Žeň objevů 2012

Věnováno památce Prof. RNDr. Jana Horského, DrSc. (*1940) z Přírodovědecké fakulty MU v Brně; Mgr. Ivana Molnára (*1930) z Astronomického kabinetu v Galantě); Mgr. Dalibora Nedbala (*1980), PhD. z MFF UK v Praze; Ladislava Schmieda (*1927), dlouholetého pozorovatele Slunce z Kunžaku a Mgr. Antonína Vítka, CSc. (*1940) ze Základní knihovny AV ČR v Praze.

„Předpověď státního rozpočtu na vědu je obtížnější než předpověď budoucího osudu vesmíru.“

Michael Turner, americký astrofyzik (po rozhodnutí americké Národní rady badatelské [NSF] o brzkém uzavření velkých amerických teleskopů)

Úvodem

V roce 2012 jsme mohli naposledy ve svém životě pozorovat přechod planety Venuše přes sluneční kotouč, protože příští přechod bude ze Země pozorovatelný až v r. 2117. Kosmická sonda Dawn poskytla podrobné údaje o povaze planetky Vesta a u jedné složky nejbližší trojhvězdy α Centauri byla objevena rozžhavená exoplaneta jen o něco hmotnější než Země. Přestože zákrytová dvojhvězda ε Aurigae byla během dlouhého zákrytu v letech 2009-2011 pozorována všemi dostupnými prostředky moderní astronomie, zůstává tato soustava s dlouhou oběžnou dobou 27 roků po zpracování nových měření stále záhadná.

V blízkosti černé veledíry v jádře naší Galaxie se podařilo objevit hvězdu, jež na své protáhlé eliptické dráze se přibližuje k veledíře na vzdálenost pouhých 11 světelných hodin (80 AU). Souběžně se k veledíře v r. 2012 přibližovalo mezihvězdné mračno G2 rychlostí již 2,4 tis. km/s a mělo by v pericentru obletět veledíru ve vzdálenosti jen 260 AU. Vylepšený Hubbleův kosmický teleskop dokončil snímkování extrémně hlubokého pole (XDF) započaté již v r. 2003 se souhrnnou expozicí téměř dvou dnů. Na snímku je vidět na 5 tisíc galaxií, z nichž ty nejvzdálenější vidíme ve vzdálenosti přes 13 mld. let.

Přes nejrůznější finanční omezení astronomie přináší téměř denně nové a nečekané objevy, takže výběr aspoň stručných údajů o těch, které považuji za nejzajímavější, je rok od roku časově náročnější.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

Díky údajům z kosmické sondy MESSENGER, jež obíhal kolem planety po téměř polární protáhlé eliptické dráze, zjistila S. Weiderová, že na Zemi patrně dopadly i meteority z Merkuru. Průměrný interval mezi impaktem meteoritu na Merkur, který při dopadu vysokou rychlostí a pod šikmým úhlem snadno vymrští vzorky Merkurova regolitu do kosmického prostoru, a následným dopadem takového úlomku na Zemi, činí kolem 30 mil. let. Pokud primární meteorit dopadá na Merkur pod úhlem <15° k obzoru, vznikne zřetelně eliptický kráter, jehož hlavní osa vyznačuje směr příletu meteoritu. Autoři soudí, že meteority z Merkuru budou bohaté na sloučeniny hořčíku, ale chudé na sloučeniny železa, což by mohlo pomoci při jejich identifikaci mezi dosud nalezenými mnoha desítkami tisíc meteoritů.

Následně M. Zuberová aj. ukázali, že planeta nejbližší ke Slunci má relativně největší kovové (převážně železné) jádro zabírající 85 % poloměru Merkuru, takže je poněkud paradoxní, že v povrchových vrstvách planety železo evidentně chybí. Kovové jádro je navíc zřejmě roztavená, čili jde o kapalinu s extrémně vysokou hustotou. Autoři též našli na povrchu planety známky dávného vulkanismu v podobě utuhlých polí a proudů lávy i tektonických pochodů v prvních stovkách milionů let existence Sluneční soustavy. D. Lawrence aj., N. Chabotová aj. a D. Paige aj. odhalili v některých kráterech na Merkuru několik set milimetrů pod povrchem regolitu pláty vodního ledu třemi nezávislými metodami (radar, laserová topografie a rozložení rychlých neutronů). Teplota ledových plátů, které nejsou nikdy vystaveny přímým slunečním paprskům, činí v průměru jen 100 K, takže led tam navzdory pomalé sublimaci přežije ještě několik miliard let.

Podle D. Smithe aj. je Merkur snad nejpodivnější kamennou planetou Sluneční soustavy s normalizovaným momentem setrvačnosti 0,35 (Země má 0,33 a Mars 0,37; homogenní koule by měla moment 0,40) a střední hustotou 5 430 kg/m3. Z toho vyplývá, že kamenný plášť Merkuru pluje na roztaveném vnějším jádru železa a niklu. Odtud pochází též magnetické pole planety. Vnější slupka pláště o tloušťce 400 km má hustotu 3,65násobek hustoty vody, kdežto plášť Země je o něco řidší (3,4krát voda). Nad ní se pak nachází tenká křemičitá kůra s deficitem železa a titanu. Jak ukázali M. Zuberová aj. z 10 milionů topografických měření laserovým altimetrem, je rozsah nerovností povrchu Merkuru podstatně nižší než na Marsu či našem Měsíci.

Největší impaktní pánví je Caloris o průměru 1,46 tis. km, ale celkem šest pánví má průměr větší než 1 tis. km. Podle výpočtů A. Correia a J. Laskara jsou impaktní pánve dokladem dopadů velkých planetek na planetu. Pánve jsou po povrchu rozmístěny nerovnoměrně, což svědčí o tom, že Merkur měl původně synchronní rotaci (poměr 1:1), která se vinou zmíněných obřích nárazů změnila na současný poměr oběžné doby a rotace 3:2, což ovšem se mohlo stát jen tehdy, byl-li původní směr rotace planety retrográdní.

V dubnu 2012 upravili technici NASA dráhu sondy MESSENGER tak, aby snímala zblízka jižní polokouli planety a tím se dokončil průzkum Merkuru s dosud daleko nejvyšším lineárním rozlišením. Díky tomu zjistili G. Di Achille aj., že poloměr Merkuru je o 3 km menší, než se dosud uvádělo a tím se odstranil nesoulad mezi měřenými hodnotami a termomechanickými modely planety. V zastíněných oblastech Merkuru se nachází až miliarda tun vodního ledu, protože ve stínu klesá teplota povrchu planety pod -170 °C, kdežto na osvětlené straně stoupá až na +400 °C.

1.1.2. Venuše

Rok 2012 byl v životech nás všech posledním, kdy jsme mohli pozorovat přechod Venuše přes sluneční kotouč. Příští pár tranzitů Venuše se odehraje až 10./11. prosince 2117 (v Evropě neviditelný) a 8. prosince 2125 (část úkazu bude v Evropě viditelná). První předpověď transitu Venuše pochází od Johannesa Keplera (1571-1630) z r. 1627. K úkazu mělo dojít 6. prosince 1631, ale na evropském kontinentu nemohl být pozorován, protože v době tranzitu zde už Slunce zapadlo. Kepler to nemohl zjistit, jelikož údaje o dráze Venuše, které měl po ruce, byly jen přibližné a Kepler proto počítal transit pro fiktivního pozorovatele v těžišti Země. Z téhož důvodu se domníval, že v r. 1639 Venuše těsně mine Slunce, ale předpověděl správně další transit v r. 1761. Kepler také předpověděl tranzit Merkuru přes sluneční kotouč, který zaznamenal francouzský badatel Pierre Gassendi (1592-1655) v Paříži 7. listopadu 1631 ve shodě s Keplerovým výpočtem.

Zpřesněný výpočet mladého anglického astronoma Jeremiaha Horrockse (1618-1641) však v říjnu 1639 ukázal, že transit Venuše nastane v neděli 4. prosince téhož roku odpoledne a bude ve Velké Británii viditelný. Sám pozoroval tento úkaz v osadě (Much) Hoole a jeho přítel William Crabtree (1610-1644) v Broughtonu krátce po 15. h místního času (Slunce na těchto místech zapadlo v 15:50 h). Horrocks na základě těchto pozorování zpřesnil rozměry a polohu Venuše vůči Slunci a Zemi. Pro hodnotu vzdálenosti Země-Slunce tak odvodil vzdálenost 95 mil. km, která byla ve své době daleko nejblíže dnešní hodnotě astronomické jednotky. Horrocks byl také první, kdo ukázal, že Měsíc obíhá kolem Země po eliptické - tedy nikoliv kruhové - dráze. Horrocksovy zápisky byly po jeho smrti nezvěstné. Důležitou část z nich objevil a zveřejnil v r 1662 gdaňský hvězdář Johannes Hevelius (1611-1687) a zbytek vyšel péčí londýnské Královské společnosti v letech 1672-1673.

O další popularitu vzácných přechodů Venuše pře Slunce se v r. 1716 postaral britský Královský astronom Edmond Halley (1656-1742), když ukázal, jak lze z těchto pozorování a za použití Keplerových zákonů určit lineární rozměry drah planet, které byly předtím známy jen v relativních poměrech. Potřebnou základnu, kterou dnes nazýváme astronomická jednotka („au“ podle nové definice IAU), mohlo poskytnout pozorování tranzitu Venuše z více stanovišť pokud možno co nejvíce od sebe vzdálených. (Venuše je tak jasná a úhlově velká, že nelze přesně určit její paralaxu měřeními během noci.) Tak byly využit oba přechody v XVIII. stol., tj. 1761 a 1769 (s přesností ±1,3 %) i další pár v XIX. stol.: 1874 a 1882. Od počátku XX. stoleti však astronomové postupně objevili několik možností, jak změřit délku astronomické jednotky přesněji.

Tranzit Venuše 6. června 2012 byl u nás pozorovatelný jen zčásti, protože Slunce ten den u nás vycházelo až před 5. hodinou letního času - tedy v době, kdy už dvě třetiny úkazu proběhly. Poslední 4. kontakt se pak odehrál v 6:37 h. Naštěstí bylo na většině našeho území jasno, ale pochopitelně daleko lepší podmínky jsme měli při předešlém přechodu Venuše 8. června 2004. Tehdy se unikátního jevu chopila Evropská jižní observatoř (ESO), když vyzvala astronomy-amatéry a zejména pak středoškolské studenty, aby klasickou cestou určili délku astronomické jednotky. To se tehdy povedlo znamenitě; výsledná hodnota (149 608 708 ±11 835) km se od kanonické hodnoty lišila jen o 0,007 % .

V r. 2012 však sledování tranzitu Venuše pro vědecké cíle doslova chytilo druhý dech. Zatímco v r. 2004 jsme znali jen dvě exoplanety, které byly objeveny metodou tranzitů přes kotouček mateřské hvězdy, v r. 2012 jsme už takových exoplanet měli kolem tisíce. Jelikož Venuše má navíc velmi hustou atmosféru, právě tranzit její atmosféry přes okraj Slunce poskytl zajímavé možnosti pro kalibrování tranzitů exoplanet a toho astronomové hbitě využívali. Ostatně dobře věděli, že teď bude následovat přestávka dlouhá 105 let, než se něco takového bude moci zopakovat. O důležitosti pozorování v r. 2012 svědčí i okolnost, že tranzit Venuše sledovaly všechny kamery a spektrografy na HST, který přirozeně nelze namířit na Slunce, ale může se dívat na Měsíc, jenž slouží jako neutrální zrcadlo. Tak lze získat jedinečné kalibrační údaje pro všechny druhy pozorování tranzitů vzdálených exoplanet. Zajímavé srovnávací údaje o atmosféře Venuše přitom získala také japonská družice Hinode (jap. úsvit). Kuriózní snímek přeletu Mezinárodní kosmické stanice přes sluneční kotouč během tranzitu Venuše pořídil australský astronom-amatér T. Legault - tranzit ISS trval ovšem jen 1 sekundu, kdežto Venuši to trvalo 6 hodin a 40 minut.

J. Pasachoff připomněl, že až dosud pozorovali astronomové pouze 6 tranzitů Venuše, takže naše generace měla se dvěma tranzity docela štěstí - oba byly viditelné v Evropě a oběma přálo počasí. Teprve při soudobých tranzitech Merkuru i Venuše astronomové objasnili, proč při 1. a 4. kontaktu dochází k efektu „černé kapky“, která tak potrápila astronomy 18. a 19. století, když chtěli co nejpřesněji změřit čas těchto kontaktů. Nejde však ani o refrakci světla v atmosféře Venuše, ani o difrakci světla na použité optice. Obraz Venuše je rozmazán vlivem konečného rozměru optiky a následkem silného zeslabení světla na okraji slunečního kotouče (tzv. okrajového ztemnění). Dne 20. září 2012 bylo navíc možné sledovat tranzit Venuše přes Slunce pro hypotetického pozorovatele na Jupiteru pomocí zeslabení jasnosti Jupiteru, které by dokázal změřit HST. Pokud by se tato pozorování zdařila, připadá v úvahu vědecké sledování tranzitu Země na Jupiteru opět stejnou metodou již 5. ledna 2014 a pak znovu v r. 2026.

Jak uvedl J. Bishop, v intervalu let 1500-2500 proběhlo či proběhne celkem 18 tranzitů Venuše, které po sobě následují v intervalech 8 - 105,5 - 8 - 121,5 let, takže celý cyklus se opakuje po 243 letech. Pro osmileté páry platí, že dráhy červnových párů na slunečním disku probíhají k sobě blíž než dráhy prosincových párů a druhý transit v červnovém páru leží severněji než první, kdežto u prosincových párů leží naopak jižněji. Druhý tranzit v páru se odehrává vždy o 2 - 3 dny v daném měsíci dříve než první. Kromě již zmíněných párů ve 22. století se další párové tranzity odehrají 11. června 2247 a 9. června 2255; další pak 13. prosince 2360 a 10. prosince 2368 a konečně 12. června 2490 a 10. června 2498.

Ačkoliv je Venuše na první pohled dvojníkem Země kvůli svým rozměrům a hmotnosti, podle A. Aitty se geologicky liší tím, že nemá samostatné litosférické desky, které se pohybují na plastickém podloží. Následkem toho je také teplota nitra Venuše podstatně nižší než na Zemi, když dosahuje jen 5,2 kK. Přestože na rozdíl od Země, nemá Venuše magnetické dynamo ve svém nitru, existuje kolem planety protáhlá magnetosféra podobně jako vidíme u komet. T. L. Zhang aj. pozorovali pomocí evropské kosmické sondy Venus Express v polovině května 2006 náhlé zjasnění ve chvostu Venušiny magnetosféry. Autoři soudí, že v magnetosféře se skladuje magnetická energie, která pod vlivem koronální ejekce hmoty ze Slunce dokáže rychle ohřát část plazmatu v podobě plazmoidu pomocí přepojení (rekonexe) magnetických siločar. Podobné procesy již byly pozorovány v magnetosférách Merkuru, Země, Jupiteru i Saturnu.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

Podle redakčního komentáře v časopisu Science začaly koncem 90. let minulého století počítačové předpovědi počasí překonávat ty, které byly sestavovány zkušenými meteorology, ale určité typy počasí dosud předpovědím pomocí superpočítačů vzdorují. Poloha hurikánů se dá na 48 h dopředu určit s chybou pod 180 km, ale pětidenní předpověď má stále chybu téměř 500 km. Podobně se díky citlivějším a podrobnějším seismickým měřením daří zlepšovat údaje o struktuře zemského nitra.

D. Siingh aj. se v přehledovém článku věnovali stále dosti záhadným nadoblačným bleskům ve stratosféře a vysoké atmosféře Země, které souvisejí zvláště se silnými bouřkami v troposféře. Jde o pestrý soubor úkazů souhrnně označovaných jako přechodné světelné úkazy (angl. TLE) vystřelujících z bouřkových mračen vzhůru v podobě skřítků a elfů, ale také medúz i vodorovných prstenů, lívanců či koblih ve výškách až 100 km nad Zemí. Autoři soudí, že tyto podivuhodné krátkožijící jevy jsou způsobeny lavinovitými relativistickými mechanismy v řiďounké vysoké atmosféře. Daří se je pozorovat z umělých družic, ale velmi pěkné snímky s vysokým úhlovým i časovým rozlišením lze pořídit i ze zemského povrchu, když autoři monitorují bouřky vzdálené od nich přibližně 100 km, jak dokazují také čeští fotografové P. Štarha a M. Popek.

Počátkem února 2012 dosáhli ruští geologové po více než dvou dekádách obtížného vrtání v antarktickém ledu cíle, tj. otevřeli hladinu podzemního jezera Vostok v hloubce 3 769 m pod povrchem. Voda z jezera vpadla do vrtu a vystoupala v něm do výšky 40 m, kde poměrně rychle zmrzla. S ohledem na nutnost odletu před blížící se zimou odložili výzkumníci odebrání vzorků na následující léto. Podle V. Lukina je jezero staré 14 mil. roků, má hloubku 1 km a rozlohu 14 tis. čtv. km, takže jde o 7. největší jezero na světě. Mezitím začali Britové vrtat směrem k hladině jezera Ellsworth, nad nímž jsou 3 km ledu. Vrtají však paprskem horké vody (tato technologie byla vyvinuta pro známý detektor neutrin IceCube), takže vrtání probíhá velmi rychle. Jezero je staré asi 1 mil. let; má jen malou plochu, ale zato je patrně extrémně hluboké (údajně 160 m), takže spíše vyplňuje hlubokou trhlinu.

G. Retallack soudí, že nemáme žádné důkazy o výstupu života z vody na souš z doby před více než 542 mil. lety. V oceánech se právě tehdy ovšem odehrála doslova exploze různých druhů života, jak prokazují zkameněliny z té doby. Velké vymírání nastalo podle T. Blackburna aj. v čase (201,56 ±0,03) mil.let před současností, čemuž odpovídá první ze tří epizod silného vulkanismu na rozhraní triasu a jury. Tehdy se rozpadla prapevnina Pangea a započal se rozevírat Atlantický oceán. Na těchto přeměnách nejvíce vydělali populární dinosauři, kteří pak dlouho dominovali pozemské fauně.

K. Omi shrnul poznatky z katastrofálního zemětřesení Tóhoku, které zasáhlo 11. března 2011 pobřeží Japonska vlnou tsunami dosahující místy až neuvěřitelné výšky 38 metrů. Právě vinou této vlny zahynulo během hodiny na 19 tisíc lidí, ale ztráty lidských životů by byly daleko vyšší nebýt preventivních cvičení a opatření, která jsou v Japonsku soustavně vylepšována. Varování o vlně tsunami 50 km od pobřeží byla vyhlášena 3 minuty po začátku otřesů, ale bohužel asi 40 % ohrožených obyvatel zaváhalo s útěkem.

Vlna dorazila do jaderné elektrárny Fukušima po 40 minutách, takže odborníci stačili navzdory výpadku elektřiny chladit tři zasažené reaktory, v nichž se roztavily palivové články, a zalévat je kyselinou boritou. Z okolí jaderné elektrárny Fukušima se podařilo během několika hodin evakuovat mnoho desítek tisíc lidí žijících v kritické vzdálenosti do 20 km. Díky těmto opatřením více než 99 % lidí z okolí elektrárny dostalo během 4 měsíců od katastrofy radiační dávku <10 mSv; vůbec nejvyšší dávka byla jen 23 mSv, zatímco minimální riziková dávka činí 100 mSv.

Vlivem zemětřesení se severovýchodní Japonsko posunulo o 2,4 m směrem k Severní Americe. Pacifická deska, která se poměrně rychle (až 90 mm/r) podsouvá pod menší litosférickou desku Honšú, se posunula na západ až o 20 m. Zemská rotační osa se posunula o 100 mm, čímž se nepatrně změnil i její sklon a den se se zkrátil o 1,8 μ. Dotřesy o síle až 7 Richterovy stupnice trvaly do června 2011. V Antarktidě se 18 h po hlavním zemětřesení odlomil velký kus obřího ledovce. Tyto úkazy jsou zároveň varováním pro případ, že by do oceánu někdy dopadla planetka o rozměru větším než 1 km.

D. Farnocchia aj. proto navrhl rozmístit po obvodu zeměkoule širokoúhlé robotické teleskopy, které by objevovaly většinu rizikových planetek s rozměry 160 – 10 m aspoň s několikadenním předstihem před srážkou. I když účinnost systému by nebyla větší než 50 %, přece jen by to stálo za ty peníze; například těleso o hmotnosti a rozměru pověstného Tunguského meteoritu by bylo takovým systémem objeveno nejpozději týden před drtivým dopadem.

M. Connors aj. nalezli v údajích infračervené družice WISE těleso 2010 TK7, které pak dále sledovali pomocí 3,6m teleskopu CFHT. Tak se jim podařilo objevit prvního Trojana Země, který má průměr přibližně 0,3 km a nachází se poblíž Lagrangeova bodu L4 soustavy Země-Slunce ve vzdálenosti 80 mil. km před Zemí. Takových těles je patrně více, ale těžko se hledají, protože se neustále nacházejí úhlově příliš blízko ke Slunci.

1.1.3.2. Kosmické katastrofy na Zemi

J. Lissauer aj. nepotvrdili výpočty J. Laskara aj. z r. 1993 o klíčovém vlivu Měsíce na kolísání sklonu zemské rotační osy k ekliptice. Zatímco dřívějším autorům vycházelo, že bez stabilizace Měsícem by sklon kolísal v rozmezí 0 – 85°, nynější simulace prokazují, že i bez Měsíce by zemská osa měnila v posledních 4 mld. let sklon nanejvýš o 25° po dobu stovek milionů let. Naproti tomu se potvrdil tehdejší závěr, že sklon rotační osy Marsu k ekliptice skutečně kolísá v rozmezí 0 – 60°, což má značný vliv na změny Marsova klimatu.

Y. Luo aj. zjišťovali, co by se stalo, kdyby Zemí pronikala hypotetická prvotní černá díra malé hmotnosti vzniklá těsně po velkém třesku. Četnost takových úkazů musí být ovšem nutně menší než jeden případ za 10 mil. roků, ale blízká přiblížení k Zemi se mohou odehrávat v průměru každých 100 tis. roků, přičemž hmotnost prvotních černých děr může dosáhnout až 10 M☉! Tak vysoké hmotnosti by při těsném přiblížení úplně rozvrátily Sluneční soustavu, ale výskyt takových bumbrlíčků mezi prvotními černými děrami bude nejspíš zanedbatelný. Běžné černé minidíry by proletěly bez úhony celou Zemí a způsobily by zemětřesení na povrchu o síle nanejvýš 4. stupně Richterovy škály.

Nové údaje o vymírání drobných organismů v oceánu i na souši ukazují, že škeble a mlži v oceánech a rostliny na souši začaly vymírat již 200 tis. let před dopadem planetky Chicxulub před 65 mil. lety, což časově souvisí s nástupem gigantických vulkanických erupcí na Deccanské planině v centrální a západní Indii, kde se během stovek tisíc let vylilo na 500 mil. km3 bazaltických hornin. Následkem toho došlo ke globálnímu oteplení oceánů až o 7° C a výraznému zvětšení skleníkového efektu zemské atmosféry.

K. Fegley a L. Schaeferová ukázali, že až Slunce zestárne a změní se v červeného obra, začne překotně zahřívat Zemi na teploty přes 550 K, při níž se vypaří voda z oceánů, ale postupně i jiné těkavé materiály. Při teplotách kolem 1 kK se začne vypařovat methan a čpavek a při teplotě 1,7 kK rovněž SiO, takže se rozpustí kontinenty. Naštěstí se vše odehraje ve velmi vzdálené budoucnosti za více než 6 mld. let.

Během éry Archea (3,8 – 2,5 mld. let před současností) rotovalo podle O. Cohena aj. Slunce v periodě 6 – 15 dnů, takže mělo výrazně silnější magnetickou aktivitu, což se projevovalo kolísáním toku kosmického záření na Zemi až o řád během milionů let. Také zářivý výkon Slunce v pásmu rentgenového a ultrafialového záření byl podstatně vyšší než dnes.

S. Som aj. upozornili na stále nevyřešený paradox nízkého zářivého výkonu mladého Slunce, když našli v Jižní Africe důkazy o tom, že před 2,7 mld. let, kdy Slunce mělo jen 80 % dnešní svítivosti, nebylo v atmosféře Země nijak podstatně více skleníkových plynů - především CO2 - a zemská atmosféra nebyla o nic hustší než dnes. Není proto stále jasné, jak je možné, že naše oceány tehdy nezamrzly a život nezhasnul.

F. Steinhilber aj. zkoumali zastoupení radionuklidů 10Be různého stáří v ledu z Antarktidy, Grónska a krápníkových jeskyní v Číně a porovnávali je s daty o výskytu radionuklidu 14C v letokruzích stromů za posledních 9,4 tis. let. Tím získali údaje o změnách sluneční činnosti a porovnáním se změnami klimatu zjistili, že na ně nemá sluneční činnost vliv. F. Miyake aj. objevili v letokruzích japonských cedrů důkazy o silném zvýšení toku kosmického záření na Zemi v letech 774-775 n.l. Jelikož měli po ruce údaje za období let 750-820 n.l. s časovým rozlišením 1-2 roky, jde zatím o nejpodrobnější sledování takové variace, která převýšila běžné kolísání toku se sluneční činností dokonce dvacetkrát. Období zvýšeného toku se pozoruje s hrubším časovým rozlišením 10 let také ve vzorcích z Evropy, Severní Ameriky a Antarktidy, takže šlo o celosvětovou záležitost, kterou nemohla způsobit ani obří sluneční erupce, ani výbuch blízké supernovy. Podle těchto měření se tok kosmických paprsků vrátil k normálu až v r. 790 n.l.

I. Usoskin a G. Kovaltsov hledali doklady o extrémních výronech urychlených částic (angl. CME) ze Slunce a ohrožujících Zemi za posledních 11,4 tis. let. Nalezli tak celkem 19 gigantických výronů, které zasáhly Zemi. Největší z nich se odehrály kolem r. 780 a 1 460 n.l. Jejich výsledky souhlasí také s rozborem vzorků z Měsíce, které byly vystaveny stejným výronům.

Redakce časopisu Nature upozornila na možné důsledky zásahu Země obřím CME, protože při dosud největší zaznamenané sluneční bouři ze dne 13./14. března 1989 se ocitlo 5 milionů Kanaďanů na 9 h bez elektřiny a škody na majetku a provozech dosáhly 2 mld. dolarů. Mj. bylo přerušeno spojení s 1,6 tis. umělých družic a kosmických sond, takže navigace GPS by přestala v podobném případě fungovat.

N. Young aj. studovali ledová jádra z grónských vrtů starých až téměř 13 tis. roků a tak našli epizody náhlých ochlazení s průměrnými ročními teplotami až o 15° C nižšími než dnes v intervalu 12,9 – 11,7 tis. let před současností. Další taková epizoda trvající 150 let postihla severní polokouli pře 8,2 tis. lety, kdy bylo o 3 – 4° C chladněji než nyní. Jak ukázal L. Skiner, závislost změn klimatu na kolísání průměrných teplot je výrazně nelineární. K porušení homeostatické rovnováhy dochází při změně průměrných teplot minimálně o 2° C. V pozdním pliocénu před 21 tis. lety se silně ochladilo po výbuchu obřího vulkánu. Obsáhlá diskuse o tom, jak dalece je Země speciální planetou mezi těmi již tisíci objevených či tušených, proběhla v r. 2012 v Královské astronomické společnosti a její výsledky shrnuli D. Waltham a L. Dartnell. Fenomén komplexního života na Zemi odborníky čím dál tím více fascinuje a na výsluní se znovu dostává tolikrát odmítaný antropický princip a také proslulý Fermiho paradox (kde tedy všichni jsou?). Nejplodnějším směrem výzkumu se stává studium extromofilních organismů na Zemi, tj. zejména v oceánech a pod jejich dnem.

1.1.3.3. Bolidy a meteority

P. Spurný aj. zpracovali údaje o meteoritu Bunburra Rockhole, jehož bolid byl zaznamenán australskou sítí Desert Fireball Network (DFN) 20. července 2007 v 19:14 h UT. Při vstupu do zemské atmosféry měl vstupní rychlost 13,4 km/s a hmotnost pouhých 22 kg. Začal svítit od výšky 63 km a v maximu dosáhl vizuální hvězdné velikosti jen -9,6 mag. Svítící dráhu o délce 65 km urazil během 6 sekund a sklon jeho dráhy k povrchu Země činil 31°. Při prvním hledání v terénu v říjnu 2008 se autorům podařilo nalézt první úlomek o hmotnosti 0,15 kg jen 97 m od vypočtené centrální linie dopadů a druhý úlomek o hmotnosti 0,18 kg pouze 39 m severně od zmíněné linie. Při druhé expedici v únoru 2009 byl objeven ještě třetí úlomek o hmotnosti 0,015 kg ve vzdálenosti 100 m od vypočteného místa dopadu. Měření ukázala, že celková hmotnost úlomků, které dopadly na zemský povrch, dosáhla asi 1 kg, takže se podařilo nalézt celou třetinu tohoto množství díky mimořádně přesným výpočtům míst dopadu úlomků.

Úspěch je o to větší, že svítící dráha bolidu začala velmi daleko od dvou kamer sítě DFN (316 a 188 km) a skončila 264 a 127 km od nich, takže trajektorie bolidu probíhala ve výškách 10 – 6°, resp. 19 – 13° nad obzorem. Dráha meteoroidu ve Sluneční soustavě odpovídá drahám typu planetek Aten, tj. téměř celá eliptická dráha se nachází uvnitř dráhy Země (velká poloosa dráhy 0,85 AU; výstřednost 0,245 a sklon k ekliptice 9°).

Podle K. Weltena aj. se úlomek dostal na tuto dráhu poměrně nedávno; předtím šlo o drobný odštěpek větší planetky pohybující se v hlavním pásu. Mineralogicky je klasifikován jako vyvřelý achondrit (eukrit), takže jde o první meteorit tohoto druhu s rodokmenem. Jeho stáří na základě rozpadové řady K/Ar činí 4,1 mld. let. V nalezených úlomcích se podařilo identifikovat krátkožijící radionuklidy 22Na, 54Mn, 10Be, 26Al a 36Cl, takže meteoroid se v kosmu pohyboval 22 mil. roků jako samostatné těleso. Při vstupu do zemské atmosféry měl průměr jen 0,3 m, takže je téměř s podivem, že se zcela nerozplynul v atmosféře.

Bolidová síť DFN v australské poušti Nullarbor v západní Austrálii byla vybudována společným úsilím českých a britských astronomů mezi prosincem 2005 a listopadem 2007 a pokrývá plochu 250 tis. km2. Používá objektivů typu rybí oko Distagon 3,5/30 mm se zorným úhlem 180°, vybavených rotujícím sektorem se záznamem obrazů na planfilmy Ilford formátu 90 × 120 mm. Zásobník kamery obsahuje 32 filmů, takže kamery pracují zcela automaticky po dobu více než jedné lunace zcela bez poruch, navzdory velkým výkyvům venkovní teploty v poušti (0 – 50°C). Kamery zkonstruovala česká firma Space Devices.

P. Spurný aj. ohlásili, že se jim dvacet let po pozorování jasného superbolidu Benešov (7. května 1991) podařilo nalézt v terénu tři úlomky meteoritu díky zlepšené metodě analýzy tehdejších snímků z celooblohových kamer a tedy další meteorit s rodokmenem. Meteoroid měl při vstupu do atmosféry průměr 1 m, vysokou rychlost 21 km/s a sklon >80°, takže padal téměř svisle. Bolid svítil od výšky 92 km na dráze dlouhé 75 km a dosáhl při výbuchu ve výšce 24 km maxima jasnosti téměř -20 mag (!) Pohasl ve výšce 17 km nad Zemí. Autoři studie nalezli nyní úlomky různého mineralogického složení: chondrity třídy H5 a LL3.5 a jeden achondrit. Tak se potvrzuje, že některé meteority jsou fakticky heterogenní slepence, což mnozí odborníci na meteority donedávna považovali za nemožné.

J. Gayonová-Marktová aj. zjistili, že také úlomky z meteoritu Almahata Sitta (pád 7. října 2008 v severním Sudánu), jichž se v poušti podařilo nalézt na 600, představují pestrou mineralogickou směs ureilitů, a tří typů chondritů. Zatím není jasné, jak se takový slepenec o původním rozměru pouhých 5 m mohl v kosmickém prostoru dát dohromady. Autoři ukázali, že balvan původně pobýval ve vnitřním pásu planetek s nízkým sklonem drah k ekliptice a pocházel z rodiny Nysa-Polana. Patrně již původní těleso bylo tak silně heterogenní, čili různorodost není následkem nějakých pozdějších srážek. M. Meier aj. určili ze zastoupení radionuklidů, že stáří miniplanetky dosahuje 3,8 mld. let a kosmická expozice samostatné miniplanetky trvala 20 mil. let. Jedním z nejčastěji zkoumaných kosmických poslů XX. století se stal meteorit Murchison, jenž dopadl ve státě Victoria v Austrálii 28. září 1969. Patří k nejhmotnějším dobře zdokumentovaným pádům, protože se podařilo nalézt více než 100 kg úlomků, jež jsou uloženy v různých muzeích světa. S. Pizzarellová nyní objevila ve vzorcích meteoritu stopy kyanovodíku, jenž společně s čpavkem a formaldehydem nepochybně přispěl k rozvoji organické chemie na rané Zemi. S. Merouane aj. našli uhlovodíky v uhlíkatém chondritu, jenž získalo pařížské Přírodovědecké muzeum. Uhlovodíky nejspíše pocházejí z interstelárního prostoru, protože jejich spektrum připomíná difúzní interstelární pásy pozorované družicí ISO v mezihvězdném prostředí ve směru k centru Galaxie. Také tito autoři připomínají, že uhlovodíky interstelárního původu se nacházejí ve zmíněném meteoritu Murchison.

R. Korotev aj. oznámili, že se jim podařilo v poušti v Jižním Ománu na ploše 11 tis. km2 nasbírat 60 úlomků meteoritů z Měsíce pocházejících ze 24 různých pádů. Výtěžnost hledání je tak dokonce vyšší než u meteoritů z Antarktidy, neboť na čtvereční kilometr pouště připadá v průměru 1 gram meteoritů z Měsíce. Naprostou většinu vzorků tvoří brekcie; jediný úlomek patří k bazaltům. Autoři ukázali, že tyto meteority mají odlišné složení oproti vzorkům z programu Apollo i proti lunárním meteoritům z Antarktidy. Obsahují totiž více Mg, ale jsou mezi nimi i železné meteority.

R. Paniello aj. porovnávali chemické složení meteoritů z Měsíce a z Marsu (skupina SNC), jakož i vzorků hornin z programu Apollo, se složením povrchových hornin na Zemi. Zjistili, že Mars i Země mají prakticky stejné podíly rozličných izotopů, kdežto v horninách z Měsíce téměř zcela chybí zinek. To lze přičíst na vrub vzniku Měsíce gigantickou srážkou s ranou Zemí.

P. Jenniskens aj. využili k hledání úlomků z velmi rychlého (vstupní rychlost změřená meteorologickými radary činila téměř 29 km/s!) denního bolidu Sutter's Mill, jenž dopadl v Kalifornii 22. dubna 2012 a patří mezi uhlíkaté chondrity, vzducholodi Eureka. Z výšky 300 m nad terénem v dopadové oblasti o průměru 30 km se mu tak podařilo rychle najít 77 úlomků těchto vzácných meteoritů o úhrnné hmotnosti 0,94 kg, které přirozeně po pádu na Zemi rychle zvětrávají a rozpadají se. Teplota v terénu Sierry Nevady v době hledání dosahovala +40°C, takže šlo i obdivuhodný sportovní výkon badatelů na palubě vzducholodi.

Výsledky studia však rozhodně stojí za tu námahu. Přelet bolidu trval necelých 8 s, svítící dráha skončila ve 30 km nad Zemí s maximem jasnosti v 56 km nad Zemí. Energie hlavní exploze ve 48 km nad Zemí dosáhla 4 kt TNT. Původní hmotnost meteoritu autoři odhadli na 20 – 80 t, ale na zemi dopadly jen asi 2 kg drobných úlomků. Meteoroid měl hlavní poloosu o délce 2,6 AU a odsluní ve 4,7 AU, tj. v hlavním pásu planetek, ale výstřednost 0,82, takže v přísluní se přibližoval ke Slunci na pouhých 0,46 AU. Dráha byla skloněna k ekliptice pod úhlem 2°. Studium vzorků moderními mikrosondami přineslo jedinečné údaje o mimořádné pestrosti mineralogie i petrografie úlomků, o organických sloučeninách a radionuklidech v meteoritu, jenž představuje další přírůstek do zatím nepočetné rodiny meteoritů s rodokmenem.

Tempo nalézání nových meteoritů se díky rozsáhlým programům a lepší technice rychle zvyšuje. Ještě před 20 lety bylo tempo nových nálezů čtyřikrát nižší než nyní. Podle L. Garvieho přibylo v r. 2011 do statistiky 1 075 přírůstků, z toho přes 600 v Antarktidě, a 42 kovových meteoritů. Během roku se podařilo nalézt 11 meteoritů z Měsíce a 7 z Marsu.

Vítaným přírůstkem do sbírky vzorků z Marsu se stal meteorit Tissint, který dopadl do marocké pouště 18. července 2011 a jeho tucet úlomků o úhrnné hmotnosti 7 kg našli odborníci v lednu 2012. Podle H. Aoudjehanea aj. obsahují úlomky složky z atmosféry, povrchu i nitra planety, z níž byl vyvržen před 700 tis. lety. Je to teprve pátý případ meteoritu z Marsu, který byl nalezen brzy po dopadu a není tudíž silně znečištěn pozemními příměsemi. Mateřská bazaltická hornina ležela buď na povrchu Marsu, anebo těsně pod ním, když byla nárazem její úlomek vyslán druhou kosmickou rychlostí do meziplanetárního prostoru. Nějaké kapaliny předtím vyluhovaly z horniny některé prvky z Marsova regolitu a uložily tam jiné minerály, které vykrystalizovaly. Nárazem se část prvků roztavila a změnila v černé sklo, což odpovídá nálezům z modulů Viking a Spirit. Meteorit byl klasifikován jaho shergottit a posílil svými parametry domněnku, že všechny shergottity nalezené na Zemi pocházejí z jediného impaktu na Marsu.

Jak uvedli C. Park a J. Brown, probíhaly v Amesově laboratoři NASA pokusy s umělými „meteority“, v podobě grafitových projektilů vstřelovaných do terčů rychlostí ovšem jen 4 km/s, takže údaje o skutečných meteoritech nelze zatím uměle ani zdaleka napodobit. T. Kadono aj. sledovali přitom pomocí vysokorychlostní kamery s časovým rozlišením až 0,4 mikrosekundy, jak tyto projektily o čelních průřezech 20 – 300 μm a hustotách 1,4 – 2,5násobku hustoty vody interagují s aerogely, které se používají v kosmonautice při zachycování částic v okolí komet (projekt Stardust).

T. Ohkawa aj. využili návratu pouzdra kosmické sondy Stardust do zemské atmosféry nad Austrálií (13. června 2010 ve 13:52 h UT) ke sledování „umělého bolidu“ o maximální jasnosti -13,1 mag ve výšce 57 km nad Zemí. Kamery byly při tomto jasu zahlceny, takže k měření autoři využili „duchů“ na optice, které byly přiměřeně slabší. Ve spektru „bolidu“ našli na 100 čar, příslušejících Fe, Mg, Na, Al, Cr, Mn, Ni, Ti, Li, Zn, O, Ni, ale také Cu, Mo a Xe.

Z ablačního štítu pocházely pásy CN. Excitační teploty čar dosahovaly až 6 kK a ve 42 km nad Zemí byla teplota povrchu pouzdra 2,4 kK. Úkaz od výšek kolem 90 km provázela nadzvuková rázová vlna. Pouzdro přistálo 0,5 km od vypočteného cíle ve vojenském prostoru Woomera. O. Cremonese aj. odhadli na základě údajů z expozice družice LDEF vypuštěné z raketoplánu Challenger v dubnu 1984 a zachycené raketoplánem Columbia v lednu 1990, že přírůstek hmotnosti Země díky mikrometeoritům s hmotnostmi 10-12 – 10-7 kg činí ročně 7 tis. tun, pokud jde převážně o prach z hlavního pásu planetek. Pokud by šlo spíše o prach z komet, tak by přírůstek dosahoval jen 4 tis. tun za rok.

J. Tarduno aj. zjistili, že železokamenné meteority zvané pallasity mají v sobě zabudované magnetické materiály, svědčící o tom, že v jejich mateřském tělese byl silný magnetismus způsobený efektem dynama. Aktivní dynama dnes mají pouze Merkur a Země, ale pallasity nejspíše vznikly v protoplanetě o poloměru kolem 200 km a kovovém jádru o poloměru 100 km. Pallasity by v tom případě pocházely z přechodového vrstvy v hloubce asi 40 km pod povrchem a samotná protoplaneta se zřejmě vlivem gigantické srážky zcela rozbila.

1.1.3.4. Měsíc

Od března do prosince 2012 obíhaly kolem Měsíce dvě umělé družice NASA projektu GRAIL - Ebb a Flow. Jejich úkolem bylo co nejpřesněji změřit gravitační pole Měsíce s cílem zjistit jeho podpovrchovou strukturu. Družice využívaly téhož principu jako podobné družice GRACE (2002) u Země, tj. měřily pomocí mikrovlnných vysílačů změny vzájemné rychlosti oběhu s přesností ±20 – 50 nm/s (!). Jelikož Měsíc na rozdíl od Země nemá atmosféru, mohly postupně měřit z výšek 55, 22 a 11 km. Mapa gravitačního pole Měsíce má nyní lineární rozlišení 13 km na měsíčním povrchu. Z výsledků měření odvodili M. Zuberová aj., že kůra Měsíce je podstatně tenčí (34 – 43 km), než se dosud myslelo. Pod povrchem Měsíce se nalézá množství prachu rozdrceného četnými impakty.

E. Shea aj. zkoumali vzorek měsíčního bazaltu 10020 (Apollo 11) starý 3,7 mld. roků, který vykazuje remanentní magnetismus 12 μ. Dosavadní měření přitom poukazovala na existenci magnetického dynama uvnitř Měsíce před 4,2 mld. roků, takže zmíněné měření protahuje existenci dynama o dalších 500 mil. let. Není však jasné, jak se mohlo dynamo tak dlouho udržet díky konvekci v chladnoucím nitru Měsíce a autoři soudí, že zjištěná dlouhověkost dynama vyžaduje zatím neznámý přídavný zdroj energie v nitru Měsíce. M. Wieczorek aj. upozornili na silné magnetické anomálie na povrchu Měsíce, což by se snad mohlo vysvětlit dopadem projektilu, který vytvořil jednu z největších impaktních pánví na Měsíci (Jižní pól - Aitken) o průměru 2,5 tis. km a relativní hloubce až 13 km. Podle modelového výpočtu by k tomu stačil projektil o průměru 200 km, jenž by se střetl s Měsícem šikmo pod úhlem 45° rychlostí 15 km/s. Stáří pánve není známo, ale odborníci se shodují, že činí minimálně 3,9 mld. let, takže k obřímu impaktu došlo dříve, než vznikaly ostatní pánve na Měsíci pojmenovaná jako „moře“.

R. Nakamura aj. soudí, že rozdíl mezi vzhledem přivrácené a odvrácené polokoule Měsíce vznikl tím, že obří impakt zasáhl přivrácenou stranu Měsíce v oblasti dnešního Oceánu bouří (Oceanum Procellarum) o rozměru 3 tis. km. Jako důkaz jim posloužila měření japonské sondy Kaguya, která se stala na dva roky oběžnicí Měsíce na kruhové dráze ve výškách nejprve 100 km a později 50 km nad jeho povrchem. Na přivrácené straně Měsíce sonda objevila dvě oblasti minerálu pyroxenu s nízkým zastoupením vápníku, a to v Oceánu bouří a v oblasti pánve Jižní pól-Aitken. To svědčí velmi silně ve prospěch gigantických nárazů na Měsíc v epoše těžkého bombardování.

K. Joyová aj. našli přímé důkazy o mineralogickém složení projektilů z období konce těžkého bombardování Měsíce díky vzorkům brekcií, které odebrali astronauté z mise Apolla 16. V zrnkách měsíčního regolitu o rozměrech stovek mikrometrů nalezli stopy uhlíkatých chondritů, enstatitů, mezosideritů i železa a chondrule hořčíku, což odpovídá mineralogii nejstarších planetek hlavního pásu. Odtud vyplývá, že pánve měsíčních moří vznikly v intervalu 4,1 – 3,8 mld. let před současností.

Podle S. Marchiho aj., kteří k topografickým měřením využívali laserového altimetru na umělé družici Měsíce Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), prodělal Měsíc epochu pozdního těžkého bombardování před 4 mld. let. Jeho příčinou byla migrace obřích plynných planet Sluneční soustavy, jež měnila dráhy zbývajících protoplanet, které se pak střetávaly až dvojnásobkem dnešních rychlostí nárazů planetek mj. jak se Zemí, tak i s Měsícem. M. Zuberová aj. studovali pomocí altimetru impaktní kráter Shackleton, jenž se nachází téměř přesně na jižním pólu Měsíce a je starý 3,7 mld. let. Má průměr 21 km a hloubku 4 km; jeho strmé vnitřní stěny svírají se dnem kráteru úhly až 35°. Nitro kráteru se nachází trvale ve tmě, ale jeho dno velmi dobře odráží laserové signály. Ještě vyšší albedo vykazují vnitřních svazích kráterů, což svědčí o nedávném odkrytí nezvětralých hornin následkem sesuvů kamenných lavin.

Měření LRO podle T. Watterse aj. navíc dokazuje, že Měsíc je dosud geologicky slabě aktivní - měsíční kůra se trhá a vytváří tak kilometry dlouhé, ale jen desítky metrů široké a mělké strouhy (něm. graben), takže Měsíc se stále ještě rozpíná díky zbytkovému teplu nitra. Úzkoúhlá kamera na družici LRO dosahuje z výšky 50 km nad Měsícem lineárního rozlišení až 0,5 m na jeho povrchu, takže lze vidět nepravidelnosti v rozložení balvanů i kamenů a také nové impaktní kráterky, které na Měsíci vznikly od doby, kdy skončil program Apollo.

Výsledky pozorování komplexní aparatury družice LRO tak zásadně ovlivňují naše poznatky o historii Měsíce a zprostředkovaně tak zlepšuje i znalosti o geologické minulosti Země. Kamera LRO již zobrazila dosud stojící - avšak silně vybledlé - vlajky USA na místech přistání modulů Apolla 12 a 14-17 jakož i ležící vlajku Apolla 11, což odpovídá Aldrinovu pozorování, že při startu z Měsíce vlajku porazil plyn z trysky raketového motoru.

M. Robinson aj. popsali, jak družice LRO postupně zobrazila s vysokým lineárním rozlišením místa přistání sovětských bezpilotních sond Luna 16 (září 1970); Luna 17 (listopad 1970); Luna 20 (únor 1972), Luna 21 (leden 1973) a Luna 24 (srpen 1976). Luny 16, 20 a 24 odebraly na místech přistání vzorky měsíčních hornin a automatická pouzdra je dopravila na Zemi. Teprve nyní víme s dostatečnou přesností, odkud byly vzorky odebrány. Navíc se podařilo nalézt i sondu Luna 23, která při přistání v listopadu 1974 ztroskotala a jejíž místo dopadu nebylo příliš přesně známo. Podobně byly již v r. 2010 identifikovány polohy vozítek Lunochod 1 poblíž Luny 17a Lunochod 2 poblíž Luny 21.

Jelikož na horních víkách obou vozítek byly instalovány koutové odražeče, mají nyní vědci k dispozici dva další body na povrchu přivrácené strany Měsíce, kde lze měřit vzdálenosti od Země pomocí laserových impulsů. Zejména laserové ozvěny od koutového odražeče na Lunochodu 1 jsou mimořádně silné. Zmíněná vozítka urazila po měsíčním povrchu úctyhodné vzdálenosti 10,5, resp. 42 km, (Pilotované vozítko Apollo 17 ujelo necelých 36 km; automatické vozítko Opportunity na Marsu až dosud necelých 40 km.).

Vozítko Lunochod 2 i sondu Luna 21 zakoupil za 68 tisíc dolarů v prosinci 1993 na aukci v New Yorku autor série počítačových her „Ultima“ Richard Gariott od Lavočkinovy společnosti, která oba přístroje zkonstruovala. Gariott se tak stal jediným soukromým vlastníkem fyzického objektu na cizím kosmickém tělese, Tvrdí, že objekty zakoupil ve prospěch lorda Britishe, fiktivního vládce království Britannia ze zmíněné herní série. Měsíc se proto stal jeho državou (zajímalo by mne, zda o tom střetu zájmů vědí společnosti, které s takovou reklamou prodávají důvěřivým zájemcům parcely na Měsíci).

A. Abdo aj. využili aparatury LAT umělé družice Země Fermi k soustavnému dvouletému pozorování toku měkkého (energie < 3 GeV) záření gama z povrchu Měsíce mezi srpnem 2008 a 2010. Tok záření byl 2 – 3krát vyšší než při obdobných měřeních aparatury EGRET družice Compton v letech 1991-1994. Rozdíl je zřejmě způsoben změnou magnetických polí. 22. cyklus sluneční činnosti vrcholil v červenci 1989 a skončil v květnu 1989, kdežto 23. cyklus vrcholil v březnu 2000 a skončil v lednu 2008. V době maxim sluneční činnosti je zeslaben vliv interstelárních kosmických paprsků, které při dopadu na měsíční regolit vyvolávají vysílání měkkých paprsků gama.

A. Reufer aj. pozměnili scénář vzniku Měsíce srážkou protoplanety se Zemí v tom smyslu, že impakt byl prudší než se dosud soudilo (13,5 km/s proti dosud odhadovaným 5 km/s) a odehrál se pod strmějším úhlem k povrchu Země (až 35°). Tak vznikl daleko teplejší prstenec (anuloid) kolem Země, z něhož se postupně zkondenzoval současný Měsíc. Ke stejnému závěru dospěli též R. Paniello aj. na základě srovnání obsahu izotopů silně těkavého zinku v materiálech ze Země a meteoritů z Měsíce i z Marsu. Zatímco zastoupení zinku v pozemských horninách a v meteoritech z Marsu je velmi podobné, meteority z Měsíce vykazují zinkový deficit právě kvůli ohřevu při drtivém dopadu. R. Canupová aj. dokonce tvrdí, že Země se srazila s planetou o velikosti srovnatelné se Zemí a přebytečný moment hybnosti odnášely slapové rezonance. Naproti tomu M. Čuk a S. Stewartová sázejí spíše na rychle rotující Zemi (původní rotační perioda měla být jen 2 h !), s níž se srazil o řád méně hmotný projektil rozměru Marsu. Rychlá rotace Země usnadnila oddělení zárodečného disku, z něhož se vytvořil dnešní Měsíc, jehož vzdalování z blízkosti Země odneslo přebytečný moment hybnosti této soustavy.

Obsáhlý přehled po současném stavu teorie vzniku Měsíce uveřejnil A. Halliday. Popsal jednotlivé varianty srážkového scénáře, mezi nimiž se zatím nedá rozhodnout, který z nich je nejlepší. Zdůraznil však velký vliv, který na pokrok kosmogonie soustavy Země-Měsíc měl program Apollo, který díky dokumentovaným vzorkům měsíčních hornin a instalaci koutových odražečů a seismometrů na povrchu Měsíce zásadně změnil kvalitu podkladů pro vypracování moderní teorie o původu našeho souputníka, který má mezi všemi planetami Sluneční soustavy největší relativní hmotnost vůči mateřské planetě.

Také I. Crawford zdůraznil, že díky astronautům v programu Apollo se naše znalosti o Měsíci dostaly na nesrovnatelně vyšší úroveň. Při šesti výpravách strávilo 12 astronautů na Měsíci celkem 12,5 dne; z toho 3,4 dne vně měsíčního modulu. Během té doby prochodili a projezdili ve vozítkách 95,5 km a nasbírali 382 kg vzorků hornin z více než 2 tisíc odběrových míst. Rozmístili na Měsíci přes 2 t vědeckých přístrojů a pořizovali detailní snímky povrchu Měsíce, zejména pak odběrových míst. Astronaut, který zůstal na oběžné dráze, mezitím pořizoval velkoplošné snímky měsíčního povrchu při různých úhlech osvětlení. Úhrnem lze říci, že astronauti pracovali na Měsíci s vyšší efektivitou než geologové v pouštních oblastech na Zemi. Poskytli tak nejenom podklady pro zlepšení našich znalostí o Měsíci a Zemi, ale také snímky pro určování křivky četnosti impaktů v závislosti na velikosti projektilů a kalibrace pro všechna další měření z automatických sond a družic.

1.1.4. Mars

Populární vozítko Curiosity v ceně 2,5 miliardy dolarů o hmotnosti téměř 900 kg hladce přistálo 6. srpna 2012 po „sedmi minutách hrůzy“ během průletu atmosférou Marsu v kráteru Gale (průměr 154 km). Celý náklad se totiž musel zpomalit ze vstupní rychlosti do atmosféry Marsu 5,9 km/s na 1 m/s. Výpočetní program pro tuto operaci obsahoval 500 tis. příkazových řádků. Místo přistání dostalo jméno po americkém spisovateli sci-fi Rayovi Bradburymu (1920-2012), autoru Marťanské kroniky (1950). Cílem komplexu 10 přístrojů na vozítku je zkoumat klima a geologii planety na dráze ze dne kráteru k hoře Aeolis Mons (NASA ji překřtila na Mount Sharp) tyčící se uprostřed kráteru do výšky 5,5 km nad jeho dnem. Cesta vozítka k úpatí hory je dlouhá 6,5 km a vozítko tam možná dojede až za několik let.

Koncem září 2012 nalezlo vozítko oblázek, který byl nepochybně opracován tekoucí vodou. Je to zatím nejsilnější důkaz, že na povrchu Marsu kdysi tekly přívalové řeky či potoky. K. Lewis aj. využili stereoskopických snímků z oběžnice Mars Reconaissance Orbiter (MRO) s lineárním rozlišením 1 m k jednoduchému vysvětlení, jak hora Aeolis Mons vznikla. Před 3,6 mld. let dopadla na Mars planetka, která vyhloubila kráter Gale. Při takových obřích impaktech vzniká, jak to známe z Měsíce, centrální vrcholek. Na Marsu vanou poměrně silné větry a v ovzduší bývá velké množství prachu. Vítr se podél stěn kráteru točil tak, že pozvolna naprašoval materiál na zárodečný centrální vrcholek, až z něho vymodeloval současnou velehoru o průměru 100 km s velmi povlovným sklonem svahů <4°. Nejde tedy ani o sopku, ani o výsledek tektonické činnosti, ale o prosté usazeniny vytrvale na sebe nasedající.

N. Mangold ukázal na základě snímků z oběžnic Mars Express (ME) a MRO, že některá údolí a vzhled kráterů tvarovala stékající voda, patrně z krátkotrvajících přívalových řek. A. Ryan a P. Christensen objevili na těchto snímcích v údolí Athabasca, jež se nachází poblíž rovníku, skoro 250 spirálových zákrutů o šířce 5 – 30 m, které ovšem mohou být způsobeny nejspíš proudy magmatu, jež pak utuhlo. Je ovšem možné, že před 3,7 mld. let bylo na Marsu tepleji než dnes, takže mohl tát i sníh či led na úbočích sopek a impaktních kráterů. V oblasti Arabia Terra našel odpovídající rysy u 13 % ze souboru 204 kráterů. Podobně J. Head a F. Forget soudí, že na Marsu nikdy nebylo dost vodní páry v atmosféře, aby tam mohl padat sníh nebo déšť, takže jediným zdrojem tekuté vody mohly být přívalové řeky vyvěrající na povrch díky vulkanické činnosti, popř. tepla z prvotního smršťování Marsu. Ani před 4 mld. let se však podle těchto autorů nevyšplhala průměrná teplota ve středních šířkách planety nad bod mrazu vody.

W. Cassata aj. určili z poměru radionuklidů 40Ar/36Ar v marsovském meteoritu ALH 84001 důkazy, že ani před miliardami let nebyl tlak atmosféry na povrchu Marsu vyšší než 0,15 MPa, a spíše jen <0,04 MPa. V současné době je průměrná teplota na Marsu 220 K a atmosférický tlak při povrchu 700 Pa. Naproti tomu J. Levy tvrdí, že stružky o šířce 0,5 – 5 m na strmých svazích kráterů a sopek mění na jaře vzhled vlivem stékající vody, která proudí těsně pod povrchem svahů. Stružky zanikají na podzim a svědčí údajně o tom, že voda protéká erodovaným regolitem. Koncem roku 2012 však Levyho domněnku vyvrátili C. Dundas aj. pomocí snímků MRO, které ukázaly, že v zimě na svahy namrzá CO2, který pak na jaře roztaje.

N. Bridges aj. dokázali na snímcích kamery HiRISE MRO s lineárním rozlišením 0,25 m, že písečné duny na marsovských pouštích se měřitelně pohybují vlivem vanoucích větrů v oblasti Nili Patera. To se vůbec nečekalo s ohledem na velmi řídkou atmosféru planety. Nepřímo to však napověděl častý výskyt větrných vírů (tančících dervišů či prachových ďáblů) sahajících až do výšky 20 km nad terénem. Zrnka písku v marsovských pouštích se zřejmě snadno dají do pohybu podobně jako ledové krystalky na antarktických pláních.

R. Hu aj. studovali po dobu devíti let polární čepičky Marsu pomocí snímků z oběžnic Mars Global Surveyor (MGS) a MRO a měřili změny teploty a tlaku nad nimi. Zjistili, že mraky sněhu nad čepičkami se skládají z vloček o průměru 8 – 44 μm. Během zimního období se roztáhnou nad celou příslušnou polokoulí. Sníh se více akumuluje na jižním pólu spíše než nad severním. Mnozí autoři však začínají pochybovat o tom, že v atmosféře Marsu je zastoupen methan. Neexistuje žádný doklad, že by se z nitra planety doplňoval. Přitom atmosférický methan má jen omezenou životnost, jelikož se rozkládá ultrafialovým zářením Slunce.

V listopadu 2012 oznámili C. Webster aj., že pomocí laserového spektrometru na vozítku Curiosity našli velmi nízké hodnoty pro výskyt methanu, které na různých místech kolísají mezi nulou a relativní koncentrací 10-9. Nenulové hodnoty se vyskytují jen na malé ploše a po krátkou dobu, což znamená, že methan v souladu s předpovědí se rychle rozkládá slunečním zářením. M. Chizeková aj. ukázali na základě simulací, že kdyby byly na Marsu baktérie podobné pozemským, musela by být koncentrace methanu alespoň 20krát vyšší než naměřená. Methan může pochopitelně vznikat též abioticky vinou vulkanické činnosti, anebo působením ultrafialového záření na organický prach. Záchranou by podle F. Kepplera aj. mohly být meteority, zvláště pak uhlíkaté chondrity. Autoři totiž zjistili, že ultrafialové ozařování vzorku meteoritu Murchison v laboratoři vedlo k uvolňování methanu.

A. Steele aj. zkoumali obsah, jak je v 10 meteoritech z Marsu zastoupen uhlík a našli v nich množství polycyklických aromatických uhlovodíků, které evidentně vznikly abioticky uvnitř chladnoucího magmatu během krystalizace. To znamená, že organické látky mohou i na Marsu vznikat abioticky a nemusejí být dokladem výskytu života.

Agentura ESA oznámila, že oběžnice ME našla pomocí podpovrchového radaru známky existence ponořeného severního oceánu, jenž se rozkládá pod třetinou povrchu planety. M. Beuthe aj. využili přesných rádiových měření poloh oběžnic ME a MRO k prozkoumání změn gravitačního pole Marsu ve vulkanické oblasti Tharsis. Štítové sopky obsahují převážně hustší lávy nahoře a řidší podloží dole, s výjimkou sopky Ascraeus Mons, která má nejhustší vrstvy vespod. Největší kolísání hustoty nalezli u obří sopky Olympus Mons, což lze vysvětlit silným kolísáním tepelného toku během aktivní fáze její existence. Podle F. De Blasia aj. je tato sopka největším vulkánem Sluneční soustavy s výškou 21 km a základnou o průměru 600 km. Centrální část sopky má sklon svahů <5°, ale na periférii se nacházejí útesy se sklonem až 28°. Tato konfigurace výškového profilu je možná jen za předpokladu, že se magma chladilo vodou a proto utuhlo ve strmé poloze. Podobný profil totiž vidíme u štítových sopek na Kanárských i Havajských ostrovech.

K. Burleigh aj. nalezli na povrchu planety od r. 2006 pomocí snímků kamery HiRISE umělé oběžnice MRO v průměru 20 nových impaktních kráterů ročně v porovnání s referenčními snímky z předešlých umělých oběžnic Marsu. Jde o krátery s průměry 1 – 50 m. Současně zjistili, že prachové pruhy na svazích vulkánů nevznikají seismickou činností, ale jde o následky rázových vln při průletu bolidů řídkou atmosférou Marsu. Pruhy mají tvar dvou zahnutých tureckých šavlí svírajících mezi sebou ostrý úhel, což je typické pro obálku nadzvukové rázové vlny. Jelikož MRO rozliší na povrchu Marsu kameny s rozměry >2 m, lze odtud zjišťovat jejich rozložení a případné i stopy kutálení po povrchu vyvolané seismickou činností. Takové stopy se vyskytly v příkopech Cerberus Fossae a na úbočí hory Elysium Mons, což jsou oblasti geologicky mladé - místy jen 2 mil. let. Seismický neklid se projeví i tím, že prašné stopy po průjezdu vozítek degradují již během několika dnů!

S. Robbins a B. Hynek uveřejnili v květnu 2012 globální atlas impaktních kráterů na Marsu s průměrem >1 km. Obsahuje základní údaje o 384 tis. kráterech, které mohou posloužit pro nejrozmanitější další studie zejména o stáří různých části Marsova povrchu. Obecně platí, že větší krátery jsou starší než malé. Marsovské krátery jsou zmapovány podstatně lépe, než krátery na Měsíci, kde jsou takto popsány jen krátery s průměrem nad 10 km, či na Merkuru, kde je spodní mez průměru 20 km. Nejhůře je na tom přirozeně Země, kde je až dosud popsáno jen 200 největších impaktních kráterů.

Do výzkumu Marsu se nečekaně zapojila i kosmická sonda Rosetta, která proletěla v blízkosti planety koncem února 2007 a pořídila velké množství spekter měsíce Phobos. Odtud odvodili M. Pajola aj. že Phobos byl Marsem zachycen velmi brzy po vzniku planety, takže je jeho trvalým společníkem.

