 1986-2007. V r. 2007 lidstvo úsporně uložilo 290 exabytů informací, přeneslo komunikačními kanály 2 zettabyty dat a počítače pracovaly úhrnným tempem 6,4 exabyte/s. Schopnost všech počítačů vrostla za r. 2007 proti předešlému roku o 58 %! Oboustranná výměna informací se za ten rok zvýšila o 28 % a objem uložených informací stoupl o 23 %. Od r. 1999 se odehrává většina telekomunikačních přenosů digitálně a analogové přenosy téměř zanikají, protože v r. 2007 už 99,9 % přenosů informací se uskutečnilo digitálně. Podobně se vyvíjí i digitální ukládání dat do archivů a databází. Digitální ukládání převýšilo analogové v r. 1990 a v r. 2007 dosáhlo 94 %.

Jako citát roku jsem vybral výňatek z projevu bývalého francouzského prezidenta Nicolase Sarkozyho: „Bez základního vědeckého výzkumu nemohou přijít žádné aplikace. Koneckonců elektřina a žárovka nebyly vynalezeny postupnými inovacemi svíčky.“