1.1.5. Jupiter

D. Spiegel a N. Madhusudhan propočítali, jak se zvýší teplota Jupiteru v době, kdy se Slunce za nějakých 6 mld. let změní v červeného obra. Díky gravitaci Jupiteru bude zesílený sluneční vítr akreován planetou a ta se dále ohřeje i přímým optickým a infračerveným slunečním zářením. na teplotu >1 kK. Silné zonální větry na Jupiteru vytvoří v atmosféře planety mnoho úzkých pásů a také přenos tepla z osvětlené na neosvětlenou polokouli Jupiteru se zrychlí. Obdobně dopadnou exoplanety typu Jupiter u hvězd hmotnějších než Slunce, např. pro mateřskou hvězdu s hmotností 3 M☉ se jejich jupiteři ohřejí nad 1 kK i ve vzdálenosti 35 AU od hvězdy.

Keckův 10m ve spojení s adaptivní optikou dokáže již po dobu 9 let sledovat změny vulkanické činnosti na Jupiterově družici Io, ovšem s lineární rozlišovací schopností jen 140 km v infračerveném pásmu H. Budoucí adaptivní optika zlepší toto rozlišení na 110 km a příští obří teleskop TMT se prakticky vyrovná rozlišení kosmické sondy Galileo, která kolem Jupiteru obíhala v letech 1995-2003 a našla na Io přes 160 aktivních sopek. Také kosmická sonda New Horizons využívající gravitačního praku Jupiteru koncem února 2007 zaznamenala výbuchy sopky Tvashtar na Io, která předtím jevila vysokou aktivitu od konce roku 1999 po celý rok 2000. Podobně aktivní byla též sopka Pillan v letech 1996-1999 a znovu v srpnu 2007. Io je zcela jistě morfologicky nejproměnlivějším objektem celé Sluneční soustavy.

M. Alexandersen aj. potvrdili objevy dvou nepravidelných družic Jupiteru S/2010 J 1 a J 2 jejich opětovným pozorováním v r. 2011 pomocí Haleova 5m na Mt. Palomaru a 3,6m CFHT na Mauna Kea. Objekty mají průměr 2 – 3 km, jasnost 23 – 24 mag v pásmu R a vázané retrográdní dráhy. Podobných minidružic je kolem Jupiteru velmi mnoho, ale těžko se identifikují, protože pauzy mezi pozorováními velkými dalekohledy jsou kvůli jiným naléhavějším pozorovacím programům příliš dlouhé.

1.1.6. Saturn

A. Sanchéz-Lavega aj. shrnuli údaje o superbouřích v atmosféře Saturnu, jež byly pozorovány ze Země v letech 1876, 1903, 1933 a 1960 a 1990. Z této přibližné periodicity, zhruba souhlasící s oběžnou periodou dráhy Saturnu kolem Slunce, vyplynulo, že příští superbouře by se mohla objevit někdy kolem r. 2020. Ve skutečnosti ji řada astronomů amatérů snadno pozorovala i středně velkými dalekohledy již od 5. prosince 2010 ve středních šířkách (≈+38°) severní polokoule planety. V té době teprve začínalo na severní polokouli jaro a sonda Cassini začala se snímkováním až 22. prosince. Na snímcích byla pozorovatelná bílá skvrna s průměrem až 1 tis. km a v rádiovém přijímači intenzivní blesky. Skvrna se během týdne zvětšila na 10 tis. km a protáhla se do tvaru chvostu, který postupoval v zeměpisné délce západním směrem rychlostí 30 m/s. Atmosféra se v bouřce ohřála o 75 K a celý úkaz převyšoval rozměry bouřková pásma na Zemi minimálně o dva řády. V polovině ledna 2012 však celá superbouře rychle skončila. V březnu 2012 se podařilo snímkovat namodralé záblesky na Saturnu optickou kamerou sondy Cassini a odtud vyšly zářivé výkony tamějších blesků až 3 GW a trvání kolem 1 s.

Jak známo, v atmosféře Saturnu se vyskytuje tryskové proudění větrů podobně jako na Zemi, avšak jeho energie nepochází z ohřevu atmosféry od Slunce jako na Zemi, ale z vnitřního tepla planety, což prokázala měření sondou Cassini za léta 2005-2012. M. Panova aj. poukázali na povahu tzv. vrtulí v Saturnově prstenu A, které sonda Cassini snímkuje již několik roků. Vrtule jsou malé útvary ve tvaru písmene S, které se odchylují od Keplerových drah s konstantní poloosou. Autoři prokázali, že vrtule vznikají po srážkách balvanů s rozměry kolem 10 metrů a následkem toho se pohybují stochasticky.

T. Schneider aj. simulovali koloběh methanu na největší Saturnově družici Titanu, kde sluneční den zabírá 16 pozemských dnů. Jelikož léto na severní polokouli Titanu spadá do okolí odsluní, trvá déle než léto na jižní polokouli. Proto budou mít jezera methanu na severu v příštích 15 letech vzdutou hladinu, jelikož tam bude více bouřek a dešťových methanových srážek Nejvíce methanu se soustředí v okolí severního pólu. V nízkých šířkách Titanu se vyskytují lijáky kolem rovnodenností, ale po většinu oběžné periody Saturnu tam panuje sucho. V mírných jižních šířkách se budou vyskytovat vysoká troposférická mračna.

S těmito modelovými výpočty však podle P. Dalby aj. nesouhlasí pozorování spektrometru VIMS sondy Cassini, která ukazují, že hlavní složku deště na Titanu je ethan. Ethanové srážky jsou většinou mírné a poměrně rychle se vypaří nebo sublimují zpět do atmosféry. Katastrofické lijáky bývají poměrně vzácné, ale pokud se objeví, tak vyrývají nová řečiště a ukládají do nich sedimenty. Dokonce jsou možné i mrznoucí srážky. Stojatou kapalinu pak pokrývají ledové kry ethanu.

S. Le Mouelic aj. zjistili, že s nástupem jara na severní polokouli se rozpustila mračna ethanu kolem severního pólu a průměrná teplota jezera Kraken Mare (94 K) kolísá mezi dnem a nocí jen o 1,5 K. Vnitřní jádro Titanu je buď zcela kamenné, anebo jde o směs hornin a ledu. Kovy však zcela chybějí.

Podle C. Griffitha aj. odpovídá množství methanu v atmosféře Titanu kapalnému oceánu o tloušťce 5 m. Methan na povrchu pak odpovídá jezeru o hloubce 2 m, ale tento údaj platí jen pro oblasti v šířkách >50°. Kolem rovníku se nacházejí suché písečné duny, ale měření v blízké infračervené oblasti prozradila, že pod povrchem se nachází methanové jezero o ploše 2,4 tis. km2, stabilní od r. 2004, které nejspíš obsahuje kapalný methan. Jezero je staré minimálně 10 tis. let a tvoří hlavní zásobárnu pro koloběh methanu na této podivuhodné obří družici Saturnu. Takových jezerních oáz v suché poušti podél rovníku je nejspíš více, jak o tom svědčí četné sluneční odlesky pozorované sondou Cassini. Přesná rádiová měření polohy, rychlosti a zrychlení sondy Cassini navíc podle L. Iesse aj. odhalila zřetelné známky existence obřího vodního oceánu ponořeného plných 100 km pod ledovým krunýřem pod povrchem Titanu. Hloubku oceánu odhadli na stovky kilometrů. „Šplouchání“ oceánu vlivem slapových sil nejspíš uvolňuje methan do atmosféry největší Saturnovy družice.

1.1.7. Uran a Neptun

Jak uvedli L. Sromovsky aj, začaly se střední šířky severní polokoule Uranu vynořovat z dlouhého období temné zimy již koncem 90. let minulého století. Tak se počaly vynořovat na severním okraji planety jasné skvrny, pozorované nejprve spektrografem NICMOS HST, ale později také 3m teleskopem IRTF a zejména II. Keckovým 10m. Skvrny souvisejí s vertikálními proudy v ohřívající se atmosféře Uranu, zatímco kolem jižního pólu se pozoruje polární vír a podél rovníku kruhové pásy. Není ovšem jasné, odkud na takovou aktivitu bere Uran energii, protože ohřev od Slunce je téměř o tři řády slabší než na Zemi.

A. Morbidelli aj. vysvětlili, proč družice Uranu mají rovníkové prográdní dráhy navzdory anomálnímu sklonu (98°) rotační osy planety k rovině ekliptiky. V době gigantického nárazu, který otočil rotační osu planety, byl Uran obklopen diskem protosatelitů, ale srážkou vznikl uvnitř Rocheovy meze Uranu hmotný prstenec, jenž se začal precesně kývat vůčí rovníku planety. Prstenec se nakonec zhroutil na tenký rovinný disk, z něhož se utvořily zmíněné družice. Prográdní dráhy družic svědčí o tom, že Uran měl před nárazem sklon rotační osy ke kolmici k ekliptice minimálně 8°, ale možná i 30°.

C. a R. de la Fuente Marcosové objevili další 4 objekty, které byly asi před 50 tis. lety zachyceny jako kvazisatelity Neptunu. Jejich dráhy mají rozmanité parametry; jeden z nich setrvá u Neptunu již jen asi 2 tisíce let, další se nachází na dráze ve tvaru podkovy kolem Neptunu, třetí je Trojan, který střídá Lagrangeovy body L4 a L5 a poslední se nachází v bodě L5. Zároveň se ukazuje, že bod L5 soustavy Slunce-Neptun je méně stabilní než bod L4. Autoři se domnívají, že za to mohou poruchy od trpasličí planety Pluto. Celkem se podařilo nalézt již 14 kvazisatelitů s výstřednými drahami křížícími rovinu ekliptiky, jenže všechny kvazisatelity dříve či později Neptunovu náruč opustí, protože obíhají po velmi výstředných drahách šikmo skloněných k rovině ekliptiky.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa

A. Yudin aj. využili objevu čtvrté družice Pluta (Kerberos) k zlepšení některých parametrů již dříve objevených družic Nix a Hydra. Zjistili, že jde o ledová tělesa s vysokým albedem >30 % a hmotnostmi nižšími než 5.1016 kg, resp. 9.1016 kg. Nová kamera WFC3 HST umožnila objevit 11. 7. 2012 v pořadí již pátou družici trpasličí planety Pluto (Styx) o průměru nanejvýš 25 km. Charon obíhá nejblíže k Plutu po téměř kruhové oběžné dráze o poloměru 19,5 tis. km a podobně jako náš Měsíc vykazuje synchronní rotaci s oběžnou periodou 6,39 dne. Má téměř 12 % hmotnosti Pluta, takže barycentrum obou těles se nachází vně Pluta, což je jedinečný případ mezi trpasličími planetami. Druhá v pořadí podle vzdálenosti od barycentra soustavy je právě nově objevená družice Styx s poloměrem dráhy 42 tis. km a oběžnou dobou 20 d. Dále následují Nix s poloměrem dráhy 49 tis. km a oběžnou dobou 25 d a Kerberos s poloměrem dráhy 60 tis. km a oběžnou dobou 32 d. Nejvzdálenější Hydra má poloměr dráhy 65 tis. km a obíhá v periodě 38 d. Poměry period Charonu, Nixy, Kerbera a Hydry se blíží hodnotám 1:4:5:6, ale nejde o přesný synchronismus. Autoři naopak poukazují na silné slapové působení Pluta i Charonu, takže je svým způsobem překvapující, že dráhy všech družic se blíží kružnicím, ačkoliv dlouhodobě určitě podléhají dráhovému chaosu.

C. a R. de la Fuente Marcosovi dokázali, že plutino (15810) objevené r. 1994 je v současnosti kvazisatelitem Pluta. Pohybuje se jako retrográdní družice v rezonanci 1:1, ale nachází se vně Hillovy sféry (uvnitř sféry převládá gravitace centrálního tělesa soustavy), takže epizoda jeho vazby na Pluta potrvá nanejvýš 350 tis. let. Pak se bude po dobu zhruba 2 mil. let pohybovat nezávisle na Plutu, ale znovu se pak stane jeho kvazisatelitem. Podobné kvazisatelity byly již dříve nalezeny u Venuše, Země, Jupiteru i Saturnu a také u trpasličí planety (1) Ceres a planetky (4) Vesta. Zmíněné plutino je však prvním kvazisatelitem za drahou Neptunu, který se ovšem do jeho obíhání kolem Slunce rovněž vměšuje zásluhou dráhové rezonance 3:2.

Pluto (134340) tím jen potvrzuje svou výjimečnost, protože jde v tuto chvíli o nejpočetnější soustavu družic v pásmu TNO (transneptunských těles) a zcela unikátní příklad pro soudobou nebeskou mechaniku. M. Buie aj. ukázali, že největší družice Charon obíhá kolem Pluta po kruhové dráze v periodě 6,387 d, ale se sklonem 96° k ekliptice, tj. lehce retrográdně. Pluto na své skloněné a silně protáhlé eliptické dráze se v tomto století neustále vzdaluje od Slunce. V r. 2012 zeslábl na 14,0 mag z maxima 13,6 mag, které dosáhl v přísluní v r. 1989. Pozorovatelé na severní polokouli jsou navíc omezeni tím, že Pluto má čím dál tím jižnější deklinaci; v r. 2012 dosáhl -19°, jež do roku 2030 klesne až k -24° v souhvězdí Střelce. To naštěstí nijak neomezuje zatím velmi úspěšný let kosmické sondy New Horizons, která po desetiletí od startu proletí kolem Pluta 14. července 2015 a pro níž se už hledá další cíl v pásmu TNO.

J. Ortiz a mnoho dalších autorů ve velké mezinárodní kampani využili zákrytu anonymní hvězdy 18 mag trpasličí planetou (136472) Makemake (2005 FY9), jenž se odehrál 23. dubna 2011, ke zpřesnění jejího průměru (1 420 ±60) km i tvaru přibližně dvouosého elipsoidu 1 502 × 1 430 km2. Makemake se honosí rekordním albedem 77 % a tomu odpovídající nízkou střední hustotou 1,7násobku hustoty vody v pozemských podmínkách.

J. Ortiz aj. usoudili, že krátká rotační perioda (3,9 h) trpasličí planety (136108) Haumea (2003 EL61; hmotnost 4.1021 kg; přibližně tvaru trojosého elipsoidu s osami 2 000 × 1 500 × 1 000 km3) není důsledkem obří srážky, ale naopak rotačního štěpení. Kolem Haumey obíhají dvě družice Hi'iaka a Namaka, které mají hmotnosti 0,5 % a O,O5 % hmotnosti trpasličí planety a nesou významný moment hybnosti celé soustavy.

Navíc existuje rodina Haumey mezi tělesy TNO, podobně jako je tomu u rodin planetek v hlavním pásu. Počítačové simulace podle autorů ukazují, že pokud se trpasličí planeta roztočí vlivem vnějších sil, dojde nutně k rotačnímu štěpení a vzniku satelitů i celé rodiny TNO. Podobně vznikají také podvojné soustavy TNO, které jsou na periférii Sluneční soustavy překvapivě početné. Všechno tedy nasvědčuje tomu, že v hlubinách Sluneční soustavy se skrývají další rychle rotující trpasličí planety doprovázené družicemi a rodinou menších těles TNO.

H. Schlichtingová aj. využili během posledních devíti let pointeru FGS HST k pátrání po malých objektech za Neptunem v pásmu ekliptikálních šířek <20° po souhrnnou pozorovací dobu 19,5 tis. h. Když k tomu přidali předešlé pátrání po dobu 12 tis. h, zdá se výtěžek této práci dosti hubený, tj. našli jen dvě taková tělesa o rozměrech ≈500 m. Přesto však lze odtud usoudit, že ve vzdálenostech ≈40 AU se nachází poměrně velký počet těles s rozměry >250 m, které mohou doplňovat zásobu komet Jupiterovy rodiny s oběžnými periodami kolem 6 let. Edgeworthův-Kuiperův pás ve Sluneční soustavě lze proto považovat za analogii již objevených prachových disků kolem cizích hvězd podobných Slunci.

Velmi zajímavou studii o původu Kentaurů (planetek-komet na nestabilních drahách s přísluními mezi drahami Jupiteru a Neptunu) uveřejnili R. Brasser aj. Dosud objevení Kentauři se vyznačují malými sklony drah k ekliptice a životností nanejvýš 10 milionů let vinou velkých dráhových poruch od obřích planet Sluneční soustavy. Dosud jich známe zhruba 200 a podle dosavadního mínění pocházejí z Edgeworthova-Kuiperova pásu, popřípadě z rozptýleného disku za Neptunem. Zmínění autoři však studovali dráhový původ tří Kentaurů s nečekaně vysokými sklony drah k ekliptice (70 – 104°), které mají přísluní poblíž Uranu (19 – 21 AU) a velké poloosy v pásmu TNO (42 – 67 AU). Kdyby všichni Kentauři pocházeli z dosud uvažovaných populací TNO, tak by nepoměr mezi Kentaury s nízkými a vysokými sklony měl být řádu 104:1, což je - jak patrno - minimálně o dva řády v rozporu s pozorováním. Počítačové simulace však ukázaly, že daleko pravděpodobněji pocházejí Kentauři s vysokým sklonem drah z Oortova oblaku komet, odkud jsou nasměrováni do vnitřní části Sluneční slapy galaktickými slapy. Autoři odhadují, že velkých Kentaurů pocházejících z Oortova oblaku bude kolem 200 a jejich stavy se plynule doplňují náhradou za ty, kteří se po milionech let stávají obětí gravitačního kulečníku obřích planet od Jupiteru po Neptun.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a Trojáné

Kentauři, jak už jejich název naznačuje, rozmývají hranici mezi planetkami a kometárními jádry, což je ostatně známo už od r. 1996, kdy se počínaje kometou 133P/Elst-Pizzaro čím dál tím častěji ukazuje, že některé planetky uvolňují do svého okolí prach a případně i plyn, a to zejména v okolí přísluní, kdy jsou více ohřívány Sluncem. J. Bauer aj. využili infračervené družice WISE reaktivované jako NEOWISE ke sledování čtyř objektů v době, kdy nevykazovaly žádnou měřitelnou kometární aktivitu, k určení jejich albeda a tím i geometrického rozměru. Kromě již zmíněné komety 133P tak pozorovali komety P/2010 R2 (La Sagra) a 176P/LINEAR jakož i planetku (596) Scheila. Vizuální albeda všech těchto těles jsou nízká (1 – 7 %) v souladu s albedy běžných kometárních jader.

Tělesa klasifikovaná jako komety mají malé průměry jader (1,0 – 3,5 km), na rozdíl od Scheily, jejíž průměr dosahuje 113 km. Formálně je tedy Scheila s albedem 4 % největší známé kometární jádro, obíhající v periodě 5 let kolem Slunce po dráze s délkou velké poloosy 2,9 AU, výstředností 0,16 a sklonem 15° k ekliptice! Tento názor však zpochybnili H. Hsieh aj., kteří z optických pozorování a dynamických měření zjistili, že ještě 11. 11. 2011 se planetka jevila jako svítící bod, ale 3.12. již měla difúzní vzhled a 10. 12. ji už obklopoval oblak prachu. Snímky z kamery WFC3 HST jednoznačně prokázaly, že nejde o sublimaci ledu, ale o prachový chvost vytvořený šikmým nárazem menšího tělesa na Scheilu.

Podobně O. Hainaut aj. dokázali z pozorování teleskopy NTT ESO, Gemini-N a UHT, že periodická kometa P/2010 A2 je ve skutečnosti planetka o poloměru 90 m, která se pod šikmým úhlem 80° srazila s podobně velkým tělesem někdy koncem roku 2009. Při pozorováních mezi 14.1. a 19.2. 2010 ji doprovázel prachový chvost zrnek o průměrech 1 – 20 mm prapodivného převážně kuželovitého tvaru, který se rozpínal rychlostí 0,2 m/s. Hmotnost chvostu odhadli na 800 kt.

Dalším přírůstkem do této kategorie se podle R. Stevensona aj. stala planetka hlavního pásu P/2012 F5 (Gibbs) původně klasifikovaná jako krátkoperiodická kometa, která na snímku z 27. 3. vykazovala prachovou vlečku o úhlové délce 7′ potvrzenou o 3 dny později na záběru z Haleova pětimetru. Planetka o poloměru <3 km, která byla v té době na cestě do odsluní své dráhy, jímž prošla koncem října 2012, vyvrhla do vlečky o lineární délce >600 tis. km celkem 50 kt prachových zrnek o typickém průměru >20 μm. Velká poloosa její dráhy činí 3,0 AU při výstřednosti 0,04 a sklonu 10° k ekliptice. Dráha je dlouhodobě stabilní po dobu >1 mld. let, což těleso rovněž řadí mezi klasické planetky; nikoliv jako jádro krátkoperiodické komety Jupiterovy rodiny.

Autoři se proto přiklonili k názoru, že planetka Gibbs se srazila s kamenným úlomkem o metrovém rozměru někdy počátkem července 2011 a odtud pochází její dočasná prachová vlečka. Autoři navrhli pro podobné případy akronym AMBO (aktivní objekty hlavního pásu). Do této kategorie zařazují 9 takových objektů, charakterizovaných velkými poloosami drah mateřských těles v rozmezí 2,3 – 3,2 AU, výstřednostmi 0,1 – 0,3 a sklony 0 – 21°, přičemž tyto dráhy jsou stabilní minimálně po stovky milionů let. Dráhy se zmíněnými parametry tedy ukazují na vysokou koncentraci drobných úlomků právě v této části hlavního pásu, takže tam srážky úlomků s planetkami nebudou nijak výjimečné.

D. Jewitt uvedl, že „kometární“ aktivita planetek může mít ovšem i jiné příčiny. Autor rozebral údaje o 11 planetkách s výskytem dočasné prachové komy nebo jednoho či více chvostů a potvrdil, že u Scheily šlo o následek srážky s miniaturní planetkou, zatímco u mateřského tělesa Geminid (3200) Phaethon o důsledky silného ohřevu planetky v přísluní (0,14 AU, tj. 21 mil. km), kdy teplota povrchu dosahuje 1 kK. Další příčinou může být rychlá rotace planetky, kdy na rovníku odletuje prach odstředivou silou.

A. Kovačevicová využila těsných přiblížení 21 planetek k trpasličí planetě (1) Ceres ke zpřesnění její hmotnosti na (4,54 ±0,07).10-10 M☉, což je hodnota o 2,5 % menší než dosud udávaná v tabulkách. V r. 2012 však byla největší pozornost mezi planetkami hlavního pás upřena na planetku (4) Vesta, kolem níž obíhala od poloviny července 2011 do začátku září 2012 kosmická sonda Dawn nejprve ve výšce 2,7 tis. km a posléze 680 km nad planetkou, takže její kamery docilovaly na povrchu tělesa lineárního rozlišení 750 m/pixel. Tak se podařilo R. Jaumannovi aj. na povrchu Vesty rozpoznat dva obří impaktní krátery Veneneia (stáří 2 mld. let; průměr 400 km; hloubka 12 km; 52° j.š.) a Rheasilvia (stáří 1 mld. let; průměr 500 km; průměr centrálního vrcholu 180 km; hloubka 19 km; 75° j.š.), které se zčásti překrývají. Od středního poloměru planetky se topograficky odlišují prolákliny o hloubce až 22 km a hory o výšce až 19 km. Impakty, které vytvořily tyto krátery, vymrštily podle P. Schenka aj. také do meziplanetárního prostoru úlomky, které dopadají občas i na Zemi jako meteority zvané diogenity, eukrity nebo howardity. Samotná planetka je stará 4,55 mld let a za hlavní minerál na povrchu lze označit křemičitý pyroxen s příměsí hořčíku nebo železa.

Nitro Ceresu je podle S. Marchiho aj. i V. Reddyho aj. geologicky diferencováno, takže obsahuje kovové (železné) jádro, jehož poloměr podle C. Russella aj. dosahuje 110 km, zatímco rozměry planetky lze dobře charakterizovat jako trojosý elipsoid s poloosami 286 × 279 × 223 km3, čemuž odpovídá efektivní poloměr 263 km. Při hmotnosti 2,6.1020 kg činí její střední hustota 3,46 násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Rotační perioda Vesty byla zpřesněna na 5,342 h. Jde o nejjasnější planetku hlavního pásu, která se utvořila záhy již v prvních deseti milionech let po vzniku Sluneční soustavy. Její severní polokoule je posetá velmi starými menšími krátery, které dokládají raný vývoj Sluneční soustavy. Jižní polokoule byla pozměněna zmíněnými velmi pozdními dopady obřích planetek, takže je téměř zázrak, že to Vesta vydržela.

M. De Sanctis aj. objevili pomocí infračerveného spektrometru na sondě Dawn pásy hydroxylu OH na vlnové délce 2,8 μm, jež poukazují na velmi nerovnoměrné zastoupení hydrátů v jednotlivých částech povrchu planetky. Jestliže se tedy mohla dostat voda na tělesa v pásmu planetek, dává to nové možnosti, jak vysvětlit existenci vodních oceánů na Zemi. D. Buczkowski aj. objevili na povrchu Vesty trhlinu Divalia Fossa dlouhou 456 km, širokou 22 km a hlubokou 5 km. Jde o přímý důkaz, že nitro planetky je geologicky zvrstvené a byla na počátku svého vývoje roztavená, jak je pravidlem u terestrických planet. Vesta má přitom jen sedminu poloměru Měsíce.

R. E. Fu aj. a B. Weiss aj. objevili v meteoritu ALH81001 klasifikovaném jako eukrit z planetky Vesta remanentní magnetismus. Z termochronometrie izotopů 40Ar a 38Ar se podařilo určit, že materiál meteoritu zkondenzoval při chladnutí povrchu Vesty před 3,7 mld. let, takže odtud lze odhadnout tehdejší hodnotu indukce magnetického pole na povrchu planetky na >2μT. Autoři uvedli, že po svém vzniku měla Vesta kapalné kovové jádro o poloměru 110 km a hmotnosti 5 – 25 % hmotnosti celé planetky. Díky proudění kovové kapaliny a rotaci planetky tak vzniklo silné dynamo (indukce až 2,6 mT), které se mohlo projevit permanentním magnetismem v plášti planetky teprve poté, kdy teplota pláště klesla pod Curieův bod pro tamější horniny 780 °C, což trvalo dalších několik milionů let.

Indukce remanentního magnetismu povrchových vrstev planetky tak mohla dosáhnout hodnot kolem 100 μT. Magnetické dynamo Vesty ovšem zaniklo nejpozději za 100 mil. let po vzniku Sluneční soustavy, takže v době vzniku meteoritu ALH81001 remanentní magnetismus povrchových vrstev již podstatně zeslábl. Meteorit byl vymrštěn z Vesty při nějakém impaktu teprve před 15 mil. let a na Zemi dopadl „nedávno“. Je však velmi pravděpodobné, že povrchové vrstvy Vesty dodnes vykazují remanentní magnetismus s indukcí >0,2μT, což by mělo stačit k odclonění iontů slunečního větru. Ze snímků Vesty sondou Dawn vyplývá podle C. Pieterse aj. a T. McCorda aj., že její povrch skutečně není kosmicky zvětralý, jak tomu bývá u méně hmotných planetek či kometárních jader, která takovou magnetickou ochranu nemají.

Série prací o vlastnostech Vesty založených na rozboru údajů ze sondy Dawn, které se v r. 2012 vyrojily v prestižních astronomických časopisech, způsobila opravdový převrat v nazírání na její podstatu. Vesta vznikla tak brzy po vzniku Sluneční soustavy a jeví jasně geologickou diferenciaci i magnetické vlastnosti, že to daleko více odpovídá definici terestrické planety spíše než planetky. Zatímco v r. 2006 byl Pluto právem vyřazen ze seznamu planet, ale současně se stal prototypem těles transneptunského pásu těles. Vesta považovaná od poloviny 19. století za běžné těleso hlavního pásu planetek, je nyní zejména díky sondě Dawn geologicky povýšena mezi planety, i když se její formální klasifikace nejspíš nezmění. Mimochodem, Vestu lze v době opozice se Sluncem pozorovat za dobrých podmínek prostým okem jako objekt 5,4 mag, což je jedinečná výsada mezi všemi planetkami Sluneční soustavy.

L. Jorda aj., S. Spjuth aj., S. Besse aj. zveřejnili podrobné práce o pozorováních planetky (2867) Šteins sondou Rosetta během 4h průletu 5. září 2008. Velký odstup mezi pozorováním a publikacemi byl způsoben nešťastným vypnutím úzkoúhlé kamery NAC v době, kdy se sonda k planetce přiblížila na vzdálenost 5,2 tis. km, takže veškerá tíha detailních pozorování spočívala na širokoúhlé kameře OSIRIS-WAC s maximálním rozlišením 81 m/pixel v minimální vzdálenosti 803 km od planetky. Šteins obíhá ve vnitřní části hlavního pásu planetek po eliptické dráze s velkou poloosou 2,36 AU s výstředností 0,15 a sklonem dráhy 10° v periodě 3,6 let a patří k planetkám třídy E. Trojrozměrná rekonstrukce tvaru planetky vedla ke trojosému elipsoidu o rozměrech 6,8 × 5,7 × 4,4 km3, tj. o ekvivalentním průměru 5,2 km a ploše povrchu 92 km2. Planetka rotuje retrográdně (sklon rotační osy k ekliptice dosahuje 172°) v periodě 6 h.

Na jejím povrchu vystupuje protáhlý rovníkový hřbet, jenž je nejspíš důsledkem odstředivé síly rotace, neboť rotační perioda Šteinse byla v minulosti dvakrát kratší než dnes. Největším překvapením je však obří impaktní kráter Ruby o rozměrech 2,1 × 1,8 km, takže je s podivem, že planetka tento náraz ustála, ačkoliv ji evidentně tvoří hromada sutě. Následkem obřího impaktu se však navzájem silně liší vzhled obou polokoulí planetky; na jedné z polokouli prakticky chybějí impaktní krátery. Na viditelné části (44 %) povrchu objevily zmíněné týmy 42 relativně mělkých (4 – 25 % šířky) impaktních kráterů s rozměry od 150 do 2 100 metrů. Povrchový regolit je většinou drsný a silně porézní; jeho albedo dosahuje 57 %.

J. Fangová aj. zpřesnili údaje o soustavě planetky (87) Sylvia, kolem níž obíhají satelity Romulus a Remus po téměř kruhových drahách s poloměry 706 a 1357 km, tj. zhruba pětinásobku a desetinásobku středního poloměru planetky. Hmotnost planetky dosahuje 1,5.1019 kg, zatímco satelity mají po řadě hmotnosti 7,3 a 9,3 v jednotkách 1014 kg. Jejich oběžné dráhy jsou koplanární a rotační osy rovnoběžné. Jedna z největších planetek hlavního pásu o střední hustotě 1,3násobku hustoty vody obíhá kolem Slunce po mírně výstředné (e = 0,08) dráze s poloosou 3,5 AU a sklonem 11° k ekliptice.

Jak známo, vůbec první Troján (planetka poblíž libračního bodu L4 nebo L5 soustavy Slunce-planeta) byl objeven M. Wolfem v únoru 1906 v bodě L4 a dostal jméno (588) Achilles. Dnes je rodina Trojánů Jupiteru zdaleka nejpočetnější, neboť jich známe už téměř 6 tisíc! Teprve r. 1990 byl E. Bowellem aj. objeven první Troján Marsu nazvaný (5261) Eureka a až v r. 2001 L. Wassermanem aj. první Troján Neptunu (2001 QR322). R. Schwarz a R. Dvorak nyní ukázali, že Trojány mohou mít všechny terestrické planety s výjimkou Merkuru. Jsou totiž doprovodným jevem při výstavbě těchto planet, ale jejich dráhy nejsou dlouhodobě příliš stabilní. V současné době známe 6 Trojánů Marsu a 3 Trojány Země, z nichž jeden (2010 TK7) se nachází v bodě L4 a další dva vykazují podkovovité dráhy. K tomu, aby byla planetka zachycena jako Troján, musí mít výstřednost dráhy v rozmezí 0,15 – 0,45 a sklon k ekliptice v rozmezí 3 – 32°.

1.2.3. Křížiči (NEO)

Současní křížiči zemské dráhy jsou už jen slabým odvarem toho, co se podle W. Bottkeho aj. dělo v dávné minulosti Sluneční soustavy. Ke srážkám s velkými planetkami, popř. planetesimálami docházelo totiž po celou první polovinu dosavadní existence Sluneční soustavy. Vnitřní okraj hlavního pásu planetek (tzv. pás E) byl tehdy blíže ke Slunci ve vzdálenosti jen 1,7 AU, tj. sahal až do odsluní dnešní dráhy Marsu. Je dokonce možné, že fáze těžkého bombardování začala ihned po dokončení tvorby terestrických planet, tj. již před 4,5 mld. let. Datování impaktů v tak vzdálené minulosti je ovšem poměrně nepřesné.

Těžké bombardování nejspíš vyvolaly migrační pohyby Jupiteru a Saturnu směrem ke Slunci, následkem čehož se dostaly do dráhové rezonance 2:1 před 4,1 mld. let a následně se obě obří planety začaly od té chvíle vzdalovat od Slunce. Pozdní fáze těžkého bombardování Měsíce se odehrála v rozmezí 4,1 – 3,75 mld. let před současností a pro Zemi se protáhla dokonce až do doby před 2,3 mld. let. Největší impaktní kráter na Měsíci má průměr 2,5 tis. km a druhý největší (Mare Imbrium = Moře dešťů) přes 1,1 tis. km. Z počítačových simulací vyplývá, že na Zemi se odehrálo přibližně 40 impaktů, jež vytvořily krátery o průměru >1 tis. km a stovky impaktů s následnými krátery >300 km. Aktivní geologie Země však na rozdíl od Měsíce všechny tyto stopy téměř dokonale zahladila.

K podobnému závěru dospěli také B. Johnson a H. Melosh, kteří spočítali, že planetky větší než 10 km dokázaly při impaktu vypařit pozemské horniny o hmotnosti srovnatelné s vlastní hmotností. Impaktní projektily měly rozměry až 70 km. Rozpínání páry ohnivé koule po impaktu vedlo k jejímu ochlazení a vzniku kapalných kulovitých sferulí, jež nakonec utuhly a usadily se ve víceméně souvislé vrstvě na povrchu Země. Tloušťky těchto vrstev dosahují pouhých 0,4 m a pocházejí z období 3,5 – 1,85 mld. let před současností.

Neúnavná infračervená družice WISE dokončila ve spektrálním pásu 3 – 22 μm přehlídku NEO-WISE věnovanou křížičům, kteří se mohou k Zemi přiblížit na vzdálenost <0,3 AU. A. Mainzerová aj. tak nalezli 585 nových křížičů, takže jejich celkový počet se blíží tisícovce; z toho samotná družice WISE jich potvrdila 911. Odtud plyne, že křížičů s průměry 0,1 – 1,0 km se je celkem jen 19,5 tisíce, což je 55 % starších odhadů. Autoři dále ukázali, že již více než 90 % pro Zemi nebezpečných křížičů (PHA) s průměrem >1 km objeveno bylo, podobně jako 30 % PHA s průměry >100 m. Úhrnný počet PHA všech rozměrů autoři odhadli na 4 750 (±30 %). Podle S. Greenstreeta aj. má 0,1 % křížičů s přísluním <1,3 AU retrográdní dráhy následkem rezonance 1:3 s oběžnou dobou Jupiteru. Průměrná životnost křížičů se pohybuje v rozmezí 0,001 – 100 mil. let. Již v r. 2005 dokázal J. Borovička, že retrográdní dráhy se vyskytují i mezi drobnými tělísky, které se běžně střetávají se Zemi jako meteoroidy.

D. Vokrouhlický aj. ukázali na příkladu NEO 2004 LG, že o řadu takových objektů se nakonec postará Slunce, které je zničí. Autoři totiž zjistili, že dráha 2004 LG je silně ovlivňovaná Kozaiovým mechanismem, který silně mění výstřednost jeho dráhy během tisíců let. Už před 3 tis. lety se těleso dostávalo v přísluní na vzdálenost jen 6 R☉ a tam se pokaždé ohřálo na 2,5 kK, jenže za 9 tis. od od současnosti dosáhne výstřednost jeho dráhy maxima a v přísluní ve vzdálenosti jen 1,6 R☉ se bude zahřívat na 4,5 kK. K tomu se připojí silné sluneční slapy, takže těleso nepochybně zanikne.

Mimořádnou publicitu v r. 2012 získala planetka (101955) = 1999 RQ36, objevená aparaturou LINEAR v září 1999. Patří mezi křížiče typu Apollo, má průměr kolem 0,5 km a rotační periodu 4,3 h, jak zjistily radary v Arecibu a Goldstonu během těsného přiblížení planetky k Zemi v r. 2005. Planetka se podle současných měření přiblíží těsně k Zemi osmkrát mezi lety 2169 a 2199. Z hlediska potenciálního zkoumání kosmickou sondou zblízka má planetka jednu výhodu navíc - nevelký rozdíl v rychlostech oběhu Země kolem Slunce a v rychlosti oběhu planetky - necelých 8 km/s. Planetka obíhá po silné protáhlé (e = 0,52) eliptické dráze o velké poloose 1,9 AU a sklonu 15° k ekliptice.

Proto vedení NASA vážně uvažuje o náročné misi automatického odběru vzorků uhlíkatých chondritů z povrchu planetky. Příslušná sonda by měla startovat v rámci projektu OSIRIS-REx vedeného D. Laurettou v r. 2016. V r. 2019 by sonda odebrala vzorky a v r. 2023 by je přivezla na Zemi. Americké instituce, které se podílejí na přípravě projektu, vypsaly v r. 2012 soutěž na pojmenování planetky, které se zúčastnilo přes 8 tis. studentů nejenom z USA. Jméno Bennu (pták z egyptské mytologie) vybral student Michael Puzio ze Severní Karoliny.

Mnohem aktuálnější hrozbu však podle I. Wlodarczyka představuje planetka 2012 DA14 = (367943) Duende objevená 23. února 2012 robotickými dalekohledy ve španělském pohoří La Sagra v Andalúzii. Měla totiž dráhu velmi podobnou dráze Země s velkou poloosou 1,002 AU a oběžnou dobou 366 d při výstřednosti 0,11 a sklonu 10°. Během několika týdnů po objevu se ukázalo, že miniplanetka o průměru asi 45 m proletí v polovině února 2013 znovu těsně kolem Země ve výšce kolem 34 tis. km od centra Země, tj. blíže než kde probíhá geostacionární dráha umělých družic Země, a dosáhne v největším přiblížení asi 8 mag.

Z prvních pozorování dokonce vyplývala nenulová pravděpodobnost (0,03 %), že těsný průlet u Země vyvolá nepříznivou změnu dráhových parametrů a Duende se srazí se Zemí v r. 2026, což by byla katastrofa srovnatelná s dopadem Tunguského meteoritu v červnu 1908. Tyto obavy se naštěstí rozplynuly během zmíněného průletu v únoru r. 2013, kdy byla dráha planetky zpřesněna na základě radarových pozorování na observatořích Arecibo a Goldstone. Jak autor uvádí, v polovině roku 2012 byly známy dráhy již téměř 9 tisíc křížičů typu Apollo, které představují hlavní nebezpečí srážky se Zemí, byť naštěstí ve velmi vzdálené budoucnosti.

V. Reddy aj. zkoumali vlastnosti proslulého křížiče (4179) Toutatis, který se jeví jako nediferencovaný chondrit, jemuž však zcela chybějí pyroxenové minerály obsahující železo a související s vyvřelinami. Toutatis proslul jako planetka, která nemá stálou rotační periodu; namísto toho se převaluje na své dráze s periodami 5,4 a 7,4 d.

1.2.4. Komety

Počátkem roku 2012 byly zveřejněny početné rozbory pozorování komety C/2011 N3 (SOHO), která se doslova otřela o Slunce, protože 6. 7. 2011 proletěla v minimální výšce 100 tis. km nad fotosférou. Geneticky patřila do rozsáhlé Kreutzovy rodiny komet, která má už minimálně 1,6 tis. členů. Svým těsným průletem (či spíše ztroskotáním) posloužila k testování vlastností nízké koróny, v níž se ohřála na teplotu až 4 kK. C. Schrijver aj. popsali, jak se rychlost letu komety vůči Slunci zvýšila až na 650 km/s a 10 min před průchodem přísluním se vypařil její chvost o hmotnosti 6 kt. Jádro komety o průměru <50 m ještě chvíli odolávalo, ale pak se rovněž vypařilo. Díky sluneční družici SDO a dalším přístrojům v kosmu i na Zemi se tak podařilo získat jedinečné údaje jak o materiálu komet, tak i o struktuře koróny.

Z. Sekanina a P. Chodas podrobně rozebrali podobný případ komety C/2011 W3 (Lovejoy), objevené koncem listopadu 2011 pouhých 18 dnů před průchodem přísluním, takže pozorování ze Země byla obtížná. Naštěstí se kometa v blízkosti Slunce dostala do hledáčku sluneční družice SOHO a kosmických sond STEREO A a B. Autoři využili pozemních i kosmických měření poloh kometárního jádra k pokusu určit geometrické parametry její dráhy a uspěli. Kometa prošla přísluním 16,012 prosince 2011 ve vzdálenosti 831 tis. km od centra Slunce a předtím 5. ledna 1329 AD ve vzdálenosti 886 tis. km. Současný sklon dráhy 134,4° se jen nepatrně liší od sklonu při předešlém průchodu 133,8°. Současná orbitální perioda dosáhla 698 let, minulá činila 684 let.

Autoři na základě tohoto výsledku tvrdí, že se tím posiluje jejich domněnka o brzkém příchodu celého uskupení jasných Kreutzových komet otírajících se o Slunce. Statečná kometa W3 přežila průchod přísluním zhruba o 4 dny, pak se centrální kondenzace rozplynula. Místo ní se rozvinula úzká prachová stuha, která byla pozorovatelná celé 3 měsíce po průchodu přísluním. Skládala se z prachových zrnek, které přežily sublimaci u Slunce a jejichž úhrnná hmotnost dosáhla řádu milionů tun. Kometární jádro nebylo tedy hromadou sutě, ale porézním kamenným objektem.

Sekanina a Chodas se pak podrobně věnovali procesům rozpadu komety v žáru těsně nad sluneční fotosférou a ukázali, že obdobné úkazy mohou probíhat v menší intenzitě i velmi daleko od Slunce. V každém případě je zřejmé, že těsně kolem Slunce existuje dokonale bezprašná zóna. Kreutzova rodina komet je naprosto jedinečný fenomén, kdy se obří kometa patrně poprvé rozpadla v r. 467 AD a tato kaskáda rozpadů pak pokračovala v r. 1106, dále v r. 1329 a znovu r. 1888 a pátou epizodu prožíváme právě nyní.

Běloruský astronom amatér V. Něvskij a jeho ruský kolega A. Navičonok objevili 28. 11. 2012 kometu C/2012 S1 (ISON = International Scientific Optical Network) jako objekt 19 mag na snímcích z observatoře ISON v Kislovodsku. Dodatečně ji pak další astronomové nalezli na snímcích z jiných observatoří v datech 28. 11. 2011 a 28. 1. 2012. Tak se velmi rychle ukázalo, že kometa pochází z Oortova oblaku a do blízkosti Slunce se dostává poprvé. Přísluním měla projít 28. 11. 2013 ve vzdálenosti jen 1,8 mil. km od Slunce. Zprvu se zdálo, že bude patřit k velmi jasným kometám snadno viditelným pouhým okem, ale u panenských komet je předvídání jejich jasnosti v okolí přísluní ošidné.

B. Novakovič aj. ukázali, že s planetkou-kometou P/2006 W139 = (300163); (a = 3,1 AU; e = 0,2; i = 3°; Per 5,3 r) geneticky souvisí celkem 24 planetek hlavního pásu a z nich 11 vzniklo před 7,5 mil let v důsledku srážky, přičemž jejich mateřské těleso mělo průměr asi 11 km. Odtud také pochází současná aktivita komety W139. Podobných případů mladých rodin planetek spjatých s kometou hlavního pásu bude zřejmě více - autoři uvádějí příklad rodiny (656) Beagle a komety 133P/Elst-Pizarro.

D. Lang a D. Hogg uvedli na příkladu výbuchů komety 17P/Holmes, jak cenným pokladem pro výzkum komet (a nejenom jich) může posloužit internetová pavučina WWW. V archivech, ale i na sociálních sítích a v soukromé elektronické korespondenci, jsou nepřeberné spousty astronomických snímků, pořízených z valné části laiky, které mohou být vědecky využity minimálně pro okamžité určení polohy i jasnosti objektu pohybujícího se na hvězdném pozadí. Autoři odhadují, že by se tak dalo zpětně využít na 5 miliard snímků!

Samotnou kometu Holmes sledovali během posledního velkého výbuchu koncem října 2007 J. Boissier aj. pomocí rádiového interferometru IRAM (Plateau de Bure) na frekvenci 90 GHz. Měření probíhala 4. a 5. den po začátku exploze a odhalila dvě složky rozlétajícího se prachu. Malé částečky prachu o rozměru 1 mm se vzdalovaly od komety rychlostmi 50 – 100 m/s, zatímco větší zrna (rozměry až 100 mm) dosahovala rychlostí jen kolem 8 m/s. Celkové množství uvolněného prachu dosáhlo hmotnosti řádu 1 Gt, čili nanejvýš 9 % hmotnosti jádra komety.

Zcela jiný typ rozpadu zažila podle N. Movshovitze aj. jiná slavná kometa D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9), objevená brzy po slapovém rozpadu při blízkém (1,33 Rj) průletu u Jupiteru v červenci 1992. Kometa se tehdy rozsypala na menší jadérka o průměrech 100 – 1 000 m. Autoři tento rozpad modelovali jako nepružnou odpověď hromady sutě (v podobě nepravidelného mnohostěnu) na roztažení a tření vyvolané slapy. Odtud také vyplývá, že původní jádro komety mělo průměr asi 1,5 km a vynikalo porézností, takže jeho střední hustota nepřevýšila 35 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

M. Szabó aj. studovali jádro obří komety C/1955 O1 (Hale-Bopp) v rekordní vzdálenosti 32 AU od Slunce jednak pomocí Herschelova kosmického teleskopu, ale také pomocí obřích zrcadel VLT ESO. K jejich velkému překvapení vykázalo obnažené jádro komety vysoké albedo přes 8 %, což výrazně přesahuje hodnoty pro běžná kometární jádra. Ostatně totéž jádro komety Hale-Bopp mělo na záběrech HST pořízených daleko před přísluním nízké albedo 4 %, takže tehdy se asi ledová zrnka od jádra odpoutala, ale nedosáhla únikové rychlosti. Na povrch jádra se zřejmě nyní vrátila, což je novinka možná jen u obřích komet. Rozměry jádra komety Hale-Bopp, které rotuje v periodě 11,3 h, odhadli autoři na 30 km. Aktivita jádra ustala až někdy počátkem r. 2009 ve vzdálenosti 28 AU od Slunce a více než 10 let po průchodu přísluním. Díky moderní technice jsme tak mohli pozorovat kometu v rozsahu 25 mag jasnosti v červeném oboru spektra.

J. Watanabe aj. shrnuli výsledky pozorování „umělého bolidu“ v podobě návratového pouzdra a samotné kosmické sondy Hayabusa, která přivezla 13. 6. 2010 vzorky materiálu od blízkozemní planetky (25143) Itokawa. Poměrně spektakulární přistání se odehrálo nad jižní Austrálií do vojenského prostoru Woomera. Návratové pouzdro se oddělilo od sondy 3 h před vstupem do zemské atmosféry, bylo chráněno ablačním štítem a přistálo pak pomocí padáku. Naproti tomu těleso sondy vstoupilo do zemské atmosféry plnou rychlostí 12,2 km/s bez jakékoliv ochrany. Sonda se začala drolit a svítit ve výšce 84 km nad zemí a její rozpad vrcholil o 15 sekund později, kdy se úlomky roztáhly do šířky 1 km od sebe v délce 14 km. Největšího jasu dosáhla rozpadající se sonda ve výšce 57 km (-13,1 mag; o něco více než Měsíc v úplňku). Návratový modul dosahoval na povrchu štítu teploty 3,1 kK ve výšce 50 km a 2,4 kK ve 40 km.

1.2.5. Meteory

D. Čapek a D. Vokrouhlický poukázali na velké tepelné namáhání, kterému jsou vystaveny meteoroidy v rojích, které v přísluní procházejí poblíž Slunce. Jde celkem o 8 významných meteorických rojů (hodnoty přísluní v AU jsou v závorkách): jižní δ-Akvaridy (0,07); Geminidy (0,14); prosincové Monocerotidy (0,19); severní Tauridy (0,35); α-Monocerotidy (0,45); η-Akvaridy (0,54); α-Capricornidy (0,60) a říjnové Draconidy (1,00). Tepelné namáhání se projeví už při prvním průchodu přísluním krupičkovitým povrchem meteoroidu.

P. Jenniskens využil pokroků ve videoregistraci meteorů k prvnímu objektivnímu zhodnocení, jak jsou v katalozích meteorů zastoupeny reálné meteorické roje. Dosud totiž po více než dvou stoletích pozorování známe spolehlivě jen 64 meteorických rojů, i když v análech Mezinárodní astronomické unie nalezneme údaje o dalších cca 300 nepotvrzených rojích. Současné bezpečnostní videokamery s čočkami o ohniskové vzdálenosti 12 mm jsou schopné v poli o rozměrech 20° × 30° zaznamenat všechny meteory jasnější než 5,4 mag. V projektu CAMS pracují v Kalifornii tři pozorovací stanice (Fremont, Lick a Sunnyvale). Každá z nich je osazena baterií 20 kamer, které míří do výšky 30° nad obzorem a umožňují tak triangulací zjišťovat přesné dráhy meteorů. Jádrem systému je prvotřídní software napsaný P. Guralem. Za jasné noci totiž jediná kamera získá 10 GB dat, z toho 200 MB údajů se týká meteorů. Do léta 2012 tak autoři dostali údaje o 100 tis. meteorických drah. Podobný systém SonotaCo se 100 kamerami provozují již po dobu tří let japonští astronomové amatéři. Už nyní je zřejmé, že se tak postupně podaří ověřit existenci mnoha dalších meteorických rojů, dokonce i těch, které mají v různých letech silně proměnnou aktivitu.

J. Kero aj. uvedli, že japonský meteorický radar Shigaraki umístěný na 35° sev. š. a 136° vých. délky (poblíž Osaky) věnoval pozorování meteorů 529 h od června 2009 do prosince 2010 a zaznamenal tak 106 tis. drah meteorů. Frekvence meteorů se pochopitelně měnila jak během dne, tak i během roku podle polohy denního a ročního apexu. Průběh těchto změn však není souměrný vůči rovnodennostem. Autorům se přitom podařilo najít nových 6 meteorických rojů.

P. Babadžanov aj. zkoumali meteorické roje související s planetkou 2004 CK39, což je ve skutečnosti nejspíš uspaná anebo vyhaslá kometa (podobně jako mateřská planetka Phaethon pro Geminidy). Numerická integrace její dráhy za 17 tis. roků ukázaly, že výstupní a sestupné úhly dráhy protínaly v minulých 8,5 tis. letech dráhu Země čtyřikrát a odtud plynou možnosti výskytu čtyř meteorických rojů (dvou v únoru a dvou v říjnu). Podrobným rozborem údajů z optických i radarových katalogů meteorů se autorům podařilo prokázat všechny čtyři roje (denní a noční Virginidy), které podle výpočtů souvisejí s mateřským tělesem 2004 CK39.

V. Porubčan aj. si položili otázku, zda výška zážehu meteorů daného roje nezávisí na fázi sluneční činnosti. Řešili ji pomocí generálního katalogu údajů o stabilním meteorickém roji Perseid. Dosavadní pozorování radarových meteorů ukázala, že v obsáhlém materiálu žádná korelace se sluneční činností neexistuje a autoři zjistili, že podobně i výšky začátků a konců vizuálních Perseid nijak nereagují na stav sluneční činnosti. Závěr by však bylo dobré ověřit ještě i pro slabší meteory, které jsou ještě zachytitelné televizními kamerami a rádiem.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Když astronomie získala před téměř dvaceti lety možnost porovnávat naší Sluneční soustavu s jinými a v současnosti má již poměrně rozsáhlý přehled o vzhledu některých cizích planetárních soustav, vychází čím dál tím zřetelněji najevo, že žijeme v poměrně bizarní soustavě s řadou záhadných rysů. Podle S. Elsera aj. není vůbec jasné, proč má Merkur zdaleka největší železné jádro a jeho složení se tak pronikavě liší od všech ostatních planet, proč je jeho magnetické pole silnější než pole Marsu, proč se tak liší vlastnosti Venuše a Země, když obě planety mají téměř stejné hmotnosti i rozměry, proč Venuše rotuje tak pomalu a ještě k tomu retrográdně, a nemá žádnou přirozenou družici.

U Jupiteru je záhadou, kde přišel ke svým čtyřem hlavním (Galileovým) družicím, které jsou věcně vzato spíše planetami než měsíci. Podobně není vůbec jasné, proč má Saturn prstence tak monumentální, kdežto ostatní obří planety poměrně nevýrazné obroučky, resp. oblouk, a proč magnetická osa Saturnu přesně souhlasí s osou rotace, když u všech ostatních planet s měřitelným dipólovým polem jsou osy skloněné. Dipól magnetického pole Uranu je navíc vyosený pod rekordním úhlem 60° k rotační ose a sama rotační osa je skloněna do roviny ekliptiky, takže Uran ve skutečnosti podobně jako Venuše rotuje retrográdně, byť pod úhlem jen 98° k normále ekliptiky. Rovněž Neptun má magnetický dipól vyosený a svírající s rotační osou úhel 47°. Obě posledně jmenované planety mají značnou hmotnost, ačkoliv patrně vznikly v oblasti, kde zárodečný planetární disk mnoho hmotnosti neměl. Bude proto nesmírně cenné, až se pomocí příštích zlepšených pozorovacích možností studia exoplanet podaří obdobné parametry zjišťovat u cizích planetárních soustav.

A. Crida a S. Charnoz se zaobírali otázkou, jaký je původ ostatních pravidelných družic obřích plynných planet Sluneční soustavy od Jupiteru po Neptun. Nejpravděpodobněji se tak stane, jestliže vnější okraj prstenců přesáhne hranice Rocheovy meze. Zrnka tvořící prstence se začnou vně této meze spojovat, až dosáhnou rozměrů a hmotností pravidelných družic u obou planet. Autoři spočítali, že za hranicí meze nejsou dráhy pravidelných družice dlouhodobě stabilní, takže družice divergentně migrují. Dokonce i samotný počet vzniklých pravidelných družic, ale i jejich hmotnost závisí na tempu migrace. Pokud je migrace družic rychlá, vznikne nakonec jen jeden velmi hmotný průvodce dané planety, což je případ Země-Měsíc a také trpasličí planety Pluto, kde je tím hmotným objektem jeho největší družice Charon. U Jupiteru platí, že hmotnost regulérních satelitů roste se vzdáleností od okraje Rocheovy meze.

J. Connelly aj. zlepšili na základě radioaktivní chronometrie datování počátků Sluneční soustavy tak, že první chondruly ve sluneční pramlhovině vznikaly před (4 567,32 ±0,42) mil. roků a v nich první inkluze Ca-Al před (4 567,30 ±0,16) mil. let. Tato nejranější epocha utváření těles Sluneční soustavy skončila v čase (4 564,71 ±0,30) mil. let před současností. Podle H. Schlichtinga aj. probíhal vznik terestrických planet v několika fázích, přičemž dost dobře chápeme posloupnost prvních tří: Nejprve vznikaly malé planetesimály, které posléze koagulovaly na protoplanety, tj. tělesa srovnatelná s Marsem. Ve třetí etapě pak díky srážkám protoplanet se konečně vytvořily terestrické planety. Problémem však zůstávají dosud početné planetesimály, od nichž bylo potřebí Sluneční soustavy vyčistit. Tyto planetesimály dopadaly po konci epochy těžkého bombardování na již téměř dokončené terestrické planety a přidaly jim okrouhle posledních 0,5 %. Důkazem je vysoké zastoupení siderofilních prvků v plášti Země a na Měsíci, ale patrně i na Marsu. Nejvyšší četnost přitom vykazovaly planetesimály o rozměrech <10 m. Tím se také srovnaly původně velké výstřednosti a sklony terestrických planet na současné téměř kruhové a koplanární dráhy.

C. Dale aj. skutečně zjistili, že menší planetesimály mají nejvyšší zastoupení siderofilních prvků (Re, Os, Ir, Ru, Rh, Pt, Pd a Au), takže se musely dostat do plášťů Země, Měsíce a Marsu až po vzniku geologických jader těchto těles. O tomto zpoždění svědčí ostatně i planetka Vesta, která vznikla hned v prvních milionech let existence Sluneční soustavy, ale tamější dodávka siderofilních prvků souvisí až s jejím pozdějším těžkým bombardováním drobnými chondritickými projektily.

Obecně se výskytem chemických prvků na planetách zabývali v průkopnické práci J. Bond aj. již v r. 2010, když pro zárodečný cirkumsolární disk spočítali posloupnost kondenzací chemických prvků a sloučenin během vychládání původně horké sluneční pramlhoviny. J. Elser aj. však tvrdí, že i pro těch pár zbylých planet Sluneční soustavy žádný univerzální model nejde neexistuje. Dnešní planetární systém je ovšem pouhým odvarem bohatství forem, které Sluneční soustava měla na počátku. Během epochy těžkého bombardování se totiž téměř dokonale vyčistila, ale díky tomu prokoukla do dnešní podoby.

Pod vlivem objevů obřích plynných exoplanet těsně u mateřských hvězd se rozvíjí myšlenka migrace obřích planet Sluneční soustavy, která postihla zvláště nejhmotnější planety, tj. Jupiter a Saturn. A. Morbidelli aj. vypracovali již v r. 2002 koncept migrace zvaný nyní jako Nicejský model. Zdá se, že prvních 700 mil. let od vzniku Sluneční soustavy proběhlo celkem klidně, jak naznačují i výsledky výše citovaných prací. Jakmile se však oběžné doby Saturnu a Jupiteru dostaly do rezonance 2:1, vedlo to k migraci obřích plynných planet, tj. tyto planety se odsouvaly z místa zrodu v protoplanetárním disku, kde díky velké hmotnosti stavebního materiálu mohly vzniknout, směrem od Slunce do dnešních v podstatě kruhových drah. Zbylé planetesimály spadly na terestrické planety, ale dopadaly ve velkém počtu řádově biliónu kusů i na náš Měsíc v intervalu kratším než 100 mil. let. Podle D. Nesvorného aj. způsobí blízká přiblížení planet během migrace, že dráhy planetesimál se poruší a nakonec tyto planetesimály skončily jako přirozené družice obřích planet. D. Nesvorný a D. Vokrouhlický podobně vysvětlili i skutečnost, proč mají Trojáné Jupiteru rozmanité sklony drah k ekliptice. Jupiter také způsobil, že vznikl hlavní pás planetek a Neptun díky rezonanci 2:1 ovlivnil rozsah i náplň vnějšího Edgeworthova-Kuiperova pásu.

G. D'Angelo a F. Marzar simulovali migrace Jupiteru a Saturnu v dvojrozměrné i trojrozměrné simulaci slapových interakcí v plynném disku sluneční pramlhoviny. Zjistili, že obří plynné planety se utvořily velmi rychle v průběhu 1 – 3 mil. let. Následně spočítali, jak se jejich dráhy měnily do doby, než se plynný disk spotřeboval na tvorbu planetesimál. Zatímco při dráhové rezonanci 2:1 dochází ke konvergentní migraci obou planet směrem ke Slunci, při rezonanci 3:2 jde o divergentní migraci směrem od Slunce, avšak další akrece plynu na planety může divergenci proměnit rovněž na konvergenci. Autoři dále ukázali, že Jupiter a Saturn mohly vzniknout v hustších partiích disku jen 4 AU a 5 AU od Slunce, ale díky rezonanci 3:2 se mohly snadno dostat až do současných vzdáleností 5,2 a 9,6 AU.

D. Nesvorný a A. Morbidelli zjistili na základě téměř 10 tisíc počítačových simulací s různými počátečními podmínkami, že pravděpodobnost dnešní podoby Sluneční soustavy nebyla příliš velká - pouhých 5 % simulací k ní dospělo. Pro stabilitu dnešní Sluneční soustavy muselo při dráhové rezonanci Saturnu a Jupiteru 3:2 pravděpodobně vzniknout 5 až 6 obřích planet, z nichž alespoň jedna, ale spíše dvě (ledové) planety, musely být vlivem poruch vymrštěny ze Sluneční soustavy pryč.

J. Klačka aj. upozornili, že migruje dokonce i celá Sluneční soustava, protože během času kolísá její radiální vzdálenost od centra Galaxie, a to v závislosti na počtu jejích spirálních ramen. Pokud by měla Galaxie jen dvě spirální ramena, tak by vzdálenost Slunce od centra Galaxie kolísala dlouhodobě v rozmezí 7,55 – 8,90 kpc. Pokud má čtyři ramena, cože se nyní zdá pravděpodobnější, pak se kolísání zmenší na rozsah 7,9 – 8,1 kpc. Výpočet předpokládá že oběžná rychlost Slunce kolem centra Galaxie činí v průměru 220 km/s a současná vzdálenost od centra Galaxie dosahuje 8,0 kpc.

D. Baker a T. Ratcliffe srovnali výkyvy počasí na povrchu Země s obdobnými jevy na ostatních planetách. Zatímco vzdušné víry (tančící derviši) na Zemi sahají maximálně do výše 1 km a tornáda do 6 km, na Marsu dosahují tančící derviši výšky až 10 km Na Jupiteru trvají hurikány (červené skvrny) minimálně stovky let a dokáží se i navzájem propojit a zesílit, kdežto na Zemi to bývá záležitost maximálně týdnů. V atmosféře Jupiteru a Saturnu se odehrávají elektrické bouře s intenzitou a kadencí blesků až o čtyři řády řádů vyšší než na Zemi. Bouře na Saturnu převážně v jižních šířkách kolem 30° trvají třeba i půl roku.

B. Randol aj. nalezli v údajích z kosmické sondy New Horizons letící k trpasličí planetě Pluto známky výskytu interstelárních iontů. K jejich nárůstu došlo mezi říjnem 2008, kdy byla sonda vzdálena od Slunce 11,3 AU, a červnem 2010, kdy vzdálenost sondy vzrostla na 17 AU. Rozložení iontů v různých směrech je přitom dokonale izotropní.

L. Burlaga a N. Ness ukázali, že vytrvalá kosmická sonda Voyager 1 proletěla ve vzdálenostech 104 – 113 AU pouzdrem sluneční magnetosféry, což se projevilo poklesem rychlosti částic slunečního větru ze 70 km/s na nulu a klid sám trval 26 dnů. Současně se měnila kladná polarita nábojů na zápornou a poté indukce magnetického pole lineárně rostla až na 0,14 nT. Voyager 1 vstoupil do pouzdra v červenci 2007 a vystoupil z něho v dubnu 2010. V únoru 2011 byl již 118 AU od Slunce. Situace v heliopauze s nulovým radiálním prouděním je však podle M. Ophera aj. složitější, protože sluneční magnetické pole mění polaritu v jednotlivých sektorech v různých vzdálenostech od Slunce. V magnetickém pouzdru probíhá přepojování magnetického pole ve vrstvě tlusté 7 – 11 AU. To prakticky znamená, že Voyager 1 ve skutečnosti vstoupil do heliomagnetického pouzdra již v prosinci 2004 a od dubna 2010 se ocitl ve vnější přechodové vrstvě k heliopauze. Podle J. Richardsona a C. Wanga vstoupil Voyager 2 do heliomagnetického pouzdra v srpnu 2007 v době minima sluneční činnosti. Hustota slunečního větru tehdy klesla ma polovinu a jeho teplota se snížila třikrát. Od té doby však vlivem nárůstu sluneční činnosti začala hustota slunečního větru opět stoupat až na maximum v polovině r. 2012. Vzrostla i teplota o polovinu, ale nikoliv rychlost. Díky rostoucími dynamickém tlaku se terminální rázová vlna odsunula od Slunce právě proto, že sluneční činnost mezitím vzrostla. Velmi teď záleží na tom, co zjistí Voyager 2, až se za několik let dostane to týchž vzdáleností od Slunce. Už teď je však zřejmé, že naše modely heliopauzy bude třeba radikálně přepracovat.

D. Comas aj. zjistili na základě měření družice IBEX na protáhlé geocentrické dráze (přízemí 63 tis. km; odzemí 283 tis. km, oběžná doba 8,7 d), že nadzvukový a ionizovaný interstelární vítr vyrývá v dutině zvané heliosféra zářezy. Pohyb Slunce vůči tomuto prostředí je však pomalejší, než se dosud předpokládalo, takže přitom nevzniká na rozhraní heliosféry a interstelárního prostředí rázová vlna. Apex slunečního pohybu rychlostí 23 km/s má galaktické souřadnice 185° délky a -12° šířky. S. Redfield připomněl, že IBEX zkoumá atomy a ionty, které proniknou dovnitř heliosféry. Slunce se nyní pohybuje v místní interstelární bublině, jejíž hustota silně kolísá v čase i prostoru až o 6 řádů!

Mimochodem, Voyager 2 se počátkem září 2012 stal nejdéle fungující kosmickou sondou, protože startoval ze Země o 2 týdny dříve než Voyager 1. Obě sondy tak souvisle pracují v kosmu již 35 let a překonaly tak dosavadní rekord, který držela sonda Pioneer 6 (34,93 roků). Voyager 1 se dostal do vzdálenosti 18 mld km od Slunce a směřuje na sever od ekliptiky. Voyager 2 je o 3 mld. km pozadu a směřuje na jih. Optimistické odhady jejich životnosti sahají až do r. 2025.

L. Orio ukázal, jaké jsou současné horní meze pro případnou existenci tzv. planety X na periférii Sluneční soustavy. Téma zajisté souvisí s domněnkou D. Whitmira a A. Jacksona z r. 1984 o hypotetické velmi hmotné planetě (hnědém trpaslíku?) Nemesis s velkou poloosou silně výstředné dráhy 95 tis. AU, což způsobuje periodické (?) vymírání organismů v historii Země vždy po 26 milionech let vinou gravitačních poruch drah kometárních jader v Oortově oblaku komet.

L. Orio dále připomněl, že ve vzdálenosti 1 tis. AU od Slunce by měl pro nás Jupiter 20 mag a Neptun 23 mag, takže taková tělesa by nemohla uniknout současným přehlídkám. Přehlídka Spacewatch vyloučila existenci planety o rozměrech Marsu do vzdálenosti 300 AU a Jupiteru do vzdálenosti 1,2 tis. AU. Přehlídka PanSTARRS by našla planetu o rozměrech Neptunu do vzdálenosti 800 AU a hnědého trpaslíka o hmotnosti 0,1 M☉ do vzdálenosti 2 tis. AU. Dokonce již průkopnická ekliptikální přehlídka C. Tombaugha z 30. let minulého století vyloučila existenci planety o velikosti Země do vzdálenosti 81 AU od Slunce. Autor navíc dospěl k závěru, že současně nejcitlivějším testem pro případnou existenci planety X je sledování precese přísluní planety Mars a případně i dalších terestrických planet. Tak dostal daleko ostřejší horní meze pro planetu X, takže planeta o hmotnosti Marsu neexistuje do vzdálenosti 200 AU, o hmotnosti 0,7 Mz do 450 AU a o hmotnosti 4 Mj do 4,5 tis. AU.

S. Batista a J. Fernandes hledali případné sourozence Slunce z hypotetické mateřské hvězdokupy tím, že si vytipovali 27 hvězd vzdálených nyní <100 pc od Slunce, jejichž spektrální třídy pokrývají pásmo F, G, a K. Našli tak vskutku minimálně 13 kandidátů na sourozence, jejichž dnešní hmotnosti se pohybují v rozmezí 0,87 – 1,22 M☉ a vznikly před 2,6 – 7,4 mld. let.

D. Veras a M. Wyatt vyšli ze známé skutečnosti, že Slunce ke konci své existence po opuštění hlavní posloupnosti ztratí v řadě dramatických epizod zhruba polovinu své nynější hmotnosti. Jak ukázali, projeví se to silnými poruchami stability mnoha drah uvnitř Sluneční soustavy. Soustava tak přijde o celý Oortův oblak komet a dokonce i o TNO typu Sedna, tj. o všechny objekty, jež se dostávají do vzdálenosti >1 tis. AU. Týž závěr platí i pro všechny osamělé hvězdy podobné Slunci.

1.4. Slunce

R. Harrison aj. zveřejnili výsledky komplexního pozorování série čtyř koronálních výronů hmoty (CME) počínající 1. srpna 2010 a vystřelených ze Slunce v průběhu pouhých 16 h. První CME opustil Slunce ve 3:42 h UT h a byl pozorován během svého průletu interplanetárním prostorem (stejně jako jeho tři další sourozenci) sondami STEREO a družicemi SDO, GOES, SOHO a WIND až do 4. srpna téhož roku. Zatímco počáteční rychlost pohybu všech CME vůči Slunci dosahovala ≈1 tis. km/s, brzy po svém vzniku se CME zpomalovaly. První CME třídy M, jejíž příčinou byla eruptivní protuberance, se zpomalila na 730 km/s; druhá CME sice započala rychlostí >1 tis. km, takže dohnala svou předchůdkyni, kterou zakryla, ale její „vinou“ se sama také zpomalila. Její příčinou byla erupce třídy C3.2. Splynuvší CME se znovu mírně zpomalila 3. srpna těsně před příletem k Zemi 3. srpna v 17:05 h. Třetí CME třídy A vyletěl v 10:04 h UT, zpomalil se na 600 km/s a přiblížila se k Zemi 4. srpna. Její příčinou byla opět eruptivní protuberance. Poslední CME třídy B se zpomalil na 560 – 610 km/s a jako magnetický oblak dorazil k Zemi rovněž 4. srpna; i jeho příčinou byla eruptivní protuberance.

Y. Jiang aj. pozorovali 15. února 2011 první sluneční erupci třídy X v nového 24. cyklu sluneční činnosti pomocí japonské družice Hinode a americké družice SDO. Erupce intenzity X2.2 vznikla v aktivní oblasti AR 11159. Měření ukázala, že již 20 h před erupcí začaly skvrny v aktivní oblasti rychle rotovat a rotace skončila až hodinu po erupci, která trvala jen 22 minut. Vedoucí skvrna rotovala nejrychleji a splynula s dalšími skvrnami téže polarity, takže zmohutněla a vytvořila penumbru, jejíž spirálová vlákna rotovala ve směru hodinových ručiček. Asi 100 min před vzplanutím erupce se vnější penumbra skvrny srazila s několika skvrnami opačné polarity. Zdá se, že to byla hlavní příčina následného vzplanutí rentgenové erupce, která skončila zcela náhle a zanechala po sobě zkroucená vlákna penumbry.

K témuž závěru dospěli nezávisle X. L. Yan aj., kteří pomocí SDO pozorovali průběh dvou erupcí z 10. února 2010 v aktivní oblasti AR 08858. I zde před vlastní erupcí začaly sluneční skvrny kolem sebe rotovat úhlovou rychlostí 8 – 20° a během vrcholné rotace se vytvořil sigmoidní filament, jenž vyvolal obě erupce a následně i CME. Další podrobnosti o celém procesu dostali A. Sterling aj., když zkombinovali údaje o erupci z 1. června 2011 získané družicemi SDO a Hinode i sondami STEREO. První záblesk erupce je tedy vyvolám magnetickým přepojením (rekonexí) a o celý další průběh úkazu trvajícího ve skutečnosti skoro hodinu se pak již postará standardní magnetohydrodynamika.

Velmi podrobné údaje o vzniku slunečních erupcí zveřejnili B. Johnstone aj. na základě dlouhodobých pozorování družice TRACE v pásmu 160 nm a geostacionárních družic GOES i magnetogramů získaných pomocí pozemní sítě GONG. Mohli tak podrobně sledovat uměny podélné složky magnetických polí v případě čtyř rentgenových erupcí s intenzitami X1 - X10, jež se odehrály mezi srpnem 2001 a červencem 2004. Odtud se jim podařilo prokázat, že prvotní příčinou erupcí jsou Alfvénovy vlny a s nimi spojená rekonexe magnetických siločar ve sluneční koróně. Vlny vznikající v koróně se šíří z místa vzniku všemi směry, tj. také do chromosféry a fotosféry a všude tam pak pozorujeme projevy vlastní erupce. Magnetické pole v koróně má totiž nad řídkým plazmatem navrch, kdežto ve fotosféře plazma dominuje nad magnetickým polem. Koronální plazma je vysoce vodivé, takže proto se energie vln uvolní náhle a vratké magnetické pole se přestaví do stabilnější konfigurace. Celková uvolněná energie erupcí dosahuje až 1025 J v souladu s jinými měřeními. Ultrafialové záření erupce ve fotosféře vyvolává pozorovatelné změny, které v průměru trvají sice jen 4 minuty, ale výjimečně se mohou protáhnout až na celé hodiny.

D. Ryan aj. zveřejnili výsledky rentgenových pozorování Slunce pomocí geostacionárních družic GOES během tří cyklů sluneční činnosti v letech 1980-2007. Během té doby družice zaznamenaly více než 50 tis. slunečních erupcí, během nichž se na Slunci v průběhu minut až hodin uvolňovaly energie <1026 J.

I. Ramírez aj. se zabývali hledáním hvězd, které se svými parametry silně podobají Slunci. Říkáme jim sluneční analogy a v současné době jich známe už zhruba 80. Analogy Slunce musí mít podobné efektivní teploty, gravitaci na svém povrchu a zastoupení chemických prvků. Pro hledání analogů se hodí fotoelektrická fotometrie, která dává pro Slunce dává následující referenční hodnoty: (B-V) = 0,653 mag; (U-V) = 0,166; (V-R) = 0,352 a (V-I) = 0,702. L. Casagrande aj. také zatím nejpřesněji určili efektivní teplotu Slunce (5 755 ± 22) K.

Podobně důležité je mít přesné údaje o slunečním spektru, pořízeném s co největším rozlišením, což kvůli velké jasnosti Slunce je pozorovatelský těžký oříšek. Vtipně ho však vyřešili P. Molaro a S. Monai, když využili podstatně slabšího zdroje slunečního spektra ve světle odraženém od povrchu planetky Ceres. Namířili k ní štěrbinu ultrapřesného vysokodispersního spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu na observatoři ESO La Silla a zobrazili tak v pásmu vlnových délek 400 – 686 nm přes 2 300 spektrálních čar. Určili tak jejich radiální rychlosti s přesností 0,3 – 1,0 km/s, což je výsledek až pětkrát přesnější než u kterékoliv spektrografu namířeného přímo na Slunce. Změřili také přesnou hodnotu Einsteinova gravitačního posuvu na povrchu Slunce: +636 m/s.

Einsteinův posuv měřili nezávisle také japonští astronomové na observatoři Hida pomocí 0,6 zrcadlového teleskopu v pásmu vlnových délek 519 – 521 nm uprostřed slunečního kotouče, kde se neprojevuje Dopplerův jev související s rotací Slunce. Dostali tak hodnotu +(698 ±113) m/s. Z obecné teorie relativity i hmotnosti a poloměru Slunce vyplývá +633 m/s.

M. Emilio využili tranzitů Merkuru ze 7. května 2003 (trvání 5,40 h) a 8. listopadu 2006 (trvání 4,95 h) přes kotouč Slunce k prvnímu měření úhlového a lineárního poloměru Slunce nad hranicí zemské atmosféry. Pomocí Dopplerova zobrazovače MDI družice SOHO (ESA) tak dostali zatím nejpřesnější hodnotu úhlového poloměru (960,12 ±0,09)′, tj. lineárně (696 342 ±65) km. Obdobná měření ze zemského povrchu dávala chybu ±500 km, čili téměř o řád horší.

Zploštění Slunce měřili J. Kuhn aj. pomocí družice SDO a zjistili, že Slunce je překvapivě kulaté s relativním zploštěním jen 5,0.10-6 a tato hodnota vůbec nezávisí na fázi periody sluneční činnosti. Výsledek je dokonce v rozporu se známou skutečností o rychlosti sluneční rotace, takže odstředivá síla na rovníku by měla Slunce zploštit o 17 % více než vyplývá z pozorování.

K. J. Li aj si položili otázku, proč je sluneční konstanta měřená na vnější hranici zemské atmosféry jako TSI (Total Solar Irradiance) vskutku konstantní. Měření TSI pomocí družic započalo v listopadu 1978 a autoři zpracovali její denní hodnoty až do 20. listopadu 2010. Na odchylkách TSI od střední hodnoty 1 366 W/m2 se podle autorů podílejí tři složky různého původu. Zhruba 42 % variací představují změny TSI vyvolané poměrně pomalou rotací Slunce; stejný podíl variací vzniká kolísáním v rámci 11tiletého cyklu sluneční činnosti, jež se projevuje změnami magnetických struktur v klidných oblastech na Slunci. Třetí složka (15 %) představuje variace s periodou kalendářního roku, jejíž původ je dosud záhadný.

P. Foukal kritizoval zprávu klimatického panelu IPCC, která tvrdila, že existuje korelace mezi historickými hodnotami TSI a průměrnou teplotou povrchu Země. Hodnoty TSI lze totiž nepřímo odvodit z intenzity spektrální čáry K ve fakulových polích na Slunci, a to již od r. 1915. Pro předešlé období lze využívat údajů o ploše slunečních skvrn měřených na observatoři v Greenwichi od r. 1875, ale pro období 1610-1875 už jen zpráv o výskytu slunečních skvrn, popř. přibližná relativní čísla. Z historických údajů vyplývá, že v 17. stol. byla svítivost Slunce nižší, než se dosud uvádělo, a naopak TSI byla o 30 – 50 % vyšší mezi lety 1925 - 1960, než uvádí zpráva klimatického panelu IPCC pro roky 1925-1945, která pak tvrdí, že existuje korelace mezi TSI a průměrnou teplotou na Zemi. Autor však ukázal, že TSI ve skutečnosti kolísá tak nepatrně, že žádná korelace s globálním oteplováním Země se nepotvrdila.

Například W. Ball aj. zpracovali variace TSI během 21.-23. cyklu sluneční činnosti jak z měření na arizonské observatoři Kitt Peak, tak na družici SOHO. Rozdíl TSI v minimech mezi 22. a 23. cyklem dosáhl jen 0,2 W/m2, což představuje relativní změnu 0,15 promile! Je vskutku pozoruhodné, jak gigantický zdroj tepla pro Zemi je ve střednědobém měřítku konstantní - žádná pozemská teplárna nebo elektrárna není seřízena tak dokonale.

S. Wedemeyer-Böhm aj. využili vysokého rozlišení americké družice SDO k určení průběhu siločar magnetických polí mezi sluneční fotosférou a korónou. Magnetická pole se do fotosféry přenášejí konvekcí z pásma pod slunečním povrchem. Vynořené siločáry se dostávají do vířivého pohybu a směrem do koróny nejsou přesně svislé, čímž vzniká odstředivá síla, která urychluje částice teplého plynu po spirálové dráze až do vnitřní koróny. V podstatě jde o magnetické tornáda o svislé výšce až 100 tis. km, které slouží jako kanály přenosu energie. Z každého čtverečního metru povrchu Slunce se tak přenáší do koróny zářivý výkon až 300 W/m2 , což postačí na vysvětlení vysoké teploty koróny (≈2 MK). Ve sluneční chromosféře proto pozorujeme UV čáry ionizovaného hélia a vysoce ionizovaného železa. Autoři odhadují, že na viditelném povrchu klidného Slunce se nachází řádově 104 magnetických tornád, jejichž průměrná životnost dosahuje 13 minut. Zmíněná měření a popsané fyzikální pochody platí však pouze pro klidné Slunce. Vliv slunečních skvrn a aktivních oblastí na Slunci zatím objasněn není.

Z. Huang aj. uvedli, že zatímco magnetické smyčky v aktivních oblastech na Slunci lze snadno pozorovat družicemi a sondami v pásmu záření EUV a rentgenového, u klidného Slunce viditelné prakticky nebyly. Nyní se jim však podařilo zobrazit je kombinací údajů z aparatury EUVI na sondách STEREO a zobrazovače MDI na družici SOHO. K jejich překvapení se na klidném Slunci podařilo rozlišit dva druhy smyček - jak očekávali, jsou to jednak smyčky, jejichž teplota se ve směru nahoru zvyšuje, ale kromě toho existují smyčky, kde teplota směrem vzhůru klesá. Smyčky se stoupající teplotou převažují ve vysokých heliografických šířkách, kdežto smyčky s klesající teplotou převažují v nízké koróně. Tento úkaz není zatím objasněn, ale nepochybně souvisí s odvěkým problémem, proč je koróna mnohem teplejší než fotosféra a chromosféra Slunce.

K podobným výsledkům dospěli nezávisle díky sondám STEREO A a B také A. Vourlidas aj., kteří ze stereoskopických pozorování v pásmu EUV (17 a 28 nm) sestrojili trojrozměrné modely magnetických smyček pohybujících se vzhůru před vzplanutím erupce 2. ledna 2008. Když se smyčky zhroutily do erupčního kanálu, vedlo to vzápětí k vytvoření koronálního výronu hmoty (CME), jenž se počal zvětšovat a urychlovat v radiálním směru od Slunce. Celý úkaz se odehrál v průběhu 7 h. Tak se konečně daří zjistit, jak vznikají CME objevené v interplanetárním prostoru počátkem 70. let minulého století. Dnes víme, že to jsou mimořádně energetické jevy ve Sluneční soustavě, které občas výrazně ovlivňují zemskou atmosféru. Zasahují tam aparatury na družicích, ale poškozují i některá technická zařízení na Zemi. V listopadu 2008 pozorovali F. Shen aj. dokonce superpružnou srážku dvou CME v interplanetárním prostoru, čímž lineární kinetická energie celé soustavy ještě vzrostla.

K. Kusano aj. a J. Karpen aj. věnovali pozornost souvislostem mezi CME a slunečními erupcemi jak z pozorování magnetických polí na Slunci a náhlých změn jejich konfigurací, tak i z odpovídajících magnetohydrodynamických modelů. Modely se díky ohromujícím pokrokům v komplexním pozorování úkazů na Slunci i v interplanetárním prostoru neobyčejně zdokonalily. Tak se ukazuje, že případné předvídání kosmického počasí a vlivů na Zemi by se mohlo zlepšit nepřetržitým a velmi podrobným pozorováním změn magnetických polí na Slunci. Úkol je však zřejmě ještě obtížnější než předpovídání počasí na Zemi, protože „magnetická paměť“ Slunce nepřesahuje podle B. Karaka a D. Nandyho pět let. Tím více je udivující, že J. Abreu aj. se vrátili ke kontroverznímu tématu údajného gravitačního vlivu planet na sluneční dynamo a snaží se prokázat, že tyto vlivy nejenom působí na mohutnost známých cyklů sluneční činnosti 11 a 22 let, ale údajně dokonce na problematické dlouhé cykly sluneční činnosti na stupnici do 9,4 tis. let!

E. Bosman aj. zjistili pozorováním ze sond STEREO mezi lednem 2007 a prosincem 2010, že četnost úkazů CME stoupá úměrně s počtem slunečních skvrn, takže mezi zářím 2009 a březnem 2010 se proti klidovém stavu zvýšila až čtyřikrát. Pro 51 CME v tomto období se podařilo určit jejich trojrozměrnou strukturu. Vyskytují se ve 4/5 případů v heliografických šířkách ±30° od rovníku a většinou se při svém výstupu směrem k rovníku Slunce sklánějí. Mimochodem, 6. února 2011 byly sondy A a B na svých drahách úhlově vzdáleny 180° od sebe, takže poprvé v historii měli astronomové možnost naráz přímo pozorovat celou kouli Slunce.

Nový pozemní sluneční teleskop o průměru zrcadla 1,6 m na observatoři Big Bear v Kalifornii umístěný v kopuli na ostrůvku v jezeře vyniká svým úhlovým rozlišením při pozorování slunečního povrchu. Podle V. Abramenka aj. se tak podařilo zobrazit povrch Slunce v čáře TiO o vlnové délce 706 nm s úhlovým rozlišením 0,04′, tj. lineárně 80 km. Tak se podařilo objevit na klidném Slunci subgranulární struktury <600 km, zatímco průměrný rozměr granulí dosahuje 1 050 km. Nově rozlišené minigranule mají ovšem další fraktální strukturu...

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

2.1.1. Objevy a pozorování exoplanet

D. Fischerová aj. zveřejnili první objevy exoplanet získané mezinárodní skupinou dobrovolníků, kteří podle zadaného programu prosévají obsáhlá data o světelných křivkách hvězd z projektu družice Kepler. Říkají si Lovci planet (Planet Hunters.). Do této společnosti patří na 40 tisíc majitelů osobních počítačů z celého světa. Kolektivním úsilím tak našli důkazy o exoplanetách s poloměry 2,6 a 8,0 Rz u hvězd KIC 10905746, resp. KIC 6185331. Planety kolem svých mateřských hvězd obíhají v periodách 9,9 d, resp. 49,8 d. Počátkem roku 2012 bylo již v databázi jasností hvězd v zorném poli družice Kepler nalezeno profesionály a dobrovolníky na 2,3 tis. hvězd, kolem nichž s vysokou pravděpodobností (>90 %) obíhá alespoň jedna exoplaneta.

Díky delším časovým řadám pozorování začíná přibývat objevů cirkumbinárních a cirkumprimárních exoplanet. Cirkumbinární exoplanety jsou definovány tak, že obíhají kolem těžiště těsné dvojhvězdy, kdežto cirkumprimární obíhají kolem jedné složky širší dvojhvězdy. W. Welsh aj. tak našli cirkumbinární obří plynné exoplanety u zákrytové dvojhvězdy Kepler-34 (15 mag; shodný pár sp. G0; teploty 5,9 kK; 1,2 + 1,1 R☉; 1,0 M☉; oběžná per. 28 d; a = 0,23 AU; e = 0,5 !; metalicita -0,07; vzdálenost 1,5 kpc) a Kepler-35 (16 mag; sp. G; 5,6 kK + ?; 1,0 + 0,8 R☉; 0,9 + 0,8 M☉; per. 21 d; a = 0,18 AU; e = 0,14; vzdálenost 1,6 kpc). Kolem dvojhvězdy K-34 obíhá exoplaneta o poloměru 0,8 Rj a hmotnosti 0,2 Mj v periodě 289 d po dráze s poloosou 1,1 AU a výstředností 0,2. Kolem dvojhvězdy K-35 obíhá exoplaneta o poloměru 0,7 R☉ a hmotnosti 0,13 Mj v periodě 131 d po dráze s poloosou 0,6 AU a výstředností 0,04.

V obou případech obíhají exoplanety koplanárně s oběžnou drahou samotných dvojhvězd. Autoři ukázali, že oběžné periody exoplanet jsou o 14 %, resp. 24 % delší, než by odpovídalo stabilitě těchto soustav tří těles. Průměrné ozáření zmíněných exoplanet představuje 2,4násobek, resp. 3,6násobek insolace Země, ale vlivem uvedených výstředností drah ozáření silně a necyklicky kolísá, takže klima na obou exoplanetách musí být v podstatě šílené. Autoři shrnuli, že podle dosavadní statistiky družice Kepler (671 dnů pozorování) má alespoň 1 % těsných dvojhvězd cirkumbinární exoplanety v koplanárních drahách., což jen pro naši Galaxii představuje řádově milióny takových exoplanet.

Družice Kepler soustavně sleduje přes 2 tisíce zákrytových dvojhvězd, u nichž může zaznamenat poklesy jasnosti během primárního i sekundárního zákrytu v rozsahu oběžných period 0,9 – 276 d. Pokud nejsou tyto periody stálé, tak se rozbor světelných křivek soustřeďuje na určení parametrů třetího tělesa v soustavě. Jde o velmi citlivý indikátor umožňující objevit hmotná tělesa (hvězdy, hnědé trpaslíky, exoplanety), které obíhají po nekoplanárních drahách, takže se nedají najít pomocí tranzitů.

Tak byly F. Fressinem objeveny dvě exoplanety zemského typu u hvězdy Kepler-20 (12,5 mag; sp. G8; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 5,5 kK; stáří 9 mld. let; 290 pc). Soustava má celkem 5 exoplanet o poloměrech 0,9 – 3,1 Rz a hmotnostech 0,4 – 20 Mz s oběžnými periodami 3,7 – 77,6 d a poloosami drah 0,045 – 0,345 AU. Tato miniaturní soustava patrně terestrických exoplanet je stabilní díky dráhovým rezonancím po řadě 3:2; 2:1; 2:1 a 4:1. Tutéž soustavu proměřovali také T. Gautier aj., kteří dále zpřesnili údaje pro tři exoplanety nejbližší k mateřské hvězdě.

M. Bryanová aj. určili parametry dvou průvodců trpasličí hvězdy Qatar-2 (13 mag; poloha 1350-0648; sp. K; 4,6 kK; 0,7 R☉; 0,7 M☉). Těsně kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze o poloměru 3,3 mil. km exoplaneta v periodě 1,34 d. Tranzit exoplanety přes kotouček mateřské hvězdy trvá 1,8 h. Povrch exoplanety je zahřátý na teplotu 1,3 kK při poloměru 1,1 Rj a hmotnosti 2,5 Mj. Druhý průvodce má hmotnost několikrát větší než Jupiter, ale oběžnou periodu kolem 1 roku. To je tedy úhrnem zcela nevídaná konfigurace.

G. Anglada-Escudé aj. zpracovali výsledky měření radiálních rychlostí hvězdy GJ 667C, která je nejmenším členem fyzické trojhvězdy ABC v souhvězdí Štíra (poloha 1719-3459; 10 mag; dM1.5; 3,7 kK; 0,014 L☉; 0,4 R☉; 0,3 M☉; rotační per. 105 d; 7 pc). Křivka radiálních rychlostí vykazuje celkem 4 překládající se periody po řadě 7,2; 28; 75 dnů a 10 let a exoplanety obíhají po eliptických drahách s délkami velkých poloos 0,05; 0,12; 0,24 a 2,6 AU. Tři vnitřní exoplanety mají hmotnosti 5,7; 4,5 a 5,6 Mz a vzdálená vnější 0,25 Mj. Jelikož ekosféra hvězdy se prostírá v rozmezí 0,115 – 0,24 AU, druhá a patrně i třetí vnitřní planeta se nacházejí v ekosféře zmíněné hvězdy.

S. Gettel aj. využili obřího 9,2m teleskopu HET na McDonaldově observatoři v Texasu k přesnému měření radiálních rychlostí hvězd BD+20 274 (9 mag; K5 III; 17 R☉; 0,8 M☉; 90 L☉; 4,3 kK; rotační rychlost 2 km/s) a HD 219415 (9 mag; KO III; 3 R☉; 1 M☉; 4 L☉; 4,8 kK; rotační rychlost 1 km/s). Tak se jim podařilo zjistit, že kolem hvězd obíhají exoplanety po řadě s parametry: (BD) - oběžná doba 1,6 r; a.= 1,3 AU; e.= 0,2; >4 Mj a (HD) - 5,7 r; a.= 3,2 AU; e.– 0,4; >1 Mj. Planety u obřích hvězd se dají objevit metodou radiálních rychlostí jen s obtížemi, protože spektrální čáry v jejich spektru jsou neostré a amplitudy radiálních rychlostí nízké, takže křivky radiálních rychlostí jsou zatíženy velkým šumem.

Podobně zatím selhávaly objevy exoplanet v otevřených hvězdokupách. Jak uvedli S. Quinn aj., až donedávna byly známy jen dvě exoplanety v těchto hvězdokupách: u hvězdy ε Tau (3,5 mag) v Hyádách a u hvězdy TYC 5409-2156 (9 mag; ) v otevřené hvězdokupě NGC 2423 (Pup., 770 pc), a to právě jen u obřích hvězd, takže ve velkých vzdálenostech od mateřských hvězd. Všechny pokusy objevit exoplanety ve hvězdokupách u hvězd hlavní posloupnosti tříd F, G, K zatím selhávaly. Autorům se však nyní podařilo objevit pomocí ešeletového spektrografu TRES. u 1,5m Tillinghastova reflektoru na Mt. Hopkinsu v Arizoně dvě exoplanety ve známé hvězdokupě Praesepe (M44; stáří 600 Mr; 170 pc) v Raku. Planety obíhají kolem trpasličích hvězd tříd F, resp. G v periodách 4,4 a 2,15 d. Jde o horké jupitery s hmotnosti >0,5, resp. 1,8 Mj. K objevu dospěli po prozkoumání spekter 53 hvězd, takže odtud plyne, že hvězdokupa obsahuje minimálně 4 % hvězd s horkými jupitery. To prakticky znamená, že migrace jupiterů z původního cirkumstelárního disku do blízkosti hvězd se stihla za <600 mil. let (stáří a metalicita otevřených hvězdokup jsou známy s relativně dobrou přesností).

D. Nesvorný aj. ukázali, že když se perioda tranzitů exoplanety mění, může to znamenat, že její pohyb ruší jiná exoplaneta téže soustavy, která však vinou odchylného sklonu dráhy tranzity nemá. Prokázali to u hvězdy KOI-872 (=Kepler-46; sp. K0; 5,2 kK; 0,6 L☉; 0,9 R☉; 0,9 M☉; stáří 10 Gr; 850 pc) která má tranzitující exoplanetu b (0,8 Rj; <6 Mj; povrchová teplota 540 K) obíhající mateřskou hvězdu v periodě 33,6 d po kruhové dráze o poloměru 0,20 AU. Z kolísání periody v rozsahu 2 h autoři odvodili, že v soustavě se nachází netranzitující planeta c o hmotnosti 0,4 Mj a povrchové teplotě 450 K, obíhající kolem mateřské hvězdy rovněž po kruhové dráze o poloměru 0,28 AU v periodě 57,0 d, tj. v rezonanci 5:3 s exoplanetou b. Kromě toho se ukázalo, že se v soustavě nachází ještě další tranzitující exoplaneta d o poloměru 1,7 Rz a povrchové teplotě 920 K, obíhající po kruhové dráze o poloměru 0,07 AU v periodě 6,8 d. Soustava je zajímavá svou pravidelností, tj. kruhovými drahami a přibližnou koplanárností, čímž se docela podobá naší Sluneční soustavě.

Další podivuhodnou soustavu odhalili J. Carter aj. u hvězdy Kepler-36 (1,6 R☉; 1,1 M☉; sp. G1 IV; 5,9 kK; 3 L☉; rotační per. 17 d; hustota 35 % hustoty vody; stáří 7 mld. let; vzdálenost 470 pc), když zjistili, že kolem hvězdy obíhají těsně za sebou dvě tranzitující exoplanety, které mají po řadě parametry: per 13,8 a 16,2 d; velké poloosy 0,115 a 0,128 AU ; poloměry 1,5 a 3,7 Rz; hmotnosti 4,4 a 8,1 Mz a povrchové teploty 980 a 930 K. Liší se přitom pronikavě svými středními hustotami. Bližší ke hvězdě má průměrnou hustotu 7,5násobek (!), zatímco ta mírně vzdálenější jen 0,9násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Přitom pozorovatel na bližší exoplanetě by viděl tu vzdálenější jako těleso o úhlovém průměru 1°! Vinou své prostorové blízkosti a dráhové rezonanci 7:6 se pochopitelně dráhové parametry obou exoplanet průběžně mění, takže jde o složitý příklad problému tří těles, řešitelného pouze numericky. K. Decková aj. zjistili, že obě planety podlehnou dráhovému chaosu již během 10 let (!), pokud nemají své parametry velmi přesně vyladěné, ale pravděpodobnost takového vyladění činí jen 4,5 %. Naproti tomu terestrické planety Sluneční soustavy jsou vůči dráhovému chaosu odolné., neboť jejich tzv. Ljapunovův čas přesahuje 5 milionů let.

T. Krejčová a J. Budaj odhalili důležitou souvislost mezi chromosférickou aktivitou mateřských hvězd a výskytem exoplanet v jejich těsné blízkosti. Jestliže velká poloosa dráhy exoplanety nedosahuje 0,15 AU (≈22 mil. km) a oběžná doba je kratší než 20 dnů, jeví mateřská hvězda zesílené a rozšířené chromosférické čáry H a K (Ca II), což je důkaz zvýšené hvězdné aktivity, velmi pravděpodobně zesílené blízkou exoplanetou.

A. Showman aj. změřili Dopplerův posuv spektrálních čar v atmosféře exoplanety b během tranzitu před hvězdou HD 189733 (=V452 Vul.; 8 mag; K1.5 V; 19 pc) a objevili tak silně vanoucí zonální větry o rychlostech až 5 km/s!

A. Lecavelier des Etanges aj. snímkovali počátkem dubna 2010 a znovu počátkem září 2011 atmosféru exoplanety b pomocí spektrografu STIS HST. Jelikož exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě pouhých 2,2 d ve vzdálenosti jen 5 mil. km, musí být její atmosféra silně ovlivněna hvězdou. Shodou okolností asi 8 h před snímkem ultrafialového spektra v čáře Ly-α zaznamenala družice Swift silnou rentgenovou erupci hvězdy, takže její rentgenový zářivý výkon stoupl 3,6krát. To znamená, že šlo o erupci se zářivým výkonem o 4 řády (!) vyšším, než tomu bývá u největších erupcí na Slunci. Autoři tak snadno zjistili, že erupce ničila atmosféru exoplanety, neboť na rozdíl od snímku z r. 2010 pozorovali vodíkový chvost exoplanety vypařující se rychlostí 140 – 230 km/s tempem 1 kt/s. Za tento dramatický úkaz je zčásti odpovědný hvězdný vítr v podobě urychlených protonů a zčásti samotné zvýšení zářivého výkonu hvězdy. Jde tedy o první přímý důkaz, že exoplanety v blízkosti mateřských hvězd jsou silně ovlivňovány okamžitým chováním hvězdy.

Dobře je podle K. Poppenhaegera vidět v případě exoplanety b u hvězdy CoRoT-7 (12 mag; sp. G9 V; 5,2 kK; 0,8 R☉; 0,9 M☉; per. rotace 23 d; stáří 1,5 mld. let; 150 pc). Kolem hvězdy obíhají dvě exoplanety: tranzitující b a netranzitující c, které patří mezi tzv. Superzemě s hmotnostmi po řadě 7 Mz a 15 Mz, jež obíhají kolem hvězdy v periodách 20 h a 3,7 d ve drahách s velkými poloosami 2,6 mil. km a 6,9 mil. km (v rezonanci 8:3). Mateřská hvězda má totiž horkou korónu o teplotě 3 MK, která v krátkovlnné oblasti spektra dosahuje zářivého výkonu 3.1021 W. Následkem toho se bližší exoplaneta b o poloměru 1,6 Rz vypařuje tempem 1,3.108 kg/s, takže během svého života přišla již o 6 Mz! Přitom jde téměř jistě o kovovou exoplanetu, neboť její střední hustota činí zhruba 10násobek hustoty vody v pozemských podmínkách!

To potvrdili F. Wagner aj., kteří uvedli, že exoplaneta b se vnitřní stavbou podobá Merkuru., takže má velmi rozměrné železné jádro představující 64 % její hmotnosti; zbytek představuje silikátový plášť. Autoři též ukázali, že podobná kovová exoplaneta provází hvězdu Kepler-10 (11 mag; sp. dG; 5,6 kK; 1,1 R☉; 0,9 M☉; stáří 12 mld. let; 170 pc), neboť její železné jádro představuje 59 % hmotnosti exoplanety (4,6 Mz). Při poloměru 1,5 Rz pak její střední hustota dosahuje téměř 9násobku hustoty vody. I tato exoplaneta se nachází těsně u své mateřské hvězdy na dráze s poloosou 2,5 mil. km a oběžnou periodou 20 h. Zdá se tedy, že výskyt kovových „merkurů“ v těsné blízkosti mateřských hvězd bude spíše pravidlem než výjimkou a jejich hmotnostem se téměř nekladou žádné horní meze.

S. Rappaport aj. popsali případ exoplanety u hvězdy KIC 12557548, která se téměř doslova ztrácí před očima, neboť se nachází velmi blízko své mateřské hvězdy, jak o tom svědčí oběžná perioda 15,7 h a vzdálenost 2 mil. km od centra hvězdy (1,5 mil. km od jejího povrchu). Samotná hvězda má parametry: 16,7 mag; sp. K6 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉; 0,14 L☉; 4,3 kK; stáří >200 mil. let; 470 pc. Exoplaneta o hmotnosti 0,1 Mz během tranzitu zeslabuje světlo hvězdy v rozmezí 0,2 – 1,3 %, což svědčí o úniku materiálu z exoplanety v podobě kometárního chvostu. Na rozdíl od komet však astronomové objevili ve chvostu pyroxeny a zrnka oxidu hliníku (AlO2). Poměr plynu a prachu ve chvostu je blízký jedničce, což dokazuje, že na ztrátě hmoty se podílí kamenná exoplaneta tempem 1 Mz/1 mld. let. Současná hmotnost vypařované exoplanety odpovídá hmotnosti Merkuru a její dny jsou zřejmě sečteny - určitě nepřežije ani 200 mil. roků. Hypotézu o drcené exoplanetě potvrdili nezávisle M. Brogi aj.

Podobně M. Pätzold aj. ukázali, že se pozvolna ničí exoplaneta CoRoT-21b, která kolem podobra 16 mag (Mon.), sp. třídy F8 IV o poloměru 2 R☉ a hmotnosti 1,3 M☉ obíhá po kruhové dráze v periodě 2,7 d, tj. ve vzdálenosti 6 mil. km. Při svém poloměru 1,3 Rj, hmotnosti 2,3 Mj a stáří 4 mld. let má už totiž pomalu na kahánku, protože ztrácí oběžnou rychlost, takže se ke hvězdě neúprosně blíží po smrtící spirále a zanikne vinou slapů nejpozději za 800 mil. let.

Je s podivem, jak se stále daří překonávat rekordy v krátkých oběžných periodách stále ještě rozlišitelných exoplanet těsně u svých mateřských hvězd. M. Gillon aj. našli tranzitující exoplanetu b u hvězdy WASP-43 (12 mag; K7 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉; 4,5 kK; stř. hustota 2,4x voda; rotační rychlost 16 km/s; 80 pc). Obíhá po kruhové dráze s poloměrem 2,3 mil. km v periodě 13,4 h, má poloměr 1,0 Rj a hmotnost 2 Mj a střední hustotu 1,4x vody. To je zatím nejtěsnější pozorovaný horký jupiter.

Ještě extrémnější případ zaznamenali J. van Eyken aj. u mladé hvězdy CVSO 30 (16 mag; sp. dM3; 1,4 R☉; 0,4 M☉; 3,5 kK; 0,25 L☉; 330 pc) typu T Tau v hvězdné asociaci Ori OB1a/25 Ori staré 7 – 10 mil. let. V rámci projektu PTF u ní našli tranzitující exoplanetu s oběžnou dobou pouhých 10,8 h o hmotnosti 5 Mj. Jelikož mateřská hvězda není starší než 2,7 mil. let, vzniká otázka, jak je možné, že velmi hmotná exoplaneta stihla za tu dobu vzniknout daleko od hvězdy a migrací se rychle dostat do blízkosti k mateřské hvězdě. Její budoucí existence je tudíž ohrožena vypařováním a ztrátou hmoty., protože téměř určitě se nachází velmi blízko Rocheově mezi pro roztrhání slapovými silami mateřské hvězdy.

Pozoruhodný úlovek exoplanety se zdařil T. Beattymu aj. díky soustavné přehlídce KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope.), jež probíhá na observatoři Sonoita v Arizoně od října 2006. Kamera má opravdu extrémně malé rozměry, tj. průměr čočky 42 mm; ohnisko 80 mm (f/1,8) a rozlišení 23′/pixel, ale zato extrémně široké zorné pole 26° × 26°, takže opakovaně sleduje jasnosti 136 tis. hvězd 8 – 10 mag s cílem odhalit tranzitující obří exoplanety na 40 % plochy oblohy viditelné během roku z Arizony. Autoři tak nalezli exoplanetu b, jež obíhá kolem primární složky (A) vizuální dvojhvězdy HD 42176 (= KELT-2A; Aur; 8,8 mag; F7 V; 1,8 R☉; 1,3 M☉; 6,2 kK; stáří 4 Gr; 130 pc). V úhlové vzdálenosti 2,3′ (lineárně 300 AU) od ní se nachází slabší složka dvojhvězdy (B) s parametry: 12 mag; K2 V; 0,7 R☉; 0,8 M☉; 4,8 kK. Orbitální parametry exoplanety b o hmotnosti 1,5 Mj, poloměru 1,3 Rj a povrchové teplotě 1,7 kK činí: a = 8 mil. km; e = 0,2; i = 88,5° a oběžná perioda 4,1 d. Hloubka tranzitu dosahuje 0,5 % v trvání 5 h. Kelt-2A je třetí nejjasnější hvězdou, kolem níž obíhá exoplanetu typu Jupiter., jež byla nalezena z pozemních pozorování, což je velmi příznivá okolnost pro studium vnitřní stavby i atmosféry obřích exoplanet. Blízkost exoplanety b k mateřské hvězdě A pak naznačuje, že se utvořila v daleko větší vzdálenosti od složky A, ale postupně migrovala směrem k ní následkem Kozaiovy interakce s druhou složkou dvojhvězdy (B).

Podle S. Desidery aj. ještě volnější dvojhvězdou je soustava HD 106515 (A+B; 8 mag; 5,2 kK; 35 pc; stáří 6 mld. let). Jde o dva žluté trpaslíky se spektrem G5 a G8 o hmotnostech 0,97 a 0,89 M☉, kteří kolem sebe obíhají po dráze s velkou poloosou 390 AU. Soustavná měření spektrografem SARG na 3,6m teleskopu TNG na Kanárských ostrovech ukázala, že kolem složky A obíhá obří exoplaneta s hmotnosti >9 Mj po silně výstředné (e = 0,6) dráze s velkou poloosou 4,4 AU v periodě téměř 10 let. Vysokou výstřednost dráhy evidentně způsobila nedaleká složka B.

X. Dumusque aj. nalezli exoplanetu b u sekundární složky B hvězdy α Cen (1,3 mag; K1 IV; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 5,2 kK; 0,5 L☉; stáří 6 Gr), která je k Zemi nejbližší těsnou dvojhvězdou se složkou A a společně s Proximou Centauri tvoří hierarchickou trojhvězdu. Složky A a B obíhají kolem společného těžiště v periodě 80 let po výstředných drahách (e = 0,5) s délkou velké poloosy 18 AU. Exoplaneta b obíhá kolem hvězdy B v periodě 3,2 d po kruhové dráze o poloměru 6 mil. km a má hmotnost >1,1 Mz. Exoplaneta byla objevena metodou radiálních rychlostí pomocí spektrografu HARPS u 3,6m reflektoru ESO na La Silla na základě pozorování od února 2008 do července 2011. Amplituda rychlostí dosáhla ovšem jen 0,5 m/s, takže křivka radiálních rychlostí je silně zašuměná.

M. Endl aj. zlepšili údaje o pěti exoplanetách obíhajících hvězdu ρ1 Cnc (=55 Cnc; 6 mag; G8 V; 1,2 R☉; 0,95 M☉; 0,6 Lo; 5,4 kK; 12 pc; stáří 8 mld. let; hvězda je složkou široké vizuální dvojhvězdy s lineární roztečí >1,1 kAU). Využili k tomu spektrografů u 2,7m a 9,2m teleskopů McDonaldovy observatoře. v Texasu, dále 3m na Lickově observatoři a také 10m Keckova teleskopu na Mauna Kea. Nejblíže obíhá po kruhové dráze o poloměru 2,3 mil. km v periodě 18 h exoplaneta e o poloměru 2 Rz a hmotnosti 8 Mz. Vyznačuje se vysokou střední hustotou 4,5krát hustota vody, takže zřejmě obsahuje kamenné jádro obklopené hlubokým oceánem. Další tři exoplanety v pořadí b, c, f mají hmotnosti 0,82 – 0,16 Mj, poloosy drah 0,1 – 0,8 AU a oběžné periody 15 – 260 d. Velmi daleko (5,7 AU) obíhá exoplaneta d o hmotnosti ≈4 Mj v periodě 14,2 roku. Oběžné doby se nutně dostávají do rezonancí, což může mít vliv na dlouhodobou stabilitu soustavy

C. Migaszewski aj. našli celkem 6 tranzitujících exoplanet u hvězdy Kepler-11 (0,95 M☉) o poloměrech 2,1 – 4,8 Rz; hmotnostech 2,4 – 25 Mz; vzdálenostech od mateřské hvězdy 0,09 – 0,46 AU; oběžných periodách 10 – 118 d a téměř kruhových drahách, jež navzájem svírají sklon <5°. Střední hustoty exoplanet klesají ve směru od mateřské hvězdy od hodnoty 2,6krát voda po 0,2násobek hustoty vody v pozemských podmínkách

M. Tuomi využil údajů ze spektrografu HARPS na La Silla. k rozmnožení počtu objevených exoplanet pro jednu mateřskou hvězdu (HD 10180; Hyi; 7 mag; G1 V; 1,2 R☉; 1,1 M☉; 5,9 kK; 1,5 L☉; 39 pc; stáří 7 mld. let) na rekordních devět. Rozborem komplikované křivky radiálních rychlostí za uplynulých 6,5 let potvrdil existenci a parametry šesti již známých exoplanet a k tomu vylovil periodicky se opakující signál od 7. exoplanety h a vysoce pravděpodobné periodicity od 8. a 9. exoplanety. Oběžné periody objevených exoplanet jsou po řadě 1,2; 5,8; 9,7; 16,4; 50; 68 a 123 dnů. Dvě nejvzdálenější exoplanety i a j mají periody 16 a 63 let. Dráhové poloosy dávají rozmezí 0,02 – 3,5 AU a výstřednosti drah 0,01 – 0,18. Minimální hmotnosti členů nejpočetnější exoplanetární soustavy se pohybují mezi 1,3 – 66 Mz.

A. Santerne aj. zjistili rozborem křivky radiálních rychlostí dvojhvězdy KOI-13 pomocí spektrografu SOPHIE u 1,9m reflektoru OHP ve Francii, že ve skutečnosti jde o trojhvězdu. Třetí složka (C) obíhá kolem jedné z vizuálních složek (buď A nebo B). Obě složky vizuální dvojhvězdy jsou spektrální třídy A5 V, jejich jasnosti činí 9,9 a 10,2 mag, poloměry 2,6 a 2,4 R☉, hmotnosti 2,05 a 1,95 M☉, teploty 8,0 a 7,8 kK a rotační rychlosti >65 a >70 km/s. Úhlová vzdálenost obou složek dosahuje 1,2′, tj. při odhadnuté vzdálenosti 530 pc je lineární rozteč >600 AU. Soustava je stará asi 500 mil. roků. Třetí složka C o hmotnosti 0,4 – 0,75 M☉ obíhá pravděpodobně složku B v periodě 66 d po protáhlé eliptické dráze s výstředností 0,5. Kromě toho je z tranzitů známo, že kolem složky A obíhá v periodě 1,8 d (ve vzdálenosti asi 8 mil. km) exoplaneta o poloměru 1,8 Mj a hmotnosti 7 Mj, která hvězdu docela výrazně deformuje na elipsoid. Samotná exoplaneta má ovšem povrchovou teplotu 2,8 kK, což je v současné chvíli vůbec nejrozžhavenější exoplaneta., kterou známe.

J. Orosz aj. objevili dokonce dvě tranzitující cirkumbinární exoplanety u zákrytové dvojhvězdy Kepler-47 (15 mag; a = 12,5 mil. km; e = 0,02; i = 89,3°; P = 7,4 d; poloměry složek 0,96 a 0,35 R☉; teploty 5,6 a 3,4 kK; svítivosti 0,84 a 0,01 L☉; hmotnosti 1,04 a 0,36 M☉; střední hustoty 1,2 a 8,4 hustoty vody). Exoplaneta b o poloměru 3,0 Rz a hmotnosti 8 Mz obíhá kolem těžiště dvojhvězdy ve vzdálenosti 0,3 AU v periodě 49,5 d. Exoplaneta c o poloměru 4,6 Rz a hmotnosti 20 Mz obíhá ve vzdálenosti 1,0 AU v periodě 303 d. To znamená, že exoplaneta b má dlouhodobě stabilní dráhu, neboť její oběžná perioda je 6,6krát delší než oběžná perioda hvězdného páru (nestabilní by byla v případě, že by její oběžná doba byla kratší než 28 d), a dále že planeta c leží v ekosféře kolem hvězdného páru. Přesto však nejspíš nelze očekávat, že by byla obydlená, protože má příliš vysokou hmotnost, jež ji řadí mezi obří plynné planety podobné Uranu či Neptunu. Pohled z exoplanet na těsnou dvojhvězdu musí být zvláštní, protože jasnější složka je téměř 180krát svítivější než její hvězdný průvodce.

J. Orosz aj. našli tranzitující cirkumbinární exoplanetu též u těsné dvojhvězdy Kepler-38 A+B (sp. G + M; 1,8 + 0,3 R☉; 0,95 + 0,25 M☉; velká poloosa 0,15 AU; výstřednost 0,1; oběžná perioda 7,5 d; vzdálenost 600 pc). Všechny pozorované tranzity proběhly přes hvězdu A a výsledkem jsou parametry exoplanety 1,1 Rn; <7 Mn; a = 0,5 AU; e = 0,1; P =50 d; stáří 10 mld. let. Jde tedy o planetu obdobnou Neptunu., ale poměr velkých poloos dvojhvězdy a exoplanety nasvědčuje tomu, že složka B dvojhvězdy bude silně rušit dráhu exoplanety svou gravitací.

P. Delorme aj. objevili pomocí kanadsko-francouzské přehlídky hnědých trpaslíků CFBDSIR v pohybové skupině hvězd kolem AB Doradus osamělý objekt 2149-0403, který pak podrobně zkoumali pomocí spektrografu SOFI NTT ESO (La Silla.) a aparatury X-Shooter VLT ESO (Cerro Paranal.). Určili jeho spektrální třídu T7, což odpovídá efektivní teplotě ≈700 K a stáří 50 – 120 mil. roků. Objekt o infračervené jasnosti v pásmu J =19,5 mag je zcela osamělý, takže jde buď o hnědého trpaslíka, anebo pravděpodobněji o osiřelou exoplanetu o hmotnosti 4 – 7 M☉. Velmi pravděpodobně je členem zmíněné pohybové skupiny, což by dávalo její současnou vzdálenost 35 – 50 pc.

A. Cassan aj. poukázali na přednosti metody objevu exoplanet pomocí gravitačních čoček, pomocí níž lze objevovat exoplanety i ve vzdálenostech řádu kiloparseků od Země a dokonce nezávisle na tom, jak daleko jsou od mateřské hvězdy. Podle statistiky objevů za léta 2002-2007 se ukazuje, že alespoň 30 % hvězd slunečního typu má exoplanety. V rozmezí vzdálenosti 0,5 – 10 AU má 17 % hvězd jupitery (0,3 – 10 Mj); 62 % hvězd má superZemě (5 – 10 Mz) a 52 % neptuny (10 – 30 Mz). Podobně D. Veras a S. Raymond připomněli, že osamělé exoplanety se poměrně často projevují jako osamělé gravitační mikročočky, takže už teď se dá konstatovat, že osiřelých exoplanet je nejméně dvakrát více než hvězd hlavní posloupnosti.! Jak poznamenali L. Strigari aj., díky gravitačním mikročočkám se podařilo najít už 24 exoplanet, a z toho 10 připadá na nomády! Tak vysoký počet nelze vysvětlit vymetením exoplanet z existující planetární soustavy pomocí migrace a rezonancí s ostatními planetami.

H. Perets a M. Kouwenhoven soudí, že k nomádům lze počítat exoplanety, které vznikly v rozpadajících se otevřených hvězdokupách a hvězdných asociacích. Simulace s počátečním stavem asociací či hvězdokup čítajících 10 – 10 000 hvězd přesvědčivě ukázaly, že nomády lze zachytit při jejich průletech ve vzdálenostech stovek až milionů AU od nějaké hvězdy. Některé hvězdy jsou způsobilé zachytit i více nomádů, ale kupodivu nejlepší skóre dosahují hvězdné černé díry, které přitahují nomády podobně jako svit pouliční lampy přitahuje ovády. Bude jistě zajímavé posoudit časem efektivitu různých procesů ke kloudnému vysvětlení, proč je těch nomádů tolik.

E. Mamajek aj. uvedli, že protoplanetární disky by měly být tak rozlehlé, že bychom je měli pozorovat, když zakrývají nějakou hvězdu. Podle jejich odhadu stačí sledovat jasnosti řádově 10 tisíc velmi mladých (<10 mil. roků) hvězd po dobu 10 let a budeme mít dostatek pozorovacího materiálu o různých fázích vývoje disků kolem hvězd. Zejména plánovaný synoptický teleskop LSST může přinést v tomto směru početné a tedy převratné údaje.

2.1.2. Zobrazování exoplanet a jejich atmosféry

M. Morley aj. uveřejnili souhrnnou studii o třech (b, c, d) přímo zobrazovaných exoplanetách u jasné hvězdy HR 8799. Mají po řadě poloměry 1,10; 1,35 a 1,37 Rj, hmotnosti 26; (8-11) a (8-11) M☉, povrchové teploty 1,0; 0,95 a 1,0 kK, stáří 360; (40-100) a (30-100) mil. roků. Obíhají ve vzdálenostech 24, 38 a 68 AU v periodách 100, 190 a 460 let. Jejich svítivosti jsou řádu 10-5 L☉, takže v jejich atmosférách se nepochybně vyskytují mraky. Koncem r. 2010 byla v této soustavě nalezena exoplaneta e s poloměrem 1,2 Rj, hmotností 8 Mj a povrchovou teplotou 1,0 kK. která obíhá nejblíže ke hvězdě ve vzdálenosti jen 14,5 AU s oběžnou periodu 45 let. J. Sudol a N. Haghighipour se proto zabývali otázkou stability soustavy a došli k překvapivému výsledku, že soustava těchto 4 planet je stabilní jen po nějakých 5 mil. roků, pokud by vzájemné sklony drah byly menší než 13°. Pokud jsou sklony vyšší, tak stabilita soustavy se prodlouží až na 46 mil. let, ale pro vzájemné sklony >30° začne opět výrazně klesat. Exoplanety e, d, c jsou pravděpodobně stabilní díky rezonancím a podobně exoplanety b, c, d díky nezávislým rezonancím svých oběžných dob. Možná, že tato dvojitá rezonance zabezpečuje stabilitu soustavy na delší dobu.

G. Chauvin aj. využili adaptivní optiky NAOS-CONICA VLT ESO - k zobrazení poloh exoplanety b v infračervených filtrech K a L (hmotnost 9 Mj; povrchová teplota 1,7 kK) u hvězdy β Pictoris (sp. A5 V; stáří 10 mil let; 19 pc) během let 2010-2011. Velká poloosa její dráhy činí ≈9 AU s výstředností <0,17 a oběžnou dobou 17 – 21 let. Při sklonu dráhy 88,5° je pravděpodobné, že přešla přes kotouček mateřské hvězdy kolem 10. listopadu 1981, a že je obklopena „Oortovým oblakem“ komet.

E. Nielsen aj. využívají koronografu NICI pro blízkou infračervenou oblast u dalekohledu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile.) k přímému zobrazování substelárních objektů v minimální lineární vzdálenosti >10 AU v přehlídce 300 mladých blízkých hvězd raných spektrálních tříd. Tak se jim podařilo najít dva průvodce hvězdy HD 1160 A (7 mag; sp. A0 V; 2,2 M☉; stáří 50 mil. let; 104 pc). Bližší složka B v minimální vzdálenosti 81 AU je zřejmě hnědý trpaslík o hmotnosti 33 Mj a vzdálenější objekt C (530 AU) je hvězdou o hmotnost 0,22 M☉. Archivní měření u dalších velkých dalekohledů prokázala, že jde o gravitačně vázanou trojici.

P. Robertson aj. využili 11m dalekohledu HET McDonaldovy observatoře v Texasu ke studiu exoplanet na velmi vzdálených drahách u čtyř hvězd sp. tříd F7 - G5 starých 1,9 – 10.7 mld. let. Oběžné doby exoplanet se pohybují v rozmezí 0,5 – 10,2 roku a poloosy drah mezi 0,6 – 4,9 AU. Jde vesměs o velmi hmotné obří planety s hmotnosti 5 – 8 Mj.

T. Currie aj. se věnovali sporu o realitě exoplanety zobrazené P. Kalasem v r. 2008 v blízkosti jedné z nejjasnějších hvězd jižní oblohy Fomalhauta (α PsA.). Využili k tomu snímků prachového disku kolem Fomalhauta., pořízených v letech 2004-2009 pomocí teleskopů Subaru a ACS HST. Autoři nakonec potvrdili, že planeta opravdu existuje, ale je obklopena prachovým diskem, na němž se světlo hvězdy rozptyluje i odráží. Odhadli, že vlastní exoplaneta má hmotnost <2 Mj. Naproti tomu M. Janson aj. nenalezli stopy exoplanety na infračervených snímcích v pásmu 4,5 μm, které pořídil Spitzerův kosmický teleskop (SST.). Nejnověji však A. Boley aj. prokázali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA., že prachový disk kolem Fomalhauta má velmi ostré okraje, což lze vysvětlit dokonce dvěma „pastýřskými“ planetami, které ostře zarámovaly protoplanetární disk.

Z. Berta aj. využili kvalit kamery WFC3 na HST k pořízení transmisního infračerveného spektra atmosféry exoplanety u hvězdy GJ 1214 (Oph., 15 mag; sp. dM4.5; 3,0 kK; 0,2 R☉; 0,16 M☉; stáří 6 Gr; 13 pc), objevené díky tranzitům koncem r. 2009. Exoplaneta o poloměru 2,7 Rz a hmotnosti 6,6 Mz má nízkou střední hustotu jen 1,9násobku hustoty vody. Exoplaneta obíhá kolem hvězdy v periodě 1,6 d ve vzdálenosti jen 2,1 mil. km. Teplota povrchu se odhaduje na 500 K, takže horká atmosféra obsahuje zřejmě přehřátou vodní páru, která představuje polovinu hmotnosti atmosféry exoplanety., tj. 50krát více vodní páry než atmosféra pozemská.

2.1.3. Souhrnné studie o exoplanetách

A. Cassan aj. využili údajů o exoplanetách objevených pomocí gravitačních mikročoček. Touto metodou se nalézají planety, které jsou od mateřských hvězd vzdáleny více, než planety objevované metodami radiálních rychlostí a tranzitů. Statistické údaje o jejich výskytu jsou navíc méně ovlivněny výběrovými efekty. Autoři zpracovali údaje o exoplanetách objevených touto cestou v rámci projektu ESO PLANET v letech 2002-2007 a dospěli tak k významnému závěru, že exoplanety v naší Galaxii jsou početnější než hvězdy! Ve zmíněném statistickém souboru jsou pro vzdálenosti 0,5 – 10 AU nejvíce (62 % hvězd) zastoupeny exoplanety typu superzemí (hmotnosti 5 – 10 Mz) dále pak exoplanety chladných neptunů (hmotnosti 10 – 30 Mz; 52 % hvězd) a nejméně obří jupitery (hmotnosti 0,3 – 10 Mj; 17 % hvězd).

Ke stejnému závěru dospěli také J. Yee aj., když objevili exoplanetu MOA-2011-BLG-293Lb, jež má 0,5 % hmotnosti mateřské hvězdy - gravitační mikročočky o hmotnosti 0,4 M☉. Od mateřské hvězdy je přitom vzdálena minimálně 1 AU. Autoři proto doporučují, aby se v přehlídkách gravitačních mikročoček pokračovalo, protože tak lze nejsnáze objevovat exoplanety vzdálené od mateřských hvězd podobně jako např. Jupiter od Slunce.

S tímto závěrem souhlasí též studie D. Benetta aj., kteří hledali krátkotrvající zjasnění na světelných křivkách gravitačních mikročoček pozorovacího programu MOA (Microlensing Program in Astrophysics.) iniciovaného Y. Murakim aj., jenž se věnuje světelným křivkám gravitačních mikročoček, které v maximu zesílí o dva řády proti klidové hodnotě. Takové křivky jsou totiž mimořádně citlivé na následné objevy exoplanet, pokud se do pozorování rychle zapojí více přístrojů odlišných zeměpisných délek na jižní polokouli. Tak se plynule získávají data po dobu mnoha dnů. V letech 2006-2007 se tak autorům podařilo najít čtyři podezřelé případy výskytu exoplanet, přičemž je překvapující, že v jednom případě tak objevili obří exoplanetu typu Jupiter ve vzdálenosti plných 30 AU od mateřské hvězdy hlavní posloupnosti.

Jak uvedli D. Kubas aj. na příkladu gravitační mikročočky MOA-2007-BLG-192Lb (Sgr., vzdálenost 660 pc), podařilo se v tomto případě po hlavním zjasnění čočkované hvězdy na sestupné části světelné křivky odhalit malý zoubek, který svědčil o planetární čočce obíhající čočkující hvězdu. Tak se podařilo určit, že čočkující hvězda je červený trpaslík o hmotnosti 0,08 M☉, tj. na spodní hranici hmotností skutečných hvězd, kolem něhož obíhá exoplaneta o hmotnosti 3,2 Mz ve vzdálenosti 0,7 AU. Jde tedy o nejméně hmotnou hvězdu, u níž se touto metodou podařilo objevit exoplanetu a to má významný důsledek pro naše představy o vzniku exoplanet. Zvyšuje se tak pravděpodobnost, že nejméně hmotné hvězdy, kterých je ve vesmíru většina, jsou doprovázeny planetami, takže se tím potvrzuje, že planet je v Galaxii více než hvězd.

Autoři dále uvedli, že trvání zmíněných zoubků na sestupné větvi světelné křivky mikročočky je úměrné odmocnině z hmotnosti exoplanety., takže pro exoplanety s hmotností Jupiteru trvá zoubek dokonce několik dnů, zatímco pro exoplanety s hmotností Země jen několik hodin. Pokud se informace o zoubku stihne rychle rozšířit, skýtá to možnost zaměřit na mikročočku obří dalekohledy a tak zpřesnit údaj o hmotnosti samotné mikročočky a tím také exoplanety.

Zvláště často se daří objevovat exoplanety u červených trpaslíků., což jsou zdaleka nejběžnější hvězdy v Galaxii. Tak např. kolem červeného trpaslíka KOI-961 obíhají hned tři exoplanety s poloměry 0,6 – 0,8 Mz. S. Charpinet aj. nalezli u hvězdy KOI 155 klasifikované jako horký podtrpaslík sp. třídy B dvě exoplanety vzdálené od mateřské hvězdy jen 0,9 a 1,1 mil. km (!!), které kolem hvězdy obíhají v periodách 5,8 a 8,2 h. Jelikož hvězda musela být dříve červeným obrem, tak to znamená, že obě planety přežily své zalití její rozepnutou plynnou obálkou a samy přitom přišly o větší část své hmotnosti. Je však pravděpodobné, že tak hluboké ponoření do vnějších vrstev hvězdy mohlo urychlit ztrátu hmoty obra, jenž se následkem toho proměnil v podtrpaslíka.

Díky družici Kepler přibývá také objevů exoplanet, které se nacházejí v ekosférách mateřských hvězd. Dobrým příkladem je exoplaneta s poloměrem 2,4 Rz u hvězdy Kepler-22, která se podobá Slunci (sp. G5; 0,98 R☉; 0,98 M☉; teplota 5,5 kK; vzdálenost 190 pc) a v jejíž ekosféře planeta obíhá po dráze s velkou poloosou 0,85 AU v periodě 290 d. Má však patrně příliš vysokou hmotnost (10 – 35 Mz) na to, aby se stala životodárnou. Podobně zajímavá je planetární soustava pěti exoplanet, jež obíhají kolem mateřské hvězdy Kepler-20 (0,94 R☉; 0,91 M☉; teplota 5,5 kK; sp. G8; vzdálenost 290 pc; stáří 9 mld. let). Jde o velmi kompaktní systém, v němž i nejvzdálenější planeta obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti menší než Merkur od Slunce. Předposlední exoplaneta soustavy má totiž oběžnou dobu jen 6,1 d, poloměr 0,9 Rz, ale poměrně vysokou povrchovou teplotu 760 °C. Nejvzdálenější exoplaneta obíhá v periodě 20 d a její poloměr je je prakticky shodný s poloměrem Země, ale i její teplota 430 °C je příliš vysoká na vřazení do ekosféry.

Celkem se zdařilo objevit téměř 50 exoplanet v ekosférách svých mateřských hvězd. Pojem ekosféra (zóna obydlitelnosti.) je však docela neurčitý, protože pouze vymezuje oblast (mezikoulí) kolem hvězd, v níž může existovat voda ve všech třech skupenstvích. Ve skutečnosti mají na teplotu povrchu exoplanety velký vliv další okolnosti, tj. zda má příslušná exoplaneta vnitřní zdroje tepla, jak velká je míra oblačnosti a jaké je chemické složení atmosféry, jaká je výstřednost dráhy atd.

K. Ramírez aj. studovali pomocí 4,1m přehlídkového teleskopu VISTA (ESO) a infračervených kosmických teleskopů SST - a WISE mladou hvězdokupu kolem σ Ori (sluneční metalicita; stáří 3 mil. let; vzdálenost 350 pc) s cílem zjistit tvar funkce hmotnosti objektů na rozhraní mezi trpasličími hvězdami, hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Celkem tak identifikovali 210 objektů v okruhu <1,2 pc od centrální hvězdy s hmotnostmi v rozmezí 0,25 – 0,004 M☉; z toho 104 trpasličích hvězd (hmotnosti 0,25 – 0,072 M☉), 69 hnědých trpaslíků (hmotnosti 0,072 – 0,012 M☉) a 37 obřích exoplanet (hmotnosti 0,012 – 0,004 M☉). Tak se podařilo spolehlivě popsat funkci hmotnosti (závislost četnosti výskytu kosmických objektů na jejich hmotnosti) v intervalu 19 – 0,006 M☉, která je překvapivě hladká s výjimkou hnědých trpaslíků třídy T (povrchové teploty 500 – 1 300 K), kteří jsou poměrně vzácní.

M. Janson aj. srovnávali účinnost dvou uvažovaných mechanismů, jak vlastně planety vznikají. Podle jednoho scénáře je prahvězda obklopena plochým akrečním diskem, který podléhá gravitačním nestabilitám, tj. dochází v něm k lokálním koncentracím plynu a prachu, který se posléze sbalí do zárodků planet. Druhý scénář tvrdí, že hlavním zdrojem vzniku planet je vytváření protoplanetárních embryí, které pak začnou na takto vzniklé jádro nabalovat další materiál disku. Přímé zobrazování okolí hvězd tříd sp. tříd B2 až A0 ukázalo, že proces akrece na jádro je daleko účinnější nejen pro exoplanety, ale i pro hnědé trpaslíky. Na gravitační nestabilitu připadá v tomto spektrálním pásmu méně než třetina z počtu nově vznikajících exoplanet. Autoři nyní díky přehlídce 8m teleskopem Gemini rozšířili statistiku také na hvězdy tříd F až M, kde podíl nestabilit při vzniku exoplanet klesl na pouhých 8 %. Platí to pro disky s poloměry 5 – 500 AU.

C. Ormel a H. Kobayashi ukázali pomocí simulací, že obří plynné planety musí vzniknout během jediného milionu let., jelikož jen po tu dobu je v planetární soustavě dost volného plynu sloužícího pro akreci na malé úlomky, o něco větší planetesimály a nakonec zejména na planetární embrya. V disku neustále spolu soupeří fragmentace větších objektů s kolapsy a turbulencí. Dochází tak přinejmenším k trojstranné interakci mezi plynem, drobným prachem a protoplanetami.

Již v r. 1969 ukázal V. Safronov že planety mohou docela rychle vznikat spojováním planetesimál a tato domněnka vyústila v současnou propracovanou kosmogonii vzniku planet ve Sluneční soustavě i kdekoliv ve vesmíru. Safronov zejména poukázal na význam planetesimál o typickém rozměru 1 km, které se pak stávají stavebními kameny pro terestrické planety i pro jádra plynových obrů. Dnes je však zřejmé, že hlavním problémem teorie je srážková bariéra pro kameny s průměrem kolem 1 m. Tam totiž spolu tvrdě bojují protichůdné tendence: shlukování zrnek díky elektrostatickým nábojům a jejich drcení a rozpad při vzájemných nárazech kamenů nadkritickými rychlostmi.

K. Andersonová a F. Adams prozkoumali pomocí modelových simulací interakce mezi kamennými a obřími plynnými planetami, která nebývá nijak přátelská. Když v rané fázi planetární soustavy vzniknou oba typy planet pospolu, začíná kamenným planetám hrozit nebezpečí vinou migrace obřích jupiterů směrem k mateřské hvězdě. V lepším případě jupitery kamenné planety s hmotnostmi 0,1 – 20 Mz zachytí na oběžných drahách, kde je buď roztrhají slapové síly, anebo na příslušný jupiter spadnou vcelku a posílí tak jeho kamenné jádro. Daný jupiter získá přídavný zdroj tepla a dokonce se i o něco smrští. Když se podíváte na tyto výpočty zblízka, začnete si vážit Saturnu., který včas zastavil migraci Jupiteru do vnitřních partií Sluneční soustavy a dokonce ho už stihnul odtáhnout zpět, takže Jupiter nám dnes slouží jako kometární deštník - viz jeho početná rodina komet, která nám už následkem toho nemůže spadnout na hlavu.

L. Buchhave aj. využili dosavadních (do února 2011) pozorování exoplanet družicí Kepler ke zkoumání vztahu mezi výskytem obřích plynných exoplanet a metalicitou mateřských hvězd. V jejich statistice uvízlo celkem 1235 exoplanet, z nichž více než polovina má poloměr menší než Neptun (<4 Rz). Autoři se pak omezili na ty hvězdy, jejichž exoplanety obíhají ve vzdálenostech <0,5 AU, takže příslušná statistika je již poměrně úplná. V tomto souboru našli 175 exoplanet s poloměrem menším než Neptun. Obří planety se prakticky nevyskytují u hvězd s nízkou metalicitou., což lze vysvětlit tím, že u takových hvězd není dost těžkých prvků na vznik dostatečně velkých kamenných jader, na něž by se mohl nabalit rozsáhlý plynný obal obří exoplanety.

Druhým omezením je již známá tendence obřích exoplanet migrovat směrem k mateřské hvězdě. Ve skutečnosti vznikají tak daleko od hvězdy, že se ještě se nestačily přiblížit na vzdálenost pouhé 0,5 AU k mateřské hvězdě. U hvězd menších než Slunce je poměr malých kamenných exoplanet vůči plynným obřím dokonce 6:1, zatímco pro hvězdy větší než Slunce klesá až na 3:1. Autoři z toho dovozují, že kamenné planety vznikají docela snadno u všech typů hvězd nejpozději za 100 mil. let od vzniku příslušné hvězdné soustavy. Prakticky to znamená, že kamenné exoplanety typu Země vznikají daleko dříve, než jsme dosud mysleli, protože k jejich utvoření stačí i docela nízká metalicita mateřské hvězdy. Tím se podstatně zvyšuje zastoupení planet podobných Zemi již v dávné minulosti vesmíru.

N. Wickramasinghe aj. dokonce tvrdí, že exoplanety mohly vznikat i ve velmi raném vesmíru., takže odhadli, že v naší Galaxii je řádově 100 bilionů exoplanet, takže průměrně jednou za 26 milionů let prolétá pradávná exoplaneta meziplanetárním prostorem naší Sluneční soustavy. Jelikož v meziplanetárním prostoru jsou téměř určitě pozemské viry a třeba i spory baktérií, může se tento materiál přichytit na nomádní exoplanetu a tak roznášet pozemské geny napříč vesmírem.!

W. Traub zjišťoval ze statistiky objevů prvních 136 dnů provozu družice Kepler, jaká je pravděpodobnost, že se exoplaneta nachází v ekosféře mateřské hvězdy. Statistika v zorném poli Keplera je úplná pro hvězdy jasnější než 14 mag. Autor hledal exoplanety s hmotností >0,5 Mz a s oběžnými periodami 3 – 42 d. Tato kritéria splňuje bezmála 29 % exoplanet. V této statistice jsou pak nejvíce zastoupeni ledoví obři (18 %), dále terestrické planety (9 %) a konečně plynoví obři. Přibližně třetina hvězd tříd F G K má v ekosféře alespoň jednu planetu terestrického typu.

M. Schwamb s mezinárodní skupinou Lovců exoplanet (24 tis. dobrovolníků) srovnávali údaje družice Kepler za 33,5 dne provozu (plocha 115 čtv. stupňů; jasnost každé hvězdy se měří v průměru jednou za půl hodiny) s vizuálním prohlížením záznamů světelných křivek mateřských hvězd. Cílem výzkumu bylo stanovit stupeň úplnosti metody automatického algoritmu používaného profesionály. Zaměřili se přitom na všechny exoplanety s poloměrem >2 Rz a s oběžnou periodou <15 d. Souhlas obou metod v takto definovaném souboru přesáhl 85 % pro exoplanety s poloměrem >4 Rz, což znamená, že v tomto oboru parametrů je přehlídka z družice Kepler již prakticky úplná. Do konce r. 2011 nasbírala družice údaje o 1 235 kandidátech na exoplanetu obíhajících kolem 977 hvězd. Nejméně 170 hvězd z daného souboru má ve svém okolí více exoplanet. V příznivých případech odhalila družice Kepler i exoplanety s poloměrem ≈1 Mz. Mateřské hvězdy mají nejčastěji jasnosti 12 – 16 mag, takže u slabších z nich se sotva podaří výskyt exoplanet potvrdit metodou radiálních rychlostí, neboť dosah vysokodispersních spektrografů končí obvykle kolem 14 mag.

J. Fangová a J. Margot vybrali z databáze družice Kepler údaje o hvězdách podobných Slunci, které s vysokou pravděpodobností doprovázejí exoplanety s oběžnou dobou <200 dnů. Nalezený soubor představuje minimálně 3/4 všech takových hvězd v zorném poli Keplera, kolem nichž obíhá aspoň jedna exoplaneta. Pravděpodobné exoplanety vykazují poloměry v rozmezí 1,5 – 30 Rz. Z nich více než 85 % má vzájemné sklony drah vůči rovině „ekliptiky“ <3°, což je silný důkaz o tom, že podobně jako v naší Sluneční soustavě vznikají exoplanety z plochých protoplanetárních disků.

K. Kratter a H. Perets rozebírali potenciální dráhové osudy exoplanet u těsných dvojhvězd. Jejich dráhy jsou totiž výrazně ovlivněny výskytem dvou hmotných center na těsné oběžné dráze. Proto má většina takových exoplanet výrazně chaotické dráhy - a během svého života přeskakují od jedné složky dvojhvězdy ke druhé, tak jako tomu bývá u nepravidelných přirozených družic planet ve Sluneční soustavě. Pokud mají složky dvojhvězdy silně odlišné hmotnosti, popřípadě nekoplanární oběžnou rovinu s oběžnou rovinou exoplanety, zřítí se nakonec taková exoplaneta na méně hmotnou složku dvojhvězdy. Naproti tomu je zachycení nomáda dvojhvězdou naprosto nepravděpodobné.

N. Haghighipour aj. uvedli, že v polovině r. 2012 dále rostl počet objevených exoplanet na téměř 800, z toho bylo metodou radiálních rychlostí objeveno přes 700 exoplanet, metodou tranzitů 230 (objevy těmito metodami se do značné míry překrývají, což dává jistotu, že jde skutečně o exoplanety); pomocí gravitačních mikročoček dalších 15; z astrometrie a přímého zobrazování 31 a z kolísání dob tranzitů dalších 16 exoplanet.

2.1.4. Hnědí trpaslíci

K. Luhman aj. potvrdili existenci dosud nejchladnějšího hnědého trpaslíka B poblíž (2,5 tis. AU) bílého trpaslíka WD 0806-661 A (19 pc), jež se podařilo opakovaně zobrazit kamerou IRAC Spitzerova teleskopu v infračerveném pásmu 4,5 μm. Odtud vyplývá, že oba objekty mají týž vlastní pohyb, takže jsou gravitačně vázány. Autoři se následně pokusili zobrazit oba objekty pomocí zobrazovače HAWK-I VLT ESO na Paranalu a kamery FourStar Baadeho 6,5m teleskopu Magellan na Las Campanas v pásmu 3,6 μm. Jelikož hnědý trpaslík v tomto pásmu není vidět, mohli odtud odhadnout dosti přesně jeho povrchovou teplotu, která činí 300 – 345 K (cca 50 °C). Pro tak chladné objekty se zavádí nová spektrální třída Y.

J. Fahertyová aj. změřili paralaxy 70 velmi chladných hnědých trpaslíků s hmotnostmi 0,012 – 0,0,72 M☉, z toho 11 má spektra pozdních tříd M, 32 patří do třídy L a 27 do třídy T. Jak se ukázalo, hnědí trpaslíci tříd T0 - T4 mají konstantní efektivní teplotu 1,2 kK.

M. Mugrauer aj. prokázali existenci hnědého trpaslíka, který byl viditelný v pásmu 70 μm pomocí kamery MIPS SST., ale není vidět v přehlídce infračervené družice WISE na 24 μ. Využili k tomu adaptivní optiky a zobrazovače NACO VLT ESO a ukázali, že tento hnědý trpaslík obíhá kolem proměnné hvězdy PZ Tel (1,2 R☉; 5,3 kK, 52 pc) jež patří mezi analogy Slunce., avšak ještě nevstoupila na hlavní posloupnost. Během 9 měsíců pozorování bylo patrné, jak se hnědý trpaslík (sp. M7; 28 Mj; 2,6 kK) vzdaluje od hvězdy do apastra a zpomaluje ve shodě s Keplerovým zákonem. Oběžnou rovinu soustavy pozorujeme téměř přesně zboku (sklon 100°). Velkou poloosu oběžné dráhy autoři odhadli na 25 AU, čemuž odpovídá oběžná doba přibližně 110 let při vysoké výstřednosti 0,6 – 0,9. Soustava patří do pohybové skupiny hvězd β Pic staré jen 12 mil. let. Autoři též uvedli, že i samotná hvězda β Pic jakož i další členka skupiny hvězda η Tel jsou doprovázeny hnědými trpaslíky.

Unikátní objev hnědého trpaslíka metodou gravitačního mikročočkování se zdařil E. Bacheletovi aj. při koordinovaném sledování světelné křivky mikročočky MOA 2009-BLG-411L v poloze 1753-2944. Křivka dosáhla výrazného maxima (80x proti klidové jasnosti) počátkem srpna 2009 díky zesílenému obraz obří (9 R☉) hvězdy sp. třídy G o hmotnosti ≈0,3 M☉. Po maximu na sestupné větvi byl však pozorován typický „zoubek“ způsobený hnědým trpaslíkem o hmotnosti 0,05 M☉, jenž obíhá kolem červeného trpaslíka sp. třídy M o hmotnosti 0,18 M☉ ve vzdálenosti 0,15 AU. Binární čočka ve vzdálenosti ≈7 kpc se nachází poblíž centra Galaxie (l = 0,2°; b = 2°).

P. André aj. využili 3,2mm rádiointerferometru IRAM na Plateau de Bure ve Francouzských Alpách k zobrazení 130 pc vzdáleného zárodečného prachoplynového oblaku Oph V-11 o hmotnosti <0,02 M☉, z něhož právě vzniká hnědý trpaslík. Teplota povrchu mračna přitom činí jen 10 K a mračno o průměr <1 kAU se před našima očima smršťuje vlastní gravitací. Jak uvedl S. Basu, koncept hnědých trpaslíků se poprvé vynořil v r. 1963 zásluhou teoretiků S. Kumara, C. Hayashiho a T. Nakana. První příklady nepochybných hnědých trpaslíků nalezli v r. 1995 S. Rebolo aj. a T. Nakajima aj., shodou okolností téměř současně s objevem první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti (51 Peg b.). Dnes už známe stovky hnědých trpaslíků, navzdory tomu, že jejich zářivé výkony v infračerveném pásmu jsou opravdu vlažné, takže se dají pozorovat jen v blízkém okolí Slunce.

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

D. Huber aj. upozornili na vynikající pokrok v určování základních fyzikálních parametrů hvězd díky asteroseismologii, tj. přesným měřením krátkodobých oscilací hvězdných povrchů. Přispěla k tomu zejména astrometrická družice HIPPARCOS, jež odhalila takové oscilace v rámci programu měření paralax PAVO pro 5 hvězd hlavní posloupnosti, dále pro 4 červené obry a jednoho podobra. Pro hvězdy hlavní posloupnosti tak mohli odvodit jejich poloměry s chybou 4 % a efektivní teploty v rozsahu 4,6 – 6,2 kK s chybami ±32 K ze spektroskopie a ±31 K z fotometrie! Odchylky od teoretických modelů pro tyto hvězdy dosahují -22 – -58 K, což dává vynikající možnosti pro hromadné porovnávání soudobých modelů hvězd s pozorováním.

J. Kubát zveřejnil síť modelů hvězdných atmosfér v termodynamické nerovnováze pro horké hvězdy populace III s nulovou metalicitou. Odtud pak odvodil velikost podílu energetické složky jejich vyzařování, která přispívá k reionizaci raného vesmíru. Tento podíl se výrazně zvyšuje s rostoucí hmotností uvažovaných hvězd, které ovšem žijí velmi krátce. Hvězdy populace III s počáteční hmotnosti 100 M☉ žijí jen 3 mil. let, ale během té doby dosahují zářivého výkonu téměř o 3 řády vyššího než hvězdy s hmotností 10 M☉, které ovšem mohou svítit téměř 20 mil. let.

K. Belczynski aj. se věnovali revizi funkce hmotnosti hvězd, tj. skutečné četnosti hvězd různých hmotností. Po vyloučení výběrových efektů je tato funkce pro hvězdy hlavní posloupnosti hladká v širokém rozsahu hmotností 0,1 – 100 M☉. Kupodivu to však, jak autoři zjistili, neplatí pro funkci hmotnosti pozůstatků po hvězdách hlavní posloupnosti, tj. pro bílé trpaslíky, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry. Vyskytuje se tam totiž silný deficit četnosti v intervalu mezi četnostmi nejhmotnějších neutronových hvězd a nejméně hmotných černých děr, tj. pro hmotnosti 2 – 5 M☉. Hvězdné pozůstatky těchto hmotností by měly vznikat ze supernov, kterým říkáme kolapsary, čili gravitačním zhroucením příslušně hmotných hvězd. Podle modelových výpočtů by měla taková supernova vybuchovat již 100 – 200 ms (!!) po začátku katastrofálního gravitačního hroucení. Pokud to v této kratičké době nestihne, tak k jevu supernovy vůbec nedojde a tím může vzniknout zmíněný deficit. Přirozeně stále ještě není vyloučené, že jde o nedostatečně rozpoznaný výběrový efekt.

R. Nemmen aj. zjistili, že kolimované relativistické výtrysky z tak různorodých objektů jako jsou mikrokvasary, aktivní jádra galaxií (AGN) a zábleskové zdroje záření gama (GRB) mají pozoruhodně týž poměr mezi kinetickou energií urychlovaných částic a zářivým výkonem výtrysku. To znamená, že účinnost přeměny kinetické energie na záření je ve všech případech shodná, navzdory tomu, že příslušné parametry procesu se mění v rozsahu 10 řádů.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

S. Clover a P. Clark odpověděli záporně na otázku, zda ke vzniku hvězd je zapotřebí molekulový plyn. Stačí totiž i atomární plyn, protože oba typy „surovin“ pro stavbu hvězd lze chránit souběžně před destrukcí vinou mezihvězdných zářivých polí. K podobnému závěru dospěl též M. Krumholz, když ukázal, že ideální živnou půdou pro vznik hvězd je sice molekulový vodík zastíněný prachovými zrnky před ultrafialovým zářením v galaxiích, takže se efektivně chladí a to usnadní vznik hvězd gravitačním smršťováním zárodečného oblaku H2. Jelikož však intenzita chlazení závisí nepřímo úměrně na metalicitě mezihvězdného materiálu, při velmi nízké metalicitě (v raném vesmíru), stačí se dostatečně ochlazovat i atomární vodík a hvězdy mohou vznikat poměrně snadno i tehdy.

M. Wright aj. využili mikrovlnných interferometrů BIMA (vlnová délka 3 mm) a novějšího CARMA (1,4 mm) v Owensově údolí v nadmořské výšce 1,2 tis. m v severní Kalifornii, dále pak anténní soustavy VLA (13 – 60 mm; Socorro, N.M.) i Spitzerova teleskopu (SST IRAC; 4,5 – 8 μm) ke studiu nejsvítivějšího infračerveného objektu v mlhovině NGC 7538. Mlhovina ve skutečnosti představuje obří mračno H II ve vzdálenosti 2,6 kpc, jež se nachází v blízkosti infračerveného objektu IRS 1, což je velmi mladá hvězda o hmotnosti 25 M☉. Zmíněný objekt o úhlových rozměrech 8′ × 3′ se podařilo rozlišit jako tlustý akreční disk o fantastické hmotnosti 60 M☉! Stali jsme se tak svědky velmi rané fáze vzniku mimořádně hmotné nadhvězdy.

J. Tobin aj. ukázali pomocí měření v pásmu mikrovln (0,87 – 3,4 mm) aparaturami SMA a CARMA, že infračervený objekt L1527 IRS (Tau; vzdálenost 140 pc) představuje hvězdné embryo o hmotnosti 0,19 M☉ a stáří <300 tis. let obklopené akrečním diskem o průměru 180 AU a hmotnosti 0,007 M☉. Tempo akrece 7.10-7 M☉/r se projevuje zvýšeným zářením v submilimetrové oblasti spektra. V plynové obálce do vzdálenosti 0,05 pc (13,3 tis. AU) se nachází už jen 1,0 M☉, takže jde o nejranější fázi dosud pozorovaných prahvězd, navíc v poměrné blízkosti ke Slunci.

L. Close aj. měřili v blízké infračervené oblasti pomocí zlepšené adaptivní optiky u binokulárního 8,4m teleskopu LBT (Mt. Graham, Arizona) v okolí známého Trapezu (θ1 Ori A – E; vzdálenost 450 pc; stáří 300 tis. let) změny poloh 47 hvězd o stáří kolem 1 mil. roků v zorném poli o úhlových rozměrech 41′ × 53′. Polohy těsných dvojhvězd určovali s relativní přesností ±0,000 5′, takže se jim podařilo během 15 let pozorování získat lineární rychlosti oběhu složek těsných dvojhvězd s přesností ±0,6 km/s. Tak se ukázalo, že složka B4 v soustavě Trapezu má nejnižší hmotnost jen 0,2 M☉ a velmi pravděpodobně z minisoustavy 5 hvězd skupiny B unikne, protože její rychlost je vyšší než úniková. Autorům se podařilo prokázat, že složky B2 a B4 jeví oběžný pohyb, podobně jako složky A1 a A2. Vesměs jde o velmi rané hvězdy sp. třídy O. L. Šubr aj. usoudili, že Trapez by mohl skrývat černou díru o hmotnosti řádu 100 M☉, protože rozptyl prostorových rychlostí pozorovaných mladých hvězd je příliš vysoký. Pokud má černá díra průvodce na excentrické dráze, měli bychom časem pozorovat jeho zrychlený průchod pericentrem, anebo též akreci hvězdného větru do disku kolem černé díry.

J. Alves a H. Bouy zjistili na základě pozorování kamerou MegaCam (340 Mpix) 3,6m teleskopu CFHT, že celý komplex mlhoviny v Orionu (M42) je třeba znovu popsat proto, že před vlastním mračnem se ve směru k nám nalézá překrývající se populace mladých hvězd spektrálních tříd B až M. Trapez jako nejmladší populace hvězd se skutečně nachází v prostorovém centru Mlhoviny v Orionu. Před ním ve směru k nám však vidíme další mladou populaci hvězd, jíž dominuje hvězdokupa NGC 1980 (vzdálenost 420 pc). Třetí složkou komplexu jsou polní hvězdy Galaxie, které nejsou vázány k obřímu komplexu mlhovin a nacházejí se jak v popředí, tak i v pozadí M42.

W. P. Chen aj. popsali světelnou křivku proměnné hvězdy GM Cep v otevřené hvězdokupě Trumpler 37 (vzdálenost 870 pc; stáří 4 mil. let), získanou v průběhu let 2009-2011 celosvětovou sítí fotometrických dalekohledů WET. Hvězda kažodoročně zeslábne zhruba o 1 mag po dobu měsíce a přitom zmodrá. Pak se naopak nepravidelně zjasňuje přibližně o 0,5 mag, což autoři vysvětlují jako růst akrece prachu a plynu z cirkumstelárního prachového disku na hvězdu. V minimech je naopak hvězda zakrývána shlukem prachu v disku. Podobně se chová také prototyp této třídy proměnnosti UX Ori. Autoři se domnívají, že v mladých cirkumstelárních discích obou hvězd probíhá koagulace prachových zrnek a následná tvorba planetesimál.

A. Mandell aj. objevili pomocí infračerveného spektrografu CRIRES VLT ESO a kamery NIRSPEC Keckova teleskopu cirkumstelární disky u chladných hvězd AS 205 A (trojitá; sp. K5; vnitřní disk <1 AU), DR Tau (K7) a RU Lup (G5). Našli v nich organické sloučeniny HCN, CH2OH v infračerveném pásmu 3 μm. Ve spektrech vnitřního akrečního disku a poloměrech 0,1 – 1,0 AU jsou též patrné pásy molekul amoniaku, vodní páry, hydroxylu a acetylenu.

M. McDonald aj. uskutečnili podrobnou studii obří kupy galaxií SPT-CL 2344-4243 (z = 0,596; vzdálenost 2,4 Gpc; stáří 8,0 Gr po velkém třesku). Použili k tomu měření z řady pozemních (8,1m Gemini-S, 6,5m Magellan, 4m Blanco) i kosmických (ACIS Chandra, Herschel, GALEX, 2MASS, WISE) teleskopů. Rozměr kupy dosahuje 1,3 Mpc a její úhrnná hmotnost je extrémně vysoká (1,6.1015 M☉). Není divu , že její rentgenový tok činí 8.1038 W a tomu odpovídá překotná tvorba hvězd tempem 740 M☉/r. Autoři dále zjistili, že v intergalaktickém prostoru se vyskytuje horké intergalaktické plazma, které ochlazuje plynové toky směřující k hvězdným zárodkům, takže rané obří hvězdy vznikají snadněji, než jsme dosud předpokládali.

H. Sana aj. ukázali, že hvězdy s hmotností >8 M☉ vznikají velmi vzácně a - jak známo - žijí velmi krátce (pouhé milióny let). Navzdory tomu mají ve vývoji vesmíru důležitou úlohu kvůli vzniku jader těžších chemických prvků a ionizaci svého dalekého okolí. Autoři zkoumali 70 hmotných hvězd třídy O v šesti mladých otevřených hvězdokupách, z nichž přinejmenším polovina se nalézá v těsných dvojhvězdách. Většina z nich si během svého života vyměňuje hmotu se svým průvodcem a nejméně jedna třetina z nich nakonec se svou průvodní složkou splyne. Interakce mezi oběma složkami hlavní posloupnosti začíná být dominantní pro oběžné periody <7 d, ale ještě i při periodě kolem 8 let jsou interakce po opuštění hlavní posloupnosti zřetelné. Projevují se přetokem hmoty z jedné složky na druhou (i nazpět), zvyšováním rotační rychlosti složky, která nabírá plyn od svého protějšku, očesáním již existující cirkumstelární oblasti a nakonec vytvořením společné obálky těsně před splynutím.

Naproti tomu E. Bressert aj. nalezli pomocí spektrografu FLAMES VLT ESO ve Velkém Magellanově mračnu v mlhovině Tarantule (=NGC 7320 = 30 Dor; průměr 200 pc; vzdálenost 49 kpc; stáří 20 mil. let) 15 mladých hvězd sp. tříd ranějších než O7 s hmotnostmi >30 M☉, které jsou zřetelně osamělé a patří do hvězdokupy 30 Dor.

E. Visbal aj. simulovali procesy vzniku hvězd ve velmi raném vesmíru 180 mil. let po velkém třesku (červený posuv z ≈ 20) v obří krychli o hraně 400 Mpc. Zjistili, že by to vedlo k dobře pozorovatelným baryonovým oscilacím se zvýšením teploty oblastí neutrálního vodíku o 10 mK na lineární stupnici 100 Mpc. Čára 211 mm H I by však byla vlivem červeného posuvu viditelná v pásmu frekvencí kolem 50 MHz. Hvězdy populace III mohou proto přednostně vznikat v halech budoucích galaxií o hmotnostech řádu milionů M☉. Experimentální ověření simulací by však vyžadovalo tisíc hodin pozorovacího času aparaturami pro takto nízké frekvence rádiového záření. D. Bahena a P. Hadrava zjistili, že nejstarší hvězdy populace III o hmotnostech 100 – 250 M☉ s nepatrnou metalicitou až o 9 řádů nižší než u Slunce jsou proti svým mladším protějškům o téže hmotnosti posunuty k modrému hornímu konci Hertzsprungova-Russellova diagramu. Významná ztráta hmoty těchto modrých nadhvězd přispívá k dobrému promíchání prvků vzniklých jaderným slučováním v nitrech prahvězd, takže tyto objekty skončí svůj aktivní život buď jako velmi energetické supernovy, anebo dokonce jako hypernovy.

2.4. Osamělé hvězdy

J. Grunhut aj. objevili nejrychleji rotující nedegenerovanou magnetickou hvězdu spektrální třídy rané B pomocí mezinárodní spolupráce MiMeS (Magnetismus hmotných hvězd). Hvězda HR 5907 = HD 142184 (V1040 Sco; 5,4 mag; B2.5 Vne; 17 kK; 3,1 R☉; 5,5 M☉; 120 pc) má rotační periodu 0,5 d a obvodovou rychlost na rovníku 310 km/s. Má pravděpodobně dipólové magnetické pole s indukcí 1,0 – 1,6 T a zmagnetizovaný cirkumstelární disk.

P. Beck aj. ukázali, že po skončení hoření vodíku v jádrech červených obrů se rotace smrštěného jádra zrychlí, zatímco vnější rozepnuté vrstvy rotují daleko pomaleji, přičemž konvekce plynu probíhá podél celého poloměru hvězdy. Díky asteroseismologickým pozorováním tří červených obrů družicí Kepler se nyní tento teoretický model podařilo spolehlivě ověřit, neboť při poloměrech hvězd 4,5 – 5,3 kK a efektivních teplotách 4,8 – 5,0 kK rotují jejich jádra o řád rychleji než povrch. Spád rychlosti v okolí centra hvězdy je příkrý, směrem k povrchu však gradient rychlosti klesá pomaleji.

Podle S. Mathura aj. ukázala asteroseismologie 22 hvězd slunečního typu pomocí družice Kepler, že tak lze určovat poloměry a hmotnosti hvězd s přesností ±1 % a jejich stáří s přesnosti ±2,5 %. Po zpracování delších pozorovacích řad se podaří tyto přesnosti ještě výrazně zvýšit. T. D. Li aj. odvodili z asteroseismologie zatím nejpřesnější parametry osamělé hvězdy 18 Sco (HD 146233; 5,5 mag; G2 V; efektivní teplota 5,4 kK; perioda hvězdné činnosti 7 let; 14 pc), která je v současnosti Slunci nejpodobnější: hmotnost 1,03 M☉; rotační perioda 23 d; stáří 3,7 mld. let.

J. Monnier aj. využili tříramenného optického interferometru CHARA na Mt. Wilsonu v Kalifornii ke zpřesnění údajů o jasné hvězdě α Lyr (Vega; 0,0 mag; bolometrická svítivost 47,2 L☉; vzdálenost 7,7 pc; stáří 700 mil. let), o níž se už z předešlých měření ví, že je k nám natočena svým rotačním pólem, takže jsme donedávna netušili, že je kvůli dosti rychlé rotaci výrazně na pólech zploštělá. Přesnější měření ukázala, že Vega má rotační periodu 0,71 d a její rotační pól svírá se zorným paprskem úhel 6°. Následkem toho má polární poloměr 2,42 R☉, kdežto rovníkový dosahuje 2,73 R☉, přičemž rotační rychlost na rovníku dosahuje 58 % rychlosti kritické (38 km/s). Podobně je Vega na pólech teplejší (10,1 kK) a podél rovníku chladnější (8,9 kK). Její hmotnost činí 2,15 M☉ a její metalicita je jen nepatrně vyšší než sluneční.

T. Boyajian aj. změřili pomocí CHARA úhlové průměry 44 hvězd sp. tříd A, F, G s přesností 1,5 %. Zkoumané hvězdy mají poloměry v rozsahu 0,8 – 3,0 R☉; efektivní teploty 4,8 – 9,4 kK; zářivé výkony 0,2 – 63 L☉ a tyto parametry výborně souhlasí s údaji, které lze nezávisle určit pomocí světelných křivek a spektroskopických měření zákrytových dvojhvězd. Naproti tomu souhlas s modelovými výpočty fyzikálních parametrů hvězd pro diagram HR není dobrý pro hvězdy s hmotnostmi >1,3 M☉. Modely dávají soustavně příliš vysokou efektivní teplotu a podceňují poloměry hvězd i jejich stáří. J. Chanamé a I. Ramírez se pokusili určovat stáří trpasličích hvězd slunečního typu z tempa jejich rotace a odtud pak obecně stáří hvězd sp. tříd F, G, K. Pro 74 hvězdných párů tak odvodili jejich stáří v rozmezí 1,25 – 9,75 mld. let s chybou menší než 20 %. Bohužel i malá změna pozorovaných hodnot má výrazné důsledky pro určení hvězdného stáří.

A. Domiciano de Souza aj. určili pomocí infračerveného interferometru AMBER VLTI poloměr a rovníkovou rychlost rotace jasné hvězdy Achernar (α Eri; 0,5 mag; B3 V; efektivní teplota 17 kK; 4,5 kL☉; 6 M☉; 44 pc; stáří ≈300 mil. let) z měření na podzim 2009. Dostali tak rovníkový poloměr 11,6 R☉; polární poloměr 8,0 R☉; rovníkovou teplotu 10 kK, polární teplotu 18 kK; obvodovou rychlost na rovníku 300 km/s a sklon rotační osy 102°.

A. Roman-Lopes objevil hvězdu WR42e (poloha 1115-6115; 14,5 mag; sp. O2 Irr/WN6), se zářivým výkonem těsně pod Eddingtonovou mezí, vzdálenou asi 6 pc od jádra otevřené hvězdokupy NGC 3603 (Car; 7,6 kpc; stáří 1,5 mil. let), jež patří k nejhmotnějším a nejplodnějším kolébkám hvězd v naší Galaxii. Řada mladých hvězd ve hvězdokupě má patrně hmotnosti >100 M☉. Absolutní hvězdná velikost hvězdy WR42e -6,3 mag vede k bolometrické hodnotě -10,5 mag, takže její úhrnný zářivý výkon dosahuje 3 ML☉! Z toho plyne, že její původní hmotnost přesáhla rovněž 100 M☉. Autor proto soudí, že hvězda vznikla jako jedna z prvních ve zmíněné hvězdokupě a po nějaké dynamické události ji opustila, neboť se od ní vzdaluje rychlostí řádu 10 km/s.

B. de Vries aj. využili infračerveného kosmického teleskopu Herschel k objevu krystalů minerálu olivínu ve spektru hvězdy β Pictoris, která je obklopena prachovým diskem ve vzdálenosti 15 – 45 AU od hvězdy. Z měření vyplývá, že krystaly olivínu představují asi 4 % hmotnosti disku. Olivín kondenzuje ve vzdálenosti 10 AU od hvězdy, takže jeho výskyt v prachovém disku o teplotě 85 K je důkazem odstředivého pohybu krystalů směrem od hvězdy. Jelikož β Pic je 1,5krát hmotnější než Slunce a má proto 8krát vyšší svítivost, panují v jejím okolí vyšší teploty v dané vzdálenosti od hvězdy, než je tomu u Slunce, kde např. u komet 17P/Holmes a 73P/Schwassmann-Wachmann 3 dosahuje zastoupení olivínu v kometárním prachu 2 – 10 %, což je důkazem podobného radiálního přesunu olivínu směrem od Slunce. Patrně to též znamená, že zmíněný prachový disk u hvězdy β Pic je obdobou Edgeworthova-Kuiperova disku ve Sluneční soustavě v rozsahu 30 – 50 AU od Slunce.

2.5. Těsné dvojhvězdy

2.5.1. Jednotlivé soustavy

R. Stencel shrnul výsledky studia jedné z nejpodivuhodnějších zákrytových dvojhvězd Ε Aurigae, která je sledována už téměř dvě století (její proměnnost objevil J. Fritsch v r. 1821), ale stále před námi leccos důmyslně skrývá. Během posledního primárního zákrytu v letech 2009-2011 se díky novým aparaturám i metodám pozorování zejména v infračerveném a mikrovlnném spektrálním pásmu podařilo shromáždit mnoho nových údajů. Interpretaci pozorování dodnes vadí velká nejistota v hodnotě vzdálenosti dvojhvězdy od nás, která podle E. Guinana aj. činí 0,4 – 4,0 kpc! Autoři tuto nejistotu poněkud zmenšili zahrnutím efektů mezihvězdné extinkce a dostali pak vzdálenost (1,5 ±0,5) kpc. Jenže v tom případě dostáváme pro primárního veleobra třídy F absolutní hvězdnou velikost -9,1 mag, takže by šlo o hvězdu velmi hmotnou, mladou i svítivou. Dosud se mělo za to, že jde o veleobra, který už opustil hlavní posloupnost a nachází se v asymptotické větvi obrů, jenže v tom případě by byla jeho absolutní hvězdná velikost výrazně nižší (-6,2 mag). Pro tuto výjimečnou dvojhvězdu s rekordně dlouhou oběžnou dobou přes 27 roků, délkou velké poloosy 18 AU a výstředností dráhy 0,23, je charakteristickou zvláštností rozsáhlý chladný tmavý disk o hmotnosti 1 Mz a teplotě pouze 550 K, jenž prodlužuje trvání zatmění na více než dva roky (27,094 roku).

Sledováním průběhu posledního (2009-2011) zákrytu interferometrem CHARA se D. Mourardovi aj. konečně podařilo určit tvar disku a jeho hmotnost (≈1 Mz) i rozložení teploty v něm, neboť ve směru k primární složce (sp. F0 Iab; ≈300 R☉; 7,5 kK; 30 kL☉;) je podle D. Hoarda aj. ohříván na 1,15 kK. Interferometr zaznamenal též rázové vlny v atmosféře primární složky. Sekundární složka(sp.B5 V; 3,9 R☉; 15 kK;) se projevuje v ultrafialovém spektrálním oboru a M. Hacková odtud odhadla její hmotnost na 6 M☉, nebo 14 M☉. Stejně nejistá je i hmotnost primární složky, tj. buď 4 M☉, nebo 15 M☉... V obou případech by měl být poměr hmotností složek q = 0,58.

C. Muthumariappan a M. Parthasar využili japonské infračervené družice AKARI k určení poměru plynu ku prachu (100:1) v tmavém disku, jenž je ve svém centru ohřát sekundární složkou B5 na 15 kK! Poloměr disku činí 3,8 AU a obsahuje prachová uhlíkatá zrnka o typických rozměrech až 100 μm, tedy podstatně větších než je tomu u zrníček v mezihvězdných mračnech. Podle názoru autorů vznikl prachový disk nabíráním materiálu z veleobra F0, takže rozhodně nejde o protoplanetární disk. Ostatně disk se podobá spíše anuloidu s centrálním otvorem o poloměru 2 AU, takže tam je téměř úplně průhledný. Zcela výstižně uzavřel situaci po nejnovějším zákrytu P. Harmanec, když konstatoval, že dvojhvězda ε Aur zůstává stále záhadná.

Od poloviny XX. stol. je známa dvojhvězda EE Cep, která se do jisté míry ε Aur podobá. Má oběžnou periodu 5,6 r a jednotlivé zákryty se liší hloubkou (amplituda poklesu kolísá mezi 0,5 – 2,0 mag) i trváním minim. Celkem se tak podařilo různým autorům zaznamenat průběhy světelných křivek při 10 zákrytech a široký mezinárodní tým C. Galana aj. nyní publikoval měření vykonaná během pozorovacích kampaní při posledních dvou zákrytech v r. 2003 a na přelomu let 2008-09. Délku a hloubku minim totiž podobně jako v předešlém případě ovlivňuje tmavý hustý prachový disk; zákryty běžně trvají kolem 3 měsíců a variace světelné křivky naznačují, že nejde o souvislý disk, ale spíše o soustavu soustředných prstenců prachu. Rotační osa disku téměř jistě opisuje precesní kužel v periodě kolem 65 let. Primární složka (11 mag) sp. třídy Be III velmi rychle rotuje (rovníková rychlost dosahuje 350 km/s) a je teplejší na pólech a temnější podél rovníku. V době, kdy píši tuto kapitolu, právě skončil další zákryt a díky novým pozorovacím možnostem nepochybně pomůže zlepšit naše vědomosti o tomto vzácném případu.

T. Madura a J. Groh využili okolnosti, že spektakulární dvojhvězda éta Car je díky velkým erupcím z XIX. stol. obklopena prachoplynovou mlhovinou Homunculus, což umožňuje sledovat odrazy světla těsné dvojhvězdy v jejím nitru z rozličných směrů a tím získat lepší údaje o parametrech extrémně hmotné dvojhvězdy, která hrozí astronomicky zakrátko vybuchnout jako supernova. Využili k tomu zejména ultrafialových pozorování pomocí spektrografu STIS HST a odtud odvodili oběžnou dobu 5,53 roků, sklon normály oběžné roviny k zornému paprsku 138°, velkou poloosu 15 AU, výstřednost 0,9 (!) a hmotnosti složek 90 M☉ a 30 M☉. Obě složky ztrácejí silně hmotu tempem 10-3 M☉/r, resp. 10-5 M☉/r a rychlost hvězdných vichřic dosahuje 420 km/s, resp. 3 tis. km/s.

J. Vos aj. odvodili přesné parametry pro dvoučarovou spektroskopickou a zákrytovou dvojhvězdu EF Aqr (HD 217512; sp. G0 V; oběžná per. 2,85 d; poloměr kruhové dráhy 8 mil. km; 172 pc) s chybou jen 0,6%. Význam dvojhvězdy spočívá v její podobnosti se Sluncem, které je ovšem hvězdou osamělou. Dvojhvězda stará (1,5 ±0,6) mld. let se zejména vyznačuje stejnou metalicitou jako Slunce a její složky mají po řadě poloměry 1,34 R☉ a 0,96 R☉; teploty 6,2 kK a 5,2 kK, absolutní hvězdné velikosti 3,8 mag a 5,3 mag a hmotnosti 1,24 M☉ a 0,96 M☉. Porovnání s modelovými výpočty však nedopadly příliš dobře zejména pro sekundární složku, která je o 9% větší a o 400 K chladnější než by měla v souladu s modely být. Obě složky však jsou podobně jako Slunce aktivní, zejména pak složka sekundární. Autoři proto soudí, že za zmíněný nesoulad může magnetické pole a jeho vliv na konvekci uvnitř zmíněných hvězd.

O velkém významu magnetických polí pro vývoj těsných dvojhvězd typu Algol svědčí výsledky trojrozměrné tomografie známých polodotykových dvojhvězd β Per (sp. B8 V + K2 IV; per. 2,9 d; 2,9 R☉ + 3,9 R☉; 3,7 M☉ + 0,8 M☉; vzdálenost 29 pc) a RS Vul (B5 V + G1 III; per. 4,5 d; 4,7 R☉ + 5,8 R☉; 6,6 M☉ + 1,8 M☉; vzdálenost ≈300 pc) uskutečněné M. Richardsovou aj. Autoři zkombinovali profily spektrální čáry H-α pořizované v rychlém sledu pro různé fáze na oběžných drahách s údaji radiointerferometrů VLBI na frekvenci 15 GHz (20 mm). Podařilo se jim tak prostorově zobrazit plynný proud mezi složkami dvojhvězd, kde sekundární složky již vyplňují svůj Rocheův lalok, takže přenos hmoty na primární složky probíhá přes příslušný Lagrangeův bod L1. Sekundární složky se navíc vyznačují smyčkovými protuberancemi a koronálním výrony hmoty podobně jak to vidíme u našeho Slunce. Příčina úkazů je táž jako u Slunce - magnetické pole, které se vynořuje z konvektivní zóny sekundáru. Maximální rychlost proudění plazmatu v protuberancích činí u Algola 120 km/s a u RS Vul dokonce 150 km/s. Koronální výrony dosahují rychlosti až 100 km/s, resp. 150 km/s.

Zatím asi rekordně přesné parametry pro těsnou dvojhvězdu získali R. Barry aj. pro dvoučarovou soustavu červených trpaslíků Gliese 268 (poloha 0710+3831; sp. dM4.5 V), když dokázali zkombinovat měření z interferometru IOTA s délkou základen až 38 m na Mt. Hopkinsu v Arizoně s údaji pořízeným přesným spektrografem ELODIE u 1,9 reflektoru na observatoři OHP ve Francii a dalšími přesnými měřeními radiálních rychlostí obou složek. Autorům se tak podařilo určit hmotnosti obou složek s chybou ±8.10-4 M☉, tj. 0,2260 M☉ a 0,1923 M☉. Nezávisle na trigonometrickém určení paralaxy dvojhvězdy družicí HIPPARCOS tak získali paralaxu 0,156′, tj. vzdálenost 6,41 pc, jež se liší od trigonometrie (0,157′) jen o 2 %. Složky dvojhvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 10,4 d ve vzdálenosti >0,3 AU po eliptické dráze s výstředností 0,32.

E. Mamajek se zabýval Luytenovou domněnkou, že jasná hvězda Fomalhaut (α PsA; sp. A3 V; 17 L☉; 1,9 M☉; vzdálenost 7,7 pc; stáří 200 mil. let) má ve skutečnosti velmi vzdáleného průvodce - proměnnou hvězdu TW PsA (sp K4 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉). Hvězdy jsou již téměř 2° od sebe, tj. minimálně 57 tis. AU (≈0,3 pc), ale autor přesvědčivě prokázal, že mají vskutku společný vlastní pohyb i stejnou prostorovou rychlost. Odtud také vyplynulo větší stáří soustavy - (440 ±40) mil. let.

L. Y. Zhu aj. studovali dlouhodobé změny v periodě světelné křivky těsné dvojhvězdy BS Vul (10,9 –11,6 mag; sp. F2; 460 pc) pomocí historických fotografických archivů od r. 1898 do r. 2010. Zjistili, že oběžná perioda dvojhvězdy (0,48 d) se plynule zkracovala tempem 2,1 ms/r, což lze dle autorů vysvětlit jako stálý přetok hmoty primární složky na její družku, zaručený tím, že primární složka již vyplňuje svůj Rocheův lalok a sekundární složka ho téměř vyplňuje. Na povrchu sekundární složky lze pozorovat trvalou horkou skvrnu v místě, kam přetékající materiál padá. Odtud také plyne, že v dohledné astronomické budoucnosti se polodotyková soustava změní na kontaktní.

P. Zasche a A. Paschke upozornili, že oddělená zákrytová dvojhvězda (sp. F4 + F5; hmotnosti 1,3 M☉ + 1,2 M☉) s oběžnou dobou 1,6 d v trojhvězdné soustavě HS Hya, objevená v r. 1965, se brzy přestane zakrývat vinou gravitační interakce s třetí (vzdálenou) složkou sp. třídy M0, která obíhá kolem těžiště dvojhvězdy v periodě 190 d. Následkem toho vykazuje oběžná rovina dvojhvězdy precesi vůči zornému paprsku s periodou 631 let. Od doby objevu do r. 2008 se sklon její normály snížil z 89° na 75°, pročež hloubka primárního i sekundárního minima soustavně klesá.

M. De Becker aj. studovali pomocí optického interferometru ESO VLTI PIONIER a AMBER hvězdu HD 167971, která je ve skutečnosti hierarchickou trojhvězdou. Skládá se ze vzdáleného veleobra sp. třídy O8 a těsné zákrytové dvojhvězdy s ranými složkami na hlavní posloupnosti sp. tříd O6 a O7. Vnější dráha s oběžnou periodou >25 let a výstředností e > 0,5 není koplanární s vnitřní drahou o periodě 3,3 d. Během tří let pozorování se veleobr úhlově vzdálil od těsné dvojhvězdy z 0,008′ na 0,015′. V periastru vnější dráhy byla pozorována silná rádiová emise, což svědčí o velmi efektivním urychlování částic v tomto obřím kosmickém urychlovači.

A. Burgasser aj. objevili velmi pozoruhodný hierarchický triplet SDSS J0006-0852AB + LP704-48 s hmotnostmi složek na rozhraní mezi červenými trpaslíky třídy M a hnědými trpaslíky. Soustava AB (SDSS) se totiž skládá z červeného trpaslíka o hmotnosti 0,082 M☉ (těsně nad hranicí hoření vodíku v nitru hvězdy) sp. třídy M8.5, kolem něhož obíhá hnědý trpaslík sp. třídy T5 s hmotností 0,06 M☉ po nepatrně výstředné (e = 0,1) dráze o délce velké poloosy 0,28 AU. v periodě 148 d rychlostí 8 km/s. Třetím v kosmickém mariáši je vzdálený červený trpaslík LP sp. třídy M7 V o hmotnosti 0,092 M☉ ve vzdálenosti >820 AU od dvojice AB. Všechny tři objekty se prozradily společným směrem i velikostí vlastního pohybu a jsou už docela staré (3,5 mld. let). Zmíněná trojice má úhrnnou hmotnost 0,23 M☉. Zdá se, že v málo hmotných soustavách se často vyskytuje podhvězdná složka, což skýtá návod k řešení otázky, jak asi takové soustavy vznikají.

Pro úplnost dodávám, že i nejbližší hvězda ke Slunci Proxima Centauri je součástí hierarchického tripletu s těsnou dvojhvězdou α Cen. Vzdálenost komplexu od nás 1,34 pc poukazuje na čím dál tím překvapivější skutečnost, že naše Slunce nejspíš nemá žádného bližšího partnera (hvězdu či hnědého trpaslíka). Složky α Cen A (sp. G2 V; 5,8 kK; 1,2 R☉; 1,1 M☉; 1,5 L☉) a B (K1 V; 5,3 kK; 0,86 R☉; 0,9 M☉; 0,5 L☉) jsou od sebe vzdáleny minimálně 11 AU a obíhají kolem společného těžiště v periodě 80 let, zatímco C (Proxima; M5.5 V; 2,7 kK; 0,2 R☉; 0,12 M☉; 6.10-5 L☉) je od nich vzdálena 13 tis. AU. Pokud kolem těsné dvojhvězdy opravdu obíhá, bude její oběžná perioda delší než 0,5 milionu let.

B. Reipurth a S. Nikolla upozornili, že původní chuchvalec mezihvězdného mračna, z něhož zmíněný triplet vznikl, měl menší rozměry, než je současná vzdálenost Proximy od těsné dvojhvězdy. Když autoři simulovali celý vznik a vývoj drah oněch tří složek, zjistili, že velká vzdálenost Proximy od dvojhvězdy ve skutečnosti posílila dlouhodobou dynamickou stabilitu tripletu. Potřebnou energii ke svému vzdálení do nynější konfigurace získala Proxima ze smršťování dráhy těsné dvojhvězdy. Autoři dále ukázali, že takový hierarchický triplet je spíše výjimkou než pravidlem, protože 90 % vzniklých tripletů se rozpadne a zbudou z nich dvojhvězdy s mimořádně velkou roztečí mezi složkami.

H. Lehmann aj. rozpletli světelnou křivku hvězdy sledované družicí Kepler KIC 4247791 a tak zjistili, že jde o kvadruplet skládající se ze dvou těsných zákrytových dvojhvězd. Obě dvojhvězdy mají týž sklon normál oběžných drah k zornému paprsku 80° a po řadě tyto parametry: oběžné periody 4,10 d a 4,05 d; velké poloosy 0,074 AU a 0,068 AU; výstřednosti 0,006 a 0,002; spektrální třídy složek (F0 IV + F2 IV) a (F7 V + F8 V); poloměry (2,5 + 2,4) R☉ a (1,5 + 1,4) R☉; hmotnosti (1,7 + 1,5) M☉ a (1,3 + 1,3) M☉. Je téměř jisté, že obě těsné dvojhvězdy mají společný původ, jelikož jejich parametry jsou až nápadně podobné.

P. Zasche aj. zkoumali jedinečnou hierarchickou soustavu šesti hvězd (sextuplet), jejímž základem je těsná zákrytová dvojhvězda 65 UMa (vzdálenost 234 pc) v kruhové dráze s identickými spektry obou složek (A7) a oběžnou dobou 1,7 d. Díky sklonu normály oběžné dráhy 86,5° a krátké oběžné době se podařilo době určit geometrické i fyzikální parametry obou složek, tj. po řadě efektivní teplotu 8,0 kK a 7,9 kK; poloměry 1,9 R☉ a 1,8 R☉ a hmotnosti 1,74 M☉ a 1,71 M☉. teplotu 8,0. Kolem těsné dvojhvězdy obíhá po výstředné dráze 3. složka v úhlové vzdálenosti 0,011′ v periodě 641 d. Má patrně spektrální typ A1 a hmotnost 2,4 M☉. Další (4.) složka v úhlové vzdálenosti 0,18′ v periodě 118 let má přibližně hmotnost 2 M☉. Zbylé dvě složky sextupletu jsou snadno vizuálně rozlišeny jako samostatné hvězdy díky úhlové vzdálenosti 4′ a 63′; jsou však nepochybně k již zmíněným čtyřem složkám gravitačně vázány, neboť mají týž směr a velikost vlastních pohybů. 5. složka má oběžnou dobu ≈14 tis. let a 6. složka ≈590 tis. let (!). Autoři nakonec uvádějí, že sextuplety jsou zatím spíše raritou, neboť jich známe pouze tucet. Jejich rozpoznání je ovšem, jak patrno, velmi pracné; současně však nesmírně cenné pro lepší pochopení způsobu, jak z interstelárních prachoplynových oblaků hvězdy vznikají.

2.5.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách

V r. 1953 si A. Sandage všiml, že ve staré kulové hvězdokupě M3 (NGC 5272; CVn; stáří 11,4 mld. let) se vyskytují hvězdy, které jsou velmi hmotné a horké, takže by měly vzniknout teprve nedávno, protože jejich životnost je podstatně kratší než stáří hvězdokupy. Nazval je modrými loudaly (angl. blue stragglers). Záhada jejich existence není dodnes úplně vyřešena. Proto si A. Geller a R. Mathieu vybrali na mušku statistiku dvojhvězd v otevřené hvězdokupě NGC 188 (Cep; stáří 7 mld. let; vzdálenost 1,7 kpc od Slunce), která obsahuje relativně velké množství těsných dvojhvězd. Celkem tam našli do 16,5 mag (tomu v dané vzdálenosti od Slunce odpovídají hmotnosti hvězd 1,1 – 0,9 M☉) 29 % dvojhvězd hlavní posloupnosti slunečního typu s oběžnými dobami <27 let. Dvojhvězdy, obsahující modré loudaly, jsou však třikrát častější, mají oběžné periody delší než 2,7 let a jejich průvodci typickou hmotnost 0,5 M☉, což je příznačné pro bílé trpaslíky. Odtud autoři uzavírají, že většina modrých loudalů v této hvězdokupě vznikla díky přenosu hmoty v těsné dvojhvězdě, což vedlo k „omlazení“ původně méně hmotné složky. Naopak dříve uvažované splývání hvězd, které by také dokázalo výsledný objekt omladit, je nejspíš vzácné.

Jak ukázali J. K. Zhao aj., je s podivem, že mohou existovat dvojhvězdy se vzájemnou vzdáleností složek >10 tis. AU, které se prozradí shodnou metalicitou, shodným vektorem vlastního pohybu a stejnou pekuliární radiální rychlostí složek. Autoři tak objevili 80 takových případů „křehkých párů“ s úhlovou roztečí složek (3 – 250)′, jež jsou členy otevřených hvězdokup a mají stáří kolem 5 mld. roků. Většinou jde o objekty v disku Galaxie, které kupodivu dokázaly udržet svou gravitační vazbu i přes 8 mld. let. Podobně A. Tokovinin a S. Lepine vybrali z katalogu HIPPARCOS hvězdy vzdálené méně než 67 pc od Slunce a hledali páry objektů s diferenciálním vlastním pohybem <0,025′/r. Našli tak téměř 1,4. tis. párů s úhlovou roztečí mezi složkami 30′ - 30′ a k tomu 21 párů, kde průvodcem se společným vlastním pohybem je bílý trpaslík. Z toho odhadli, že asi třetina takových párů (≈425 případů) jsou reálné fyzické dvojhvězdy a dále, že trpasličí hvězdy podobné Slunci doprovázejí minimálně ve 4 % případů hvězdní průvodci s roztečemi >2 tis. AU! Průvodci s hmotnostními poměry v rozmezí 0,1 – 1,0 M☉ jsou přitom zastoupeni stejnou měrou.

H. Shibahashi a D. Kurtz přišli s pozoruhodným nápadem, jak využít pulsací hvězd ve dvojhvězdách ke změření radiálních rychlostí bez nutnosti pořizovat jejich spektra. Pravidelné pulsace totiž budou modulovány Dopplerovým efektem vyplývajícím právě z pohybu složek v radiálním směru, jak ukázal příklad hvězdy KIC 4150611 = HD 181469. Metoda je přitom tak citlivá, že u pulsujících hvězd typu δ Sct dokáže najít průvodce o hmotnosti Jupiteru. Podobně S. Thompsonová aj. odhalili v ultrapřesných světelných křivkách dvojhvězd sledovaných družicí Kepler změny jasnosti, vyvolané v případě velmi protáhlých eliptických drah v okolí periastra, kdy jsou tvary složek deformovány slapy, což následně mění měřitelně jejich jasnost. Postupně našli 17 takových dvojhvězd s trpasličími složkami spektrálních tříd G a K s oběžnými dobami v intervalu 4 – 20 d.

B. Nefs aj. upozornili na pozoruhodný fakt, že v obsáhlé přehlídce WFCAM tranzitů exoplanet pomocí 3,8m infračerveného teleskopu UKIRT na Mauna Kea se nalézá 260 tisíc světelných křivek, z toho přes 10 tisíc pro červené trpaslíky tříd M. Mezi nimi našli 25 případů zákrytových dvojhvězd s oběžnými periodami <0,23 dne (<5,5 h). Přitom pro ranější složky dvojhvězd pozorujeme ostrou hranu nejkratších oběžných period 0,22 d, která se vysvětluje tak, že zkracování oběžné doby pod tuto mez trvá příliš dlouho, než aby se takto těsné soustavy daly objevit. Autoři dokonce našli dvojhvězdu složenou ze dvou červených trpaslíků, jejíž oběžná doba činí jen 0,112 d (2,7 h). Existence takové soustavy se dá proto vysvětlit buď brzděním oběžného pohybu extrémně silným magnetickým polem, anebo zcela neznámým způsobem vzniku tak těsných binárních soustav.

K. Stepien a K. Gazeas propočítali vývoj těsných dvojhvězd s nízkou úhrnnou hmotností složek 1,4 M☉ a oběžnou dobou <0,3 d. Zjistili, že taková soustava prožije velmi dlouhý život (až 9 mld. let) jako oddělená a teprve pak přijde podstatně kratší fáze dotyková trvající jen 800 mil. let s relativně mírnou výměnou hmoty mezi složkami, takže obě hvězdy stále zůstávají na hlavní posloupnosti. Postupně však hvězdy poztrácejí hmotu i moment hybnosti a tento mechanismus sílí díky magnetizaci hvězdného větru. Nakonec obě složky splynou na hvězdu podobnou svou hmotností Slunci. Autoři odhadli, že do vzdálenosti 100 pc od Slunce se nachází minimálně 40 hvězd v tomto přechodném stádiu (z toho pro 13 soustav dostali přesné elementy) a dále asi 100 hvězd, které už splynuly na hvězdy podobné Slunci.

I. Shin aj. využili k určení parametrů složek těsných zákrytových dvojhvězd gravitačních mikročoček MOA-2011-BLG-090 a OGLE-2011-BLG-0417. Průběh obou úkazů byl sledován prakticky nepřetržitě a s vysokou kadencí měření celkem 20 různými dalekohledy rozestřenými podél na sebe navazujících intervalů zeměpisných délek. Hmotnosti složek se pak dají určit z průběhu „zoubků“ na světelných křivkách, velikosti Einsteinova poloměru a paralaxy mikročoček.

Pro soustavu MOA vychází Einsteinův poloměr 0,0011′ a pro OGLE 0,0024′ i vzdálenosti mikročoček od nás 3,3 kpc, resp. 0,9 kpc. Odtud autoři dostali hmotnosti složek MOA: 0,49 M☉ a 0,39 M☉ a OGLE: 0,57 M☉ a 0,17 M☉, takže tři ze složek patří do kategorie červených trpaslíků, kteří jsou evidentně vůbec nejpočetnější skupinou hvězd v Galaxii. Podobně se podařilo určit dráhové parametry dvojhvězd: velké poloosy 1,8 AU a 1,2 AU; výstřednosti 0,3 a 0,7; oběžné doby 2,6 r a 1,4 r i sklony drah 129° a 117°. Díky tomu, že těsné dvojhvězdy jsou tak početné, skýtají jedinečnou možnost spolehlivě určovat hmotnosti složek a odtud odhadovat i další fyzikální parametry, tj. rozměry a střední hustoty. Tím, že známe i geometrické rozměry drah, můžeme spočítat i příslušné momenty hybnosti, které se při vývoji dvojhvězd zajisté zachovávají, což dohromady dává klíčové údaje pro pochopení způsobů, jak dvojhvězdy vznikají a jak se dále vyvíjejí.

Podobně se začíná rozbíhat program pro určování parametrů těles na rozhraní mezi hvězdami a substelárními objekty, které jsou velmi pravděpodobně mnohem početnější než samotné hvězdy. T. Dupuy a M. C. Liu využili 3,6m telesopu CFHT na Havaji ke změření paralax 83 ultrachladných trpaslíků sp. tříd M6-L-T9 ve 49 binárních soustavách. Chyby paralax dosahovaly mediánu ±2,3 % a ty nejlepší měly chybu jen ±0,8 %, tj úhlově ±0,001 1′, resp.±0,000 7′. To jsou údaje až pětkrát přesnější, než kolik umožňovala dřívější technika. Na přechodu mezi spektrálními třídami L a T hraje ovšem klíčovou roli neznámé procento oblačnosti v atmosférách hnědých trpaslíků a její průměrné albedo.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

M. Darnley aj. uvedli, že v astronomických archivech jsou shromážděny údaje o pouhých 400 novách, z čehož jen 10 vybuchlo vícekrát (rekurentní novy). Autoři soudí, že rekurentní novy by se měly definovat spíše podle toho, že jejich sekundární složky (dodávající vodík na povrch bílých trpaslíků) již opustily hlavní posloupnost. Pouze 38 nov se daří pozorovat dlouho po výbuchu v době, kdy jsou v relativním klidu.

J. Ness aj. shrnuli výsledky komplexního pozorování již 10. výbuchu rekurentní novy U Sco. První zaznamenaný výbuch přitom pochází již z r. 1863 a poslední z konce ledna 2010, kdy hvězda dosáhla v maximu 7,5 mag. Během posledního vzplanutí novu sledovaly jako pozemní dalekohledy opticky, tak kosmické aparatury v pásmu ultrafialového a rentgenového záření. Akreční disk kolem bílého trpaslíka, který je napájen sekundární složkou, se obnovil již 35. den po maximu vzplanutí a přenos hmoty ze sekundární složky začal podle E. Masonové aj. již 8. den po maximu, když se obnovilo superměkké rentgenové záření novy Sekundární složka je určitě podobr spektrální třídy pozdnější než F3 a ranější než G0.

M. Shara aj. poukázali na souvislost mezi trpasličími novami a klasickými novami na příkladu trpasličí novy Z Cam, která má kolem sebe tak velkou plynnou obálku, že překonává svými úhlovými rozměry (poloměr 15′) všechny obálky klasických nov. Autoři proto spekulují o tom, že aspoň některé trpasličí novy po delší pauze vybuchují jako novy klasické. Jelikož poloměr obálky Z Cam se rozpíná pomalu (<0,17′/r), lze z toho vyvodit, že velký výbuch klasické novy se odehrál před >1,3 tis. lety. Existují záznamy v čínských kronikách o hvězdě-hostu v r. 77 př. n. l., pravděpodobně na tom místě, kde dnes vidíme Z Cam. Pokud je tato identifikace správná, pak průměrné tempo rozpínání obálky je stálé a činí 0,11′/r. Autorům se tak podařilo určit i vzdálenost novy 163 pc.

Běžný výbuch trpasličí novy zvýší jasnost hvězdy o 5 mag na několik týdnů, kdežto výbuch klasické novy zvedne jasnost hvězdy o 5 řádů (amplituda 13 mag) a celý úkaz trvá o řád déle než výbuch trpasličích nov. Jestliže je průměrné tempo akrece na bílého trpaslíka 10-10 M☉/r, vychází odtud odhad pro opakování výbuchů klasické novy na (10 – 100) tis. let. J. Fuller a D. Lai ukázali, jak se mohou stát novami i páry dvou bílých trpaslíků, kteří se k sobě postupně blíží po spirálové oběžné dráze. Vlivem rostoucích slapů se vnější vrstvy obou složek synchronizují, což u bílých trpaslíků třídy C-O zasáhne i vrstvu degenerovaného vodíku. Povrchové vrstvy bílých trpaslíků s oběžnou dobou kratší než 20 min se natolik zahřívají, že se v nich spustí překotná termonukleární reakce, a to už 1 mil. – 100 tis. let před splynutím bílých trpaslíků.

J. Franck aj. využili 2,3m Bokova teleskopu na Stewardově observatoři v Arizoně a 2,5m teleskopu I. Newtona na ostrově La Palma k monitorování galaxie NGC 2403 (Cam; 9 mag; vzdálenost 2,5 Mpc), která je nejodlehlejším členem skupiny galaxií kolem M81 (UMa; 7 mag; 3,6 Mpc), po dobu 11 let (2001-2012). Za 48 nocí monitorování tak objevili 9 nov, takže v galaxii vzplanulo v průměru 2,0 nov/r. To se shoduje s tempem vzplanutí nov v morfologicky podobné galaxii M33 (Tri; 5,7 mag; 0,8 Mpc).

T. Liimets aj. proměřovali vlastní pohyby téměř 300 uzlíků v rozpínající se mlhovině po nově GK Per, která vzplanula 21. 2. 1901, když ještě den předtím byla slabší než 12 mag. Byla to první nova, u nichž se podařilo prokázat světelnou ozvěnu pohybující se zdánlivě nadsvětelnou rychlostí. Dostali tak prostorový obraz o rozpínající se mlhovině, který je neobyčejně souměrný. Uzlíky se pohybují rychlostmi 600 – 1 000 km/s a tyto rychlosti se za celé století od výbuchu nijak nezmenšily; pouze se o 2,6 %/rok snižuje jejich jasnost. Mlhovina se úhlově zvětšuje o 1′/rok. Odtud se zdařilo odvodit kinematickou vzdálenost novy (400 ± 30) pc.

2.6.2. Fyzické proměnné

Obsáhlý pozorovací materiál proměnnosti hvězd získávaný rychlým tempem díky družici Kepler umožnil H. Meaharovi aj. zlepšit naše údaje o supererupcích hvězd slunečního typu, neboť v příslušné databázi Keplera se jim podařilo za období od dubna do prosince 2009 prohlédnout záznamy o jasnostech téměř 10 tis. hvězd sp. tříd F8-G8. a najít tak 365 supererupcí trvajících 1 – 12 h u 148 různých hvězd. Supererupce definujeme tak, že jsou aspoň o řád energetičtější než rekordní (Carringtonova) erupce na Slunci z 1. 9. 1859, která dosáhla energie 1025 J. Některé z hvězd pozorované Keplerem dokázaly plodit supererupce každých 9 dnů! Většina supererupcí se pozoruje u pomalu rotujících hvězd středního stáří s velkými tmavými skvrnami, kolem nichž obíhá aspoň jedna exoplaneta typu Jupiteru. Supererupce přitom dosahují energií až 1029 J. Naproti tomu z různých historických údajů lze odvodit, že Slunce neprodělalo žádnou supererupci během minulých dvou tisíciletí a nezažilo žádný supervýbuch s energií 1029 J během poslední miliardy let. Pozemní pozorování oblohy objevila u hvězd slunečního typu za 120 roků jen 48 podobných supererupcí.

T. Harrison aj. vyjmuli z obsáhlé databáze družice Kepler světelné křivky 849 hvězd, jejichž efektivní teplota nedosahuje 5,2 kK. Z tohoto souboru vybrali 670 hvězd, u nichž zjišťovali případné změny jasnosti. Ani při vysoké přesnosti fotometrie z družice nenašli žádné změny jasnosti pro 251 hvězd (37 %), ale 265 hvězd (40 %) vykazovalo periodické změny jasnosti vyvolané jejich rotací, která se pohybuje v rozmezí 0,3 – 126 dnů, zatímco pro 154 hvězd (23 %) se rotační periody nepodařilo určit. Pomalejší rotátoři (s periodami podobnými sluneční) vykazují až o dva řády větší aktivitu proměnnosti jasnosti než Slunce, přičemž se překvapivě nejvyšší aktivita se vyskytuje v okolí jejich rotačních pólů, popř. ve skupinách skvrn mírného pásu rovnoběžného s rovníkem, ale odchýlených opačně od rovníku na protilehlých polokoulích! Aktivita hvězd s rotační periodou >25 d se nikterak nesnižuje, zatímco hvězdy rotující nejrychleji jsou ještě aktivnější. Autorům se také podařilo objevit v souboru 6 nových zákrytových dvojhvězd; mezi nimi je i dvojhvězda s oběžnou dobou téměř 30 dnů.

L. Mathews aj. zkoumali rozsáhlou prachovou mlhovinu objevenou infračerveným Spitzerovým teleskopem (SST), jež obklopuje prototyp cefeid δ Cep (3,5 – 4,4 mag; sp. F5 Ib – G1 Ib; střední ef. teplota 5,9 kK; střední poloměr 44 R☉; střední svítivost 2 kL☉; perioda pulsací 5,4 d; vzdálenost 273,0 pc) i jejího horkého průvodce HD 213307 (6,3 mag; B7 IV; 8,8 kK; 500 L☉), jenž kolem cefeidy obíhá v úhlové vzdálenosti 40′, čili lineární vzdálenosti 12 tis. AU (0,045 pc) v periodě 500 let. Využili k tomu anténní soustavy VLA (Socorro, N. M.) a pozorovali mlhovinu v čáře H I na 211 mm (1,42 GHz). Mlhovina dosahuje lineárního rozměru 1 pc (úhlový průměr 13′), takže doslova zalévá obě složky dvojhvězdy. Její tvar lze popsat jako standardní čelo s obloukovou rázovou vlnou a následným chvostem, což odpovídá představě, že si hvězdný vítr cefeidy razí cestu interstelárním prostředím při vysoce nadzvukové rychlosti 36 km/s. Odtud lze též spočítat roční ztrátu hmoty cefeidy hvězdným větrem na 1,0.10-6 M☉ a minimální úhrnnou hmotnost H I v mlhovině na 0,07 M☉. Problémem však zůstává spolehlivé určení hmotnosti cefeidy, protože zde panuje velká nejistota: 4,5 – 5,7 M☉.

D. Majaess aj. podpořili dřívější studie, prokazující, že δ Cep je spolu s dalším veleobrem ζ Cep (3,4 mag; sp. K1.5 Ib; 3,9 kK; 110 R☉; 5,7 kL☉; 8 M☉; stáří 50 Mr; vzdálenost 256 pc) nejvýznamnějším členem mladé hvězdokupy Cep OB6, obsahující minimálně 20 hvězd. Svědčí o tom jak údaje o poloze, prostorovém pohybu a vzdálenosti cefeidy, tak i táž mezihvězdná extinkce a podobné stáří. Hvězdokupa má bod obratu pro hvězdy sp. třídy B6 V, tj. pro stáří hvězdokupy asi 80 mil. let.

O. Pejcha a C. Kochanek zpracovali údaje o 5 tis. křivkách radiálních rychlostí a 177 tis. měření jasností ve 29 filtrech ve spektrálním pásmu 0,3 – 8,0 μm pro 287 cefeid z naší Galaxie a z obou Magellanových mračen. Odtud sestrojili vzorové světelné křivky cefeid pro pulsní periody 10 – 100 d v závislosti na poloměrech a teplotách cefeid. Našli tak jednak četné odchylky od dosavadních standardů pro cefeidy a systematické efekty závisející na vzdálenostech, zčervenání a teplotě vlivem rozdílné metalicity hvězd. Studie tak podstatně přispěla k přesnější kalibraci prvních příček kosmologického žebříku vzdáleností, v němž hrají cefeidy nejvýznamnější úlohu.

P. Pradovi Moronimu aj. se podařilo odvodit parametry cefeidy 0227LMC s pulsní periodou 3,8 d, která je složkou dvoučarové spektroskopické a zákrytové dvojhvězdy ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) s oběžnou periodou 310 d. Obdrželi tak hmotnosti složek 4,14 M☉ a 4,15 M☉, jež souhlasí s dynamicky určenou hmotností na 1 %, podobně dobrý (5 %) dostali pro nezávisle určení stáří soustavy na 151 mil. roků. Obě složky mají velké poloměry 32 R☉ a 45 R☉ a nízkou metalicitu, o třetinu menší než Slunce. Odtud pak vyplývá vzdálenost cefeidy 50,9 kpc, což poskytuje dobrý nulový bod pro vztah Leavittové mezi délkou periody pulsací a zářivém výkonu pro cefeidy ve VMM. Pro těžiště VMM pak vychází vzdálenost od Slunce 50,1 kpc.

Obsáhlou zprávu o cefeidách ve VMM uveřejnili V. Ripepi aj., a to na základě infračervené (1,6 μm) přehlídky VMC pomocí 4,1m teleskopu VISTA ESO na hoře Paranal. Po 12 epochách měření s chybou ±0,01 mag pro hvězdy až 17,5 mag získali podklady ke konstrukci vztahu Leavittové u cefeid s pulsními periodami 1,6 – 100 d. Empirický vztah vykazuje rozptyl jen ±0,07 mag, což stačí na určení prostorového rozložení cefeid uvnitř VMM. Díky tomuto upřesnění pak dostali nečekaně nízký modul vzdálenosti těžiště VMM: (18,46 ±0,03) mag, čemuž odpovídá vzdálenost VMM (49,2 ±0,7) kpc. To je však výborné shodě s nezávislým výpočtem modulu vzdálenosti VMM J. Stormem aj.: (18,45 ±0,04 mag), čili 48,9 kpc. Jak však upozornili H. Neilson, obě nejjasnější klasické cefeidy (Polárka a δ Cep) se vyznačují velkou ztrátou hmoty, což se projevuje měřitelnými změnami délky pulsní periody, a to již u 200 klasických cefeid, což bohužel nepříznivě ovlivňuje využití cefeid jako primárních etalonů velkých vzdáleností v kosmologii. Přesně to dokládá poslední určení vzdálenosti VMM pomocí cefeid A. Walkerem aj.: modul (18,48) mag odpovídá vzdálenosti 49,7 kpc. Musíme se tedy smířit s tím, že vzdálenost těžiště nejbližší sousední galaxie činí něco kolem 49,5 kpc s chybou ±0,6 kpc (1,2 %).

M. Maercker aj. využili rádiového interferometru ALMA v Chile k podrobnému (úhlové rozlišení 1,3′) mapování rozložení molekuly CO v čáře 0,87 mm (345 GHz) v okolí červeného obra R Scl, jenž se v diagramu HR nachází na asymptotické větvi obrů. Ze spirálového vzhledu minimálně pěti soustředných prachových slupek kolem hvězdy, oddělených od sebe mezerami s úhlovou šířkou 2,6′ až do úhlové vzdálenosti 18,5′. Pomocí hydrodynamických simulací došli autoři k závěru, že před 1,8 tis. let prodělal obr, kolem něhož obíhá zatím neidentifikovaný hvězdný průvodce v periodě 350 let, epizodu zvýšené ztráty hmoty, způsobenou impulsem vyšší teploty. Impuls trval celých 200 let a dopravil do interstelárního prostoru 0,003 M☉ plynu rychlostí 14 km/s. Během epizody se zvýšilo množství vyvrhovaného plynu za jednotku času 30krát proti současnému klidovému stavu.

A. Restovi aj. uspěli při rekonstrukci průběhu mimořádného výbuchu proslulé svítivé modré proměnné (LBV) dvojhvězdy η Car (HD 93308; ≈5 mag; sp. ≈B Ia; oběžná doba 5,5 r; svítivosti složek 5 ML☉ a 1 ML☉; hmotnosti 170 M☉ a 80 M☉; stáří <3 Mr; vzdálenost 2,3 kpc), jenž se odehrál v letech 1838-1858. Využili k tomu téhož postupu, jaký se předtím zdařil při rekonstrukci světelných křivek a spekter supernov Tychonovy (1572), Keplerovy (1604) a Cas A (1680?). Autoři využili odlesku výbuchu na prachových mračnech vzdálených od nás oproti hvězdě o 166 – 174 sv. let více, ale nacházejících se v úhlové blízkosti k dané supernově. Tím získali během 8 let pomocí 2,5m I. du Pontova dalekohledu a 6,5m Magellanu na observatoři Las Campanas v Chile nejen výtečné údaje o průběhu světelné křivky, ale též o změnách ve spektru během dlouhé epizody výbuchu. Navíc se dá celý proces sledování odlesku výbuchu kdykoliv zopakovat na vzdálenějších částech téhož mračna.

Tak se podařilo například zjistit, že teplota vyvrhovaného plynu byla překvapivě nízká - jen 5 kK, takže šlo o hydrodynamický výbuch, nikoliv o hvězdnou vichřici. Sekundární složka dvojhvězdy se tak postupně obohatila o hmotnost několika jednotek M☉! Světelná křivka dosáhla dvou nejvýznamnějších maxim v letech 1838 a 1843, podružnější maxima pocházejí z let 1849 a 1854. Po dobu 10 let zářila éta Car více než tzv. Eddingtonova svítivost což je maximální zářivý výkon, při němž je hvězda dané hmotnosti ještě zůstává v hydrostatické rovnováze. tj. tlak záření na povrchu hvězdy se právě rovná gravitaci. Při vyšší svítivosti se hvězda rozpíná a silně ztrácí hmotu. Primární složka dvojhvězdy tehdy přišla o více než 10 M☉, přičemž unikající plyn dosahoval rychlosti 210 km/s, ale přesto celou dramatickou událost přežila, ačkoliv kinetická energie výbuchu dosáhla fantastické hodnoty 1043 J. Dokladem obrovské ztráty hmoty je rozpínající se bipolární reflexní mlhovina Homunculus obklopující obě složky těsné dvojhvězdy.

K. Wright aj. využili kamer na dvojici slunečních sond STEREO A a B k soustavnému pozorování proměnných hvězd v okolí ekliptiky, kde je velmi obtížné na Zemi objevit proměnné hvězdy s periodou srovnatelnou s periodou oběhu Země kolem Slunce. Našli tak 6 nových dlouhoperiodických proměnných s periodami kolem 1 roku a dalších 85 proměnných hvězd s amplitudami proměnnosti >0,3 mag a periodami >100 d. Většinou jde o miridy a polopravidelné proměnné s maximem jasnosti v intervalu 4 – 10 mag, přičemž mezní hvězdná velikost přehlídky dosahovala 12 mag. Pro 19 hvězd z tohoto souboru už autoři dokázali určit periody proměnnosti v intervalu 170 – 490 d. Jelikož sondy A a B se pohybují vůči sobě v protisměru, jejich vzájemná úhlová vzdálenost se ročně zvětší o 22,5° a tak se postupně podaří údaje o proměnnosti těchto i dalších hvězd zlepšit.

I. Soszynski aj. prohlédli snímky z projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE IV v okolí jižního pólu ekliptiky na ploše 5,3 čtv. stupně. Našli tam celkem 6,8 tis. proměnných hvězd; z toho 2,8 tis. dlouhoperiodických proměnných; 1,4 tis. zákrytových dvojhvězd; téměř 700 hvězd typu RR Lyr a 132 cefeid. (V přesčase přidali ještě 1,9 tis. galaxií s červeným posuvem z < 0,1 (<400 Mpc).

2.7. Bílí trpaslíci

S. Tang aj. využili probíhající digitalizace skleněných fotografických desek z rozsáhlé (0,5 mil. snímků) sbírky Harvardovy observatoře (projekt DASCH), která započala již v r. 1885 a skončila v r. 1993, ke sledování výbuchu pekuliární proměnné dvojhvězdy 12,2 mag v poloze J0751+2017 (vzdálenost 1,0 kpc), který začal v r. 1942 náhlým zjasněním o 1,5 mag ve filtru B a pokračoval povlovným návratem na původní jasnost až do r. 1953. V maximu mohla hvězda dosáhnout zářivého výkonu až o 3 řády vyššího než v klidu, protože se patrně možná až 20krát zvýšila teplota jejího povrchu, která v klidu činí jen 3,8 kK. Z průběhu světelné křivky se nejprve podařilo prokázat, že šlo o zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou dobou 119 d, a dále že primární složka byla červeným obrem sp. třídy M0 III o poloměru 35 R☉, svítivosti 250 L☉ a hmotnosti 1,1 M☉, zatímco sekundární složka nejspíše bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,6 M☉. Hvězdy kolem sebe obíhají po mírně výstředné dráze (e = 0,02) o velké poloose dráhy 0,56 AU.

H. Boffin aj. studovali pomocí spektrografu FORS2 VLT ESO spektrum centrální hvězdy planetární mlhoviny Fleming 1 (G290.5+07.9; vzdálenost 2,4 kpc) s cílem zjistit, jak je možné, že kulově souměrná hvězda může vytvářet zřetelně bipolární planetární mlhovinu. Dosud se většinou mělo za to, že za bipolární vzhled mnoha planetárních mlhovin mohou dipólová magnetická pole centrální hvězdy, ale nedávná pozorování S. Jordana aj. pomocí téže aparatury to spolehlivě vyvrátila: magnetická pole centrálních hvězd planetárních mlhovin jsou velmi slabá. Pozorování radiálních rychlostí spektrálních čar C IV však ukázala, že centrální hvězda má průvodce, který obíhá kolem společného těžiště soustavy po kruhové dráze v periodě 1,2 d. Primární složka dvojhvězdy má efektivní teplotu 80 kK a vysokou tíží na povrchu (log g = 5,0), z čehož vyplývá, že hmotnost primární složky dosahuje 0,56 M☉, takže jde nepochybně o bílého trpaslíka. Také průvodce je zřejmě bílý trpaslík o hmotnosti až 0,7 M☉ a efektivní teplotě ≈120 kK. V okolí planetární mlhoviny lze pozorovat prstence s jasnými uzlíky, docela podobné konfigurace, jakou známe u pozůstatku po supernově 1987A. Autoři proto soudí, že jsme svědky obecnějšího jevu, takže většina jader planetárních mlhovin se skládá ze dvou hvězd, které tak přispívají k bipolárnímu vzhledu mlhovin, aniž bychom k tomu potřebovali dipólové magnetické pole.

S. Parsons aj. objevili pomoci infračerveného zobrazovače SOFI NTT, kamery ULTRACAM a aparatury X-Shooter na VLT ESO bílého trpaslíka SDSS J0857+0342 o efektivní teplotě 35 kK, hmotnosti 0,5 M☉ a poloměru 0,025 R☉ v oddělené těsné dvojhvězdě, která má nejkratší známou oběžnou periodu 1,6 h. Jeho průvodcem je červený trpaslík M8 V o hmotnosti 0,09 M☉ a poloměru 0,11 R☉. Dvojhvězda se vynořila ze společné obálky před 20 Mr a za 400 Mr se z ní vyklube polodotyková dvojhvězda s ještě kratší oběžnou dobou 66 min.

M. Jura aj. pořídili optická a zejména ultrafialová spektra dvou blízkých (<80 pc) bílých trpaslíků s vysokým znečištěním atmosfér kovy (GD 40 a G241-6) pomocí spektrografu COS HST. Objevili tak v jejich atmosférách 13, resp. 12 těkavých prvků a navíc stanovili horní meze pro zastoupení Cl, P, Al, Ni a Cu. Zastoupení těkavých prvků uhlíku a síry je však o řád nižší a dusíku pětkrát nižší než na Zemi, kde 94 % hmoty představují pouze čtyři prvky: O, Mg, Si a Fe, anebo v primitivních chondritech třídy CI, jež jsou typické pro planetky Sluneční soustavy. Autoři proto soudí, že i když akrece planetek na bílé trpaslíky je poměrně běžná a dokáže vysvětlit chemické znečištění převážné většiny jejich atmosfér, v citovaných měřeních HST jde o akreci původních planetesimál. Jejich chemické složení je totiž silně závislé na kondenzačních teplotách, které se mění radiálně napříč zárodečných akrečním diskem kolem vznikajících hvězd.

K. Wernerovi aj. se podařilo díky družici FUSE objevit v atmosféře bílého trpaslíka RE 0503-289 (efektivní teplota 70 kK) krypton a xenon. V porovnání se Sluncem je zastoupení Kr 450krát a Xe dokonce 3 800krát vyšší. Autoři zde dále objevili prvky I, Sn, Te, Ga, Mo, Ge, As a Se. Vesměs nevíme, jak se tam zmíněné prvky mohly dostat. Naproti tomu J. Debes aj. nalezli důkazy o průběžném zásobování bílého trpaslíka WD 1124-293 (0,66 M☉; 9,4 kK; vzdálenost 34 pc) slapově rozdrcenými planetkami. Pořizovali totiž spektra trpaslíka po dobu 11 let spektrografem MIKE pomocí 6,5m teleskopu Magellan/Clay na observatoři Las Campanas v Chile a studovali tak intenzitu absorpcí čar Ca II ve vzdálenosti slapového poloměru bílého trpaslíka, kde dochází k roztrhání planetek slapovými silami. Jelikož na povrchu bílých trpaslíků panuje extrémně silná gravitace a následkem toho je jejich atmosféra velmi tenká, projeví se zde ve spektru snadno i velmi nepatrné příměsi prvků těžších než H a He. Z ekvivalentní šířky čar Ca II tak odvodili, že do atmosféry trpaslíka ročně přitékají kovy o hmotnosti 4 Gt, který pocházejí ze slapově rozdrcených planetek. Přítok kolísá jen nepatrně zhruba o 6 %. Dnes je už zřejmé, že asi třetině bílých trpaslíků má ve svých atmosférách čáry kovů (všech prvků počínaje uhlíkem a konče uranem).

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

3.1. Supernovy

Počátkem r. 2012 oznámili S. Rodney aj., že v Hubbleově ultrahlubokém poli (HUDF) objevili v rámci projektu CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Survey) v poloze 0333-2747 nejvzdálenější supernovu třídy Ia s červeným posuvem 1,55 (vzdálenost 2,9 Gpc), která vzplanula 4,2 mld. let po velkém třesku. Supernova byla poprvé zachycena na snímku kamery WFC3 v poli GOODS-S ve filtrech J, H a W dne 10. 10. 2010. Dodatečně pak byla nalezena i na snímku ve filtru H z 15. 9. téhož roku. Autoři proto odhadli, že k její explozi došlo v intervalu mezi 27. 8. a 14. 9. 2010. Přesnou hodnotu červeného posuvu získala 16.10. aparatura X-Shooter VLT ESO: z = 1,5499 ve výborné shodě s odhadem z vícebarevné fotometrie. Navíc se ukazuje, že kamera WFC3 pracující v blízké infračervené oblasti může objevit ještě vzdálenější supernovy Ia se z ≈ 2 a tedy v čase jen 3,3 mld. let po velkém třesku v rámci projektů CANDELS, popř. CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble), kdy se využívá mezilehlých kup galaxií gravitačních čoček zesilujících světlo vzdálených supernov.

D. Szczygiel aj. pozorovali dlouhodobě mateřskou galaxii M51 (CVn; 7,1 Mpc) další jasné supernovy 2011dh, která vzplanula koncem května 2011, a to již tři roky před výbuchem. Zjistili, že její předchůdce během té doby snižoval jasnost (!) tempem 0,04 mag/r. J. Vinklo aj. využili archivních snímků kosmického teleskopu SST ke zlepšení hodnoty vzdálenosti galaxie M51 díky určení modulu vzdálenosti pro zmíněnou supernovu a také pro supernovu 2005cs. Vyšlo jim (8,4 ±0,7) Mpc. Zatímco předchůdcem SN 2005cs byl červený veleobr o hmotnosti 8 M☉, u SN 2011dh to musel být podle M. Berstenové aj. veleobr žlutý o hmotnosti 15 – 20 M☉. Podle výpočtu autorů původní dvojhvězda měla složky o hmotnosti 16 M☉ a 10 M☉, které kolem sebe obíhaly v periodě 150 d. Výměna hmoty nakonec vedla k hmotnosti předchůdce 12 – 15 M☉, ale s héliovým jádrem o hmotnosti nanejvýš 4 M☉. Poloměr veleobra před výbuchem dosáhl 200 R☉, energie exploze 8.1043 J a množství vyvrženého radionuklidu 56Ni jen 0,06 M☉. Podle S. Campana a S. Immlera, kteří sledovali supernovu 2011dh pomocí rentgenových družice Newton a Swift, ji lze klasifikovat jako typ IIb.

F. Taddia aj. připomněli, že když v r. 1987 vzplanula supernova ve Velkém Magellanově mračnu, byli všichni udiveni, že jejím předchůdcem byl zcela netypicky modrý veleobr. Nyní tito autoři objevili, že také dvě supernovy třídy II z r. 2006 měly za předchůdce modré veleobry: SN 2006V (počátek února) v galaxii UGC 6510 (Leo; 73 Mpc daleko) a 2006au (počátek března) v galaxii UGC 11057 (Oph; 46 Mpc). Přitom obě byly ještě modřejší, teplejší a svítivější a jejich cáry se rozpínaly vyšší rychlostí než v případě SN 1987A! Ve všech třech případech byl nárůst jasnosti k maximu poměrně povlovný, maximální svítivost nižší než u běžných supernov třídy IIP a na tvar světelné křivky po maximu mělo velký vliv zastoupení radioaktivních nuklidů ve zplodinách výbuchu. Poloměr předchůdců dosahoval až 100 R☉, vyvrženo bylo až 20 M☉ a energie explozí dosáhla 3.1044 J.

A. Pastorello aj. pozorovali pro změnu slabší variantu supernovy 1987A, která vzplanula počátkem ledna 2009 v galaxii NGC 4141 (UMa; vzdálenost 30 Mpc) a dostala označení SN 2009E. Ačkoliv hmota vyvržená výbuchem hmotné hvězdy dosáhla 19 M☉, hmotnost vyvrženého radioaktivního nuklidu 56Ni byla velmi nízká (0,04 M☉). Autoři odtud uzavírají, že supernovy IIP s modrými veleobry představují stěží 1,5 % všech kolapsarů. B. Sugerman aj. připomněli, že už více než 30 let lze pozorovat světelnou ozvěnu na mezihvězdném prachu od supernovy 1980K, která vzplanula v galaxii NGC 6946 (Ohňostroj, Cep/Cyg; vzdálenost 5,9 Mpc) a patří pro změnu k typu II-L, což znamená, že vyvrhla zcela zanedbatelné množství prachu (<0,02 M☉). Autoři též uvádějí, že během XX. stol. bylo v této spirální galaxii zpozorováno celkem 9 supernov, což je nejspíš stoletý rekord.

V r. 2012 oznámili K. Long aj., že se jim díky družici Chandra a radioteleskopům podařilo znovu pozorovat supernovu 1957D, která vzplanula ve spirální galaxii M83 (NGC 5236; Hya; vzdálenost 4,6 Mpc) a přestala být pozorovatelná koncem 80. let. Jelikož stáří předchůdce v době výbuchu nedosahovalo ani 10 mil. let, plyne odtud, že hvězda měla tehdy hmotnost >17 M☉. Kromě spojitého rentgenového a rádiového záření jsou nyní pozorovatelné široké nebulární čáry [O III] a výkon v rentgenovém oboru stále dosahuje hodnoty >1030 W. Autoři vysvětlují současné oživení skutečností, že rázová vlna výbuchu expandující rychlostí 2,7 tis. km/s předeběhla zplodiny hvězdného větru, jenž vanul dávno před výbuchem supernovy podstatně menší rychlostí. Mimochodem, v této galaxii vzplanulo během XX. stol. celkem 6 supernov!

Počátkem r. 2012 vydali D. Lennarz aj. sjednocený Katalog supernov, jenž obsahuje 5,5 tis. extragalaktických supernov, které vzplanuly do konce r. 2010. Autoři se snažili opravit nebo vyznačit chyby, které obsahují předešlé dílčí katalogy.

Největší množství prací v r. 2012 však astronomové věnovali supernově třídy Ia 2011fe, která vzplanula v galaxii M101 (vzdálenost 6,4 Mpc) koncem srpna 2011. Byla objevena na Mt. Palomaru pomocí Schmidtovy komory PTF již 11 h po začátku exploze. V té době byla 17 mag, ale dotáhla se v maximu na 10 mag. Plynné cáry supernovy se rozpínaly rychlostmi kolem 20 tis. km/s a jejím předchůdcem byl bílý trpaslík třídy C-O.

A. Horesh aj. zahájili ihned po objevu sledování supernovy v mm a cm pásmu rádiových vln, ale také v rentgenovém záření. Z rozboru těchto měření vyplývá, že dodavatelem vodíku na povrch bílého trpaslíka před výbuchem nebyl červený obr, ale spíše hvězda hlavní posloupnosti, nebo podobr. J. Liu aj. se pokusili najít předchůdce pomocí snímků HST a Chandra, ale neuspěli. P. Brown aj. uveřejnili údaje o rentgenovém a ultrafialovém záření supernovy a tvrdí, že i když šlo evidentně o supernovu Ia, není vyloučeno, že žádného hvězdného průvodce neměla. Dokonce nemohlo jít ani o slití dvou bílých trpaslíků, jak se někdy uvažuje. Paradoxně jde přitom o nejlépe proměřenou supernovu třídy Ia v celých dějinách astronomie. Podle T. Mathesona aj. lze z infračervené světelné křivky odvodit její vzdálenost na (6,3 ±0,5) Mpc.

Na ještě závažnější problém upozornili Y. Kamiya aj., neboť v řadě případů se nějak nedaří vysvětlit chování supernov Ia po výbuchu za standardního předpokladu, že tyto supernovy jsou projevem katastrofálního výbuchu bílých trpaslíků, kteří nabrali hmotnost k hodnotě Chandraskharovy meze (cca 1,4 M☉) - to je mimochodem základní důvod, proč se SN Ia používají jako tzv. standardní svíčky pro měření kosmologických vzdáleností, protože stejná hmotnost by měla znamenat stejný maximální zářivý výkon při výbuchu.

Autoři doložili tento rozpor pozorování s teorií případem supernovy 2009dc v galaxii UGC 10064 (Ser; 91 Mpc), kde pro hmotnost bílého trpaslíka před výbuchem vycházejí hodnoty 2,2 – 2,4 M☉. V tom případě by k vysvětlení tvaru světelné křivky po výbuchu bylo zapotřebí rozprášit do prostoru 1,2 – 1,4 M☉ radionuklidu 56Ni! Pokud by byla světelná křivka zeslabena silně extinkcí, muselo by být radionuklidu dokonce 1,8 M☉ a bílý trpaslík by musel mít zcela absurdní hmotnost 2,8 M☉. Je sice pravda, že by se případ dal vysvětlit velmi rychlou rotací bílého trpaslíka, kdy odstředivá síla brání jeho zhroucení na neutronovou hvězdu, ale i tato alternativa končí u hmotnosti 2,4 M☉. Ke shodnému závěru dospěli též I. Hachisu aj., kteří poukázali na stejný problém také u supernov 2003fg, 2006gz a 2007if. Seznam nadsvítivých hypernov se dále utěšeně rozrůstá díky pátrání R. Scalza aj., J. Cooka aj. i S. Smartta aj. Není proto divu, že proslulá příčka kosmologického žebříku, na níž bezpečně spočívaly supernovy Ia, se začíná povážlivě viklat.

O tom, že jde o větší problém, svědčí i souhrn názorů významných odborníků, který publikoval americký vědecký týdeník Science v čísle 6097 z 24. 8.2012. Do debaty přispěli N. Gehrels, P. Mészáros, B. Dilday aj. a A. Gal-Yam. Zhruba před 10 lety se začaly občas pozorovat extrémně svítivé supernovy, které obvykle souvisejí s krátkými záblesky záření gama (SGRB). Dokonce se tvrdí, že v pozorovatelném vesmíru vybuchuje nějaký SGRB jednou denně! Až do té doby se pozorovaly v cizích galaxiích běžně supernovy třídy Ia se shodným maximálním zářivým výkonem 1.1036 W (absolutní hvězdná velikost -19,5 mag), ale nyní už máme dobré údaje o hypernovách (SNLS), které jsou v maximu o řád svítivější.

Proto si musíme položit otázku, zda je za výbuchem hypernov se zářivým výkonem v maximu >20 GL☉ (!) vůbec bílý trpaslík s hmotností na Chandrasekharově mezi, anebo něco jiného? I když je zmíněných hypernov známo dosud jen 18, zřetelně se rozpadají na tři typy - I (chudé na vodík), II (bohaté na vodík) a R (velmi vysoké zastoupení radionuklidů s hmotnostmi 2 – 5 M☉, zejména pak 56Ni, které díky radioaktivnímu rozpadu zmírňují pokles světelné křivky po maximu). Přitom jejich absolutní hvězdné velikost většinou překonávají -21 mag a zůstávají na této úrovni i více než týden! Dosavadní rekord drží supernova CSS 100217 objevená v přehlídce Catalina v poloze 1029+4042 dne 17.2.2010 s červeným posuvem spektra z = 0,15 (vzdálenost 570 Mpc; 11,9 mld let po velkém třesku) a pozorovanou maximální jasností 18,1 mag, což dává absolutní hvězdnou velikost v maximu -23,1 mag, maximální zářivý výkon 3.1037 W (75 GL☉) a vyzářenou energii 1.3.1045 J.

Dalším extrémně pozoruhodným objektem se stala SN 2007bi typu R (z =0,129; 500 Mpc; 12,1 mld. let po VT), kde hmotnost vyvrženého materiálu dosáhla 100 M☉ (!), což je současně spodní mez pro hmotnost bezprostředního předchůdce supernovy! Takové nadhvězdy žijí velmi krátkou dobu a podstatně přispívají pro obohacení mezihvězdného prostředí o nejtěžší prvky Mendělejevovy tabulky. Tato supernova vybuchla v trpasličí galaxii podobné např. Malému Magellanovu mračnu, ale s metalicitou třikrát nižší než má Slunce. Hypernovy typu R lze fyzikálně dobře popsat; jsou však mezi ostatními hypernovami nejvzácnější. Co je příčinou výbuchu hypernov I a II, zatím nikdo neví.

Také povaha supernov třídy Ia je stále neurčitá. Na základě pozorování supernovy PTF 11kx na Palomaru (objev 16. 1. 2011; z = 0,047; vzdálenost 200 Mpc) lze totiž téměř s jistotou usoudit, že existuje několik možných scénářů jejich vzniku. V jejím spektrum totiž vidíme čáry Ca II, Na I, Fe II, Ti II a He I. Jejich profil typu P Cyg ukazuje na expansi tohoto chemicky pestrého materiálu do vnějšího prostoru. Přesto se B. Dilday aj. domnívají, že i v tomto případě šlo o klasický scénář. Ten totiž uvažuje výhradně o dvojhvězdě s červeným obrem, jejímž průvodcem je bílý trpaslík, který z hvězdy přibírá vodík tak dlouho, až dosáhne Chandrasekharovy meze a vybuchne, přičemž se zcela zničí.

Nyní je však zřejmé, že často může jít také o dvojhvězdy, které sestávají ze dvou bílých trpaslíků, jež ztrácejí oběžnou část momentu hybnosti slapy a gravitačním vyzařováním, takže po spirále smrti splynou. Tím snadno překročí Ch. mez; pouze vybuchnou daleko později, než tomu musí být u předešlého klasického scénáře. Příslušné výpočty, kdy dva bílí trpaslíci typu C-O se nejprve obklopí společnou vnější plynnou obálkou a pak rychle splynou, uveřejnili S. Toonen aj.

Třetí možností je zhroucení velmi hmotných (130 – 250) M☉ hvězd vlivem nestability párů pozitron-elektron při jejich přeměně na páry fotonů záření gama. Tím prudce poklesne tlak záření v nitru a hvězda se hroutí gravitací a vzápětí vybuchne. Jaký však je podíl jednotlivých scénářů na výbuších supernov Ia, není jasné; zejména třetí scénář s párovou nestabilitou není příliš podporován pozorováním.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

W. Becker aj. sledovali vlastní pohyb centrálního kompaktního objektu SNR Pup A (RX J0822-4300; vzdálenost 2 kpc) pomocí kamery HiRes rentgenové družice Chandra od prosince 1999 do srpna 2010. Obdrželi tak směr a rychlost vlastního pohybu, který odpovídá centru optického výbuchu před 5,2 tis. lety v úhlové vzdálenosti 371′. Lineární rychlost vlastního pohybu 670 km/s je v dobrém souladu s představou, že k výbuchu supernovy došlo ve dvojhvězdě, kde se jedna složka (kolapsar) zhroutila, ale druhá složka výbuch přežila, jenže následkem ztráty gravitační vazby se doslova utrhla z gravitačního řetězu a nabrala vysokou prostorovou rychlost napříč Galaxií. Kromě zde uvažované SNR Pup se podobně našly pohybující se kompaktní objekty u SNR Cas A a G292.0+1,8. Autoři srovnali takto určené stáří s dalšími použitými postupy pro výpočet stáří, takže výsledně obdrželi střední hodnotu pro stáří SNR Pup: (4,5 ±0,8) tis. let. Podle měření družic Fermi a WMAP dostali J. Hewitt aj. odhad o energetickém obsahu urychlených protonů a elektronů v pásmu (1 – 100) GeV: 1042 J, takže jde o SNR s nejmenším zářivým výkonem, kterou známe.

J. Gonzáles-Hernández aj. se pokoušeli nalézt v okolí SNR 1006 (Lup; vzdálenost 2,2 kpc) průvodce supernovy, který by teoreticky mohl výbuch bílého trpaslíka přežít. Pátrali na ploše o poloměru 4′ od těžiště SNR, ale bezvýsledně. Všeobecně se soudí, že šlo o supernovu třídy Ia, kde průvodcem bílého trpaslíka je hvězda hlavní posloupnosti, anebo červený obr či podobr. Autoři se proto přiklánějí k myšlence, že v tomto případě došlo ke splynutí dvou bílých trpaslíků, jejichž souhrnná hmotnost dosáhla Chandrasekharovy meze, takže po nich nezbyl v těžišti výbuchu žádný objekt. Tento scénář dvojité degenerace je prý dokonce až čtyřikrát pravděpodobnější než scénář klasický. Autoři na závěr připomínají, že v naší Galaxii vybuchly během více než dvou tisíciletí pouze 4 supernovy třídy Ia: 185, 1006, 1572 a 1604, ale asi ani jedna z nich nemá prokázaného přeživšího průvodce.

S touto revizí scénáře pro supernovy Ia ostatně souhlasí trojrozměrné výpočty R. Pakmora aj. simulující splynutí dvou bílých trpaslíků C-O o hmotnostech 0,9 M☉ a 1,1 M☉. Následný výbuch uvolní do okolí přes 0,6 M☉ radionuklidu 56Ni a průběh světelné křivky v optickém i infračerveném pásmu je k nerozeznání od klasického scénáře s jedním bílým trpaslíkem a hvězdou hlavní posloupnosti nebo s hvězdou, která již posloupnost opustila.

R. Buehler aj. pozorovali pomocí družice Fermi 9. 4. 2011 vzplanutí záření gama v Krabí mlhovině (M1; SN 1054; vzdálenost 2 kpc) v pásmu energií >100 MeV. Během 8 h se tok záření gama zdvojnásobil a nakonec vzrostl 30krát proti klidové hladině. Energetické spektrum vzplanutí dosáhlo maxima na 375 MeV. Šlo již o čtvrté vzplanutí od r. 2007, třikrát jasnější než předešlá. Podle všeho jde o relativistický výtrysk záření shodou okolností usměrněný k Zemi. T. Satterfield aj. identifikovali ve spektrech mlhoviny pořízených 1,3m a 2,7m teleskopy v Texasu čáry He I i II; H I; dále skupinu C-N-O i zakázané čáry S II a S III. Jejich zastoupení však v různých částech mlhoviny výrazně kolísá. Dokládá to klasifikaci supernovy 1054 jako kolapsaru třídy II, i když není jasné, kde se tento materiál ztratil, když Krabí mlhovina má nanejvýš 3 M☉ a kolapsar musel mít před výbuchem minimálně 8 M☉ !

F. Giordano aj. jakož i A. Atoyan a C. Dermer zaznamenali pomocí družice Fermi a Čerenkovovy aparatury VERITAS (úbočí Mt. Hopkins, Arizona) energetické fotony (0,4 – 10 TeV) přicházející z pozůstatku po Tychonově supernově (1572; vzdálenost 2,5 – 3,0 kpc) v souhvězdí Kasiopeja. To prakticky dokazuje, že pozůstatky po supernovách vysílají urychlené hadrony, popřípadě relativistické elektrony, které tvoří hlavní složku galaktického kosmického záření s energiemi částic až 10 PeV.

G. Gomez aj. ukázali, že pozůstatky po Tychonově a Keplerově (1604, Oph; vzdálenost 6 kpc) supernově vysílají dlouhovlnné infračervené záření, zachycené aparaturami PACS a SPIRE na kosmickém teleskopu Herschel v pásmech vlnových délek 70 – 500 μm. Jde o záření teplého prachu, jehož hmotnost v obálce supernovy činí pro Tycha pouze 9 mM☉ při teplotě 90 K a pro Keplera jen 3 mM☉ a 82 K. Ani jeden pozůstatek nemá měřitelné množství chladnějšího (25 – 50) K prachu, takže nejde o kolapsary, ale pozůstatky po výbuších SN Ia. Jedině kolapsary dodávají do okolního prostoru podstatné množství prachu.

D. Patnaude aj. potvrdili klasifikaci Keplerovy supernovy jako třídu Ia, ale zpochybnili určení její vzdálenosti, protože supernova vyvrhla velké množství radionuklidu 56Ni (1 M☉) a z toho důvodu byla po maximu dlouho jasnější, než se obvykle předpokládá. To znamená, že její vzdálenost od nás může přesáhnout 7 kpc!

F. Vogt aj. využili oblaků prachu ve směru SNR Cas A (1681 ±19 let; vzdálenost 3,4 kpc) ke sledování infračervených ozvěn tehdejšího výbuchu pomocí Spitzerova teleskopu (SST; pásmo 5 – 38 μm) na oblacích, vzdálených od SNR 199 světelných let. (Světelná ozvěna vzniká na prachu pohlcováním optických i UV fotonů a zpětným vyzářením fotonů IČ. UV fotony se však podílejí na intenzitě ozvěny z 83 %.) Takto získaná původní světelná křivka se tvarem podobá křivce pro supernovu 1993J třídy II (M81; vzdálenost 2,6 Mpc). Z měření se rovněž podařilo určit rozmezí, kdy supernova vzplanula na pozemské obloze a třídu supernovy IIb, čili i hmotnost předchůdce 15 – 25 M☉. V optickém oboru vyzářila Cas A celkem 8.1041 J, ale v pásmu UV přes 1.1043 J. Zářivý výkon v maximu dosáhl 6.1037 W (150 mld. L☉ !!). K. Isensee aj. využil týchž měření k odhalení na sebe naskládaných vrstev různého nukleosyntetického původu. Tloušťka vrstev v expandujících obálkách nepřesahuje 1 tis. km/s; zvlášť zřetelně jsou vidět slupky Si a O. I když původní hvězda byla rozhodně velmi hmotná, červený veleobr, který se nejprve zhroutil a pak následně vybuchl, měl hmotnost už jen 4 M☉.

O nezávislé potvrzení předešlých údajů se vzápětí postarali M. Besel a O. Krause, kteří sledovali infračervené ozvěny supernovy Cas A pomocí družice WISE na mezihvězdných oblacích prachu vzdálených od SNR více než 800 pc! Tak se podařilo ověřit tvar světelné křivky získaný SST, ale získat také spektra z odlišného směru pozorování. Máme tedy něco jako trojrozměrné zobrazení tehdejšího výbuchu a to ukazuje zřetelně, že výbuch nebyl izotropní, nýbrž asymetrický. Těžko bychom si ještě před pár lety dokázali představit, že si jako ze záznamu přehrajeme ve 3D úkaz, který se odehrál před nějakými 330 lety pro pozorovatele na Zemi, ale ve skutečnosti před 11 stoletími!

M. Lakicevic aj. pozorovali SNR 1987A (VMM, vzdálenost 50 kpc) v rádiovém pásmu 3,2 mm (94 GHz) pomocí australského interferometru ATCA (observatoř P. Wilda poblíž Narrabri se základnou 750 m) a dále pomocí submilimetrového interferometru APEX (Llano Chajnantor, Chile) v pásmech 350 a 870 μm. V nejbližším okolí centra výbuchu nalezli prachový zdroj o teplotě 33 K a rovníkový prsten o úhlovém průměru 1,6′ a teplotě 170 K. Ve 3mm pásmu se struktura prachových vrstev velmi podobá struktuře zobrazené těsně po výbuchu v rentgenovém záření, ale integrovaný tok vzrostl za posledních 6 let na dvojnásobek. Jde zřejmě o sychrotronové záření vycházející z vnitřního okraje rovníkového prstenu.

P. Maggi aj. zveřejnili údaje o měkkém rentgenovém záření SNR 1987A získané v letech 2007-2012 družicí Newton v pásmu 0,2 – 10 keV. Ve shodě s mikrovlnnými měřeními rostla v těchto letech také intenzita měkkého rentgenového záření, což znamená, že z rovníkového prstenu stále vyvěrá hmota. Dobře je to znát na širokém profilu čáry Fe K (6,4 keV), která je viditelná na všech pořízených spektrech. Odtud vychází tloušťka prstencového disku na 3 kAU (450 mld. km; 0,015 pc). S. Grebenev aj. využili údajů z družice INTEGRAL k monitorování tvrdého (0,5 – 1,2 MeV) rentgenového záření ze SNR 1987A během let 2010-2011. Toto záření by mělo vznikat rozpadem radioaktivních nuklidů, nejprve 56Ni (poločas rozpadu 6,1 d) a dále 56Co (77,2 d). Tyto radionuklidy ovlivňují nejvíce tvar světelné křivky po výbuchu po dobu prvních tří let. Produktem jejich rozpadu je pak radionuklid 44Ti (59 let). Ten by měl tedy nyní dominovat, ale měření ukázala, že v SNR 87A ho vzniklo jen 0,3 mM☉.

3.3. Obecně o supernovách

C. Badenes a D. Maoz přilili olej do ohně debaty, co je předchůdcem většiny supernov Ia, když uvedli, že v katalozích se dnes nacházejí údaje o 4 tis. bílých trpaslících v naší Galaxie. Mezi nimi je 15 trpaslíků členem dvojhvězdy, v níž mají oběžnou rychlost >250 k/s, což v důsledku znamená, že druhou složkou je rovněž bílý trpaslík. Odtud pak snadno vyplývá, že v Galaxii by mělo docházet k výbuchům supernov Ia především na základě dvojité degenerace!

M. Kiewe aj. simulovali na superpočítačích průběh výbuchu supernov třídy IIn. Jejich předchůdci jsou svítivé modré proměnné hvězdy (LBV) obsahující velké množství vodíku, jenže v období před výbuchem ztrácejí až 0,1 M☉/r vodíku ročně. Během výbuchu jim trvá 20 d, než dosáhnou maxima optické svítivosti na úrovni absolutní hvězdné velikosti -18,4 mag (1,7 GL☉). S. van Dyk a T. Matheson však upozornili, že supernova 1961V v galaxii NGC 1058 ve skutečnosti zůstala LBV, jak ukázala nová měření HST a SST. Zdá se, že podobnou odolnost proti zničení vykazují především Wolfovy-Rayetovy hvězdy, jejichž hmotnost bývá větší než 20 M☉, a obecně všechny hvězdy s hmotnostmi >30 M☉. Ostatně i bolometrická svítivost LBV éta Car při epizodách exploze v letech 1838 a 1843 výrazně překročila Eddingtonovu mez svítivosti, vyzářila během výbuchů energii 1043 J (jakoby supernova) - a evidentně přežila.

O. Pejcha a T. Thompson našli obecný fyzikální důkaz pro tvrzení, že k výbuchu supernovy zhroucením jádra hvězdy dojde tehdy, když se zamrzlá rázová vlna akrece na jádro změní ve vlnu výbušnou ve chvíli, kdy produkce neutrin protoneutronové hvězdy v jádře překročí kritickou hodnotu. Klíčovou podmínkou pro rozběhnutí výbuchu je podmínka, aby poměr čtverců adiabatické rychlosti zvuku k rychlosti únikové dosáhl alespoň hodnoty 0,19. Tato podmínka je usnadněna několika cestami, jež snižují zmíněnou kritickou hodnotu produkce neutrin z povrchu protoneutronové hvězdy.

O. Pejcha aj. si všimli okolnosti, že rozložení hmotností pozorovaných neutronových hvězd fakticky odráží hmotnosti předchůdců příslušných supernov (IIp). Odtud jim vyšlo, že příslušné kolapsary by neměly mít před výbuchem vyšší hmotnost než 15 M☉. To celkem dobře souhlasí s pozorováním, kdy původní hmotnost předchůdců supernov/kolapsarů nepřevyšuje 16,5 M☉.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

O. Kargaltsev aj. zjistili pomocí družic Chandra a Newton, že v rentgenovém spektru obyčejného rádiového pulsaru J1740+1000 (impulsní perioda 0,15 s; brzdění rotace relativním tempem 2.10-14; energie vyzářená díky brzdění 2.1028 W; vzdálenost ≈1,3 kpc; stáří 100 tis. let) se vyskytují absorpční čáry v energetickém pásmu 550 – 650 eV, což dává možnost prozkoumat fyzikální poměry v okolí neutronové hvězdy. Především se tak podařilo naměřit prudký gradient elektrického pole v těsném okolí neutronové hvězdy řádu až PeV (!) a dále vysokou indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 200 MT. Odtud plyne, že v této oblasti probíhá intenzivní urychlování částic kosmického záření, vznik párů pozitron-elektron a vysoce energetického záření gama. Samotnou existenci absorpcí ve spojitém rentgenovém spektru neutronové hvězdy autoři vysvětlují analogií s van Allenovými radiačními pásy u Země, přirozeně s nesrovnatelně silnějším a komplikovanějším magnetický polem.

F. Camilo aj. objevili rádiový protějšek energetického pulsaru J0230+3641 v gal. šířce -1,4° nalezeného už dříve družici Fermi v pásmu měkkého záření gama. Jeho impulsní perioda 0,2 s se sekulárně prodlužuje, z čehož vyplývá zářivý výkon uvolněný brzděním 3.1027 W a jeho stáří 0,5 mil. roků. Autoři tak odhadli indukci magnetického pole na povrchu rotující neutronové hvězdy na 100 MT. Z velké disperse rádiových signálů vyplývá vzdálenost v rozsahu 1,5 – 3 kpc. Nový rádiový pulsar se tedy podobá známému pulsaru Geminga (0634+1746; vzdálenost 250 pc; stáří 300 tis.let); je však zřejmě starší a proto jeho zářivý výkon v pásmu gama představuje jen 1 % zářivého výkonu Gemingy. Na druhé straně je Geminga sice pozorovatelná opticky (25,5 mag), ale nikoliv rádiově. Současně to však svědčí o vynikající citlivosti aparatur na družici Fermi, která umožnila takový objekt objevit.

Neméně pozoruhodný je další objev F. Camila aj. rádiového pulsaru J1841-0500 (gal. šířka -0,03°) objeveného šťastnou náhodou během soustavného sledování magnetaru J1841-045 australským 64m radioteleskopem v Parkesu na frekvenci 3 GHz. Nový pulsar má impulsní periodu 0,9 s, stáří 400 tis. let a vyniká svou nespolehlivostí. Po prvním roce sledování totiž zmizel, aby se znovu objevil o 1,6 roku později. Profil pulsu se ani po té dlouhé pauze nezměnil; přechodný pulsar však udivuje rekordní dispersí rádiového signálu proměřenou v intervalu 9 – GHz neuvěřitelných 532 pc/cm3. Odtud vyplývá vzdálenost 7 kpc. Ze sekulárního brzdění periody lze odhadnout indukci magnetického dipólu neutronové hvězdy na 600 MT. Jeho rádiový tok ovšem dlouhodobě kolísá minimálně v rozsahu 0,2 – 5,4 mJy, podobně jako u dříve objeveného pulsaru B1931+24, jenž má ovšem podstatně kratší intervaly rádiové viditelnosti a neviditelnosti řádu dnů až desítek dnů. V době viditelnosti se brzdí o něco rychleji, než v době neviditelnosti, z čehož vyplývá, že jev souvisí se změnou indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy. Tyto případy poukazují na to, že řada pulsarů s tak výraznou časovou proměnností rádiového toku nutně uniká pozornosti.

A. Deller aj. však uspěli, když se jim zdařilo určit velmi přesnou hodnotu vzdálenosti přechodného binárního milisekundového pulsaru J1023+0038 s impulsní periodou 1,7 ms (588 obrátek/s !) pomocí interkontinentálního rádiového interferometru VLBA. Z trigonometrické paralaxy odvodili vzdálenost 1,37 kpc, prostorový pohyb rychlostí 126 km/s a dále hmotnost neutronové hvězdy (1,7 ±0,16) M☉. Oběžná perioda binárního pulsaru činí 4,75 h.

J. Khargaria aj. studovali milisekundový pulsar J1903+0327 objevený v r. 2006 J. Cordesem aj. pomocí radioteleskopu v Arecibu. Pulsar se vyznačuje extrémně vysokou hmotností 1,67 M☉ a impulsní periodou 2,5 ms. Autoři potvrdili, že jeho průvodcem je hvězda hlavní posloupnosti sp. třídy F5 – G0 o hmotnosti 1,1 M☉ rotující obvodovou rychlostí 66 km/s a obíhající kolem pulsaru ve výstředné (e = 0,44) dráze v periodě 95 dnů. Zatímco binární pulsary mají obvykle za průvodce bílého trpaslíka neřkuli neutronovou hvězdu, výskyt průvodce na hlavní posloupnosti v tak výstředné dráze a nízké rotační rychlosti je fakticky záhadný, protože není jednoduché vysvětlit, kde se vzal. S. Zwart aj. tvrdí, že šlo původně o hierarchickou trojhvězdu, skládající se z velmi hmotné (9 – 13 M☉) složky těsné dvojhvězdy, jejíž průvodce o hmotnosti 0,8 – 2 M☉ kolem ní obíhal v periodě <1,0 d ve vzdálenosti ≈15 mil. km. Třetí složka o hmotnosti <2 M☉ kolem těžiště těsné dvojhvězdy obíhala ve vzdálenosti >40 mil. km. Pomocí numerických simulací dokázali, že méně hmotná složka těsné dvojhvězdy byla nakonec ze soustavy vymrštěna a vzdálená třetí složka se u pozůstatku po supernově (pulsaru) udržela za cenu velmi výstředné dráhy.

Podle R. Bretona aj. pravým darem z radioastronomického nebe se stává dvojitý pulsar J0737-3039A/B (Pup; oběžná doba 2,4 h; vzdálenost ≈600 pc). Jde o zatím jediný případ, kdy kolem sebe obíhají dva rádiové pulsary, pochopitelně s rozdílnými impulsními periodami. Pulsar A (1,34 M☉) je recyklovaný (roztočený na vysoké obrátky dlouhodobým jednosměrným dodáváním plynu z druhé složky B [1,25 M☉] ve fázi obra, kdy vyplňovala svůj Rocheův lalok dříve, než se zhroutila a vybuchla jako supernova). Proto má velmi krátkou impulsní periodu 23 ms, zatímco složka B rotuje v důstojné periodě 2,8 s. Následkem toho vykazuje složka A o tři řády silnější hvězdný vítr než složka B. Současně jde o těsnou dvojhvězdu s daleko nejvýraznějšími pozorovatelnými efekty obecné teorie relativity, shodou okolností s přesnými hodinami na obou složkách, a s 30s zákryty vyvolanými pohlcováním rádiového toku složky A v magnetosféře složky B. Autoři studovali průběh zákrytů pomocí obřího 100m radioteleskopu GBT v Green Banku v Záp. Virginii v širokém rozsahu frekvencí 0,325 – 1,950 GHz a tak určili i rozsah magnetosféry složky B, jež je dvakrát menší, než se čekalo.

Slibný první výsledek rozsáhlé přehlídky PALFA (Pulsar Arecibo L-band Feed Array) popsali J. Deneva aj., když objevili dva milsekundové pulsary J1955+2527 a J1949+3106. První z nich má impulsní periodu 4,9 ms a druhý 13,1 ms. Druhý z nich je navíc binární a ze čtyřletého měření tzv. Shapirova zpoždění (4. relativistický efekt, vyvolaný zpomalením rychlosti elektromagnetické vlny v silném gravitačním poli poblíž bílého trpaslíka - průvodce pulsaru) se podařilo jednak určit hmotnost neutronové hvězdy/pulsaru (1,5 +0,4 -0,3) M☉ i hmotnost průvodce 0,85 M☉. Oběžná rovina se sklonem 80° nutně podléhá relativistické precesi a stáčení periastra, takže z delších měření bude možné zpřesnit údaje o hmotnostech složek a testovat tak s vysokou přesností efekty obecné teorie relativity. Přehlídka PALFA začala u 305m radioteleskopu v Arecibu v r. 2006. Radioteleskop systematicky prohledává na frekvencích 1,2 – 1,5 GHz okolí hlavní roviny Galaxie až do galaktických šířek ±5° a ve dvou segmentech galaktických délek 32 – 77° a 168 – 214°. Cílem je nalézt dosud nepozorované milisekundové pulsary. Do r. 2011 se jich tak podařilo nalézt už 15. Očekává se, že při skončení přehlídky však jejich počet vzroste na více než stovku.

Neméně zajímavě se vyvíjí identifikace milisekundových pulsarů v pásmu měkkého záření gama 0,1 – 100 GeV díky širokoúhlému detektoru LAT na družici Fermi. Zatímco až dosud družice sledovala milisekundové pulsary objevené pomocí radioteleskopů, takže redukční program dat z aparatury LAT už zahrnoval jejich impulsní periody, nyní se ukázalo, že citlivost a časové rozlišení samotných údajů LAT může stačit na odhalení pulsarů u předtím neidentifikovaných bodových zdrojů záření gama.

První takový úspěch zaznamenali autoři programu Fermi LAT právě v r. 2012, kdy H. Pletsch aj. identifikovali binární milisekundový pulsar J1311-3430 s impulsní periodou 2,6 ms (391 Hz). Velmi jasný zdroj záření gama nalezla aparatura EGRET družice Compton už v r. 1994, ale předešlé pokusy ho identifikovat s některým typem známých objektů selhaly. Z dat družice Fermi autoři navíc zjistili, že nový pulsar má průvodce, s nímž obíhá kolem společného těžiště po kruhové dráze o poloměru >3 mil. km v extrémně krátké periodě 93 min. Jde tedy o nejtěsnější dosud známý milisekundový binární pulsar. Zářivý výkon z brzdění rotace pulsaru dosahuje 5.1027 W a charakteristické stáří soustavy téměř 2 mld. let. Odtud vyplývá současná hodnota indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 20 kT. Je zřejmé, že pulsar se roztočil na vysoké obrátky díky dlouhodobému jednosměrnému přenosu hmoty z blízkého průvodce, který už je docela otrhán, neboť jeho současnou hmotnost odhadli na pouhé 1 % M☉ (!), ačkoliv jeho původní hmotnost mohla dosahovat 2 M☉.

N. Degenaar aj. sledovali nejrychleji rotující (518 Hz; tj. rotační perioda 1,9 ms) rentgenový milisekundový pulsar J1749.4-2807, objevený družicí Swift v červnu 2006. Měření družice Newton stanovilo klidový zářivý výkon pulsaru v pásmu 0,5 – 10 keV na 1026 W za předpokladu, že je pulsar od nás vzdálen <6,7 kpc a leží tedy před centrem Galaxie ve směru k nám. Naproti tomu v pásmu měkkého záření gama (0,01 – 100 keV) vydává v klidu výkon <2.1026 W. Pulsar se roztáčel na vyšší obrátky svým průvodcem, který mu posílal přes Lagrangeův bod hmotu; je tedy dosud členem těsné dvojhvězdy. Jeho průvodce sp. třídy (K-G V) má díky zmíněnému přenosu hmotnost <0,6 M☉ a obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě necelých 9 h.

C. Germana aj. pozorovali během pouhých dvou nocí v říjnu 2008 optickou světelnou křivku pulsaru v Krabí mlhovině (Tau; B0531+21; SNR 1054; rotační perioda 0,034 s; vzdálenost 2 kpc) pomocí kvantového detektoru Aqueye u 1,8m Kopernikova reflektoru observatoře na hoře Cima Ekar (1 370 m) v severní Itálii. Obdrželi tak periodu pulsaru s rekordní přesností ±1,7 ps a také její relativní zpomalování 3,7.10-13 s chybou ±1,6 promile. Optické maximum hlavního pulsu předchází maximum rádiového pulsu o 230 μs.

Podle C. Hobbse aj. se měření impulsních period pulsarů po čím dál delší časové intervaly zlepšilo natolik, že může sloužit jako nezávislá časová základna pro fyzikální měření. Obří 64m radioteleskop v australském Parkesu provozuje časovou základnu PTA (Pulsar Timing Array) s přesností, která konkuruje mezinárodnímu atomovému času (TAI) udržovanému baterii atomových hodin, jak je vidět z podobného průběhu odchylek od ideálního času TT (Terrestrial Time). Neutronové hvězdy v pulsarech jsou totiž téměř dokonalé setrvačníky, jejichž brzdění je minimální a lze je zpětně dobře ošetřit právě proto, že pulsarů s dlouhodobými časovými měřeními a různým brzděním je už opravdu hodně. Autoři proto soudí, že v dohledné budoucnosti překoná základna PTA svou dlouhodobou stálostí i systém TAI a poslouží tak možná i k nepřímému objevu gravitačních vln procházejících Zemí.

R. Abbasi aj. v rámci projektu Ice Cube podrobně analyzovali údaje o vysoce energetických mionových neutrinech, které by mohly být vyzářeny z pulsaru v Krabí mlhovině během silné erupce rentgenového a měkkého záření gama 3 – 100 keV kolem 10. září 2010. Nenašli však žádný signál mionových neutrin, a to ani během 375 dnů sledování neutrinového toku, takže tím jsou již vyloučeny optimistické scénáře o produkci neutrin z tohoto nejznámějšího pozůstatku po supernově.

R. Boehler aj. ohlásili na základě pozorování družice Fermi, že k dalšímu vzplanutí v Krabu došlo 9. 4. 2011, kdy se pulsar v pásmu záření gama (>100 MeV) zjasnil na dvojnásobek klidové hodnoty během 8 h a posléze dosáhl maxima 30x vyššího (pro energii 375 MeV) než má v klidu. Celá epizoda zjasnění trvala 9 dnů. Svazek záření gama byl relativisticky usměrněn do úzkého kužele, který šťastnou shodou okolností směřoval téměř přímo k Zemi. Šlo již o čtvrté vzplanutí gama od r. 2007; zatím nejjasnější.

Podobně J. Aleksic aj. využili dvou mozaikových zrcadel (průměr 17 m; základna 85 m) aparatury MAGIC na ostrově La Palma ke stereoskopickému sledování pulsaru v Krabí mlhovině po dobu 73 h souhrnného expozičního času. Našli tak signály hlavního pulsu i interpulsu ve spektrálním pásmu záření gama 50 – 400 GeV, přičemž intenzita v interpulsu představovala 54 % energie v hlavním pulsu. Vysoce energetické záření gama vzniká v okolí pulsaru inverzním Comptonovým rozptylem (srážkami relativistických elektronů s fotony, které tím získávají energie v pásmu tvrdého záření gama).

Jak však uvedli F. Aharonian aj., vysílá pulsar v Krabu silný chladný ultrarelativistický vítr pozitronů a elektronů z povrchu světelného válce, v němž se korotační rychlost rovná rychlosti světla, čili jde o přeměnu kinetické energie částic na záření gama. K přeměně dochází v úzké válcové zóně vně zmíněného světelného válce ve vzdálenosti 20 – 50násobku jeho poloměru. Lorentzův faktor zde dosahuje přízračných hodnot řádu 106! Nejde však o trvalý úkaz, ale o krátké epizody, jako byla již zmíněná erupce z 10. 9. 2010. Podobně se chovají i jiné milisekundové pulsary, což se projevuje obloukovou rázovou vlnou před pulsarem ve směru jeho prostorového pohybu vůči okolnímu mezihvězdnému prostředí naší Galaxie.

T. Tauris ukázali, že určování stáří milisekundových pulsarů z tempa brzdění jejich rotace bývá systematicky chybné. Nebral se totiž v úvahu fakt, že zatímco zpočátku se rotace silně magnetické neutronové hvězdy urychluje díky jednosměrnému přetoku hmoty z jejího průvodce (hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti ≈1 M☉ přes Lagrangeův bod L1 v těsné dvojhvězdě, později, když se průvodce hroutí na bílého trpaslíka a odpoutává se tak od Rocheovy meze, přenáší se na pulsar moment brzdící, který rotaci neutronové hvězdy zpomaluje. Může za to rozpínající se magnetosféra neutronové hvězdy. Zatímco mladé rotující neutronové hvězdy vysílají především rentgenové záření a jejich průměrná rotační perioda činí jen 3,5 ms, tak následné recyklované rádiové milisekundové pulsary mají rotační periody v rozmezí 1,4 – 20 ms. Epocha proudění plazmatu z průvodce na neutronovou hvězdu bývá velmi dlouhá (≈ 1 mld. roků), ale poslední pětina této doby probíhá během odpoutání průvodce od Rocheovy meze a jeho proměnu na bílého trpaslíka. Tehdy začíná ono magnetické brzdění rádiového pulsaru. Výsledkem je, že charakteristické stáří pulsarů, odvozované z jejich současného brzdění rotace soustavně převyšuje stáří odvozené z vychládání průvodce - bílého trpaslíka, což byla dosud velká záhada.

3.5. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

J. Tomsick aj. sledovali obloukovou rázovou vlnu pozůstatku po supernově MSH 11-61A jednak pomocí rentgenové družice Chandra, ale též radioteleskopem v Parkesu. Příslušný rentgenový pulsar pozorovala také družice INTEGRAL (ESA) v pásmu měkkého záření gama 20 – 100 keV. Oblouková vlna vzniká v důsledku nadzvukové prostorové rychlosti pulsaru vůči mezihvězdnému prostředí a obvykle jde o přímý následek výbuchu supernovy ve dvojhvězdě, kdy se pulsar „utrhne z gravitačního řetězu“ druhé složky. Naneštěstí vzdálenost pozůstatku po supernově není známa příliš přesně (8 – 11 kpc) a rentgenový pulsar nemá svůj rádiový protějšek. Proto je i měření jeho lineárního vlastního pohybu nejisté. Kdybychom brali dosavadní měření změn polohy pulsaru za bernou minci, tak by šlo o rekordní rychlost (2,4 – 2,9 tis. km/s) pro dosud známé pulsary.

A. Abramowski aj. odhalili obloukovou rázovou vlnu u prvního extragalaktického milisekundového pulsaru J0537-6910 ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost 48 kpc). Využili k tomu obřího Čerenkovova teleskopu H.E.S.S. v Namibii, když příslušný pulsar sledovali po celkovou expoziční dobu 46 h v letech 2004-2009. Obdrželi tak rozdělení energie v rázové vlně v oboru záření gama 0,6 – 12 TeV. Příslušná supernova o hmotnosti 15 M☉ vybuchla před 4 tis. lety. Zásobu energie uložené při výbuchu ve vznikajících párech pozitron-elektron, jejichž anihilací dochází k emisi záření gama, odhadli na 4.1042 J (podobnou energii ve všech oborech spektra vyzáří Slunce za ≈300 mil. let). Táž skupina autorů využila teleskopu H.E.S.S. k objevu další rázové vlny u pulsaru J1303-6305. Vlnu lze pozorovat v pásmu 0,1 – 7 TeV.

Dvojhvězdy, které září výhradně v pásmu záření gama, jsou celkem pochopitelně vzácné, protože jejich složky musí mít extrémní fyzikální charakteristiky. Jednou z mála takových dvojhvězd objevila před časem aparatura LAT na družici Fermi (1FGL J1018-5856). Jak uvedl I. Mirabel, vzápětí však objekt identifikovala družice Swift také v pásmu rentgenového a UV záření. Odtud plyne, že primární složka patří k horkým hvězdám sp. třídy O6 V o hmotnosti >20 M☉ a jeho průvodcem je neutronová hvězda (pulsar?), jež kolem ní obíhá v periodě necelých 17 d. Vzdálenost soustavy se odhaduje zhruba na 5 kpc, což dává v energetickém pásmu <10 GeV úhrnný zářivý výkon 8.1028 W. Soustava je dokonce i slabým rádiovým zdrojem pozorovatelným na frekvencích (5,5 a 9) GHz, avšak její rádiový tok silné kolísá v čase. Z obou složek soustavy vychází bipolární relativistický hvězdný vítr dále urychlovaný silným magnetickým polem neutronové hvězdy. Tak se fotony záření UV vysílané z rané složky dvojhvězdy urychlují na fotony záření gama a hvězda dokonce musí vysílat i energetická neutrina. Družice Fermi již odhalila v naší Galaxii na 1,4 tis. bodových zdrojů záření gama, ale jelikož přesnost v určení poloh zdrojů dosahuje řádu obloukových minut, bude jejich identifikace časově velmi náročná.

M. Reidovi aj. se podařilo zlepšit radiointerferometricky (VLBA) určovanou vzdálenost prototypu rentgenových dvojhvězd Cyg X-1 na 1,86 kpc. Měření dále podle J. Orosze aj. potvrdila, že oběžná doba složek dvojhvězdy (modrý obr o hmotnosti 19 M☉ a poloměru 16 R☉ a černá díra o hmotnosti 15 M☉ a poloměru 45 km) činí 5,600 0 d a objekty kolem sebe obíhají po nepatrně výstředné dráze (e = 0,02) skloněné k zornému paprsku pod úhlem 27° (při pohledu od Země ve směru pohybu hodinových ručiček). A. Fabian aj. využili údajů z japonské družice Suzaku pracující v energetickém pásmu 0,9 – 400 keV ke stanovení hodnoty spinu a = 0,97 příslušné černé díry, což je téměř na horní hranici možné rychlosti rotace. Z měření dále vyplývá, že akreční disk obepínající černou díru leží ve vzdálenosti 2 Rg od centra černé díry, kde Rg je gravitační poloměr černé díry.

C. Wilkinsonová-Hodgeová aj. zveřejnili statistiku zdrojů pozorovaných družicí Fermi v pásmu měkkého záření gama (100 – 500 keV). Pro přesnou polohu zdrojů užili metody zakrývání zdrojů Zemí, která pro družici obíhající ve výšce 555 km představuje kruhový terč o úhlovém průměru 135°, takže 30 % oblohy je pro pozorování zakryto. Zorné pole detektorů Fermi dosahuje 30°, takže během jednoho oběhu Země postupně vidí 85 % oblohy a celá obloha se zobrazí aspoň jednou za 26 dnů. Za tři roky se autorům zdařilo rozlišit 209 energetických zdrojů. Z celkového počtu 209 samostatných zdrojů se podařilo zatím identifikovat necelou polovinu s astronomickými objekty v jiných oborech elektromagnetického záření, z toho nejvíce (31) rentgenových dvojhvězd s hmotným průvodcem (HMXB); dále následovaly těsné dvojhvězdy obsahující černou díru a galaxie s aktivnímmi jádry (AGN), shodně se 12 identifikacemi. Mezi nejjasnější zdroje na obloze patří v tomto spektrálním oboru Krabí mlhovina a naše Slunce.

Nejjasnějšími objekty pro družici Fermi je kromě již zmíněné Krabí mlhoviny také pozůstatek po supernově W44 (Aql) starý asi 20 tis. roků ve vzdálenosti 3,0 kpc, dále pak symbiotická rekurentní nova a dvojhvězda V407 Cyg složená z bílého trpaslíka a červeného obra o poloměru 500 R☉ ve vzdálenosti 2,8 kpc. Následuje binární milisekundový pulsar PSR J0101-6422 (Tuc; vzdálenost 0,55 kpc) s impulsní periodou 2,6 ms, jehož průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,2 M☉, obíhající kolem neutronové hvězdy ve vzdálenosti 0,5 mil. km. Pátým nejjasnějším zdrojem vzadu je pak objekt 2FGKL J0395+5410 (Cam) neznámé povahy v rovině Galaxie. Extragalaktickým objektům vévodí jádro rádiogalaxie Cen A (NGC 5128; vzdálenost 3,7 Mpc) s černou veledírou o hmotnosti 50 mil. M☉; po něm jádra galaxií M31 (And; 770 kpc); M82 (UMa; 3,7 Mpc) s překotnou tvorbou hvězd; blazar PKS 0537-286 (Leo; 3,5 Gpc!) a záhadný objekt 2FGL J1305+1152.

A. Moretti aj. se naopak zabývali otázkou, jaké nejslabší zdroje rentgenového záření jsme dnes schopni odlišit od šumu pozadí. Věnovali se přitom pásmu energií 1,5 – 7,0 keV, v němž pracuje jednak družice Chandra, ale také novější družice Swift vyzbrojená kamerou s velmi nízkým šumem XRT. Pro porovnání využili hlubokého pole družice Chandra CDF-S, kde dosáhli expozice 46 dnů a přitom objevili novou galaxii s aktivním jádrem (AGN). CDF-S má v každé čtvereční obloukové minutě průměrné 4 diskrétní zdroje. To, co je slabší, se pak v pozadí ztratí.

A. Lutovinov aj. využili v letech 2009-2011 kavkazského 6m teleskopu BTA a tureckého 1,5m teleskopu RTT v Antalii ke hledání optických protějšků zdrojů tvrdého záření rentgenového a gama, jež byly objeveny družicemi INTEGRAL a Swift. Z 6 identifikací patří 5 extragalaktickým objektům, především Seyertovým galaxiím s emisními čarami a poslední pak rentgenové dvojhvězdě IGR J1815-1052 a zároveň kataklyzmické proměnné v naší Galaxii.

3.6. Astrofyzika neutronových hvězd a černých děr

M. Zamfir aj. odvodili z fyzikálních parametrů rentgenových výbuchů ve dvojhvězdě GS 1826-24 horní meze pro poloměr degenerované složky - neutronové hvězdy (9,0 – 13,2 km) a její hmotnost (1,2 – 1,7 M☉). Citovaná rozpětí údajů jsou ovlivněna nejistotou v určení vzdálenosti dvojhvězdy <4,0 – 5,5 kpc. Podobně V. Bhalerao aj. využili zákrytových rentgenových dvojhvězd v galaxii M33 (Tri; vzdálenost ≈800 kpc) ke stanovení dolních (0,9 – 1,3 M☉) a horních (1,97 ±0,04 M☉) mezí pro hmotnosti příslušných neutronových hvězd. Jejich optické protějšky patří k raným velmi hmotným (11 – 14 M☉) podobřím hvězdám sp. třídy rané B.

D. Cseh aj. objevili pomocí anténní soustavy VLA (Socorro, N. M.) rádiovou mlhovinu kolem extrémně jasného rentgenového zdroje ULX-1 v blízké spirální galaxii IC342 (Cam; vzdálenost 3,3 Mpc). Celková zásoba energie mlhoviny viditelné opticky dosahuje 6.1045 J, ale na rádiovou mlhovinu připadá stále úctyhodná hodnota 9.1043 J. Odtud vyplývá, že v centru mlhoviny se nalézá velmi hmotná černá díra s hmotností <1 kM☉.

M. Nowak aj. využili japonské družice Suzaku měřící v energetickém pásmu 0,3 – 600 keV k podrobnému sledování bodového rentgenového objektu 4U 1957+11 (V1408 Aql), který je evidentně akreující hvězdnou černou dírou vysoko v halu Galaxie ve vzdálenosti >10 kpc. Vysoká teplota zdroje svědčí o extrémně vysokém spinu a>0,9 černé díry za předpokladu, že hmotnost černé díry je blízká teoretické spodní mezi 3 M☉. Pokud je její hmotnost vyšší a/nebo její vzdálenost více přesahuje 10 kpc, pak musí být její spin velmi blízko horní mezi (a = 1), takže skoro určitě jde o nejrychleji rotující černou díru, kterou známe.

J. Li aj. pozorovali vzplanutí přechodného rentgenového zdroje IGR J1817-1621 na přelomu února a března 2012 pomocí družic INTEGRAL a Swift. Ve tvrdém rentgenovém pásmu 3 – 40 keV byl zdroj v té době velmi jasný a stabilní. V měkkém rentgenovém oboru 0,2 keV naproti tomu vykazoval pulsace s amplitudou 22 % v periodě 12 s. Autoři tak usoudili, že jde o rentgenovou dvojhvězdu s velmi silným magnetický polem na povrchu neutronové hvězdy 240 MT.

A. Kingová aj. se soustředili na přechodný rentgenový bodový zdroj IGR J1709-3624 v srpnu 2011; v období, kdy se přechodný zdroj už koncem ledna téhož roku probudil k životu a byl tedy v tzv. vysokém stavu. Sledovali jeho spektrální i světelnou křivku v rentgenovém oboru pomocí družice Chandra. Hned další den se do pozorování zapojila také zmodernizovaná obří anténní soustava EVLA v Socorru, N.M., která je proti původní aparatuře VLA až 20x citlivější, má vyšší rozlišovací schopnost 0,2′ a širší frekvenční rozsah 1 – 50 GHz (vlnové délky 300 – 6 mm). Z měření rentgenové spektrální čáry Fe XXV odvodili, že z akrečního disku rotujícího kolem hvězdné černé díry uniká vítr rychlostí >9 tis. km/s, cože je dosud nejvyšší pozorovaná hodnota pro akreční disk hvězdné černé díry. To znamená, že z disku se jen 5 % hmoty podaří na černou díru nakonec spadnout, kdežto naprostá většina disku se postupně rozptýlí do okolního prostoru.

Souběžná rádiová pozorování EVLA na frekvenci 8,4 GHz (36 mm) však neukázala žádnou rádiovou aktivitu, kdežto když je rentgenový zdroj vypnutý, je okolí černé díry viditelné pomocí klasických protilehlých klasických rádiových výtrysků. Jinými slovy, rentgenové vzplanutí potlačuje rádiové výtrysky a výtrysky potlačují rentgenová vzplanutí disku. Proto jde o přechodný rentgenový zdroj, jemuž materiál do disku dodává patrně druhá nedegenerovaná složka těsné dvojhvězdy.

P. Hadrava a J. Čechura ukázali, že v rentgenových dvojhvězdách s přenosem plynu od hvězdného průvodce ke hvězdné černé díře způsobí Coriolisova síla zaostření přetékajícího plynu do podoby plynového chvostu za kompaktní složkou. Hvězdný vítr tak soupeří s přetokem materiálu proudícího do akrečního disku kolem černé díry o to, který mechanismus bude pro průvodce černé díry ničivější.

R. Narayan a J. McClintock zjistili z pozorování rádiového záření (frekvence 5 GHz; vlnová délka 60 mm) přechodných balistických výtrysků z okolí černých děr v rentgenových dvojhvězdách, že rádiový tok koreluje s velikostí spinu hvězdné černé díry, popř. s druhou mocninou úhlové rychlosti na horizontu černé díry. To považují za důkaz, že výtrysky získávají energii z brzdění spinu, jak navrhli R. Penrose již v r. 1969 a podrobněji R. Blandford a R. Znajek v r. 1977. Tito autoři ukázali, že silné magnetické pole v okolí černé díry je relativisticky strháváno prostoročasem Kerrovy rotující černé díry. Autoři tak spočítali spiny a černých děr v pěti rentgenových dvojhvězdách - magnetarech. Nejnižší spin a = 0,12 má černá díra rentgenové Novy Mon 1975 (A 0620-00) a nejvyšší 0,975 dostali pro dvojhvězdu GRS 1915+105 (V1487 Aql; vzdálenost 11 kpc), jejíž mimořádně hmotná černá díra (10 – 18 M☉) víří tempem 1150 obrátek/s!

L. Kreidbergová aj. se zabývali funkcí hmotnosti hvězdných černých děr, která podle všeho začíná až u 5 M☉ a směrem k vyšším hmotnostem plynule roste k maximu pro hodnotu 8 M☉, načež se četnost začíná snižovat; od hodnoty 10 M☉ velmi strmě dolů.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Ačkoliv se může zdát, že zábleskové zdroje záření gama objevené již v r. 1973 jsou v zásadě vysvětleny, dokázal objev vzplanutí Sw1644+57, že překvapení stále nejsou vyloučena. Neúnavná družice Swift je totiž sledovala od 28. 3. 2011 v pásmu 10 keV po dobu celého měsíce v anonymní galaxii v souhvězdí Draka vzdálené od nás 1,2 Gpc! Podle E. Quataerta a D. Kasena existuje více možných, ale nepotvrzených variant, o jaký úkaz vlastně šlo. Jelikož poloha zdroje je shodná s těžištěm galaxie, nabízí se možnost, že šlo o vzplanutí živené pádem hmotné hvězdy do černé veledíry o hmotnosti 1 – 10 M☉. Může však také jít o velmi svítivou supernovu, tj. výbuch silně magnetické hmotné hvězdy, anebo o dvojhvězdu složenou z hvězdné černé díry a červeného veleobra, který kolem ní obíhá a předává ji svou hmotu po dobu několika měsíců. Všemi těmito způsoby lze uvolnit energii řádu 1032 J a dosáhnout zářivého výkonu až 1039 W, což tento jedinečný úkaz dokáže fyzikálně objasnit.

Podobně se podařilo objevit pomocí téže družice v pásmu 15 – 50 keV krátký 0,3s GRB 080910 objektu LS I +61°303 (vzdálenost 2 kpc), což je podivuhodná dvojhvězda tvořená složkou sp. třídy O nebo B a magnetarem. Dvojhvězda s oběžnou periodou 26,5 dne je zdrojem TeV záření gama, které patrně pochází z větru pulsaru interagujícího s větrem hvězdy rané spektrální třídy. Podle D. Torrese aj. jde o první magnetar, který je složkou dvojhvězdy, v němž obě složky obíhají kolem společného těžiště s výstředností 0,6. Když je magnetar v apastru, vysílá záření v pásmu TeV, které však vymizí v periastru dráhy. Autoři to vysvětlují tím, že v apastru magnetar rotuje klasicky kolem pevně definované osy, kdežto v periastru se rotační osa dostane do vývrtky.

O další překvapení se postaral GRB 110709B, pozorovaný nezávisle aparaturami BAT (Swift) a Konus (WIND). Jak uvedli B. Zhang aj., vzplanutí GRB v poloze 1058-2327 se totiž opakovalo po 11min přestávce! Pokaždé šlo o dlouhé vzplanutí gama doprovázené i erupcí v pásmu měkkého záření gama a průběhy obou světelných křivek byly shodné. Snaha najít optický protějšek nebo dosvit v příslušné poloze zcela selhala. Celý úkaz se tak stal zatím nerozluštěnou záhadou.

Možným klíčem k řešení by však mohl být rozbor dvou do jisté míry podobných případů, o nichž pojednali A. Penacchionni aj. Jde o GRB 090618 (vzdálenost 1,6 Gpc) a GRB 101023, kde byla pozorována rovněž dvě vzplanutí z téhož směru. Světelné křivky v obou případech se až neuvěřitelně přesně podobají. První epizoda trvala asi 45 s a druhá navzájem různě dlouho. Tvary křivek se však výrazně liší. První má jedno hladké nepříliš vysoké maximum v polovině epizody a plynulý pokles. Druhá epizoda vykazuje v obou případech rychlý náběh k vysokému maximu, po němž křivka klesá, ale na sestupné větvi jsou další výrazná zjasnění. U prvního GRB trvala 2. epizoda více než 100 s, kdežto u druhého GRB jen 45 s. Ve druhém případě neznáme vzdálenost GRB, protože dosvit nebyl pozorován. Nepřímo však autoři odhadli jeho vzdálenost na 2,3 Gpc.

Autoři soudí, že jsme svědky gravitačního zhroucení jádra velmi hmotné hvězdy (1. epizoda) a následně vzniku hvězdné černé díry - tedy klasického dlouhého GRB (2. epizoda). Jak uvedli L. Izzo aj., interpretaci GRB 090618 napomohla okolnost, že průběh úkazu sledovalo 5 různých družic a řada pozemních dalekohledů, takže se podařilo poprvé podrobně zdokumentovat jednotlivé fáze celého procesu gravitačního hroucení hmotného objektu. Autoři odhadli, že jádro předchůdce GRB mělo hmotnost 3 – 8 M☉ a výbuchem supernovy vznikající neutronová hvězda dosáhla hmotnosti 1,8 – 2,1 M☉, což je možné jen při její rychlé rotaci, která se však rychle zbrzdila a tak se tato „protočerná díra“ brzy definitivně zhroutila na černou díru.

M. Axelsson aj. uveřejnili základní údaje o energetice GRB 110721A v poloze 2213-39, jenž byl sledován oběma aparaturami družice Fermi po dobu 24 s. V pásmu 15 MeV dosáhlo vzplanutí gama rekordní energie pro dosud pozorované GRB. ale navíc se zde objevila i tepelná složka o teplotě 800 MK (!); tato špička však trvala jen několik sekund. Předešlý rekord dosáhl maxima pro energii jen 5 MeV. Nejenergetičtější foton 6 GeV dorazil 4,5 s po začátku úkazu. Autoři ukázali, že tento případ nelze objasnit pouze standardním synchrotronovým zářením, ale že navíc se zde projevila i fotosféra objektu zářící tepelně.

L. Piotrowski aj. se vrátili k případu zatím opticky nejjasnějšího GRB 080319B, jehož optický protějšek dosáhl vizuální hvězdné velikosti 5,9 mag. Díky přehlídce „Pi of the Sky“ našli totiž archivní data příslušné oblasti oblohy, která byla pořízena 20 minut před vzplanutím gama. V té době nebyl na stejném místě oblohy žádný optický zdroj jasnější než 12 mag.

Podle E. L. Floce aj. jsme měli velké štěstí při vzplanutí dlouhého GRB 980425 v blízké (36,5 Mpc) trpasličí galaxii typu SBc ESO0184-G82. GRB vzplanul asi 900 pc od centra galaxie v oblasti H II s vysokou koncentrací hmotných mladých hvězd třídy WR. Tuto oblast totiž prozkoumal Spitzerův kosmický teleskop pracující v pásmu 5 – 160 μm a tak se podařilo ukázat, že nejvíce zářivé energie (75 %) zmíněné oblasti pochází ze středního infračerveného pásma 25 – 30 μm, kdežto na optické pásmo B připadá jen 5 % hodnoty pro celou galaxii. To znamená, že oblast hvězd WR vydává v v celém infračerveném pásmu až po vlnovou délku 1 mm zářivý výkon 100 ML☉. O tento úžasný výkon se postaraly hmotné hvězdy mladší než 5 mil. let.

E. Levesqueová aj. se věnovali pozorování mateřské galaxie LGRB 120422A v poloze J0907+1401 vzdálené od nás 1,0 Gpc. Využili k tomu 6,5m Magellanova teleskopu na Las Campanas v Chile. Galaxie má nízkou metalicitu v porovnání s naší Galaxií a objekt LGRB vzplanul ve vzdálenosti 8 kpc od jejího centra. Vzplanutí trvalo jen 5 s a bylo relativně podsvítivé; doprovázel ho však vzápěti výbuch supernovy 2012bz třídy Ic.

E. Nakar a R. Sari ukázali, že v rázových vlnách vzniklých při gigantických výbuších supernov Ia je uložena cenná informace o probíhajících fyzikálních mechanismech, protože průvodním jevem relativistických rychlostí částic je výrazné záření gama. Z energie, teploty a trvání rázové vlny se dá spočítat jak lineární rozměr rázové vlny, tak i Lorentzův faktor, jenž charakterizuje stupeň relativistického pohybu částic. Navíc vzápětí po výronu záření gama přichází i rentgenový záblesk. Autoři zjistili, že různé dramatické úkazy (supernovy Ia, Ib, Ic, IIn a slabé i silné GRB) mají společnou příčinu v akreci velkého množství hmoty na degenerované jádro hvězdy, následný gravitační kolaps a pak gigantický výbuch. Lze tím např. vysvětlit, proč výbuchu supernovy 2002ap třídy Ib/c (galaxie M74; Psc; vzdálenost 10 Mpc), jež v maximu dosáhla absolutní hvězdné velikosti „jen“ -17 mag, předcházel nepozorovatelně slabý GRB.

R. Lu aj. si povšimli díky velké statistice GRB z aparatury BAT družice Swift, že rozevření vrcholového úhlu pro GRB závisí na vzdálenosti objektu od nás, čímž vzniká výběrový efekt, protože čím užší je tento úhel, tím nižší je pravděpodobnost, že v dané vzdálenosti GRB vůbec spatříme. Problém však spočívá v tom, že příčinou jevu může být kosmologický vývoj GRB, anebo instrumentální efekt. Autoři zjistili, že kosmologický vývoj GRB roli nehraje, takže jde o efekt instrumentální, což znamená, že podceňujeme počet velmi vzdálených GRB v porovnání se skutečností. Průměrný plný vrcholový úhel rozevření výtrysku pro blízké GRB činí 6° a tomu odpovídá zářivý výkon v maximu 5.1042 W. Odtud také plyne, že jen 0,6 % supernov třídy Ib/c v lokálním vesmíru může být doprovázena jevem GRB, protože ve většině případů výtrysky nemíří k Zemi.

J. Abadie aj. z projektu LIGO uvedli, že vůbec nejbližší GRB 051103, který vzplanul v galaxii M81 (UMa; vzdálenost 3,6 Mpc) nebyl doprovázen měřitelným signálem gravitačních vln (v pásmu frekvencí 40 Hz - 3 kHz) ve zmíněné aparatuře. To znamená, že nemohlo jít o splynutí dvou degenerovaných hvězd, zejména pak těsného páru neutronová hvězda - černá díra, ale téměř jistě ani dvou neutronových hvězd. Autoři tak dovozují, že fakticky nešlo o klasické GRB, ale o dosud nejvzdálenější pozorovaný magnetar (SGR - Soft-Gamma Repeater nebo AXP - Anomalous X-Ray Pulsar) uvolňující energii přepojením siločar extrémně silného magnetického pole o indukci ≈100 GT.

S. Tendulkar aj. využili adaptivní optiky Keckova 10m teleskopu ke sledování vlastních pohybů magnetarů SGR 1806-20 (výbuchy v r. 1979 a 2004; vzdálenost ≈9 kpc) a SGR 1900+14 (výbuchy v r. 1979 a 1998; vzdálenost ≈12,5 kpc) během pěti let pozorování. První z nich se pohybuje rychlostí 350 km/s a druhý 130 km/s. Vektory rychlostí směřují pryč od kup hmotných hvězd. Rotační periody neutronových hvězd činí po řadě 7,6 s a 5.2 s. Předchůdci obou magnetarů měli počáteční hmotnosti po řadě 48 a 17 M☉ a vybuchli jako supernovy před 320, resp. 6 tis. lety.

N. Gehrels a P. Mészaros shrnuli významné údaje o jevu GRB v přehledové studii, v níž uvedli, že většina klasických GRB trvá méně než 100 s a uvolněná energie vzplanutí dosahuje řádu >1044 J, takže zářivé výkony z velmi nepatrného prostoru dosahují až milionnásobku maxima zářivého výkonu supernov! První statisticky významné údaje o GRB poskytly družice Compton (NASA) a Beppo SAX (Itálie-Holandsko) v letech 1990-2003. Tak se podařilo rozlišit dvě třídy GRB: krátké v trvání do 2,0 s a dlouhé, lišící se mechanismem, jak vzplanutí vzniká. Rovněž se podařilo zjistit, že vzplanutí jsou silně usměrněna relativistickými a magnetickými efekty do úzkých protilehlých svazků s vrcholovými úhly kolem 5°. To svědčí o vysokých Lorentzových faktorech ≈300, kdy rychlosti pohybu částic v usměrněných výtryscích jsou jen o zlomek promile nižší než rychlost světla ve vakuu.

První éra družic pro měkké záření gama připravila půdu pro konstrukci speciálních družic II. generace, především Swift (2004) a Fermi (2008). Swift dokáže během několika sekund předat přibližné údaje prostřednictvím internetu zhruba 50 pozemním robotickým dalekohledům. Tím se podstatně zvyšuje počet GRB s pozorovaným optickým protějškem nebo dosvitem, což umožňuje určit spolehlivě vzdálenost objektů. Před érou Swiftu se podařilo určit z červeného posuvu vzdálenosti jen 40 GRB, kdežto na jaře 2012 jejich počet překročil 200. Rozsah červených posuvů z je obrovský (0,0085 – 8,2), čemuž odpovídají vzdálenosti 0,036 – 4,0 Gpc.

Prakticky to znamená, že pozorujeme unikátní kosmické majáky, které mají kvůli mimořádným zářivým výkonům velkou cenu pro kosmologii. Tak např. galaxie vzdálené 3,8 Gpc mají v nejlepším případě optickou jasnost kolem 28 mag, ale stejně vzdálený GRB se vyznačuje optickým protějškem kolem 18 mag, takže ho zachytí i malý robotický dalekohled. Další výhodou je, že optické spektrum GRB je spojité bez čar, takže optický protějšek se výborně hodí jako světlomet, který krátce ozáří strukturu vesmíru podél celého zorného paprsku. Během jediné sekundy vyzařují GRB o rozměru zdroje sotva desítky kilometrů v maximu energii odpovídají anihilaci 1 M☉ podle známé Einsteinovy rovnice!

Do dubna 2012 se podařilo zaznamenat již skoro 670 GRB a v poslední době jich ročně přibývá kolem 90. Krátké SGRB nemají však téměř nikdy rentgenový dosvit, zatímco dlouhé LGRB ho mají téměř vždy. I když u SGRB známe vzdálenosti - a tedy i zářivé výkony - jen u 15 případů z dosud známých 65, nejsou tyto jevy nikdy provázeny výbuchem supernovy, takže lze říci, že jejich výsledkem je vždy černá díra. Proto se soudí, že SGRB patrně vznikají splynutím těsného páru dvojice neutronových hvězd, popřípadě kombinace černá díra - neutronová hvězda. Naproti tomu je již téměř jisté, že LGRB jsou dokladem gravitačního zhroucení velmi hmotných osamělých hvězd - kolapsarů - na rychle rotující hmotné hvězdné černé díry. Díky družici Fermi víme, že z těchto objektů přicházejí se zpožděním osamělé fotony energetického záření gama o energiích GeV. Navzdory výraznému pokroku ve statistice i kvalitě pozorování jde však stále o hraniční obor astrofyziky s celou řadou nevyřešených záhad, protože GRB představují unikátní fyzikálné laboratoře, v nichž bleskurychle probíhají fyzikální děje, které nelze napodobit nejen na Zemi, ale pro vysokou nebezpečnost ani v okruhu do tisíce světelných roků od Sluneční soustavy.

4. Mezihvězdná látka

Nepochybně nejúžasnější astronomickou laboratoří v naší Galaxii přímo předurčenou pro studium vzniku hvězd z mezihvězdné látky je nádherná mlhovina Carina (NGC 3372; vzdálenost 2,3 kpc) v souhvězdí Lodního kýlu na jižní polokouli. Její divukrásné barevné snímky pořízené jak HST, tak obřími širokoúhlými pozemními teleskopy berou opravdu dech. M. Salatino aj. nyní proměřili spektrální závislost jejího zářivého toku od daleké infračervené oblasti spektra až po rádiové vlny. V tomto pásmu září převážně chladný mezihvězdný prach o Planckově teplotě 34,5 K. Ten dává souhrnně vysoký infračervený zářivý výkon mlhoviny 7 mil. L☉. Odtud vyplývá úhrnná hmotnost stavebního materiálu pro vznik hvězd 9,5 tis. M☉! Ostatně v mlhovině bylo dosud rozpoznáno přes 60 mladých hmotných hvězd sp. třídy O, které patří ke hvězdám populace I (II. generace, dvakrát obohacené příměsemi prvků těžších než He). V mlhovině nacházíme jak prachové pilíře („sloupy stvoření“), tak zárodky hvězd v podobě temných globulí, ale i protoplanetární disky kolem hvězd a velmi hmotné a svítivé modré proměnné nadhvězdy typu éta Car.

T. Preibisch aj. využili Herschelova infračerveného kosmického teleskopu (ESA), jenž pracoval v daleké infračervené oblasti spektra, k podrobnému zmapování teplotního pole v mlhovině Carina. Zatímco v centru mlhoviny dosahuje teplota prachu 40 K, směrem k periférii klesá pod 20 K. V centrální oblasti mlhoviny o průměru 1° (lineární průměr ≈45 pc) se nacházejí prachová mračna o hmotnosti ≈650 tis. M☉ a 890 tis. M☉ plynu, v němž 3/4 hmoty tvoří atomy a zbytek molekuly. Tvorba hvězd v mlhovině probíhá už několik milionů let a dosud zbývá prostavět ještě materiál o hmotnosti 10 tis. M☉.

A. Abramowski aj. nalezli ve spirálním ramenu Galaxie, jež prochází souhvězdím Lodního kýlu vysoce energetické záření gama pomocí Čerenkovova teleskopu H.E.S.S. v Namibii. Plošný zdroj H J1018-589 zřejmě souvisí s pozůstatkem po supernově SNR G284.3-1.8, nebo s dvojhvězdou objevenou družicí Fermi (1FGL J1048.6-5856), popř. vysoce energetickým pulsarem J1016-5857. Tytéž objekty pozorovala i rentgenová družice Newton a známá vysokoenergetická družice Swift. Souběh pozorování umožnil rozlišit bodový netepelný zdroj v centru SNR s difúzním prodloužením ke zmíněnému pulsaru. Celý komplex je od nás vzdálen 2,9 kpc.

P. Caselliová aj. prozkoumali díky teleskopu Herschel molekulové mračno Lynds 1544 (Tau), které obsahuje gigantické množství vodního ledu, jehož rozpuštěním by se dalo naplnit vodou 3 mil. pozemských oceánů. Ještě větším překvapením v mračnu je však výskyt dalších 2 mil. pozemských oceánů vodní páry. Již v r. 1994 předpověděli D. Pfenniger aj. že molekulová mračna jsou oteplována kosmickým zářením, takže více svítí, a nyní se zdá, že právě proto se ve zmíněném mračnu část vodního ledu stačila vypařit. Měření z Herschela rovněž odhalilo, že mračno se smršťuje díky gravitaci a v budoucnu se tak stane kolébkou nových hvězd.

M. Long aj. nalezli v údajích o jasnostech kvasarů z přehlídky SDSS anomálie v jejich rozložení v oblasti o úhlovém rozměru ±15° poblíž severního okraje obřích bublin záření gama sahající do vysokých galaktických šířek a objevených v r. 2010 družicí Fermi. E. Giraud se domnívá, že za tuto anomálii může gigantické obří molekulové mračno na severní periférii galaktického hala, které je osvětlováno kosmickým zářením. Giraud odhadl jeho rozměry na 9 × 9 × 7 kpc3, vzdálenost od galaktické roviny 20 kpc a úhrnnou hmotnost na 30 mld. M☉. Mračno by se mělo skládat z bloků o rozměrech 30 pc a hmotnostech 500 tis. M☉. Takový komplex složený převážně ze studených molekul H2 by mohl být účinnou gravitační čočkou zesilující ve zmíněném směru jasnosti vzdálených kvasarů o 0,2 mag v porovnání s ostatním směry na obloze.

Významnou složkou mezihvězdné látky jsou sloučeniny uhlíku zvané polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH - Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Výpočty potřebné pro identifikaci jejich infračervených spekter jsou přirozeně velmi obtížné, protože jde o molekuly s vysokým počtem uhlíkových atomů. Nesnadného úkolu se ujali A. Riccaová aj. a propočítali tak spektra PAH, které obsahují až 384 (!) uhlíkových atomů. Zjistili tak, že PAH se symetrickou strukturou jsou dlouhodobě stabilní a právě ty se daří v interstelárním prostoru postupně identifikovat.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy a intermediální černé díry (IMBH)

W. Clarkson aj. proměřovali vlastní pohyby hvězd v mladé hvězdokupě Arches (Oblouky), která se nalézá pouhých 26 pc od centra naší Galaxie a vznikla teprve před 2 mil. lety. Měření poloh hvězd za pomocí laserové adaptivní optiky umožnilo zpřesnit jejich vlastní pohyby zhruba pětkrát proti dosavadnímu stavu. Jde o velmi bohatou kupu, která do vzdálenosti 1 pc od svého těžiště obsahuje hmotu 15 tis. M☉; z toho na již existující hvězdy připadá 9 tis. M☉. Kupa se pohybuje vůči okolnímu pozadí prostorovou rychlostí 170 km/s.

J. Strader aj. hledali pomocí nedávno zmodernizované anténní soustavy VLA (radioteleskop K. G. Janského) v Socorru, N.M. důkazy o existenci hypotetických IMBH, jež by se na základě počítačových simulací mohly nacházet v těžištích kulových hvězdokup M15 (Peg; vzdálenost 10 kpc; hmotnost 0,6 MM☉; stáří 12,0 Gr), M19 (Oph; 9 kpc; 1,1 MM☉; 11,9 Gr) a M22 (Sgr; 3,3 kpc; 2,9 MM☉; ≈12 Gr). Radioteleskop pracoval na frekvenci 6 GHz (50 mm) a jeho citlivost dosahovala 2 μJy. Navzdory těmto špičkovým parametrům nenašli v těžištích hvězdokup žádné stopy po IMBH s horními mezemi hmotností >360 – 980 M☉. K témuž závěru pro hvězdokupu M15 dospěli pomocí měření radiointerferometrem VLBI na frekvenci 1,6 GHz (187 mm) F. Kirsten a W. Vlemmings, kteří dostali horní mez hmotnosti pro IMBH <500 M☉. To znamená, že patrně v kulových hvězdokupách nevznikají IMBH s hmotnostmi >1 kM☉, anebo existují IMBH s hmotnostmi >0,1 – <1 kM☉, které se vyznačují zanedbatelnou mírou další akrece hmoty ze svého okolí.

J. Strader aj. však upřesnili v další práci, že v kulové hvězdokupě M22 (NGC 6656) našli ve vzdálenostech 0,4 pc, resp. 0,25 pc od jejího těžiště dva rádiové zdroje, které mají ve svém nitru hvězdné černé díry o hmotnostech 10 – 20 M☉. Jejich rádiový zářivý výkon na frekvenci 8 GHz (37 mm) dosahuje totiž hodnot až 600 EW, ale rentgenový zářivý výkon v pásmu energií 3 – 9 keV je určitě nižší než 200 ZW. Autoři také odhadli, že celkový počet hvězdných černých děr v této hvězdokupě může dosáhnout až stovky.

I. Jang aj. využili archivních snímků HST hal blízkých galaxií M81 a M82 (UMa, vzdálenost ≈3,6 Mpc) k objevu dvou kulových hvězdokup, které jsou tak daleko od obou galaxií, že nemají ani žádné slapově deformované okraje. Od nejbližšího hala galaxie M81 jsou vzdáleny minimálně 400 kpc a ještě více od M82. Jejich absolutní hvězdné velikosti -10,5 mag a -9,3 mag nasvědčují tomu, že jde o mimořádně hmotné hvězdokupy s dobře definovanou větví obrů. Metalicita hvězd je více než o 2 řády nižší než u Slunce, což svědčí o stáří obou soustavou ≈14 mld. let, tj. obě takto osamělé soustavy vznikly poměrně brzo po velkém třesku a od centrálních galaxií tohoto subsystému se docela rychle vzdalují tempem 200 km/s. Celý subsystém M81/M82 má hmotnost 4 TM☉, z toho M81 je dvakrát hmotnější než M82. Úhrnná hmotnost všech složek subsystému dosahuje téměř 4/5 hmotnosti naší Místní soustavy galaxií.

F. Ferraro aj. určovali relativní stáří kulových hvězdokup z jejich dynamiky a četnosti výskytu hvězdných loudalů (blue stragglers). Z dynamiky vyplývá, že nejhmotnější hvězdy ve hvězdokupě mají tendenci postupně sklouznout do těžiště hvězdokupy, což zvyšuje pravděpodobnost vzniku modrých loudalů splynutím dvou hvězd. Následkem toho mohou mít i absolutně stejně staré hvězdokupy různou strukturu. Autoři tak rozlišili ve zkoumaných 21 hvězdokupách více rodin podle pozorovaných rozličných struktur a odtud určili jejich relativní stáří v rozmezí 12 – 13 mld. let. Nejmladší hvězdokupou souboru je soustava Palomar 14 (Her; Arp 1; GCl38; vzdálenost 75 kpc; hmotnost ≈30 tis. M☉), stará „jen“ 10,5 mld. let.

J. Kalirai aj. odhadli stáří nejstarších kulových hvězdokup v Galaxii na 13,5 mld. let, ale kulová hvězdokupa M4 (Sco; 2,2 kpc; 67 kM☉) je stará jen 12,5 mld. let. Stáří hvězd v halu Galaxie určili na (11,4 –0,7) mld. let. Nejmladší vzniklí bílí trpaslíci svítí více (22,5 mag) než nejstarší (29 mag). V kulových hvězdokupách se podařilo objevit zcela mladé bílé trpaslíky. Jejich průměrná hmotnost dosahuje 0,5 M☉, což je srovnatelné s odhadem hmotnosti bílého trpaslíka, kterým se po 6,5 mld. let stane naše Slunce.

5.2. Naše Galaxie

J. Bovy aj. využili údajů z projektu APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), kde pracuje řada teleskopů od nejmenšího 0,5m ARCSAT, přes 2,5m SDSS až ke 3,5m ARC, ke zlepšení údajů o rotaci Galaxie. Proměřili přes 3,3 tis. hvězd ve 14 polích v hlavní rovině Galaxie v galaktických délkách 30° - 210° do vzdálenosti až 10 kpc od centra soustavy. Potvrdili tak známý fakt, že křivka oběžné rychlosti ve vnějších oblastech Galaxie je plochá, což je důkazem výskytu velkého množství skryté látky v naší hvězdné soustavě (8.1011 M☉ v halu Galaxie). Kruhová rychlost ve vzdálenosti Slunce od centra Galaxie činí (218 ±6) km/s, ale Slunce samo se v současné době pohybuje rychlostí 242 km/s. Odtud by plynulo, že Slunce obíhá kolem centra Galaxie po dosti protáhlé elipse, protože pekuliární rychlost Slunce činí jen 12 km/s!

Naštěstí pro Slunce uveřejnili vzápětí N. Sakai aj. první výsledky projektu VERA (VLBI Exploration of Radio Astrometry) trigonometrického měření vzdálenosti infračerveného objektu IRAS 05168+3634, který představuje hvězdnou kolébku, o níž se soudilo, že patří do tzv. vnějšího spirálního ramene Galaxie ve vzdálenosti 6 kpc. Přesná trigonometrie však ukázala, že vzdálenost kolébky od Slunce je jen 1,9 kpc, takže se do vnějšího ramene jenom promítá, ale ve skutečnosti patří do bližšího Perseova ramene. V tomto rameni už známe 7 rádiových a infračervených zdrojů, jejichž rychlost rotace činí jen 227 km/s, takže zřejmě směřují do nitra Galaxie, ačkoliv jsou od centra stejně daleko jako Slunce. Trigonometrická metoda se pro tyto objekty hodí až do vzdáleností 5 kpc, kdy je stále přesná alespoň na ±10 %. Z měření v projektu VERA vyplývá pro kruhovou rychlost ve vzdálenosti (8,05 ±0,45) kpc od centra hodnota 240 km/s ve shodě s výsledkem projektu APOGEE. Podle M. Honma aj., kteří vycházeli z trigonometrických vzdáleností pro 52 maserových zdrojů v Galaxii (projekty VERA, VLBA a EVN) pak vychází, že rotační křivka pro hvězdy vzdálené od centra Galaxie v rozmezí 4 – 13 kpc je skutečně plochá a Slunce má téměř přesně kruhovou rychlost (238 ±14) km/s, když vezmeme v úvahu jeho již uvedenou pekuliární rychlost.

Programy sdíleného pozorování pomohly díky dobrovolníkům nalézt množství bublin teplého plynu a prachu v Galaxii na snímcích ze Spitzerova kosmického teleskopu (SST). Ukázalo se, že lidé dokáží takové bubliny v podobě obloučků, prstýnků a minikroužků v kroužcích rozpoznat mnohem lépe než automatické vyhledávací počítačové programy. Díky spolupráci dobrovolníků s profesionály se podařilo v Galaxii identifikovat na 5 tis. bublin rozptýlených horkými hvězdami napříč celou soustavou. Počet bublin tak převýšil očekávání odborníků více než o řád.

K. S. Cheng aj. se pokusili vysvětlit původ obřích bublin záření gama, jež obklopují souměrně hlavní rovinu Galaxie až do vzdálenosti 10 kpc (úhlově do gal. šířek ±50°), jak ukázala družice Fermi. Autoři tvrdí, že bubliny vznikly a stále se udržují díky tomu, že v průměru jednou za 30 tis. let pohlcuje černá veledíra v centru Galaxie nějakou hmotnější hvězdu, čímž se postupně vyzáří energie 3.1045 J. Do hala Galaxie tak putuje horké plazma rychlostmi ≈1 tis. km/s. Perioda těchto epizod vede k sérii rázových vln, v nichž energetické protony jsou dále urychlovány, když se potkávají s dalšími rázovými vlnami, takže jde o klasický případ stochastického urychlování protonů Fermiho mechanismem II. druhu. Jelikož v pozůstatcích po galaktických supernovách v disku Galaxie se protony urychlí až na energie 1 PeV (tzv. koleno energetického spektra kosmického záření), následný pobyt takto urychlených protonů v bublinách dokáže jejich energie zvednout i nad tuto hranici.

F. Guo a W. Mathews a F. Guo aj. modelovali vznik a trvalou existenci bublin hydrodynamickou interakcí s kosmickým zářením, přičemž uvažovali, že na počátku každé explozivní epizody se vytvořily souměrné úzce směrované bipolární výtrysky z okolí černé veledíry rovnoběžné s osou rotace Galaxie, jež zůstaly aktivní po stovky tisíc let. Ostré vnější okraje bublin prý lze objasnit tím, že rozptyl kosmického záření napříč bublinám je silně potlačen, neboť materiál bublin má vysokou viskozitu. Tak lze vysvětlit, proč černá veledíra nepatrných rozměrů (≈25 mil. km) může tak výrazně ovlivňovat stavbu a vývoj celé Galaxie o poloměru ≈50 kpc. Rovněž H. Y. Yang aj. odvodili z počítačových simulací, že vysoce nadzvukové rychlosti částic ve výtryscích dokáží vytvořit bubliny kolem aktivního jádra kterékoliv galaxie během řádově milionu let.

A. Guptaová aj. objevili rozborem údajů z družice Chandra, že vnější halo Galaxie je tvořeno horkým plynem o teplotě 0,1 – 10 MK až do vzdálenosti 100 kpc od jejího centra. Jeho úhrnná hmotnost představuje významnou složku hmotnosti Galaxie v rozmezí 10 – 60 GM☉! Z nejnovějších údajů o struktuře Galaxie v širokém pásmu vlnových délek podle A. Finkbeinerové vyplývá, že Galaxie měla značně chaotický počátek, a že ji očekává velmi divoká budoucnost, naštěstí až za několik miliard let. Mikrovlnná aparatura ALMA znamená opravdový převrat v našem chápání turbulentních dějů i v současném vesmíru, protože se výrazně zlepšila jak citlivost mikrovlnných měření, tak i jejich rozlišovací schopnost. Navíc je v tomto pásmu dobře průhledné i velmi chladné interstelární prostředí.

O vznik Galaxie se totiž postarala neviditelná skrytá látka, které je minimálně pětkrát více než látky zářící. Fluktuace hustoty skryté látky se s plynoucím časem zvětšovaly. Následkem toho vzniklo obrovité kulovité halo Galaxie o rozměru stovek kiloparseků a hmotnosti 1 TM☉. Uvnitř hala se zárodečný plyn tvořený vodíkem a héliem ochladil a to umožnilo vznik hvězdných zárodků a samotných hvězd. Souběžně se utvářely tisíce trpasličích galaxií, resp. kulových hvězdokup, které se navzájem prolínaly a odtud povstala dnešní struktura hvězdné části Galaxie. Skládá se z hvězdného hala o hmotnosti 1 GM☉, jež má vnější a vnitřní složku. Vnější složka rotuje retrográdně, kdežto vnitřní prográdně, podobně jako galaktický disk a černá veledíra v těžišti soustavy.

Hmotné hvězdy v disku velmi záhy vybuchují jako supernovy a obohacují tak stavební materiál pro další pokolení hvězd o těžší prvky (metalicita Galaxie roste s časem). Tempo vzniku hvězd dosahuje ještě nyní několika M☉/r, na což by původní materiál hvězdné složky Galaxie nestačil. Velmi pravděpodobně do hvězdné složky nepřetržitě stéká horký plyn z vnějšího hala. V současné době asi 10 GM☉ obsahuje galaktická výduť tvořená velmi starými trpasličími hvězdami, jež obklopuje centrální černou veledíru vzdálenou od nás 8 kpc. Mladší než výduť je galaktická příčka dlouhá až 4 kpc.

Dalekou budoucnost Galaxie nejvíce ovlivní skutečnost, že podobně velká a hmotná galaxie M31 v Andromedě vzdálená 770 kpc se k nám čelně blíží vzájemnou rychlostí 109 km/s. K prolnutí obou galaxií tak dojde asi za 6 mld. let, čímž se obě galaxie zbrzdí a začnou kolem sebe obíhat po zužující se spirále smrti, takže po další miliardě let splynou na obří eliptickou galaxii. Tvorba hvězd v nich ustane, ale hvězdy s hmotností ≈0,1 M☉ budou stále ještě zdatně svítit, protože jejich životnost dosahuje 1 bilionu let!

5.3. Jádro Galaxie

B. Bromley aj. zkoušeli najít scénář, který způsobil, že v okolí černé veledíry v centru Galaxie uvnitř silného rádiového zdroje Sgr A* vidíme stovku mladých jasných hmotných hvězd na silně protáhlých eliptických drahách. Hvězdy jsou označovány písmenem S a pořadovým číslem objevu. Autoři se domnívají, že pokud se do blízkosti veledíry dostane osamělá hvězda, je velmi brzo černou veledírou pohlcena. Větší naději na přežití mají těsné dvojhvězdy, které se vlivem gravitačních poruch rozpadnou, takže jedna složka nakonec spadne do černé veledíry, ale druhá je odmrštěna vysokou (únikovou) rychlostí a natrvalo opustí naši Galaxii. Protože dvojhvězd je mezi hmotnými hvězdami hodně, stačí jejich výskyt na udržení stálého přísunu hvězd S náhradou za ty, které už do černé veledíry spadly. K slapovém rozpojování dvojhvězd v blízkosti veledíry dochází v průměru jednou za 300 – 30 000 let, což právě stačí na zmíněný přísun. Současně se tak dlouhodobě zvyšuje hmotnost černé veledíry na mnohonásobek dnešní hodnoty.

Podle L. Meyera aj. se polohy hvězd S sledují již od r. 1995 pomocí Keckových 10m teleskopů a nejlepší pokrytí dráhy poskytuje v současné době hvězda SO-102, která má oběžnou dobu jen 11,5 r a prošla pericentrem v polovině r. 2009, kdy se četnost měření pochopitelně zvýšila. Odtud pak vychází hmotnost černé veledíry 4,1 MM☉ a vzdálenost od nás 7,7 kpc. Hvězda už opisuje druhou měřenou dráhu, čímž se parametry dráhy i veledíry výrazně zpřesňuje a hvězda se tak stává vhodným testem pro obecnou teorii relativity v okolí černé veledíry. Také hvězda SO-2 má podle L. Meyera aj. poměrně krátkou periodu 16 let.

W. Brown aj. zkoumali pomocí 6,5 teleskopu na Mt. Hopkinsu v Arizoně právě ty hvězdy, které vysokou rychlostí unikají z centra Galaxie a dnes se už nacházejí ve vnějším halu. Objevili v r. 2012 dalších 5 případů, takže celkový počet známých prchajících hvězd stoupl na 16. Pohybují se vesměs rychlostmi vyššími než je úniková, tj. 380 – 720 km/s. Mezi nim převažují hvězdy pozdní spektrální třídy B.

M. Nowak aj. monitorovali v průběhu roku 2012 vlastní rádiový zdroj Sgr A* rentgenovou družicí Chandra, protože už od r. 2002 víme díky družici Newton, že zdroj občas krátce vzplane v pásmu rentgenového záření. Do r. 2012 se zdařilo náhodně pozorovat dva takové úkazy, které mají vždy pomalý nárůst k maximu a pak následuje velmi prudký pokles. Chandra měla úspěch hned 9. února 2012, kdy celé vzplanutí v pásmu energií 2 – 8 keV trvalo 1,5 h, ale v maximu vzplanutí dosáhl nárůst více než 5 mag ! Tomu odpovídá vyzářená energie až 1032 J, kterou lze získat přeměnou 1016 kg nějaké látky s účinností 10 %. Nejspíš šlo o pád planetky do černé veledíry.

S. Gillessen aj. objevili pomocí aparatur NACO a SINFONI VLT na Paranalu v těsném sousedství černé veledíry v jádře naší Galaxie (Sgr A*) prachoplynové mračno G2, jež směřuje rychlostí 1,7 tis.km/s do pericentra své oběžné dráhy kolem veledíry. Jeho svítivost 5 L☉ a teplota prachu 550 K umožnily podrobné snímkování pohybu, takže odtud vyplynula přibližná hodnota výstřednosti jeho velmi protáhlé eliptické dráhy e = 0,94 a vzdálenost pericentra od černé veledíry 40 mld. km (270 AU), neboli 3,1 tis. Schwarzschildových poloměrů. Oblak G2 se proti předešlým letům zřetelně protahuje ve směru letu. Jeho oběžná perioda se odhaduje na (137 ±11) let a průchod pericentrem na léto 2013. (Astronomové však již delší dobu pozorují jasné hvězdy S2 a S14 staré jen několik milionů let, které mají svá pericentra 2,1krát, resp. 3,3krát blíže).

Podle J. Miralda-Escudé má plynná složka mračna teplotu 10 kK a apocentrum mračna se nalézá ve vzdálenosti 8 tis. AU od černé veledíry. R. Narayan aj. odhadli průchod pericentrem na červen 2013 a rychlost jeho pohybu v té době na 5,4 tis. km/s. To znamená, že před čelem mračna se objeví oblouková rázová vlna a po dobu několika měsíců vzroste tok rádiového záření na decimetrových a milimetrových vlnách na několikanásobek klidové hodnoty.

Další simulace budoucího chování oblaku G2 pocházejí od M. Schartmanna aj. Využili přitom předobjevových pozorování mračna již od léta 2008 a předpověděli, že k průchodu pericentrem dojde počátkem července 2013, kdy rentgenový zářivý výkon vzroste 80krát, ale nebude stabilní; variace jasnosti o 1 mag budou pozorovatelné po dobu několika měsíců. Autoři též spočítali, že předešlý průběh mračna apocentrem ve vzdálenosti 4,3 tis. AU se odehrál na jaře 1927 a oběžná doba kolem veledíry dosahuje 138 let. Hmotnost oblaku odhadli na 1,7 1025 kg, tj. zhruba 3 Mz.

Se zajímavým vysvětlením povahy objektu G2 přišli F. Meyer a E.Meyerová-Hoffmeisterová, kteří se domnívají, že oblak vznikl výbuchem novy, které uvolňují při explozi prachovou mlhovinu o hmotnosti řádu 10-5 Mz. Předobjevová pozorování G2 z r. 2004 dávají oběžnou rychlost oblaku 1,2 tis km/s a z r. 2011 již 2,35 tis. km/s. Není divu, že veškerá vhodná pozorovací technika na Zemi i v kosmu se od chvíle, kdy byl objekt G2 objeven, zaměřuje podle D. Marroneho aj. nyní zcela soustavně na sledování vzácného úkazu v blízkosti obzoru událostí zmíněné veledíry.

M. Su a D. Finkbeiner se pokusili najít výtrysky z černé veledíry v centru Galaxie, protože u cizích galaxií téměř vždy takové rentgenové a gama výtrysky z veleděr pozorujeme. Nakonec uspěli, když v datech z družice Fermi našli v jižní obří bublině výtrysk s energiemi v rozsahu 1 – 100 GeV, jehož zářivý výkon dosahuje 2.1028 W. Podobně se S. Matsumurovvi aj. podařilo najít molekulové mračno v těsné blízkosti jádra Galaxie, které má bizarní tvar zakrouceného prasečího ocásku o rozměrech 20 × 20 pc2. Hmotnost mračna odhadli na 400 tis. M☉. Zakroucení je důkazem přítomnosti silných magnetických polí v centrální molekulové zóně Galaxie.

H. B. Liu aj. zjistili, že černá veledíra v centru Galaxie je obklopena cirkumnukleárním diskem o vnitřním poloměru 1,5 pc a vnějším poloměru 4 pc. Disk pozorovaný submilimetrovým radiointerferometrem SMA na Mauna Kea a 100 radioteleskopem GBT v Green Banku má vločkovitou strukturu a procházejí ním spirálová molekulová ramena. Disk tak dynamicky reguluje proměnlivý přísun materiálu do hladové gravitační jámy černé veledíry.

5.4. Místní soustava galaxií

S. Banejree aj. zjistili, že velmi hmotná (>150 M☉) hvězda VFTS 682 poblíž mlhoviny 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) byla téměř určitě vypuzena z asociace velmi mladých hmotných hvězd R136 v centru mlhoviny, ale nyní se nalézá už 30 pc severovýchodně od centra, od něhož se vzdaluje rychlostí 40 km/s. Podobný osud potkal také hvězdy 30 Dor O16 o hmotnosti 90 M☉, která se od centra vzdaluje rychlostí 85 km/s.

P. Prada Moroni aj. určili parametry zákrytové dvojhvězdy CEP 0227 ve VMM, jejíž obě složky jsou současně klasickými cefeidami, což dalo mimořádnou příležitost zlepšit nulový bod vztahu Leavittové (perioda vs. svítivost cefeid). Obě složky mají po řadě hmotnosti (4,14 + 4,15) M☉; poloměry (32 + 45) R☉ a efektivní teploty (5,9 + 5,1) K. Jsou staré 150 mil. roků, chudé na kovy (Z = -0,33) a od nás vzdáleny 50,8 kpc.

A. Monsonovi aj. vyšla z přehlídky infračervených světelných křivek 37 cefeid s rozsahem period 4 – 70 d pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) v pásmech 3,6 a 4,5 μm vzdálenost VMM 49,6 kpc. Naproti tomu J. Storm aj. obdrželi z kalibrace infračervených světelných křivek 111 cefeid v Galaxii a obou Magellanových mračnech vzdálenosti 49,0 kpc pro VMM a 60,8 kpc pro MMM.

R. Haschke aj. využili obsáhlého katalogu OGLE III k určení individuálního zčervenání 1,8 tis. cefeid a 17 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr k určování vzdáleností hvězd ve VMM a MMM. Pro VMM jim vyšla mediální vzdálenost (53,9 ±1,8) kpc pro cefeidy a (53,1 ±3,2) kpc pro hvězdy RR Lyr. Radiální hloubka cefeid ve VMM dosahuje (1,7 ±0,2) kpc a celé mračno je vůči nám skloněno šikmo pod úhlem 32° V MMM měli k dispozici údaje o 2,5 tis. cefeid a 1,5 tis. hvězd RR Lyr a odtud odvodili mediány (63,1 ±3,0) kpc pro cefeidy a (61,5 ±3,4) kpc pro RR Lyr. Radiální hloubka MMM dosahuje (2,7 ±0,3) kpc pro cefeidy a (2,0 ±0,4) kpc pro RR Lyr. Sklony obou populací proměnných hvězd se v tomto případě drasticky liší. Pro cefeidy činí 74°, kdežto pro RR Lyr jen 7°. Z toho plyne, že cefeidy se koncentrují podél příčky MMM, kdežto hvězdy RR Lyr jsou v galaxii rozloženy rovnoměrně.

D. Graczyk aj. využili dlouhoperiodickou oddělenou zákrytovou dvoučárovou dvojhvězdu OGLE SMC113.3 4007 k mimořádně přesnému stanovení jejích geometrických i fyzikálních parametrů. Obě složky dvojhvězdy s nízkou metalicitou (Z = -0,5) jsou stejně jasné (V = 16,8 mag) a mají po řadě hmotnosti (3,50 + 3,56) M☉; poloměry (46 + 48) R☉; svítivosti (1,00 + 1,13) L☉; spektrální třídy G8 II-III a efektivní teploty 4,8 kK. Obíhají kolem společného těžiště po eliptické dráze o velké poloose 1,9 au a výstřednosti e = 0,2 v periodě 372 d. Odtud pak vyplývá její vzdálenost 59,7 kpc, v dobré shodě s výsledkem J. Storma aj. Nízkou metalicitu mezihvězdného materiálu (Z = -0,6) v MMM potvrdili J. Howk aj. v absorpčních čarách nuklidu 7Li ve spektru hvězdy Sk 143, které pořídili spektrografem UVES VLT ESO na Paranalu.

Jak uvedli S. Turonová aj., neuspokojivé výsledky dalo určení vzdálenosti obou Mračen pomocí družice HIPPARCOS, protože jen 30 tis. hvězd má změřenou trigonometrickou vzdálenost s přesností lepší než 10 %. Extrapolací pak vycházejí vzdálenosti pro VMM 48 kpc a MMM jen 54 kpc. Zlepšení lze v tomto směru lze očekávat až od družice Gaia, jež bude měřit s přesností nejméně o 2 řády vyšší.

R. van den Marel aj. se zabývali zpřesněním vzájemného sekulárního pohybu naší Galaxie a velké spirální galaxie M31 (And). Ve vztahu vůči centru naší Galaxie dosahuje radiální složka rychlosti hodnoty -109 km/s a tangenciální jen 17 km/s. To povede k téměř čelní srážce obou velkých galaxií. První dotek bližších okrajů galaxií se uskuteční za 3,9 mld. let a jádra obou galaxií se k sobě přiblíží na minimální vzdálenost 31 kpc za 5,9 mld. let od současnosti. Odtud též vyplývá vyšší hmotnost místní soustavy galaxií 4,9 TM☉, než se dosud uvádí (3,2 TM☉).

Autoři dále ukázali, že známá galaxie M33 (Tri) je těsně gravitačně vázána k M31 a jejich vnější okraje se dotknou již za 850 mil. let, zatímco jádra se nejvíce přiblíží za 3,7 mld. let na minimální vzdálenost 176 kpc. Tyto dlouhodobé pohyby způsobí, že Slunce se dostane na velmi protáhlou dráhu vůči centru Galaxie a za 5 mld. let od současnosti odpluje do vzdálenosti >50 kpc od centra Galaxie. Za 10 mld. let se přiblíží k centru galaxie M33 na pouhých 10 kpc! Tento gravitační karambol se vskutku podobá šťouchu na gigantickém kulečníku, kde dvě koule mají přibližně stejnou hmotnost, zatímco M33 je výrazně slabší s hmotností o řád nižší, než oba hlavní soupeři.

Vzdálenost M31 se dá podle A. Conna aj. zlepšit souběžným měřením jasností špičky větve červených obrů, jak v této velké galaxii, tak v jejich 26 satelitech, včetně již zmíněné M33. Výhodou je rychlost měření - nemusí se jako u cefeid měřit stovky dnů, ale stačí jediná expozice pro každý satelit. Odtud jim vyšla vzdálenost galaxie M31 780 kpc (2,5 mil sv. l.). F. Lockman aj. potvrdili, že mezi galaxiemi M31 a M33 existuje nesouvislé propojení jakýmsi mostem, který pozorovali obřím 100m radioteleskopem GBT v čáře H I na vlnové délce 211 mm. To je přímý důkaz jejich silné slapové interakce.

Rozsáhlá přehlídka SDSS poskytla dle A. Bonacaové aj. důkazy o slapových proudech také mezi naší Galaxií a galaxií M33. Halo naší Galaxie sahá až do vzdáleností 40 kpc od centra Mléčné dráhy. Ve směru gal. délky 133° a gal. šířky +33° se vyskytuje ve vzdálenosti 26 kpc slapový proud o šířce 75 pc a délce 5,5 kpc starý asi 12 mld. let s velmi nízkou metalicitou materiálu (Z – -1,0).

V souhvězdí Trojúhelníku v galaxii NGC 604 (vzdálenost 840 kpc) se podle J. Martíneze-Galarza aj. nachází druhá nejhmotnější hvězdná kolébka v celé Místní soustavě galaxií (vůbec nejhmotnější kolébka obklopuje hvězdu 30 Dor v naší Galaxii). Oblast v NGC 604 má průměr asi 200 pc a obsahuje řadu mračen o rozměrech 5 – 29 pc a hmotnostech 80 – 740 kM☉. Protože je celá oblast zahalena prachem, posloužily k jejímu zkoumání infračervené teleskopy SST a Herschel, ale též rentgenová družice Chandra. Družice Herschel odhalila již zářící velmi mladé (4 mil. let) hvězdy o úhrnné hmotnosti 160 tis. M☉. Asi 8 % z celkové hmoty hvězd představují objekty, které se právě v současnosti mění na hvězdy. Je tedy zřejmé, že proces vzniku hvězd není plynulý; spíše jde o časově oddělené epizody rychlé tvorby nových hvězd často velmi vysokých hmotností a sp. tříd O a B.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

A. Abramowski a velký kolektiv spoluautorů z mezinárodního projektu H.E.S.S. zveřejnili podrobnou studii o galaxii NGC 253 (Scl, vzdálenost 3,5 Mpc), jež vyniká překotnou tvorbou hvězd. Stala se předmětem soustavného pozorování Čerenkovovými teleskopy v Namibii, protože se očekávalo, že bude silným zdroje energetického záření gama. To se vskutku potvrdilo měřením v pásmu 100 MeV - 100 GeV a také >100 GeV. Autoři tuto práci věnovali památce předčasně zesnulého českého fyzika Dalibora Nedbala (1980 -2012), jenž právě této galaxii věnoval největší pozornost v rámci své účasti ve zmíněném projektu.

J. Greco aj. využili momentálně největšího binokuláru světa (LBT 2x8,4 m) na Mt. Grahamu v Arizoně k určení základních parametrů známé galaxie M82 (UMa, vzdálenost 3,6 Mpc; úhel 1′ odpovídá lineární délce 18 pc). Jak známo, tuto galaxii vidíme téměř z profilu pod úhlem 80°. Její zářivý výkon odpovídá 60 GL☉ a její dynamická hmotnost odvozená z rotační křivky pro radiální vzdálenosti 1 – 4 kpc činí 10 GM☉. Do vzdálenosti 500 pc od těžiště se nachází <2 GM☉.

Jak uvedli S. Chakraborti aj., podařilo se dobrovolníkům sdruženým v projektu Galaxy Zoo objevit v r. 2009 nový typ galaxií nazvaný podle jejich vzhledu „zelené hrášky“ (green peas). Vyznačují se malými lineárními rozměry (<5 kpc) a extrémně širokými (až 100 nm!) zakázanými emisními čarami [O III]. Radioteleskopy GMRT a VLA odhalily i jejich silné rádiové záření. Přestože hmotnost hrášků je nízká (0,3 – 10 GM☉), vyznačují se intenzivní tvorbou hvězd tempem >10 M☉/r. Hmotnost hvězd v zelených hrášcích se zdvojnásobuje každých 100 mil. roků, zatímco v běžných galaxiích to zabere 10 mld. let! Jejich magnetické pole je silnější než v naší Galaxii a to je nejspíš hlavním trumfem zelených hrášků v souboji s ostatními typy galaxií o nejrychlejší nárůst hmotností hvězd.

Prvním známým výsledkem projektu Galaxy Zoo byl objev holandské učitelky hudby Hanny van Arkelové z r. 2007. Dobrovolná spolupracovnice projektu našla podivný roztřepený zelený objekt poblíž spirální galaxie IC 2497 (LMi; vzdálenost 200 Mpc), který od té doby nese jméno Hanny's Voorwerp. W. Keel aj. využili nyní kamery WFC3 a spektrografu STIS HST k podrobnému snímkování zmíněné galaxie a objevili tak slabou aktivitu podobnou Seyfertovým galaxiím typu 2. Na straně galaxie protilehlé vůči Voorwerpu nalezli v lineární vzdálenosti 500 pc od ní prsten ionizovaného vodíku (H II). Z těchto pozorování vyplývá, že v blízkosti černé veledíry v jádře galaxie došlo v minulosti k akreci většího množství hmoty, jež vyvolalo ultrafialové vzplanutí, které se zpožděním minimálně 1,6 tis. let dospělo jak k Voorwerpu, tak ke zmíněnému prstenu.

C. Conroy a P. van Dokkum zdůraznili, co už ostatně většina odborníků tušila, že největší část úhrnné hmotnosti hvězd v každé galaxii tvoří hvězdy s nejmenšími možnými hmotnostmi <0,4 M☉!Jejich pozorování je totiž obtížné, protože přispívají k celkové bolometrické svítivosti dané galaxie méně než 1 %. Dodnes fakticky neumíme spolehlivě určit průběh funkce hmotnosti hvězd pro kritické rozmezí 0,08 – 0,10 M☉ a velký rozsah stáří 3 – 13,5 mld. let. Ďábel se jako obvykle skrývá v maličkostech.

I. Ferreras aj. studovali rozložení 787 oblastí překotné tvorby hvězd v galaxii NGC 4321 (M100; Com; vzdálenost 17 Mpc; průměr 37 kpc) pomocí pozemních i kosmických teleskopů s cílem určit jejich polohu vůči spirálním ramenům, kterými se tato galaxie právem honosí. Rozložení ramen však vůbec neodpovídá klasické teorii hustotních vln, podle níž by úhlová rychlost pohybu ramen měla být stálá. Pozorování ukázala, že ramena se pohybují tak rychle jako hvězdy a plyn v ramenech, takže ve skutečnosti trvají docela krátce a s hustotními vlnami nemají nic společného. Teoretikům tedy nezbude, než se s vysvětlením spirální struktury galaxií vrátit na začátek.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

L. Bradley aj. využili citlivé kamery WFC3 HST jako okuláru ve virtuálním teleskopu, jehož objektivem byla gravitační čočka vytvářená kupou galaxií A1703 vzdálená od nás 1,0 Gpc. Pomocí obří čočky se daří zesílit obrazy vzdálenějších galaxií v hlubokém vesmíru 3 – 40krát! Autorům se tak podařilo zobrazit v blízké infračervené oblasti (1,6 μm) celkem 7 galaxií s kosmologickými červenými posuvy z v rozmezí 6,4 – 8,8, tj. ve vzdálenostech 3,9 – 4,0 Gpc.

Nejjasnější z nich označená zD1 by měla bez zesílení jasnost 26,4 mag, ale na snímku se díky mezilehlé gravitační čočce jeví jako objekt 24,0 mag a její kosmologická vzdálenost činí 3,96 Gpc, což odpovídá stáří 900 mil. let po velkém třesku. Hmotnosti zmíněných vzdálených galaxií dosahují řádu 1 GM☉ a jejich lineární rozměry <4 kpc, což jsou hodnoty výrazně nižší, než je tomu u galaxií současných. Probíhá v nich však poměrně rychlá tvorba hvězd tempem ≈8 M☉/r. Již vzniklé hvězdy patří vesměs mezi velmi mladé, protože jejich stáří se pohybuje v mezích 5 – 180 mil. roků.

D. Holz a S. Perlmutter určili shodné rekordní hmotnosti ≈4 PM☉ dvou kup galaxií (A370 a A2163) vzdálených od nás 816 Mpc. Taková měření jsou podstatná pro ověřování platnosti standardního kosmologického modelu zahrnujícího zářící i skrytou látku.

P. Eisenhardt aj. nalezli v datech infračervená družice WISE první nadsvítivou infračervenou galaxii v poloze J1814+3412 s červeným posuvem z = 2,45 (vzdálenost 3,4 Gpc; stáří 2,7 mld. let po velkém třesku). Galaxie je silně zaprášená, ale její bolometrický zářivý výkon je vskutku mimořádný (40 TL☉). Vyniká také překotnou tvorbou hvězd tempem 300 M☉/r. WISE již nalezla mimo hlavní rovinu naší Galaxie přes 1 tisíc silně zaprášených galaxií, které jsou pozorovatelné jedině ve středních infračervených pásmech 12 – 22 μm. Jejich bolometrický zářivý výkon přesahuje svítivost naší Galaxie o plné tři řády. To znamená, že prach v těchto galaxiích - více než tisíckrát vzácnějších než galaxií s aktivními jádry (AGB) - je silně ohřát na teploty 60 – 120 K. Autoři silně zaprášené galaxie pojmenovali hot DOGs (hot Dust-Obscured Galaxies). Následkem toho jen pouhých 10 % záření infračervených galaxií obstarávají hvězdy.

Všechno nasvědčuje tomu, že právě tyto vzácné galaxie představují předstupeň ve vývoji galaxií, kdy epizody akrece látky na vznikající černou veledíru trvají jen ≈1 mil. roků, ale zato proběhnou rychleji a mohutněji než vznik prvních hvězd. Mocné záření z překotné akrece na centrální černou veledíru dokonce vznik prvních hvězd brzdí a odkládá na pozdější dobu. Zmíněné procesy se týkají galaxií ve stáří 2,1 – 3,3 mld. let po velkém třesku. K podobnému závěru dospěli nezávisle také X. Zhang aj., kteří ukázali, že akrece na černé veledíry v galaxiích zdvojnásobuje hmotnosti galaxií v čase od 3 do 6 mld. let po velkém třesku.

L. X. Li modeloval průběh akrece na černou veledíru v čase zhruba 1 mld. let po velkém třesku. Dospěl tak k závěru, že v té době mohou veledíry snadno dospět k hmotnostem řádu 1 GM☉ při splývání zárodků galaxií, kdy do centrální oblasti v okolí veledíry proudí dostatečné množství velmi chladného plynu. To umožňuje superkritickou Eddingtonovu akreci, která se sice záhy utlumí, ale srážka s další protogalaxií celý proces znovu oživí.

Jak ukázali N. Seymour aj. na základě pozorování galaxie Pavučina (Hya; MRC 1138-262; vzdálenost 3,25 Gpc) pomocí infračervených kosmických teleskopů SST a Herschel i bolometru LABOCA u mikrovlnného teleskopu ACT v poušti Atacama, probíhá v této soustavě splývajících galaxií dvoustupňový proces překotné tvorby hvězd a vzniku aktivního jádra galaxie. V pásmu vlnových délek 8 – 1 000 μm dosahuje zářivý výkon celé soustavy 20 TL☉, z toho AGN vydává 12 TL☉ a hvězdy 8 TL☉. Překotná tvorba hvězd probíhá rekordním tempem 1,4 kM☉/r! Takové tempo se udrží ještě desítky milionů let, a další srážka radiogalaxií v Pavučině prodlouží epizodu na stovky milionů let. Snyderova studie je prvním závažným výsledkem projektu, který má zahrnout celkem 71 rádiových galaxií pozorovaných kosmickým teleskopem Herschel ve vzdálenostech 2,4 – 3,9 Gpc.

Podobně se R. Maiolino aj. zabývali nitrem kvasaru 1148+5251 (vzdálenost 3,9 Gpc; stáří 860 mil. let po velkém třesku) z přehlídky SDSS. Rádiovým interferometrem IRAM na Plateau de Bure objevili široké emisní čáry C II (klidová vlnová délka 0,158 mm), které se vlivem červeného posuvu daly pozorovat v pásmu 1,14 mm). Šířka čar odpovídá rychlostem pohybu až 2 tis. km/s v blízkém okolí černé veledíry. Z toho vyplývá ztráta hmoty z centra tempem 3 500 Mo/r! Kinetický výkon výtoku hmoty řízený tlakem záření pak dosahuje 2.1038 W. (Tlak záření ovlivňuje pouze řídké molekulové mračno v okolí černé veledíry. Nemá vliv na pohyby hvězd ani na skrytou látku!). Autoři odhadli, že ve zmíněné galaxii se původně nacházelo na 20 GM☉ molekulového plynu, který se při pozorovaném tempu ztráty hmoty mohl zcela odfouknout během pouhých 6 mil. let.

F. Walter aj. pozorovali v Hubbleově hlubokém poli v prachem zaprášeném okolí galaxie HDF 850.1 s přebytkem zářivé energie v submilimetrovém pásmu spektra. Využili k tomu radiointerferometru IRAM na observatoři Plateau de Bure v pásmu vlnových délek ≈3 mm (frekvence 80 – 115 GHz) a zjistili, že se v tom směru nachází nadbytek galaxií s velmi podobným červeným posuvem z ≈ 5,2 (stáří ≈ 1,1 mld. let po velkém třesku). V rádiovém spektru galaxie HDF 850.1 objevili mikrovlnné čáry CO (klidová frekvence 93,2 a 111,8 GHz) a C II (307 GHz) s červeným posuvem z = 5,18. Odtud se jim podařilo odvodit, že tato galaxie obsahuje 130 GM☉ v podobě molekulového plynu a jeví překotnou tvorbu hvězd udivujícím tempem 850 M☉/r. Přitom v optickém oboru zůstává galaxie kvůli absorpci v prachu zcela neviditelná. Zmíněné údaje svědčí o tom, že zde pozorujeme zatím nejstarší rodící se kupu galaxií.

R. Simcoe aj. pořídili pomocí 6,5m Baadeho teleskopu na Las Campanas v Chile spektra velmi rané galaxie IRAS J1120+064 s červeným posuvem z = 7,04 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří 770 mil. let po velkém třesku). Zatímco dosud se metalicity (zastoupení prvků s protonovými čísly Z>5) pohybovaly v různých oblastech vesmíru v rozmezí 0,001 – 2,0 Z☉, tak pro zmíněnou galaxii autoři obdrželi rekordně nízkou hodnotu <0,000 1 Z☉! To by mohlo znamenat, že v této galaxii bychom mohli budoucími obřími dalekohledy pozorovat hvězdy III. populace tvořené pouze H a He, které ovšem v mezidobí dávno zanikly.

Jak uvedli W. Zheng aj., díky citlivé kameře WFC3 HST a efektu gravitačního čočkování známe už zhruba 100 galaxií, které pozorujeme ve věku 650 – 850 mil. let po velkém třesku. Jako gravitační čočky posloužilo HST tucet bližších kup galaxií. Vůbec nejvzdálenější a tedy i nejstarší galaxie MACS 1149-JD o hmotnosti 150 MM☉ má z = 9,6; tj. věk 490 mil. let po velkém třesku a hvězdy v ní vznikaly už <300 mil. po velkém třesku. Její obraz je zesílen zhruba 15krát gravitační čočkou - kupou galaxií MACS 1149+2223 (z = 0,544; vzdálenost 1,7 Gpc) o hmotnosti 2,5 PM☉.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

K. Gougouliatos a M. Lyutikov poukázali na úlohu dutin o nízké hustotě plazmatu vytvářených v galaxiích AGN relativistickými výtrysky z okolí černé veledíry v centru galaxie. Dutiny jsou mimořádně stabilní, protože jsou zvenčí stlačovány hustším plazmatem, ale tato síla je v rovnováze s tlakem relativistického výtrysku. V dutinách vznikají rozsáhlé plochy elektromagnetického pole, v nichž probíhají výbuchy magnetické rekonexe (náhlé přestavby magnetických polí), během nichž se elektricky nabité částice urychlují na rekordní energie kosmického záření. Autoři to dokládají pozorováním nejbližší galaxie AGN (Cen A = NGC 5128; vzdálenost ≈3,8 Mpc), kde zdrojem energetických kosmických paprsků jsou právě zmíněné dutiny.

V téže galaxii objevili G. Harrisová aj. pomocí 6,5m teleskopu Magellan na observatoří Las Campanas v Chile dalších 800 kandidátů na kulové hvězdokupy. Dosud jich tam astronomové pozorovali jen 600. Radioteleskop ALMA dovolil díky pozorování čar CO na vlnových délkách 1,3 mm poprvé spolehlivě určit hmotnost černé veledíry v centru Cen A na 100 MM☉. Odtud také plyne, že současný vzhled rádiové galaxie je výsledkem srážky obří eliptické s menší spirální galaxií.

E. Aliu aj. oznámili na základě soustavného sledování obří eliptické galaxie M87 (= NGC 4486 = Vir A; vzdálenost 16,5 Gpc; hmotnost 2,7 TM☉) čerenkovovou aparaturou VERITAS (Mt. Hopkins, Arizona) monitorující energetické (100 GeV – 10 TeV) paprsky gama, že tam od r. 2008 pozorují četné erupce v pásmu energií >350 GeV, které trvají celé dny a mění svou jasnost během necelého dne. Zatím největší výbuch pozorovali v dubnu 2010. A. Abramowski aj. využili aparatur H.E.S.S. v Namibii, MAGIC na Kanárských ostrovech a VERITAS k určení hmotnosti černé veledíry v jádře galaxie M87 v rozmezí 3 – 6 GM☉. I toto konzorcium mnoha výzkumných týmů sledovalo proměnnost záření gama z M87 již od r. 2006 a potvrdilo ho též v pásmech rentgenového (Chandra) a optického (HST) záření i v širokém rozsahu rádiových vln (e-VLBI, VLBA, VLA aj.).

Jak připomněli G. Privon aj, mezi nejjasnější rádiové zdroje blízkého vesmíru patří proslulá galaxie AGN Cyg A (= 3C-405; vzdálenost 185 Mpc). K jejímu sledování v rádiových vlnách pomocí radioteleskopů VLA i VLB se v posledních letech přidal i infračervený Spitzerův kosmický teleskop (SST), jenž pozoroval ohřátý prach až do vzdálenosti 130 pc od centrální černé veledíry o hmotnosti 2,5 GM☉. Radiové interferometry pak dokázaly rozlišit oba protilehlé výtrysky z okolí veledíry, jež se ve větší vzdálenosti změní v široké rádiové laloky a horkou skvrnu v centru galaxie. Odtud také vyplývá, že v rádiově hlučné galaxii probíhá překotná tvorba hvězd tempem 70 M☉/r. Celková hmotnost galaxie činí zhruba 1 TM☉.

I. Agudo aj. se v letech 1995-2011 věnovali sledování blazaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc) pomocí radiointerferometru VLBA na vlnové délce 7 mm (43 GHz). Jeho kvaziperiodickou optickou proměnnost předtím prokázaly fotografické snímky pořizované již 120 let. Tak se podařilo ukázat, že i rádiový signál ze zdroje výrazně kolísá v čase. V letech 2004-2006 se dokonce zcela změnil směr vnějších relativistických výtrysků o plných 100°. Také vnitřní výtrysky změnily během té doby směr o 40°. Autoři odtud odvodili virtuální superluminální rychlost šíření výtrysků rychlostí až 19krát větší než je rychlost světla ve vakuu.

Kromě toho se ukázalo, že v centru objektu se nachází pár černých veleděr, jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 12 let a to vyvolává pozorovaná kolísání směru výtrysků. M. Valtonen aj. zpracovali údaje o optickém zjasnění blazaru v dubnu a listopadu 2005 a odtud zpřesnili hmotnosti černých veleděr, které kolem společného těžiště obíhají v periodě 12 let po protáhlé eliptické dráze o velké poloose 9,3 tis. au s výstředností 0,66 a poměrně velkou precesí dráhy. Z pozorování v okolí pericentra v r. 2005 tak dostali pro primární veledíru hmotnost 18 GM☉ a pro sekundární 140 MM☉, což odpovídá předchozímu splynutí dvou nestejně hmotných galaxií.

R. Valianteová aj. modelovali vlastnosti kvasaru SDSS J1148+5251 se z = 6,4 (vzdálenost 3,9 Gpc; stáří 870 mil. let po v. třesku) a potvrdili tak významnou zpětnou vazbu mezi akrecí hmoty černou veledírou a vývojem celé galaxie. Z okolí veledíry totiž v rané epoše vývoje vyvěrá extrémně mocný galaktický vítr tempem 35 tis. M☉/r (!). Vítr vymetá z galaxie zředěný interstelární plyn a tím se výrazně snižuje tempo tvorby hvězd už v čase >650 mil. let po velkém třesku. Souběžně s tím ubývá také výbuchů supernov.

F. Tombesi aj. zkoumali rychlost rotace výdutí 42 galaxií AGN pomocí rentgenové družice Newton. Ve dvou pětinách případů objevili rychlý (až 0,14.c) výtok plazmatu z okolí černé veledíry do výdutě (UFO = Ultra-Fast Outflow). Jev UFO má dva zajímavé důsledky. Především se tak roztáčí celá galaktická výduť na vyšší rychlost rotování kolem veledíry, a současně se tak snižují tempo akrece na černou veledíru a vznikání hvězd v okolí černé veledíry, čímž se zpomaluje stárnutí celé galaxie.

J. de Freitas Pacheco aj. vypracovali gravitační model výtrysků z černých veleděr v centru AGN. Ukázali, že výtrysk urychlovaný na hranici ergosféry rotující veledíry směřuje od ní v úzkém (kolimovaném) směru až do vzdálenosti 140 kpc od ergosféry, kde obsahuje elektrony urychlené na energie kolem 9,4 GeV a protony urychlené na rekordní energie řádu stovek EeV!

G. Ghisellini se zabýval otázkou, z čeho se vlastně skládají kolimované výtrysky v blazarech a radiogalaxiích hlučících v pásmu záření gama. Soudí, že jejích hlavní složkou mohou být páry pozitron-elektron, zejména ve vnitřní složce výtrysků, kde Lorentzův faktor je ještě nízký a zářivý výkon paprsků gama o energiích ≈1 MeV překračuje hodnotu 1037 W.

5.8. Černé díry a veledíry

A. Retter a S. Heller upozornili, že samotný velký třesk, jímž se zrodil náš vesmír, je projevem existence bílé díry jako protějšku děr černých. To vypadá jako logicky přesné tvrzení, ale autoři jdou ještě dál, když se snaží některé extrémní úkazy jako např. mimořádně vysoké zářivé výkony některých zábleskových zdrojů záření gama vysvětlit jako exploze menších bílých děr...

Pomiňme další spekulace o bílých dírách a vraťme se k černým dírám, o jejichž existenci není dnes už žádných pochyb.

C. Liu aj. zkoumali možnosti extrakce energie z rotující černé díry mechanismem, který navrhl R. Penrose již v r. 1971. Oblast, odkud se dá vydolovat energie rotující černé díry, se nazývá ergosféra a autoři ukázali, že účinnost Penroseova procesu vzrůstá, pokud je ergosféra třeba jen slabě deformována. Zatímco extrémně rotující Kerrova díra poskytuje účinnost Penroseova procesu jen 21 % (pro srovnání účinnost nejvydatnější termonukleární reakce H ==> He dosahuje účinnosti jen 0,7 %), deformovaná metrika ji může zvýšit až na 60 %!

S. Gezari aj. popsali jiný vzácný jev, který byl však teoreticky už dlouho předvídán, totiž slapové roztrhání hvězdy v těsné blízkosti černé veledíry. Z nedávné minulosti se už vědělo o dvou případech, kdy černá veledíra v centru galaxie pravděpodobně slapově roztrhala hvězdu ve své blízkosti. Navenek se to projevilo nápadným zjasněním v rádiovém oboru spektra, resp. relativistickým výtryskem. Teoretické výpočty však naznačovaly, že v dané galaxii se takový úkaz odehraje v průměru jednou za 10 tis. let. Autoři však nyní získali jasný důkaz, že k slapovému roztrhání hvězdy došlo, díky pozorování robotické aparatury PanSTARRS1, která 31. 5. 2010 zpozorovala v centru anonymní galaxie (hmotnost hvězd 3,6 GM☉; stáří hvězdných populací 1,4 – 5,0 Gr; absolutní hvězdná velikost galaxie R = -18,7 mag) v poloze 1609+5340 vzdálené 816 Mpc rychlé zjasnění bodového objektu PSI-10jh ve čtyřech barevných filtrech na maximum, které nastalo 12. 7. téhož roku a pak sláblo do 1. 9. 2011.

V centru zmíněné galaxie se totiž nachází černá veledíra o hmotnosti 2 MM☉ a průběh světelné křivky výborně odpovídal vypočtenému slapovému trhání hvězdy pod slapovým poloměrem Rs černé veledíry, jenž je dán výrazem: Rs ≈ R*.(Mčd/M*)1/3, kde symbol * označuje poloměr a hmotnost hvězdy a Mčd je hmotnost černé veledíry. Autoři ukázali, že předchůdce roztrhané hvězdy měl ve fázi hlavní posloupnosti hmotnost >1 M☉, aby během 5 mld let stihl opustit hlavní posloupnost, projít větvi červených obrů a zbavit se díky druhé složce dvojhvězdy vnějších obalů, takže z něj zůstalo jen obnažené jádro o hmotnosti 0,23 M☉, poloměru 0,33 R☉ a efektivní teplotě 29 K tvořené téměř výhradně héliem.

V maximu jasnosti zářilo trhající se jádro hvězdy bolometrickým výkonem >2.1037 W (zhruba stejným jako naše Galaxie!) a celkem za celou dobu této závěrečné epizody své existence vyzářilo energii >2.1044 J (zhruba tolik jako naše Galaxie za rok!). Z těchto údajů jednoznačně plyne, že gravitační trhání materiálu na hranici 6 Schwarzschildových poloměrů představuje podstatně vyšší procento energie utajené v hmotě, než jsou i ty nejúčinnější termonukleární reakce.

G. Chorunže aj. shromáždili údaje o rentgenovém záření 68 galaxií AGN ve vzdálenosti do 65 Mpc od Slunce a dále měření infračervených jasností v přehlídce 2MASS k určení jejich zářivého výkonu (bolometrické svítivosti) v porovnání s kritickou Eddingtonovou svítivostí Ledd pro dané hmotnosti černých veleděr. Ukázali, že bolometrické svítivosti kolísají v rozmezí 1 – 140 % Ledd. Extrémní hodnoty příslušejí galaxiím NGC 1365 a AGN 1H 0323+342. Autoři tak odvodili empirický vztah mezi Ledd a hmotností veledíry: Ledd = 1,3.1039.(Mv/108) W, kde Mv je hmotnost černé veledíry v jednotkách M☉. Vztah platí v intervalu 0,1 – 3 900 MM☉ hmotností veleděr Mv.

L. Treister aj. uvedli, že svítivosti galaxií AGN od těch nejbližších až po vzdálenost 3,5 Gpc se pohybují v řádech 1036 – 1039 W, tj. zhruba 2,5.(109 – 1012) L☉. Velikost jejich zářivého výkonu je úměrná počtu slévání galaxií v mezidobí, protože přinejmenším polovina hmotnosti centrálních černých veleděr se získává splynutím galaxií. Epizody splynutí trvají desítky až stovky milionů let a právě tehdy hmotnosti centrálních veleděr rychle vzrůstají, protože se k nim dostává hodně chladného plynu. Tento proces však během času slábne, protože volného plynu v galaxiích průběžně ubývá a také počet nově vznikajících hvězd se snižuje.

S. Doeleman aj. využili pásma 1,3 mm (231 GHz) radiointerferometru VLBI na základnách od Arizony po Havajské ostrovy ke zpřesnění hmotnosti černé veledíry v ústřední galaxii M87 (vzdálenost 16,7 Mpc) kupy v Panně. Obdrželi tak její hmotnost 6 GM☉ a nalezli řadu rotujících malých zdrojů (relativistických výtrysků) v akrečním disku těsně (5,5 Schwarzschildových poloměrů Rs; v tomto případě Rs ≈ 2.1010 km, čili úhlově 7 mikrovteřin) nad jejím obzorem událostí. Disk rotuje v témže směru jako veledíra.

R. Reis aj. objevili pomocí družice Swift kvaziperiodické oscilace rentgenového záření v pásmu 15 – 150 kpc s periodou 200 s u anonymní galaxie v poloze 1644+57 vzdálené od nás 1,2 Gpc. Ke zvláště velkému rentgenovému zjasnění pak došlo 28. 3. 2011, kdy rentgenový zářivý výkon zdroje dosáhl hodnoty >1041 W, přičemž teoreticky maximální (Eddingtonova) svítivost činila v tom případě „jen“ 6.1037 W! Lineární rozměr zdroje odhadli na 0,2 au.

Autoři se pokusili vysvětlit pozorované oscilace jejich vznikem v akrečním disku kolem černé veledíry o hmotnosti několika milionů M☉. Zatímco akreční disk rotuje nad hranicí Schwarzschildova poloměru, kolimované výtrysky plazmatu s relativistickými rychlostmi se mohou projevit zmíněnými oscilacemi. Oscilovat však může i samotné magnetické pole disku, stejně jako rozhraní mezi diskem a výtrysky. Oscilace by nám tak mohly poskytnout jedinečné údaje o platnosti obecné teorie relativity v silném gravitačním poli.

E. Berger aj. sledovali změny toku rádiového záření po dobu sedmi měsíců od zmíněného rentgenového vzplanutí pomocí celé řady radiointerferometrů. Dostali tak úhrnnou vyzářenou energii vzplanutí z konce března 2011: 2,4.1044 J v poloměru do 1,2 pc od veledíry a z toho usoudili, že stopy výbuchu budou pozemními aparaturami pozorovatelné ještě desítky roků. Brzy potom přišli A. Socrates aj. s přijatelnější domněnkou, že celý úkaz byl vyvolán slapovým trháním a následnou rychlou akrecí zbytků hvězdy černou veledírou. Tím se dá totiž velmi jednoduše vysvětlit zmíněná superkritická Eddingtonova svítivost pozorovaná koncem března 2011.

N. McConnell aj. určili úspěšně hmotnosti černých veleděr u nejjasnějších galaxií ve čtyřech kupách A1656 (vzdálenost 103 Mpc), A1367 (98 Mpc), A2666 (113 Mpc) a A779 (102 Mpc). Pomocí velkých dalekohledů (Gemini-N, Keck, McDonald) změřili rychlosti rotačního pohybu hvězd v galaxiích NGC 4889, NGC 3842, NGC 7768 a NGC 2832 v závislosti na jejich vzdálenosti od centrální veledíry v rozmezí (<100 pc - desítky kpc). Výsledné hmotnosti jsou udivující - po řadě 20 GM☉; 10 GM☉; 1 GM☉ a <9 GM☉.

Naprosto neuvěřitelně hmotnou černou veledíru nalezli R. van den Bosch aj. v centru čočkovité galaxie NGC 1277 (Per; vzdálenost 67 Mpc). Galaxie má totiž na základě pozorování 9,2m teleskopem HET v Texasu hmotnost 120 GM☉ a na centrální veledíru připadá podle autorů skoro 60 % této hodnoty, což zcela vybočuje ze známého vztahu, že veledíra mívá obvykle 0,1 % hmotnosti výdutě dané galaxie. Velmi pravděpodobně se v tomto výsledku skrývá nějaká koncepční chyba.

E. Bon aj. dokázali po 20 letech sledování spektrálně rozlišit těsný pár černých veleděr v centru Seyfertovy galaxie NGC 4151 (CVn; vzdálenost 19 Mpc) a odtud určili dráhové parametry tohoto páru. Velké poloosy relativních drah jsou po řadě 0,002 a 0,008 pc, výstřednost dosahuje 0,42, oběžná perioda 16 let a hmotnosti obou veleděr jsou přibližně 44 a 12 MM☉. Pokud se parametry potvrdí, plyne odtud, že obě složky nestvůrné dvojice splynou během 108 roků.

S. Doeleman aj. chystají projekt celosvětové sítě přesných radioteleskopů EHT (Event Horizon Telescope), který by měl zkoumat vzhled obzoru událostí černé veledíry v centru Galaxie (Sgr A*) pomocí stínu vrženého veledírou v rádiovém oboru spektra. Z výpočtu plyne, že průměr obzoru událostí Sgr A* je 53 obl. mikrovteřin. Už v r. 2007 se podařilo EHT docílit rozlišení 210 obl. mikrovteřin, takže cíl se zdá být už na dosah. Obecně je poloměr horizontu událostí Rh dán vztahem Rh = 2GM/c2, kde G je gravitační konstanta a M hmotnost černé díry, vše v jednotkách SI.

S. Nayakshin aj. vysvětlili, že černé veledíry v jádrech galaxií se živí chaoticky akreovaným chladným plynem spíše než materiálem z hlavního disku galaxie. Dříve, než materiál doputuje do blízkosti veledíry, uplyne totiž tolik času, že se z disku stihnou vytvořit hvězdy, a ty se už většinou pohltit nezdaří. Proto bývají veledíry v galaxiích s příčkou většinou vychudlé v porovnání s galaxiemi, u nichž se vyvinula klasická galaktická výduť.

S dalším zajímavým nápadem, jak rychle sestavit černou veledíru, přišli T. Hosokawa aj., když ukázali, že z chladného mezihvězdného plynu H a He může při akreci tempem 0,1 –1,0 M☉/rok vzniknout nadhvězda s poloměrem >100 R☉, který roste monotónně s dalším nabíráním hmoty, takže při hmotnosti 1 kM☉ dosáhne poloměru 7 kR☉, tj. 30 au. Jelikož efektivní teplota takového monstra nepřekročí 5 kK, nevysílá příliš mnoho optického záření, protože termonukleární reakce se v ní zažehne až při hmotnosti >100 M☉. Pak se náhle zhroutí na intermediální černou díru, která se už o další přísun hmoty akrecí dokáže postarat tak vydatně, že brzy povýší na veledíru. Jejich práci však vzápětí kritizovali D. Whalen a C. Fryer, kteří tvrdí, že hvězdy III. populace dosahují při svém vzniku hmotnosti nanejvýš 40 M☉, které se nedokáží tak rychle zhroutit a spojit na černou veledíru. Jelikož se zatím nedaří hvězdy III. populace přímo pozorovat, nelze tento spor snadno rozhodnout.

M. MacLeod aj. studovali slapové trhání a akreci hvězd pro černé veledíry a ukázali tak, že kritické hmotnostní rozhraní nastává pro hmotnost veledíry ≈100 MM☉. Nad touto mezí jsou veledíry tak veliké, že slabé slapové síly v blízkosti jejich povrchu dokáží roztrhat už jen velmi vyvinuté obří hvězdy a jejich akrece trvá stovky let. Naproti tomu pod zmíněnou hranicí dokáží „podvyživené“ veledíry slapově roztrhat a pozřít i daleko četnější hvězdy hlavní posloupnosti a tak své obéznější kolegyně začnou v hmotnosti dohánět.

5.9. Gravitační mikročočky a čočky

S. Vegetti aj. našli pomocí gravitační čočky tmavou satelitní galaxii v Einsteinově prstenci v okolí eliptické galaxie JVAS B1938+666 s červeným posuvem z = 0,881 (hmotnost 25 GM☉; vzdálenost 2,2 Gpc). Téměř dokonale souměrný Einsteinův prsten o úhlovém průměru 0,9′ vytváří kolem ní mnohem vzdálenější anonymní galaxie s červeným posuvem z = 2,059 (vzdálenost 3,2 Gpc). Autoři našli ve zmíněném prstenci pomocí infračervené kamery NIRC2 a adaptivní optiky Keckova 10m teleskopu anomální strukturu, kterou vytvořila satelitní galaxie patřící jako průvodce k eliptické galaxii JVAS. Hmotnost satelitu odhadli na 170 MM☉ a jeho příčný rozměr na >600 pc. Pozorování též potvrdili pomocí spektrografu NICMOS HST v pásmu 2,2 μm. Satelit tedy poněkud připomíná trpasličí galaxii Sgr v naší Galaxii.

M. Bayliss uveřejnil fotometrii a odhady vzdáleností pro 105 obřích svítících oblouků, které jsou projevem kolektivního gravitačního čočkování pomocí bohatých kup galaxií. Oblouky vybral z přehlídek SDSS a II.RSCS. Příslušné gravitační čočky jsou od nás vzdáleny od 750 Mpc do 2,6 Gpc s mediánem vzdáleností 1,8 Gpc. Oblouky samy jsou ze 29 % blíže než 2,4 Gpc, a ze 21 % dále než 3,5 Gpc. Medián jejich vzdáleností činí 3,2 Gpc a jejich jasnosti sahají od 20 mag po 24 mag.

Kuriózním případem se dle S. Hamana aj. stal kvasar B1422+231 vzdálený od nás 3,67 Gpc, jenž je gravitačně čočkován rozpínající se (130 km/s) slupkou pozůstatku po supernově třídy Ia o hmotnosti 25 – 99 M☉ a stáří ≈100 tis. let, která se nachází na témže zorném paprsku ve vzdálenosti 3,65 Gpc a má příčný poloměr 50 – 100 pc. Dva obrazy kvasaru procházejí slupkou jen 8,4 pc od sebe a přesto se je podařilo rozlišit na infračerveném snímku 8,2m reflektoru Subaru na Mauna Kea.

N. Ota aj. využili rentgenové družice Chandra k zobrazení kvasaru SDSS J1029+2623 (vzdálenost 3,3 Gpc; stáří 3,0 mld. let po v. třesku) pomocí gravitační čočky - kupy galaxií ve vzdálenosti 1,7 Gpc. Jde totiž o kvasar, kde úhlová rozteč zobrazení 22,5′ představuje nedostižný rekord.

Konečně M. Wiesner aj. hledali v obsáhlém katalogu SDSS kupy galaxií, které jsou dostatečně kompaktní, aby mohly posloužit jako vynikající gravitační čočky pro účely kosmologie i ověřování obecné teorie relativity. Podařilo se jim najít celkem 10 silně čočkujících kup galaxií ve vzdálenostech 0,94 – 1,7 Gpc s hmotnostmi 0,1 – 3 PM☉, které poskytují poloměry Einsteinových prstýnků 5,4′ - 13′.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

V r. 2012 byla dokončena dosud nejrozsáhlejší přehlídka hlubokého vesmíru SDSS DR9 obsahující snímky 200 mil. galaxií a spektra 1,35 mil. galaxií. Podle I. Parise aj. je tak ve veřejně přístupném archivu k dispozici trojrozměrná mapa rozložení 1 mil. galaxií v krychli o hraně 1,2 Gpc. Data z této přehlídky dále obsahují údaje o baryonových oscilacích do vzdálenosti 1,8 Gpc (přehlídka BOSS) a o téměř 1 mil. kvasarů až do vzdálenosti 3,7 Gpc. Červené posuvy z >2,15 ( vzdálenosti >3,3 Gpc; stáří <3 mld. let) se podařilo získat pro téměř 62 tis. kvasarů na 3 275 čtv. stupních oblohy.

Z téže přehlídky získali L. Anderson aj. údaje o shlukování 264 tis. galaxií na ploše 3 275 čtv. stupňů oblohy.ve vzdálenosti 1,4 – 2,0 Gpc. Pro střední hodnotu vzdálenosti 1,7 Gpc tak objevili baryonové oscilace na úrovni poměru signálu k šumu 6,7 σ. Odtud vyplývá v dobré shodě s nezávislým pozorováním supernov, že nejlepším modelem rozpínajícího se vesmíru je plochý vesmír s kosmologickou konstantou, čili standardní model velkého třesku. C. Ahn aj. uvedli, že k úspěchu těchto měření přispěl nový spektrograf, který od prosince 2009 do července 2011 pořídil polohy, jasnosti a červené posuvy ve spektru pro 536 tis. galaxií s mediánem vzdáleností 1,6 Gpc, a dále pro 102 tis. kvasarů s mediánem 3,3 Gpc. Autoři zveřejnili první splátku měření s tím, že druhá bude následovat v létě 2013 a třetí v prosinci 2014.

F. Hoyleová aj. nalezli v přehlídce SDDS DR7 v kosmologické pavučině celkem 1054 proluk s poloměry >10 Mpc. V prolukách odhalili na 89 tis. galaxií, takže rozhodně neplatí, že by kosmologické proluky byly prázdné; galaxie v prolukách se ovšem vyskytují vzácněji než ve vláknech a uzlících kosmologické pavučiny.

J. Shull aj. upozornili na palčivý problém, že ve vesmíru nepozorujeme ani zdaleka všechny baryony, které v něm podle všeho jsou. Je přitom už známo, že baryonů během času ubývá, jak vidíme ze snižujícího se zastoupení deuteria před 10 mld. let a dnes. Současná kosmologie prokázala, že baryony se nyní podílejí na celkové hmotě vesmíru necelými 5 %, ale udivující je, že z tohoto nevelkého podílu pozorujeme sotva polovinu. Nejsnáze se pozorují baryony v galaxiích, ale těch je nanejvýš 10 % z celkového současného množství, tj. pouhé 0,5 % celkové hmotnosti vesmíru. Podobně se dalších 10 % nachází v horkém (0,1 –1,0 MK) intergalaktickém plynu, kde je jich tedy stejně jako uvnitř galaxií! Autoři se domnívají, že daleko nejvíc baryonů (30 %) se soustřeďuje v chuchvalcích chladného intergalaktického plynu, kde jsou ovšem téměř neviditelní. Největší deficit baryonů vykazují rozsáhlá hala skryté látky kolem galaxií.

Sílí proto podezření, že rozsáhlý - zdánlivě téměř prázdný - intergalaktický prostor obsahuje přibližně stejné množství hmoty jako relativně drobné galaxie, a právě tam se skrývá mnoho dalších baryonů. Autoři tvrdí, že tyto baryony představující chybějící polovinu jejich souhrnné hmotnosti se ukrývají v oblastech silně zředěného (hustota miliónkrát nižší než běžná hustota intergalaktického plynu) extrémně horkého (≈10 MK) plazmatu. Další pokrok ve sčítání baryonů lze proto očekávat od citlivějších přehlídek v rentgenové a daleké ultrafialové oblasti spektra. Vzápětí zveřejnili A. Guptaová aj. nová rentgenová měření o hmotnosti horkého plynu, jenž obklopuje naši Galaxii do vzdálenosti 100 kpc od centra. Vyšla jim hmotnost 10 – 60 GM☉, v souladu se zmíněnou předpovědí.

Podle C. Parka aj. naznačuje přehlídka SDSS, že velkorozměrová struktura vesmíru je daleko komplexnější, než jsme dosud předpokládali. Už v r. 1989 se M. Gellerové a J. Huchrovi podařilo ze starších přehlídek objevit Velkou zeď - soustředění tří nadkup galaxií v souhvězdích Her, Com a Leo do „zdi“ o délce 200 Mpc, šířce 60 Mpc a tloušťce 5 Mpc. Nejbližší část zdi je od nás vzdálena 90 Mpc a prostírá se v radiálním směru až do 170 Mpc.

Nová ještě větší Sloanova Velká zeď (Sloan Great Wall) se vyloupla z dat přehlídky SDSS díky práci J. R. Gotta III aj. Je od nás vzdálena 300 Mpc, dlouhá 420 Mpc, ale vybíhá z ní vlákno dlouhé dalších 200 Mpc. Současně se z téže přehlídky podařilo objevit velký komplex proluk, jež jsou ještě větší než zmíněné velké zdi. C. Park aj. odhadují, že v budoucnu se podaří odhalit zdi ještě dvakrát větší než obě právě zmíněné, ale ani to prý neohrozí předpovědi struktury vesmíru, které vyplývají ze standardního kosmologického modelu velkého třesku.

G. Tammann a B. Reindl shrnuli pokrok v kosmologii od průkopnické práce G. Lemaitra (1894-1966) z r. 1927, kdy propočítal rozličné modely vesmíru s počátkem v čase a poprvé stanovil hodnotu tempa rozpínání vesmíru, byť zatíženou systematickou chybou. V r. 1928 americký fyzik H. P. Robertson (1903-1961) vnuknul E. Hubbleovi (1889-1953) myšlenku o rozpínání vesmíru, která sice Hubblea příliš nezaujala, ale vedla k jeho měření tempa vzdalování galaxií v letech 1929-1936, kdy publikoval svou monografii „Realm of the Nebulae“ (Říše mlhovin) a dostal se ke galaxiím s rychlostí vzdalování až 19 tis. km/s. (Hubble však příliš nevěřil ani existenci galaxií mimo naší - proto stále psal o „mlhovinách“, ale ani tomu, že naměřený červený posuv je důsledkem kosmologického rozpínání; sázel spíše na „únavu světla“ při dlouhé cestě kosmickým prostorem.)

K pokroku v posouvání měření hlubin vesmíru pak významně přispěl M. Humason (1891-1972), jenž díky 5m Palomarskému teleskopu získal v r. 1951 nový rekord vzdalování galaxie rychlostí 61 tis. km/s. V r. 1956 Humason a N. Mayall už měli pohromadě červené posuvy pro 630 galaxií. V té době se začal profilovat jako přední observační kosmolog A. Sandage (1926-2010), který v r. 1961 usoudil, že měření z Palomaru už jsou dost přesná pro rozlišování platnosti různých kosmologických modelů. Průlomem byla jeho společná práce s britským radioastronomem M. Rylem (1918-1984) o prostorovém rozložení galaxií, kterou přednesli na XIII. mezinárodním astronomickém kongresu v Praze v r. 1967. Jak se ukázalo, hlavním problémem tehdejší kosmologie byly systematické chyby v určování vzdáleností galaxií různými metodami, takže kalibrovat správně relativně přesné červené posuvy čar v jejich spektrech naráželo na velké potíže.

Teprve v posledních 20 letech se podařilo tyto nesnáze překonat a kosmologie se stala přesnou vědou. Velmi tomu pomohl objev reliktního záření v r. 1965. Vůči tomuto pozadí se naše Galaxie se pohybuje rychlostí (626 ±30) km/s ve směru apexu o galaktických souřadnicích l = 264°; b = 48°. Barycentrum Místní soustavy galaxií má však rychlost nižší: (495 ±25) km/s. To jsou přirozeně největší rychlosti našeho pohybu, o nichž dnes díky kosmologii víme.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

H. Kraghová soudí, že praotcem myšlenky skryté energie (dark energy - tento termín poprvé použili D. Huterer a M. Turner teprve v r. 1999!) byl německý fyzik W. Nernst (1864-1941), který v r. 1916 zveřejnil kvůli řešení problému tzv. tepelné smrti vesmíru myšlenku, kterou bychom mohli označit jako prototyp falešného vakua v současné teorii kosmologické inflace a následně i skryté energie. Nernst ovšem předpokládal (podobně jako Hubble), že vesmír je statický a světlo během času ztrácí energii.

V r. 1917 však už A. Einstein věděl, že kosmologická konstanta v jeho rovnicích pro modely vesmíru musí dávat záporný tlak, ale přesně to spočítal až G. Lemaitre v r. 1934: záporný tlak je úměrný hustotě falešného vakua x (rychlost světla)2. Lemaitre dokonce odhadl i hustotu falešného vakua na 10-24 kg/m3. Mimochodem, Lemaitre také předpokládal, že následkem vzniku vesmíru v konečném čase by měl být vesmír vyplněn chladným fosilním zářením! Domníval se však, že toto záření již bylo objeveno v podobě kosmických paprsků.

Lemaitre si též jako první uvědomil, že hustota falešného vakua a kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích jsou jedno a totéž. V r. 1958 na Solvayově konferenci v Belgii prohlásil, že pro případ budoucího propojení kvantové teorie s obecnou relativitou se zdánlivě nadbytečná kosmologická konstanta stane nepostradatelnou. Tato myšlenka se však prosadila až koncem 60. let minulého století.

S. Garbariová aj. si položili otázku, kolik je asi skryté látky v blízkém okolí Slunce. Z pozorování pohybů 2 tis. blízkých hvězd zjistili, že v disku Galaxie je mnohem více skryté látky, než se dosud myslelo. Podobně J. Bovy a S. Tremaine studovali kinematiku 412 hvězd ve vzdálenostech 1 – 4 kpc od Slunce. Pro hustotu skryté látky pak dostali hodnotu (0,008 ±0,003) M☉/pc3 neboli 300 TeV/m3/c2.

M. Fullana i Alfonso a A. Alfonso-Faus přišli s názorem, že celý vesmír je kvantová černá díra, jejíž kvantové číslo je zhruba 10122 bitů. Tím by se mimo jiné dalo vysvětlit propojení konstant částicové fyziky a kosmologických parametrů standardního modelu. Poloměr pozorovatelného vesmíru dosahuje 1026 m; úhrnná hmotnost 1053 kg a jeho stáří se rovná přibližně 4,3.1017 s. Jde fakticky o pokračování myšlenkového proudu, který sledovali od poloviny XX. stol. P. Dirac (1902-1984), J. Zeldovič (1914-1987) a S. Weinberg (*1933).

6.3. Základní kosmologické parametry

A. Sánchez aj. zpracovali měření z projektu SDSS-III BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), který zmapoval rozložení svítivých červených galaxií a kvasarů s cílem najít velikost oscilací baryonů vtištěných do zmíněného rozložení v raných fázích vývoje vesmíru. Odvodili tak hmotnostní zastoupení baryonů v současném vesmíru 4,6 %; součet hmotností baryonů a skryté látky (Ωm) 28,5% a konstantu stavové rovnice skryté energie w = (-1,033 ±0,07). Současné tempo rozpínání vesmíru určuje Hubbleova konstanta H☉ = (69,4 ±0,8) km/s/Mpc. Ze zmíněných měření dále vyplývá, že horní mez součtu hmotností všech tří vůní neutrin (elektronového, mionového a tauonového) činí 0,51 eV/c2.

S. Hoová aj. získali z téhož pozorovacího materiálu na 11 tis. čtv. stupních oblohy údaje o červených posuvech, které zkombinovali s pozorováním 600 cefeid pomocí kamery WFC3 HST a ještě s údaji o reliktním záření v databázi WMAP7. Tak odvodili poměry hmotností baryonů 4,5 %; skryté látky 22,5 % a skryté energie 73% jakož i hodnotu parametru w = (-1,07 ±0,08) a H☉ = (71,3 ±1.7) km/s/Mpc. N. Suzuki aj. využili k určení parametru w pozorování 20 supernov třídy Ia ve vzdálenostech 1,8 – 2,8 Gpc a dostali tak hodnotu w = (-1,01 ±0,07) a k tomu zastoupení skryté energie (72,9 ±0,01) % hmotnosti vesmíru.

Pokud by w = -1, znamenalo by to, že skrytá energie představuje kosmologickou konstantu předpokládanou Einsteinem, jejíž hustota se během vývoje vesmíru nemění. To však znamená, že rozpínání vesmíru bude trvale pokračovat a vesmír se rozplyne v nicotu (Velký Zmrzk). Pro hodnoty w < -1 by v daleké budoucnosti převážila skrytá energie i nad všemi gravitačními vazbami a vesmír by se rozpadl na samostatné elementární částice bez kauzálního doteku (Velký Rozprsk). Není divu, že časopis Science uvedl v létě 2012 skrytou energii jako největší záhadu současné astrofyziky; na druhém místě skončila podle očekávání skrytá látka a na třetím chybějící baryony.

B. Granett aj. zpracovali výsledky přehlídky Legacy Survey pomocí širokoúhlé kamery 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea, během níž získali červené posuvy pro 14 tis. galaxií ve vzdálenostech 1,6 – 2,6 Gpc. Odtud dostali hodnotu Ωm = (30 ±6) % pro součet hmotností baryonů a skryté látky. R. Chávez aj. využili blízkých galaxií se silným zastoupením ionizovaného vodíku H II z katalogu SDSS DR7 a následně 23 obřích oblastí H II v 9 blízkých galaxií, kde byly k dispozici vzdálenosti pomocí standardních indikátorů kosmologických vzdáleností, ke zpřesnění lokální hodnoty konstanty H☉. Použili k tomu vysokodisperzních spektrografů u 8m teleskopů Subaru na Mauna Kea a VLT ESO na Cerro Paranal. Dostali tak hodnotu (74,3 ±6) km/s/Mpc v dobrém souhlasu s měřeními H☉ pomocí supernov třídy Ia.

K témuž výsledku dospěli W. Freedmanová aj. pomocí cefeid pozorovaných SST v infračerveném pásmu 3.6 μm. Obdrželi tak pro vzdálenost Velkého Magellanova mračna hodnotu 49,7 kpc a následně pro cefeidy v blízkých galaxiích H☉ = (74,3 ±2,1) km/s/Mpc a pro parametr w = (-1,09 ±0,10). Tyto přístupy pak zkombinovali J. Sorceová aj., kteří pomocí SST sledovali supernovy Ia a současně využívali Tullyho-Fisherova vztahu mezi zářivým výkonem galaxie a velikostí rozšíření emisních spektrálních čar díky její rotaci. Odtud lze totiž ze známé pozorované jasnosti galaxie odvodit nezávisle její vzdálenost od pozorovatele. Autoři tak pozorovali 39 galaxií a 8 kup galaxií, přičemž v každém objektu byla pozorována alespoň jedna supernova. Odtud vyšlo H☉ = (75 ±3) Mpc/km/s.

Podle G. Fiorentina aj. se můžeme v budoucnu porozhlédnout po supersvítivých cefeidách, které se mohou vyskytovat v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Zatímco nejsvítivější standardní cefeidy mají světelné křivky s periodou do 80 dnů, takže je lze rozlišit do vzdáleností asi 33 Mpc, supersvítivé cefeidy mají ve shodě se zákonem Leavittové ještě delší periody, ale zatím je jich známo tak málo, že to na rozšíření škály vzdáleností nestačí.

6.4. Reliktní záření a magnetická pole

R. Jansson a G. Farrarová odvodili ze zveřejněné mapy družice WMAP, založené na 7 letech pozorování reliktního záření v pásmu 22 GHz (13,6 mm), průběh magnetického pole Galaxie. Pravidelná složka pole, které je nejsilnější v disku, má své pokračování i mimo galaktickou rovinu.

6.5. Kosmické záření

Y. Chira aj. ukázali, že zdrojem energetického kosmického záření musí být pozůstatky po supernovách (SNR) v naší Galaxii, kde v rázových vlnách ihned po výbuchu supernovy vylétají do okolního prostoru energetické protony s energiemi až 1 PeV, ale pak se zpožděním 1 ± 7 tis. let také elektrony s energiemi až 50 TeV. Jak uvedli E. Berezhko aj., SNR AD 1006 (Lup) vyzářil asi 5 % celkové hydrodynamické energie výbuchu ve formě silně urychlených jader některých prvků. O dodatečné urychlení na rekordní energie se postaralo magnetické pole v okolí supernovy. Obří aparatura H.E.S.S. v Namibii získala přímé pozorovací důkazy, že tento SNR září také v pásmu energetických fotonů gama.

J. Hewitt aj. využili aparatury LAT družice Fermi a rovněž údajů z mikrovlnné družice WMAP až do frekvence 93 GHz (vlnová délka 3,2 mm) k soustavnému sledování SNR Pup A (vzdálenost 2 kpc; stáří ≈3,7 tis. let). Jeho zářivý výkon 2.1027 W v pásmu gama o energiích fotonů 1 – 100 GeV patří k nejnižším mezi všemi zdroji v tomto energetickém pásmu. Přesto odhadli zásob energie kosmického záření elektronů a protonů na 1042 J, což odpovídá energii, kterou Slunce vyzáří během 100 mil. let.

T. Abu-Zayad aj. hledali případnou anizotropii v rozložení příletu extrémně energetických částic kosmického záření v aparatuře Telescope Array v Utahu v datech zaznamenaných od května 2008 do září 2011. Získali tak údaje o 988 částicích s energiemi >1 EeV, ale jen o 27 úkazech s energiemi >57 EeV. Rekordní pozorovaná energie primární částice kosmického záření dosáhla 163 EeV. Všechny statistické testy rozložení směrů příletu částic však dávají izotropní distribuci a neexistuje ani žádná korelace s blízkými galaxiemi s aktivními jádry.

V r. 2012 si odborníci z celého světa připomněli 100. výročí objevu kosmického záření rakouským fyzikem Viktorem Hessem (1883-1964), jenž se dvěma dalšími členy posádky odstartoval 7. srpna 1912 ráno z Ústí n. L. v balónu Böhmen naplněném vodíkem z místní chemičky Schicht. Během více než 6h letu dosáhl výšky přes 5 km nad zemí a měřil elektrickou vodivost vzduchu třemi radiometry při vzestupu i sestupu. Na základě těchto měření publikoval ještě téhož roku práci, v níž vyslovil názor, že za pozorované zvýšení vodivosti vzduchu s rostoucí nadmořskou výškou je odpovědné energetické záření z kosmického prostoru, což se po delších peripetiích nezávisle potvrdilo nejprve v Evropě a později i v sev. Americe.

Mezinárodní laboratoř DESY v Hamburku společně s dalšími institucemi uspořádala v čase výročí třídenní sympozium v lázních Saarow v Braniborách, velmi blízko Pieskowa, kde tehdy Hess přistál (a po vykonání kalibračních měření na místě se týž večer vrátil nočním rychlíkem z Berlína do Vídně...).

U nás se konaly oslavy jednak v Praze-Libuši, kde byl v den výročí vypuštěn na meteorologické stanici bezpilotní balón plněný héliem, jehož sonda vysílala data mj. o elektrické vodivosti vzduchu až do výšky přes 30 km, a jednak v Ústí n. L., kde byla odhalena na památku letu pamětní deska.

Dnes celkem spolehlivě víme, že kosmické záření tvoří ve skutečnosti s velkou převahou částice, tj. asi 89 % připadá na urychlené protony, zbytek jsou urychlená jádra He a ojediněle i jádra těžších prvků, ale také elektrony a pozitrony. Částice s energiemi <10 GeV přicházejí většinou ze Slunce, ale nad touto mezí až do 1 PeV ze vzdálenějších zdrojů v naší Galaxii, zejména z pozůstatků po supernovách (SNR).

Nad touto mezí je situace nepřehledná. Energie do 1 EeV mohou mít jak galaktický, tak extragalaktický původ, ale pro vyšší hodnoty musí jít nutně o extragalaktické zdroje, anebo novou fyziku. Původ extrémně energetických částic (>50 EeV) je tedy stále obestřen tajemstvím. První takové částice byly objeveny před půl stoletím a dosud rekordní energii primární kosmické částice (300 EeV) zaznamenala aparatura Muší oko v Utahu v r. 1991. Taková částice se pohybuje rychlostí jen o 5.10-24.c pomaleji než světlo ve vakuu!

Otázky po původu extrémně energetického kosmického záření a také mechanismu tak obrovského urychlování (na hodnoty až stomilionkrát vyšší, než dosáhne urychlovač LHC v Ženevě) neumíme dosud zodpovědět právě proto, že elektricky nabité částice kosmického záření podléhají vlivu intergalaktických a interstelárních magnetických polí, takže směr příletu částice do aparatury neodpovídá směru ke zdroji. Není divu, že problematika energetického kosmického záření se postupně probojovala na 6. místo největších nerozřešených hádanek celé fyziky.

6.6. Astročásticová fyzika

J. Howk aj. studovali obsah nuklidu 7Li v interstelárním prostředí Malého Magellanova mračna pomocí hvězdy Sk 143 (sp. O9.5 Ib) a spektrografu UVES VLT ESO. Absorpční čáry ve spektru zmíněné hvězdy byly totiž nápadně silné. Důvodem pro studii byl rozpor mezi poznatky prvotní nukleogeneze prvků ve velmi raném vesmíru, kdy během pěti minut po velkém třesku mělo kromě většiny vodíku a menšiny He vzniknout též nepatrné (10-12krát nižší) množství jader 7Li. Proti teoretickému výpočtu však stálo pozorování ještě 4x nižšího zastoupení 7Li v atmosférách nejstarších hvězd hala Galaxie. Metalicita Malého Magellanova mračna je v porovnání s naší Galaxií nízká, takže se tam do značné míry zachovává původní chemické složení vesmíru. To také nová měření potvrdila, když autoři zjistili, že zastoupení nuklidu 7Li je téměř totožné s předpověděným prvotním stavem. Jeho nižší zastoupení ve hvězdách naší Galaxie lze objasnit tím, že při teplotách >2,5 MK se lithium ve hvězdách s nízkou metalicitou rychle ničí a opačný proces vzniku lithia v termonukleárních reakcích není znám. Zapeklitý oříšek nízkého zastoupení lithia se patrně podařilo rozlousknout.

Největším hitem roku 2012 v astročásticové fyzice však byl nečekaný výsledek experimentu OPERA, v němž se od r. 2008 vysílala mionová antineutrina o průměrné energii 17 GeV ze zdroje v laboratoři CERN přímou podpovrchovou cestou do italské podzemní laboratoře pod horou Gran Sasso s cílem změřit periodu neutrinových oscilací mezi mionovými a tauonovými neutriny. Vzdálenost 732 km mezi startem a cílem urazila antineutrina za 2,43 ms. Přitom se muselo počítat i s event. kolísáním této vzdálenosti vinou pohybů kontinentálních desek, popřípadě zemětřesení. Odchylka o 1 metr v délce činí totiž 3 ns v čase. Antineutrina se vysílala v krátkých pulsech s trváním 10,5 μs.

Za 2 roky provozu zachytila cílová aparatura o hmotnosti tisíců tun jen 16 tis. antineutrin, ale k překvapení samotných výzkumníků přilétala většinou o 61 ns rychleji, než kdyby letěla rychlosti světla! Na obou koncích aparatury přitom fungovaly synchronizované hodiny navigace GPS a technici pochopitelně prověřovali všechny možné okolnosti pokusu, které by mohly toto předbíhání ovlivnit, ale bez úspěchu. Další záhadou bylo, že velikost předstihu neutrin před fotony nezávisela na energii neutrin, jak by se bylo dalo očekávat v případě, že by šlo o reálný fyzikální jev.

Pracovníci projektu OPERA se proto v září 2011 obrátili na vědeckou veřejnost se sdělením, které obsahovalo podrobný popis projektu a výzvu, aby jim teoretici nebo experimentátoři pomohli záhadu objasnit. Vzápětí se začaly dít věci. Řada teoretiků začala rozpracovávat nové modely pro nadsvětelná neutrina i novou teoretickou fyziku. Během následujícího půl roku bylo problému nadsvětelných neutrin věnováno na 200 prací! Astronomové však zůstávali skeptičtí vědomi si případu supernovy 1987 A, kdy byla v řadě podzemních aparatur pozorována neutrina, která dorazila ze vzdálenosti 160 tis. sv. let s předstihem několika hodin před optickým zjasněním. To se však dalo jednoznačně vysvětlit pomalejším prostupem zářivé vlny hroutící se hvězdou, zatímco hojná neutrina opustila nitro hvězdy prakticky okamžitě po začátku exploze.

V březnu 2012 však problém vyřešili sami pracovníci projektu, když znovu zkontrolovali všechny prvky řetězce měření časových intervalů, a zjistili, že měli uvolněný konektor měřící karty na přijímači signálu GPS v laboratoři Gran Sasso. Odtud vznikla chyba oněch 61 ns. Za chybu draze zaplatili koordinátor projektu D. Auterio a mluvčí A. Ereditato, kteří museli rezignovat na své funkce. Snaha být první bývá riskantní, jak se už mnozí badatelé vícekrát přesvědčili, ale v čím dál tvrdší světové konkurenci je těžké takovému vábení odolat.

Neutrinové oscilace začali však měřit také čínští fyzikové, kteří jako zdrojů neutrin využívají fungujících reaktorů v jaderných elektrárnách. Měření z reaktoru Daya Bay započala v r. 2007 a v březnu 2012 už získali údaje o posledním (třetím) mixážním úhlu pro neutrinové oscilace Θ13 = (8,8 ±0,9)°.

Astrofyzikové se však nevzdávají v souboji s částicovými fyziky v honbě za určením dosud neznámých klidových hmotností neutrin různých vůní, o nichž zatím víme jen to, že jsou patrně větší než nula (a proto se musejí pohybovat o něco pomaleji než fotony!) R. de Putter aj. využili k tomu cíli výsledků často citované přehlídky SDSS-III DR8, jež nyní obsahuje údaje o polohách a jasnostech 900 tis. galaxií, vzdálených 1,45 – 1,85 Gpc na 10 tis. čtv. stupních oblohy, čili v objemu 3 Gpc3. Odtud též za pomocí údajů o velikosti H☉ a fluktuacích reliktního záření z družice WMAP za 7 let provozu autoři odvodili, že elektronové neutrino má hmotnost <2 eV a rozdíly v hmotnostech neutrin jsou po řadě 8.10-5 a 2,5.10-3 eV2. Konečně součet hmotností neutrin všech tří vůní činí <0,38 eV. Tyto horní meze současně ukazují, jak těžké bude změnit je na konkrétní změřené hodnoty.

Samotná neutrina však už delší dobu sleduje unikátní aparatura IceCube v Antarktidě. Jde o soustavu kabelů s citlivými fotonásobiči, které jsou zapuštěny do ledu do hloubek 1,45 – 2,45 km na ploše o straně 1 km, takže jde o krychlový detektor dostatečně odstíněný od vlivu sekundární složky kosmického záření. Prvních 22 kabelů začalo fungovat v červnu 2007 a od dubna 2008 se jejich počet zvýšil na 40. Až do května 2009 se však v detektoru nepodařilo zaznamenat nějaký bodový kosmický zdroj; neutrina přicházejí zcela náhodně ze všech směrů. Celá aparatura byla dokončena v prosinci 2010; na 86 kabelech je zavěšeno 5 160 fotonásobičů. Na povrchu k nim přibyla aparatura IceTop pro měření spršek kosmického záření.

S. Adrián-Martínez aj. referovali o další aparatuře pro výzkum neutrin ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) ve Středozemním moři 40 km od francouzského Toulonu v hloubce 2,5 km a na ploše 0,1 km2. Detektor s 12 kabely začal pracovat naplno v květnu 2008 a jeho hlavním úkolem je monitorovat neutrina s energiemi 10 GeV - 100 TeV dopadající na jižní polokouli Země, protože neutrina jako jediné částice hladce pronikají Zemí, zatímco veškeré jiné záření je tak spolehlivě odfiltrováno. Prohlídka dat za první čtyři roky provozu však bohužel nenašla ani jediný bodový zdroj neutrin na jižní obloze. V budoucnu se počítá se spoluprací s aparaturou H.E.S.S. v Namibii, která měří vysokoenergetické fotony záření gama. Obě metody se mohou podporovat právě proto, že jak fotony, tak neutrina letí od svých zdrojů přímočaře.

K astročásticovému folklóru však už dlouhá desetiletí patří spekulace o tom, že poměr hmotností základních částic běžné hmoty, tj. elektronu a protonu, se může měnit s časem. Podle S. Ellingena aj. to však na nějaké velké změny poměru nevypadá, protože se jim podařilo pomocí australského radioteleskopu ATCA změřit rotační přechody methanolu na frekvenci 12,2 GHz v galaxii PKS B1830-211 vzdálené od nás 7,2 mld. sv. let. Za tu dobu se zmíněný poměr mohl změnit nanejvýš o miliontinu hodnoty naměřené v našich pozemských laboratořích.

6.7. Teoretická a experimentální fyzika

J. Hermes aj. pozorovali po dobu 13 měsíců světelnou křivku a spektra těsného páru bílých trpaslíků SDSS J0651+2844 o hmotnostech složek 0,26 a 0,50 M☉, jež obíhají kolem společného těžiště v nesmírně krátké periodě 12,75 min! Z těchto pozorovacích údajů odvodili efektivní teploty složek 16,5 kK a 8,7 kK, poloměry 0,037 R☉ a 0,014 R☉ a jejich stáří 700 mil. let. Jelikož oběžná perioda je nyní známa s přesností na 8 platných cifer a soustava se nachází ve vzdálenosti 920 pc, může posloužit k budoucímu zachycení gravitačních vln v pásmu frekvencí mHz, ale již nyní k ověření efektu zkracování oběžné doby díky jejich vyzařování. To se skutečně autorům podařilo, když zjistili, že oběžná doba zmíněného páru se zkracuje tempem (-0,31 ±0,09) ms/r v uspokojivé shodě s předpovědí podle OTR (-0,26 ±0,05) ms/r.

J. Abadie aj. z projektu detekce gravitačních vln aparaturami LIGO hledali koincidence v zašumělých datech z let 2009-2010 s výbuchy krátkých zábleskových zdrojů záření gama (SGRB), jež podle teorie mají být doprovázeny i silným zábleskem v pásmu gravitačních vln. Jelikož žádné koincidence nenašli, tak za předpokladu, že platí OTR, byly všechny takto pozorované záblesky od nás dále než 17 Mpc. Další zvýšení citlivosti obou aparatur se plánuje na r. 2015, takže po tomto datu by už měly být nějaké zdroje gravitačních vln objeveny.

Jednou z cest, jak zvýšit přesnost měření, naznačil experiment německých specialistů na optické hodiny vedený K. Predehlovou. Podařilo se jim udržet stabilitu těchto hodin, jež překonává standardní atomové hodiny více než o řád, přenosem signálu pomocí optických vláken na vzdálenost přes 920 km. Dosáhli tak relativní stability řádu 10-18 během 1 tis. sekund. Pro dlouhé integrační časy mohou docílit stability lepší než 4.10-19, což by umožnilo koordinovaná přesná časová měření napříč území celé EU. To příznivě ovlivní i přesné navázání atomového času (TAI) a koordinovaného světového času (UTC). Synchronizace hodin pomocí přenosu signálů mezi umělými družicemi, což je základem systému navigace GPS, umožňuje totiž udržet stabilitu jen na úrovni 10-15 za den, protože posun ve výšce družice nad Zemí o pouhých 330 mm se projeví chybou (vyplývající z OTR) na úrovni 10-17.

J. Yin aj. posunuli v srpnu 2012 výrazně vzdálenost, na níž se podařilo ověřit kvantovou teleportaci, v experimentu, kdy vysílali kvantově provázané fotony nad čínským jezerem Qinghai v nadmořské výšce 3,3 km na vzdálenost 97 km a docílili přitom 80 % účinnosti. K vysílání používali refraktor o průměru 127 mm; f/7,5 a k příjmu reflektor o průměru zrcadla 0,4 m. Rekord však neměl dlouhé trvání, jelikož o měsíc později oznámili A. Zeilinger aj., že se jim podařilo teleportovat fotony na vzdálenost 143 km mezi observatořemi La Palma a Tenerife na Kanárských ostrovech. Albert Einstein by se jistě nestačil divit.

J. Erler aj. uvedli, že v současné době známe zhruba 3 000 nuklidů, ale jen 288 z nich je stabilních, resp. mají poločas rozpadu delší než je stáří Sluneční soustavy.

7. Život ve vesmíru

V r. 2010 oznámili F. Wolfeová-Simonová aj., že v kalifornském jezeře Mono našli mutaci baktérie GFAJ-1, která v prostředí obohaceném arsenem ho údajně dokázala zabudovat do své nukleové kyseliny DNA namísto standardního fosforu. Ačkoliv zpráva měla tehdy velkou publicitu vinou organizace NASA a byla publikována v prestižním vědeckém týdeníku Science, skeptičtější část odborné veřejnosti ji začalo ihned zpochybňovat - jak se nyní ukázalo - právem. Časopis Science v r. 2012 uveřejnil studie M. Reavese aj. a T. Erba aj., v nichž se ukázalo, že zmíněné baktérie dokáží přežít i při silné koncentraci arsenu tím, že velmi usilovně vyhledávají poslední zbytky fosforu, ale v jejich DNA rozhodně arsen přítomen není; je i pro tyto baktérie jedem. Jednotný základ života na Zemi je tak znovu potvrzen.

M. Sterzik aj. zkoumali možnosti, jak prokázat existenci života na Zemi na dálku detekcí tzv. biomarkerů života z umělých družic či kosmických sond. Potvrdili, že kosmické aparatury snadno zaznamenají výskyt molekul O2 a CH4 ve zřetelné termodynamické nerovnováze, což je dobrý důkaz jejich vzniku díky fotosyntéze a metabolismu rostlin i živočichů. Pokud je alespoň 10 % povrchu planety pokryto vegetací (pozemského typu), lze pozorovat v blízkém infračerveném oboru spektra >700 nm vysoké albedo právě od povrchové vegetace. Autoři k tomu cíli pořizovali během jara 2011 spektra popelavého svitu Měsíce, což je fakticky dvakrát odražené a rozptýlené sluneční spektrum polarizované atmosférou a tuhým i kapalným povrchem Země. Spektra pořizovali aparaturou FORS VLT ESO v různých fázových úhlech soustavy Slunce-Země-Měsíc, kdy pokrytí povrchu Země jednotlivými složkami bylo výrazně různé. V prvním případě při fázovém úhlu 89° představovaly oceány 18 % viditelného povrchu, vegetace 7 %, led a pouště 3 % a oblaka 72 %. Při fázovém úhlu 102° se však poměry velmi změnily: oceány 46 %, vegetace 3 %, let a pouště 1 % a oblaka 50 %.

H. Svensmark se pokusil zjistit, kdy v minulosti Země vybuchly v její blízkosti supernovy během geologického údobí od 510 mil. let před současností až dodnes. Jako indikátoru použil údajů o zvýšeném toku kosmického záření, jak se zachovaly v horninách příslušného stáří. Ukázal, že k výbuchům blízkých supernov (ve vzdálenostech <300 pc) docházelo v době, kdy Slunce procházelo otevřenými hvězdokupami ve spirálních ramenech naší Galaxie. V Galaxii bylo dosud rozpoznáno na 1,3 tis. hvězdokup rozmanitého stáří od 1 mil. let až po 10 mld. let. Nacházejí se ponejvíce ve spirálních ramenech ve vzdálenostech 0,04 – 13 kpc od centra Galaxie. Podle autorova výpočtu Slunce procházelo různými spirálními rameny před 373, 270, 141 a 17 mil. lety. Právě v té době silně kolísala hladina moří a měnila se biodiverzita života v oceánech. Nepřímo lze tento vliv vysledovat také díky kolísání relativního podílu CO2 v zemské atmosféře.

Jak uvedla redakce týdeníku Nature v č. 7398 z května 2012, biologové dosud na Zemi identifikovali 1,9 mil. druhů; z toho 1 mil. druhů je zachycen v digitálních databázích. Skutečný počet druhů bude však možná ještě téměř o řád vyšší. V týdeníku Science v č. 6104 z října 2012 se konstatuje, že mutace vedoucí k modernímu člověku Homo sapiens se odehrávaly dvakrát pomaleji, než se dosud soudilo. Společný předek šimpanzů a člověka Sahelanthropus se objevil před 6 – 7 mil. lety a rozdělení na šimpanze a člověka proběhlo před 4 – 6 mil. let. Předchůdci člověka a neandertálců se rozdělili před 400 – 600 tis. lety a moderní lidé migrovali z kolébky v Africe před 90 – 130 tis. lety. Podle všeho se zdá, že čím pokročilejší je živočišný druh, tím pomaleji dochází k dalším mutacím.

D. Kennett aj. hledali důvody pro rozkvět a úpadek Mayů v kolísání klimatu na americkém kontinentu. Rozkvět mayské civilizace pokrývá období od 3. stol. př. n.l. do r. 1 000 n.l. Zkoumali totiž kolísání množství srážek na stalagmitu vysokém 560 mm v jeskyni Yok Balum v jižním Belize. Stáří jednotlivých vrstev stalagmitu určovali radiochronologicky z rozpadu nuklidů 240U na 230Th s chybou ±17 let. Odtud plyne, že nejvlhčí perioda probíhala v období 400 – 600 n.l. Pak následovalo 340 let velkého sucha. Politický systém Mayů se začal hroutit v 9. stol. Další velké sucho přišlo po r. 1000 n.l., kdy se Mayové začali stěhovat do ještě sušších pásem severního Yucatánu. Proto se zdá, že hlavní příčiny úpadku této obdivuhodné civilizace byly komplexnější, než aby je bylo možné vysvětlit výhradně nepříznivými změnami klimatu.

J. Zuluaga a P. Cuartas zjišťovali, jak závisí velikost a indukce globálního magnetického pole exoplanet na jejich dalších fyzikálních parametrech, protože převažuje mínění, že bez ochrany planety magnetickým polem není dlouhodobě život na exoplanetě možný. Uvažovali planety v rozsahu hmotností 1 – 10 Mz a s různými periodami rotace. Ukázali, že při periodách rotace 1 – 4 d vzniká velmi silné magnetické pole, ale jeho životnost je poměrně krátká: 2 – 4 mld. let. U pomaleji rotujících planet s hmotnostmi >2 Mz bude indukce globálního magnetického pole sice nižší, ale stále ještě postačující pro ochranu života na planetě; vydrží totiž výrazně déle.

L. Strigari aj. odhadli, že na každou hvězdu hlavní posloupnosti v naší Galaxii připadá řádově 105 objektů v rozmezí hmotností 10-8 – 10-2 M☉, tj. objektů typu exoplanet a exoměsíců, které nejsou gravitačně vázány ke konkrétní hvězdě a tvoří novou populaci nomádů. Pro hledání nomádů o hmotnosti Jupiteru se může nejlépe hodit infračervená družice WISE, která ma kapacitu objevit každý 7. nomád této hmotnosti a dokonce každý 4. nomád o hmotnosti Marsu. Družice Gaia a přehlídkový teleskop LSST budou schopny objevit nomády o hmotnosti Jupiteru. Tyto odhady vycházejí z četnosti objevu nomádů technikou gravitačních mikročoček, která je v tomto směru zatím vůbec nejcitlivější metodou k objevu nomádů. Odhady o počtu nomádů ukazují, že funkce hmotnosti pokračuje od hvězd hlavní posloupnosti přes hnědé trpaslíky plynule do oblasti substelárních objektů nižších hmotností.

J. Bell III aj. ukázali v přehledovém článku v revui Daedalus, že hledání základů života kdekoliv ve vesmíru se musí soustředit na výskyt tekuté vody a zdrojů tepla či obecně zdrojů energie pro živé organismy a také na důkaz výskytu biomolekul známých z pozemské přírody. Jsou to také hlavní úkoly pro robotické sondy k Marsu, Jupiterovu měsíci Europa a Saturnovým měsícům Titan a Enceladus. Jednotlivé kroky pro všechny tyto cíle jsou po řadě průlet kolem daného tělesa, zkoumání objektu z oběžné dráhy, přistání stacionárních robotických laboratoří, vysazení pohyblivých vozítek a nakonec návrat vzorků na Zemi.

H. Rampaderath aj. uvedli, že při hledání rádiových signálů mimozemských civilizací má rozhodující slovo jejich sledování pomocí aparatur na velmi dlouhé (kontinentální) základně. Aparatura VLBI totiž dokáže jednoduše odlišit jakékoliv pozemské rušení od umělého signálu z dalekého vesmíru. Autoři si to vyzkoušeli už v červnu r. 2007, kdy po dobu 8 h sledovali americkým systémem VLBI ve frekvenčním pásmu 1,2 – 1,5 GHz hvězdu Gliese 581, kolem níž obíhají dvě exoplanety, které jsou téměř jistě v příslušné ekosféře. Podobně se věnovali hledání umělých signálů pomocí australské sítě radioteleskopů a našli tak celkem 222 signálů na úrovní 5σ, ale díky simultánním pozorováním na vzdálených stanicích se podařilo jednoznačně ukázat, že nejde o vysílání z dalekého vesmíru. Autoři nakonec připomínají, že stejně bude moci projektům SETI sloužit i budoucí obří aparatura SKA (sběrná plocha 1 km2) v Austrálii a Jižní Africe.

E. Borra navrhuje, aby se hledaly optické signály mimozemšťanů ve spektrech hvězd. Podle jeho názoru by umělost signálů prozradily pravidelné intervaly mezi krátkými signály. Dnešní laserové vysílače pozemšťanů jsou schopny velmi rychlých modulací signálů v intervalech nanosekund až femtosekund. Současnou přijímací technikou bychom byli schopni zachytit obdobné optické signály ze vzdálenosti až 1 kpc.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

Nejvýznamnějším pozemským projektem v optické astronomii příští dekády bude téměř jistě přehlídkový synoptický teleskop LSST (Large Synoptic Survey Telescope) s průměrem primárního zrcadla 8,4 m budovaný konsorciem zejména amerických institucí s finanční podporou Národní grantové agentury USA (NSF). Přidruženým členem je však také Fyzikální ústav AV ČR. LSST bude vybudován na observatoři Cerro Pachón (2,7 km n.m.) v severním Chile v zeměpisné šířce -30,2°. Rozhodnutí o financování tohoto jedinečného projektu padlo v červenci 2012 a vědecký program přístroje by měl začít v r. 2023.

Dalekohled bude mít zorné pole o průměru 3,5°, tj. o ploše 9,6 čtv. stupňů při efektivním průměru zrcadla 6,7 m. Přehlídková kamera o kapacitě 3,2 Gpix bude pořizovat širokoúhlé snímky zorných polí 3krát za minutu, přičemž čistý čas každé expozice dosáhne 15 s a mezní hvězdná velikost asi 24 mag, takže každou jasnou noc získá až 13 TB dat! Odhaduje se, že kamera pořídí ročně na 200 tis. expozic ve spektrálním rozsahu 320 – 1 050 nm, takže roční přírůstky pozorovací databáze dosáhnou 1,3 PB. Během 10 let provozu zobrazí LSST celou oblohu na jih od +15° deklinace na ploše 20 tis. čtv. stupňů opakovaně tisíckrát. Monumentální projekt nepochybně naprosto promění optickou astronomii díky tomu, že dalekohledu neuniknou krátkodobé jevy jak ve Sluneční soustavě a Galaxii, tak i ve vzdáleném vesmíru.

Američtí astronomové ovšem za tento úžasný stroj zaplatí vysokou morální cenu tím, že státní podporu ztratí velmi výkonné přístroje současnosti: 4m Mayallův, 3,5m WIYN a 2,1m teleskop i McMathův-Piercův věžový sluneční dalekohled na Kitt Peaku, jakož i rádiové teleskopy GBT v záp. Virginii a interferometr VLBA. Aby toho nebylo málo, v červenci 2012 skončilo financování 85m interferometrické základny obou Keckových 10m teleskopů, přestože již byly zhotoveny čtyři pomocné 1,8m zrcadlové dalekohledy k rozšíření možností pozorovat objekty s vysokým rozlišením nezávisle na azimutu. Každý z těchto pomocných teleskopů přišel na 15 mil. dolarů.

Přitom podle podrobné studie o výkonnosti menších, středních a velkých optických a infračervených dalekohledů, kterou zveřejnil H. Abt, se ukazuje, jak významné jsou dedikované menší přístroje pro rozvoj astronomie v současnosti. Autor si dal tu práci, že posoudil ohlasy téměř 1 600 prací, jež vyšly v letech 2008 a 2009 v šesti nejprestižnějších mezinárodních astronomických časopisech. Ukázal tak, že teleskopy s průměrem zrcadel >7 m dávají sice 1,3krát více citací, než teleskopy třídy 2 – 4 m, jenže náklady na jejich provoz jsou 4krát větší. Když z tohoto souboru vybral podmnožinu 17 prací, které získaly více než 100 citací během 3 let od zveřejnění, tak se ukázalo, že mezi nimi je o 11 % více prací založených na archivních datech a tyto práce získaly o 21 % více citací, než zbylé práce pocházející z nových pozorování velkými přístroji. Když se rozpočtou náklady na citace v porovnání s výdaji na pořízení pozorovacích dat, tak jedna citace přijde obrazně řečeno na 55 $ pro dalekohledy s průměrem zrcadla <2 m, ale zato na 420 $ pro dalekohledy 2 – 4 m, dále na 3,7 tis. $ pro dalekohledy třídy 4 – 7 m a na 1,4 tis. $ pro zrcadla >7 m.

Přestože v témže sledovaném intervalu a v týchž časopisech bylo zveřejněno jen 577 prací (36 %) založených na pozorováních v rádiovém oboru spektra, tak mezi studiemi s více než 100 citacemi jich bylo o 36 % více a získaly též o 33 % více citací než výše zmíněné práce z optického a infračerveného pásma. Obecně získaly radioastronomické práce ve sledovaném období 18 citací na publikovanou práci. Ještě lepší účinnost pak má 9 Čerenkovových teleskopů (MAGIC, HESS, VERITAS atd.) pozorujících energetické záření gama: 27 citací/práci. Autor svou obsáhlou studii uzavírá zjištěním, že obří teleskopy doplácejí na největší převis poptávky nad nabídkou v poměru až 8:1, takže se při přidělování pozorovacího času sází na jistotu a přidělený čas bývá relativně krátký. Naproti tomu u menších dalekohledů se dá více riskovat. Zvláště znamenité jsou pak výsledky z přehlídkových teleskopů, speciálně z projektu SDSS.

V zrcadlové laboratoři Stewardovy observatoře Arizonské univerzity v Tucsonu vybrousili první 8,4m zrcadlo odlité v rotující peci pro budoucí obří teleskop GMT (Giant Magellan Telescope). Gigantický dalekohled bude mít celkem 7 takových zrcadel a bude dokončen patrně do r. 2021 na observatoři Las Campanas v Chile v nadmořské výšce 2,4 km. Jeho rozlišovací schopnost bude odpovídat apertuře 24,5 m a jeho schopnost soustřeďovat světlo zrcadlu o průměru 22 m.

Na observatoři Cerro Paranal ESO dokončili v říjnu 2012 infračervenou přehlídku centra naší Galaxie pomocí 4,1m přehlídkového teleskopu VISTA. Přehlídka zobrazila 84 mil. hvězd v jádře Galaxie pomocí 9Gpix složeného snímku kamerou, která má kapacitu 1 Gpix. Jde o největší takto podrobný katalog hvězd současnosti.

N. Cvetojevic aj. vyzkoušeli v Cassegrainově ohnisku 3,9m teleskopu AAT na observatoři Siding Spring, NSW v Austrálii integrovaný fotonický mikrospektrograf (IPS), vyrobený litograficky na křemíkové podložce o rozměrech 40 × 40 mm a tloušťce 3 mm. Detektory IPS se začaly vyrábět již v r. 1995, ale technické zralosti dosáhly až o devět let později. V r. 2011 získali pomocí IPS kvalitní spektra veleobra Antarese a dalších jasných hvězd na jižní polokouli.

M. Murphy aj. testovali od r. 2008 na témže teleskopu spektrograf vybavený laserovým hřebenem (LFC) pro velmi přesná měření radiálních rychlostí hvězd. Už první pokusy ukázaly, že lze takto docela snadno dosáhnout přesnosti ±9 m/s a o rok později ji zvýšily na ±1 m/s. Autoři uvádějí, že metoda LFC umožní brzy dosáhnout přesnosti ±10 mm/s! To vskutku ještě téhož roku potvrdili T. Wilken aj., kteří instalovali LFC u proslulého ultrapřesného spektrografu HARPS pracujícího ve spojení s 3,6m reflektorem na observatoři La Silla ESO v Chile. V tomto uspořádání měřili radiální rychlosti hvězdy HD 75289 (Vel; 6 mag; sp. G0 V; teplota 6,0 kK; 1,25 R☉; 1,05 M☉; vzdálenost 29 pc; svítivost 1,8 L☉), kolem níž obíhá exoplaneta o minimální hmotnosti 0,5 Mj na téměř kruhové dráze o délce velké poloosy 7,2 mil. km v periodě 3,5 d. Amplitudu radiální rychlosti hvězdy vlivem gravitačního účinku exoplanety určili s přesností ±25 mm/s. Tím se otevřela cesta k objevům exoplanet o hmotnostech a rozměrech Země.

8.2. Velké kosmické teleskopy

Budoucí kosmický teleskop JWST (James Webb Space Telescope) bude mít primární zrcadlo o průměru 6,5 m složeno z 18 pozlacených beryliových hexagonálních segmentů o průměrech 1,3 m a hmotnostech 20 kg (úhrnná hmotnost primárního zrcadla včetně objímek dosáhne 705 kg a sběrná plocha primárního zrcadla 25 m2). V r. 2012 prodělaly segmenty kryogenní test při očekávané pracovní teplotě 40 K. Zatím se počítá s vypuštěním JWST koncem r. 2018 raketou Ariane 5 (ESA) do Lagrangeova bodu L2 ve vzdálenosti 1,5 mil. km od Země. Vlastní dalekohled bude tepelně izolován rozměrným (21 × 14 m2) slunečním štítem a celková hmotnost zařízení na oběžné dráze dosáhne 6,2 t. Měl by pracovat minimálně 5 let ve spektrálním pásmu 0,6 – 28 μm s úhlovým rozlišení 0,1′. Technické obtíže na hranici možností postupně zvýšily náklady na konstrukci JWST na 8,7 mld. dolarů.

V r. 2012 byly E. Youngem aj. zveřejněny údaje o prvních vědeckých výsledcích kontroverzního projektu SOFIA, tj. infračerveného teleskopu o průměru zrcadla 2,7 m (průměr apertury 2,5 m), jež pracuje na upraveném dopravním letadle B 747SP v pracovních výškách až 13,7 km v pásmu vlnových délek. Projekt byl financován NASA (úprava, provoz a údržba letadla) a německou kosmickou agenturou DLR (konstrukce a provoz vlastního dalekohledu) a opozdil se vinou nečekaných technických problémů týkajících se velkého otevřeného otvoru v trupu letadla a různých zdrojů vibrací teleskopu. V operační výšce až 13,7 km může pozorovat oblohu ve spektrálním pásmu 0,6 – 240 μm a v úhlových výškách 23 – 58° nad obzorem. Na vědeckém programu observatoře se od počátku podílí celkem 7 přístrojů, které poskytují zorné pole o průměru 8′; 70′ nebo 6°. Jednotlivý let může trvat 10 h, z toho 6,5 h připadá na pozorování ve výšce >12,5 km; z toho 4 h ve výšce ≈13,1 km. V této výšce je obsah sloupce vodních par, které blokují infračervené záření, stokrát nižší než na povrchu Země. V r. 2012 bylo publikováno již několik desítek vědeckých prací založených na pozorováních observatoře SOFIA v předešlém roce. Budoucnost projektu je však nejistá. Jedním z důvodů je rychlý rozvoj mikrovlnné astronomie, která se dá mnohem laciněji provozovat na vysokohorských pozemních stanicích.

8.3. Mikrovlnná a radiová astronomie

Ačkoliv mikrovlnná observatoř ALMA v chilské poušti Atacama poblíž hranice s Bolívií nebyla ještě dokončena, modulový způsob její výstavby umožnil začít vědecká pozorování s 12 anténami již v listopadu 2011 a zájem o pozorovací čas převýšil v r. 2012 technické možnosti observatoře v poměru 9:1. Běhen roku se počet funkčních antén zvýšil na 25 a to umožnilo např. J. Rathborneové aj. během pouhých 6 h pozorovacího času pozorovat vznik velmi hmotných hvězd v centru naší Galaxie. V 50 kompaktních oblastech zde právě nyní vznikají nadhvězdy o úhrnné hmotnosti 100 kM☉. ALMA se stává opravdovou vlajkovou lodí světové pozemní astronomie a tomu odpovídá i její cena 1,4 mld. dolarů.

Ještě vyšší náklady přes 2 mld. dolarů si ovšem vyžádá další radioastronomický projekt SKA (Square Kilometer Array), který bude vybudován ve dvou lokalitách. Nízkofrekvenční (<500 MHz) a velmi vysokofrekvenční část vznikne na území západní Austrálie a na Novém Zélandu, kdežto střední a vysokofrekvenční část v Jižní Africe. Celková koncepce, na níž se podílela také Kanada, Čína, Itálie, Holandsko a Velká Británie, byla schválena v květnu 2012. Základní sestava antén se má budovat v letech 2016-2020 a úplný systém by měl být hotov v r. 2024. Rozdělení na dvě takto vzdálené části je výsledkem složitého politického kompromisu, který přinese vyšší náklady, ale i více pracovních příležitostí, než kdyby se celá aparatura instalovala v jediné lokalitě.

J. Geach aj. instalovali u radioteleskopu JCMT na Mauna Kea s průměrem antény 15m nový mikrovlnný bolometr SCUBA-2 (Submillimetre Common-User Bolometer Array-2) pro pásmo 450μm, který má dokonce lepší citlivost než měl bolometr na kosmickém teleskopu Herschel. V „prázdném“ zorném poli COSMOS překonal i výsledky umělé družice COBE. Tak se ukázalo, že vzhled oblasti se značně liší jak od optických snímků, tak od snímků v blízké infračervené oblasti spektra. Aparatura SCUBA-2 docela pravděpodobně zobrazuje i mimořádně vzdálené galaxie. Přesné změření vzdáleností však nebude vůbec jednoduché. Tím více šokuje zpráva, že Velká Británie hodlá unikátní radioteleskop JCMT z důvodů úspor vyřadit z provozu koncem r. 2014 a podobně i 3,8m infračervený teleskop UKIRT v téže lokalitě do konce r. 2015.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Hned na počátku roku 2012 skončila svou činnost rentgenová družice RXTE, pojmenovaná na počest průkopníka tohoto oboru italského astronoma Bruna Rossiho (1905-1993). Byla vypuštěna v únoru 1996 na dráhu o výšce 580 km nad Zemí se sklonem 23° k zemskému rovníku. Podstatně tedy překročila plánovanou životnost 2 roky. Získala cenné údaje o magnetarech, akreci na milisekundové pulsary a dokonce o strhávání souřadných soustav u rotujících černých děr. Počátkem prosince 2012 byl pro selhání posledního počítače ukončen provoz francouzské družice CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits), která byla vypuštěna na oběžnou dráhu v prosinci 2006, takže překročila plánovanou životnost dvojnásobně. Podařilo se jí metodou tranzitů objevit 32 exoplanet a stovku dalších objektů čeká na své pravděpodobné potvrzení.

V červnu 2012 byla z letadla pomocí rakety Pegasus vypuštěna nová rentgenová družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), která proti předešlým družicím bude mít v pásmu 5 – 80 keV o dva řády vyšší citlivost a o řád lepší rozlišovací schopnost. Přesto jde o poměrně levnou družici (180 mil. dolarů) studující zejména tvrdé rentgenové záření, což je zajištěno dlouhým ohniskem kamer na vrcholu 10m stožáru. Toto záření totiž prochází jen s malými ztrátami prachem a plynem, takže ho lze zaznamenat i v bezprostřední blízkosti černých děr a pozůstatků po supernovách v naší Galaxii.

Koncem listopadu 2011 odstartovala americká kosmická sonda Mars Science Laboratory (MSL) o hmotnosti 3,9 t, jež měla na své palubě zatím nejsložitější a nejhmotnější vozítko (899 kg) Curiosity, které bylo vysazeno na povrch Marsu 6. srpna 2012 jen 2,4 km od plánovaného místa přistání. Sonda MSL vstoupila do atmosféry Marsu rychlostí 5,9 km/s, jež se musela během „sedmi minut hrůzy“ snížit na přistávací rychlost 0,2 m/s! K tomu cíli vyvinuli technici NASA speciální „nebeský jeřáb“ pod vedením extravagantního inženýra Adama Steltznera (*1963), jenž už plánuje, jak některá příští sonda s vozítkem sesbírá na povrchu planety vzorky půdy a hornin a další sonda pak tuto cennou sbírku přiveze na Zemi.

A. Rots aj. shromáždili údaje o publikacích založených na pozorováních pomocí obří (hmotnost 4,8 t) rentgenové družice Chandra vypuštěné v červenci 1999. Její aparatury vynikají jak rozlišovací schopností 0,5′ a vysokou citlivostí, tak časovým rozlišením 16 μs. Pokrývají široké pásmo energií 0,1 – 10 keV. Výsledky jsou podle autorů publikovány průměrně 2,4 roku po uskutečněných pozorováních a do 7 let je zveřejněno 90 % uskutečněných měření. Nejvíce údajů (20 %) se týká kvasarů a aktivních jader galaxií (AGN), dále kup galaxií (16 %), hvězd a bílých trpaslíků (14 %) a supernov, pozůstatků po supernovách (SNR) a neutronových hvězd (10 %). Družice však získává data i o objektech Sluneční soustavy a mezihvězdném a intergalaktickém prostředí.

P. Molnar aj. zveřejnili v r. 2012 II. katalog aparatury LAT (Large Area Telescope) na družici Fermi, jež byla vypuštěna v červnu 2008 na mírně eliptickou geocentrickou dráhu ve výšce 545 km nad Zemí a začala sbírat data o jednotlivých energetických paprscích gama od srpna 2008. Při energiích 100 MeV má LAT zorné pole 3° a ještě při nejvyšších energiích 100 GeV alespoň 2,4′. Může však postupně sledovat asi 20 % plochy oblohy. II. katalog obsahuje údaje o 1873 zdrojích záření gama, z toho je 127 naprosto jistých a 1171 pravděpodobných; 12 zdrojů je plošných. Polovinu zdrojů se podařilo ztotožnit s aktivními jádry galaxií (AGN), dále pak jde o některé pulsary a pozůstatky po supernovách (SNR), jakož i o některé těsné dvojhvězdy. Aparatury na družici měly zpočátku problém s ukládáním dat vinou příliš malé kapacity palubní paměti a také s výpadky záznamů pro fotony s energií >10 GeV. Podle M. Ackermanna aj. pracují aparatury Fermi LAT a GBM (Gamma-ray Burst Monitor) v pásmu energií 20 MeV - 300 GeV. V r. 2012 se družici podařilo zaznamenat záblesk o energii 27,5 GeV ze vzdálenosti 3,3 Gpc, což svědčí o dobré průzračnosti vesmíru i pro tak vysoké energie paprsků gama.

Celé dvojčíslo časopisu Solar Physics (sv. 275) z r. 2012 bylo věnováno vynikajícím výsledkům výzkumu Slunce uskutečněným pomocí přístrojů družice Solar Dynamics Observatory (SDO), jež byla NASA vypuštěna na kruhovou geosynchronní dráhu se sklonem 28° v únoru 2010. Její vědecký program začal v květnu 2010 a překonal předešlé výzkumy Slunce a jeho okolí díky lepší úhlové rozlišovací schopnosti a také rychlejší kadenci pozorování dějů na slunečním povrchu. Družice poskytuje vynikající snímky Slunce v krátkovlnných pásmech UV, EUV a rentgenovém, jakož i údaje o lokálních magnetických polích a jejich změnách v čase.

NASA vypustila v srpnu 2011 k Měsíci dvojici kosmických sond GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) s cílem přesně měřit průběh gravitačního pole Měsíce a odtud odvodit i jeho vnitřní stavbu. Sondy Ebb a Flow se usadily na kruhových drahách kolem Měsíce na přelomu let 2011 a 2012 a měřily až do poloviny prosince 2012, kdy byly navedeny na kolizní dráhu k povrchu Měsíce, kde zanikly. Měření probíhala po většinu doby ve výšce 50 km nad povrchem Měsíce a sondy letěly v závěsu ve vzdálenosti 200 km od sebe. Mimořádně přesná (±3 μm !) měření kolísání vzájemné vzdálenosti sond pak určilo lokální intenzitu gravitačního pole podél oběžné dráhy.

V r. 2012 se podle všeho konečně podařilo skutečnou příčinu anomálních trajektorií kosmických sond Pioneer 10 a 11 vypuštěných v březnu 1972, resp. v dubnu 1973 s cílem průletů kolem Jupiteru a Saturnu. Sondy vysílaly údaje až do března 1997. resp. září 1995. Díky rádiovému spojení s nimi se ukázalo, že jejich trajektorie se ve vnějších částech planetární soustavy soustavně odchylovaly od předpovědí podle gravitačního zákona. Analýzou problému se zabývali S. Turyshev aj. a ukázali, že na vině bylo teplo vyzařované z termoelektrických generátorů elektřiny a přístrojů na palubě, které bylo přednostně vysíláno ve směru letu oproti směru ke Slunci.

D. Comas aj. zjistili na základě údajů sondy Interstellar Boundary EXplorer (IBEX), že Slunce se vůči mezihvězdnému pozadí pohybuje poněkud jiným směrem a rychlostí jen 23 km/s, tj. o 12 % nižší, než se dosud myslelo. Následkem toho se před Sluncem 0netvoří ve směru letu oblouková rázová vlna, jak se dosud očekávalo vzhledem k tomu, že Slunce si kolem sebe vytváří heliosféru ze supersonického slunečního větru.

A. Vandaleová shromáždila údaje o kosmickém smetí, které ohrožuje zejména nízko (<1 tis. km) obíhající umělé družice a také Mezinárodní kosmickou stanici (ISS). Více než půlstoletí kosmonautiky znamenalo, že ze Země odstartovalo minimálně první kosmickou rychlostí více než 4,8 tis. raket, které vynesly na 6 tis. družic. Z nich jen 800 je nyní operačních; ostatní jsou nefunkční a tedy neovladatelné. Kromě toho se na oběžných drahách vyskytuje minimálně 34 tis. rozličných úlomků >100 mm, které lze v principu pozorovat radarem i opticky. Úhrnná hmotnost tohoto smetí se odhaduje na 5,5 tis. tun. Jen 13 tis. objektů s rozměry >100 mm je však sledováno, takže můžeme jejich dráhy na krátkou dobu předvídat. Životnost úlomků na kruhových drahách ve výši 400 km činí půl roku až rok, ale ve výši 825 km už 200 let. Na eliptických přechodových drahách 0,2 – 36 tis. km úlomky vydrží asi 10 let a na geostacionárních drahách miliony let.

Typická družice na nízké oběžné dráze se aspoň jednou ročně srazí se smítkem o průměru >0,1 mm a jednou za dva roky se zrnkem o rozměru 1 mm. Pro 10 mm objekty klesá pravděpodobnost srážky na 0,003/rok. Nejvíce smetí se přirozeně nachází na nejnižších oběžných drahách; další koncentrace smetí se nalézají ve výškách 3 tis. km, 6 tis. km, 19 tis. km a 36 tis. km nad Zemí. Zatím se lze před srážkami chránit jedině úhybnými manévry nově vypuštěných těles, pokud ovšem je monitorovací služba včas uvidí. Pokusy přijmout opatření proti dalšímu znečišťování kosmického prostoru se nedaří; například nebyl přijat jednoduchý návrh českého astronoma Luboše Perka, aby každá raketa či družice na oběžné dráze byla vybavena koutovými odražeči, které by se aktivovaly tehdy, když družice či raketa končí svou ovladatelnost. Tím by se podstatně usnadnilo a zpřesnilo předpovídání její případné kolizní trajektorie.

Pro laického pozorovatele je jistě přitažlivé, že výtvory člověka na obloze lze pozorovat i jako velmi jasné objekty. Za příznivých podmínek lze pozorovat záblesky družic soustavy Iridium až -10 mag (!) a také ISS může být díky všem svým postupně přidávaným modulům jasnější než kterákoliv planeta (-5,9 mag). K tom cíli běží na internetu aplikace heavens-above, která se průběžně aktualizuje s předstihem více než 10 dnů.

Pro budoucí kosmonauty, kteří by měli letět k planetkám, popřípadě k Marsu, svítá naděje, že by se mohla doba letu výrazně zkrátit, pokud by se podařilo vyvinout pohon založený na štěpné jaderné reakci 235U. Při stejné hmotnosti je totiž výkon jaderného reaktoru teoreticky o šest řádů vyšší než chemické rakety na kapalný pohon. Jaderné reaktory by také podstatně zvýšily účinnost iontového pohonu pro robotickou sondu,například k Jupiteru. Zatím však NASA uvolnila na tento výzkum pouhé 3 mil. dolarů, takže rozhodně nejde o technologii zítřka. NASA poněkud tápe, pokud jde o příští pilotované lety ke vzdáleným cílům. Neuvažuje se ani o trvalé obydlené základně na Měsíci, ani o letu k planetkám, či dokonce k Marsu. Pro srovnání: v době, kdy probíhal program Apollo, rozpočet NASA na pilotovanou kosmonautiku dosahoval polovinu jejího ročních rozpočtů (NASA přitom dostávala 4,3% HDP USA!), a také ESA vydávala na pilotovanou kosmonautiku 13 % svého rozpočtu, mj. na projekt raketoplánu Hermes.

Přitom jeden z projektů pro budoucnost člověka snad nejvýznamnější - identifikace křižujících planetek, jejichž srážka se Zemí by mohla mít zničující následky, nemá státní podporu ani v USA, ani v EU, neřkuli v Číně nebo Rusku. Přesto je dosti pravděpodobné, že se o tento projekt zaslouží soukromá americká společnost B612, která připravuje vypuštění sondy Sentinel s přehlídkovým 0,5m infračerveným teleskopem na dráhu uvnitř heliocentrické dráhy Země, která by mohla odstartovat už v r. 2017. Vlastní družici má zkonstruovat americká firma Ball Aerospace.

8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy

Astronom a jezuita I. Kögler (1680-1746) se v r. 1715 seznámil v Praze se svým řádovým spolubratrem matematikem K. Slavíčkem (1678-1735). Společně odcestovali do Lisabonu, odkud se ještě s dalšími 12 spolubratřími vydali na strastiplnou 170denní cestu lodí do Macaa. Odtud po aklimatizaci dorazili počátkem r. 1716 do Pekingu na císařský dvůr. Oba hlavní protagonisté získali pro svou vzdělanost na císařském dvoře silné postavení. Kögler využil svých astronomických a matematických znalostí k editaci čínských astronomických záznamů a pozorování. V r. 1744 tak zveřejnil kritický katalog poloh hvězd až do 7 mag! Nyní S. Ahn aj. porovnali údaje z tohoto katalogu s polohami týchž hvězd v moderním katalogu HIPPARCOS. Podařilo se jim dohledat 2 848 hvězd v pásmu deklinací >-30° a tak ukázali, že rozdíly v polohách nepřesáhly 40′!

Mimochodem, v r. 2012 se konalo 28. valné shromáždění IAU v Pekingu a právě tam byla přijata rezoluce, že velikost astronomické jednotky se podobně jako hodnota rychlosti světla už nebude měnit. Místo dosavadního označování AU bude mít zkratku au a natrvalo bude platit: 1 au = 149 597 870 700 m. (Podle D. Suamiho a J. Souchaye dávala moderní měření (1982) pro 1 AU = 149 597 870 691,0 m). Došlo též ke změnám pro sklon Laplaceovy neproměnné hlavní roviny Sluneční soustavy z dosavadní hodnoty 1°34′59,42′ na: 1°34′43,3′. Nejvíce se změnila délka výstupného úhlu zemské dráhy ze 106°35′01,08′ na 107°34′56′ proto, že do neproměnné roviny byly nově započítány vlivy Vesty, Ceresu, Pallasu i Pluta.

H. McCracken aj. zveřejnili v r. 2012 první část přehlídky UltraVISTA ESO, která probíhá opakovaně uvnitř pole COSMOS (HST, pole 2 čtv. stupně v souhvězdí Sextantu) v blízké infračervené (pásma YJHK) oblasti pomocí 4,1m teleskopu na Cerro Paranal s kamerou 67 Mpix. Zpracované snímky byly pořizovány v poli o ploše 1,5 čtv. stupně v intervalu od prosince 2009 do dubna 2010 a jejich mezní hvězdná velikost v pásmu Y dosahuje 25 mag a v ostatních pásmech 24 mag. Celkem se v tomto poli podařilo zobrazit přes 216 tis. objektů, většinou velmi vzdálených, takže tato přehlídka nejvíce slouží při zkoumání rané historie vesmíru, kdy vznikaly galaxie, kvasary a fluktuace v hustotě skryté látky, z nichž povstala dnešní velkorozměrová struktura kosmické pavučiny. V práci N. Crosse aj. byly shrnuty údaje pro veřejný přístup k datům ze všech přehlídek teleskopu VISTA.

Námořní observatoř USA vydala v r. 2012 již 4. katalog poloh a vlastních pohybů pro 113 mil. hvězd do 16 mag. Pro hvězdy jasnější než 14 mag je chyba v poloze <0,02′. R. Poleski aj. zveřejnili Katalog vlastních pohybů hvězd (rozpětí jasností v pásmu I od 12 do 19 mag) ve směru od Galaxie k Magellanovým mračnům. Poloha každé ze 440 tis. hvězd byla měřena několiksetkrát v průběhu 8 let, takže přesnost pohybů je vesměs lepší než 0,5 tisícin obl. vteřiny ročně. Pro 13 tis. hvězd se podařilo určit i jejich trigonometrické paralaxy až do vzdálenosti 600 pc. Hvězdy se nacházejí v poli 40 čtv. st. kolem Velkého a 14 čtv. st. kolem Malého Magellanova mračna.

M. Smith sestavil Atlas spektrálních čar v daleké ultrafialové oblasti spektra pro rané hvězdy spektrálních tříd O2 – O9.5, který obsahuje bezmála 1,8 tis. spektrálních čar.

Na závěr tohoto odstavce bych chtěl zmínit velký pokrok ve výpočetní technice, který mimo jiné umožňuje zaznamenávat, uchovávat v archivech a vytěžovat obrovské soubory dat. V r. 2012 byl firmou IBM uveden do chodu nejrychlejší superpočítač světa pro Lawrence Livermore National Laboratory v Kalifornii s výkonem 16,3 Pflops. Rychlost není přirozeně jediným ukazatelem kvality superpočítače; neméně důležitý je i pokročilé programování, který se také výrazně zdokonaluje. Dříve či později přispějí takové stroje k rozvoji základního výzkumu v astronomii, zejména od chvíle, kdy bude spuštěn projekt LSST a kdy budou dokončeny obří teleskopy třídy 30m zrcadel.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Neil ARMSTRONG (*1930; astronaut); Jan HORSKÝ (*1940; kosmologie); Masatoshi KITAMURA (*1926; těsné dvojhvězdy); Bernard LOVELL (*1913; radioastronomie); Ivan MOLNÁR (*1930; Galanta); Patrick MOORE (*1923; popularizace); Dalibor NEDBAL (*1980; záření gama); Franco PACINI (*1939; astrofyzika); Sally RIDEOVÁ (*1951; astronautka); Jorge SAHADE (*1915; těsné dvojhvězdy; exprezident IAU); Wallace SARGENT (*1935; astrofyzika); Ladislav SCHMIED (*1927; sluneční činnost po 6 cyklů!); Antonín VÍTEK (*1940; kosmonautika); Gart WESTERHOUT (*1927; radioastronomie); Harold ZIRIN (*1929; Slunce); Fang Li ZHI (*1936; kvasary).

9.2. Ceny a vyznamenání

Svět: Charles BENNETT a kol. (Gruberova c.; WMAP); John BROWN (Zlatá m. RAS; RHESSI); Andy FABIAN (Zlatá m. RAS; rtg. astronomie); Reinhard GENZEL a Andrea GHEZOVÁ (Crafoordova c.; černé veledíry); Alan GUTH (c. Nadace pro fundamentální fyziku - 3 mil. $; kosmologická inflace); (David JEWITT a Jane LUUOVÁ (Shawova c.; TNO); D.J. + J.L. + Michael BROWN (TNO; c. Kavli); Nikolaj KARDAŠEV (G. Reberova m.; radioastronomie); konstruktéři družice KEPLER (c. Space Foundation); Jerry NELSON (Franklinova m.; Keck, TMT, adaptivní optika).

Doma: Nakl. ALDEBARAN (Littera Astronomica, ČAS); Stanislav FOŘT a Jakub VOŠMERA (6. IOAA; zlaté m.); Jiří GRYGAR (m. Učené společnosti ČR); Petr HADRAVA (Kopalova předn., ČAS; hvězdná spektroskopie a fotometrie); Denis LISZTWAN, Tomáš LOCKER, Viktor NĚMEČEK a Lukáš SUPIK (XVII. IAO; bronzové m.); Peter KOSEC a Matúš KULICH (6. IOAA; zlatá m.); Filip MURÁR a Martin RASZYK (6. IOAA; stříbrná m.); M.R. (XVII. IAO; stříbrná m.); Michal RAŠKO (6. IOAA; strieborná m.); Libor RICHTER (Zemanova c., ČAS; astrofotografie); Antonín RÜKL (Nušlova c., ČAS); Petr SOBOTKA (Kvízova c., ČAS; popularizace); Pavel SPURNÝ (prémie AV ČR; meteority s rodokmenem); Lukáš TIMKO (6. IOAA; bronzová m.).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

Koncem srpna 2012 se konalo v Pekingu 28. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), které slavnostně zahájil tehdejší čínský vicepresident Xi Jingping (nyní prezident ČLR). (Nemohu si odpustit povzdech, že když se v Praze konalo 26. valné shromáždění IAU, tak na zahájení nedorazil ani prezident, ani premiér, ba dokonce ani primátor Prahy!) Během 10 dnů se jako obvykle konala řada plenárních i specializovaných zasedání vědeckých komisí, společné diskuse a přidružená sympozia. Plenární přednášky byly věnovány pestrému světu galaxií, objevu skryté energie vesmíru, novým údajům o tvorbě hvězd zejména na základě výsledku infračervené družice Herschel a také historii, současnosti a budoucnosti rychle se rozvíjející astronomie v Číně. Kongresu se účastnilo přes 2,7 tis. astronomů z více než 55 států světa. IAU měla v tom roce již 10,9 tis. členů z 93 států. Novým presidentem IAU byl zvolen N. Kaifu z Japonska, příští presidentkou (2015-2018) bude Mexičanka S. Torresová-Peimbertová a vědeckým sekretářem se stal Francouz T. Montmerle. Jedním z vicepresidentů zůstal náš astronom J. Palouš.

Z rezolucí kromě již zmíněné o fixní délce astronomické jednotky byla asi nejdůležitější rezoluce požadující zřízení mezinárodního systému včasného varování před nebezpečnými křižujícími tělesy, jež by mohla hrozit střetem se Zemí.

Evropská astronomická společnost (EAS) konala své výroční zasedání EWASS (European Week of Astronomy and Space Science) na Papežské lateránské univerzitě v Římě počátkem července 2012. Plenární zasedání bylo věnováno rozvoji astronomie záření gama díky novým Čerenkovovým soustavám teleskopů (CTA), na jejichž konstrukci se podílejí také čeští astronomové a fyzikové z Fyzikálního ústavu Akademie věd a z MFF UK. Dalšími tématy zasedání pak byl stav a budoucnost mezinárodní observatoře ALMA pro mikrovlnnou astronomii v Chile a nové poznatky o tvorbě planet a hvězd získané družicí Herschel. Další dny se pak probírala témata rozvoje evropské astronomie ve výzkumu Slunce, pomocí obřích dalekohledů a nových kosmických družic a sond. Byly též prosloveny zvané přednášky laureátů cen L. Woltjera a T. Braha, které EAS uděluje.

Ředitel České kosmické kanceláře J. Kolář byl v říjnu 2012 na 63. kongresu Mezinárodní astronautické federace (IAF) zvolen jejím viceprezidentem na dvouleté funkční období a pověřen správou financování IAF.

Česká astronomická společnost, která sérií „salámových“ administrativních rozhodnutí v letech 1953-1954 přišla o svůj členský časopis „Říše hvězd“ založený již r. 1920, začala díky iniciativě Dr. Miroslava Plavce (1925-2008) vydávat od ledna 1963 členský věstník s názvem „Kosmické rozhledy“, který kupodivu úspěšně přežívá až dosud a tak koncem roku 2012 v něm vyšly vzpomínky několika členů původního redakčního kruhu H. Dědičové, P. Lály, L. Kohoutka a Z. Sekaniny k půlstoletému výročí existence tohoto „provizória“.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Když se srovnají vizuální odhady jasností 1 022 hvězd z katalogu Hipparcha (≈190 př. n.l. - ≈120 př. n.l.), jenž je pozoroval v letech 140-129 př. n. l. na 36° sev. šířky, s týmiž odhady v Ptolemaiově (≈90 n.l. - ≈168 n.l.) katalogu Almagest, který je pozoroval roku 128 n.l. na 31° sev. šířky, vychází pro jasnou hvězdu Canopus (α Car) v souhvězdí Lodního kýlu v obou případech táž jasnost, což budí dojem, že oba astronomové znali jev extinkce (zeslabení jasnosti objektu blíže k obzoru) a dokázali ho odečíst i pro ostatní pozorované hvězdy. Totéž pak platí pro katalog perského astronoma Al Sufiho (903-986) z r. 964 a katalog Tychonův (1546-1601) z konce 16. stol.

Mimochodem, nejstarší Hipparchův katalog byl více než 1 800 let nezvěstný, až si v r. 2005 B. Schaefer všiml, že na kamenném glóbu oblohy, kterou nese na svých bedrech farnéský Atlas, jsou vytesány obrazce 41 souhvězdí a dále nebeský rovník, obratníky i ekliptika. Polohy hvězd na glóbu odpovídají situaci v r. 125 př. n. l. s chybou ±55 let, tedy v dobré shodě s datem, kdy Hipparchos katalog publikoval. Socha je uložena v italském Národním archeologickém muzeu v Neapoli a jedná se o římskou kopii známé řecké sochy zhotovenou kolem r. 150 n.l. Definitivně se tak potvrdilo, že Hipparchos skutečně objevil precesi zemské osy, což je s ohledem na tehdejší technické vybavení astronomů obdivuhodný výkon.

R. Henry a S. Hanke přišli s novou kalendářní reformou, kdy každé čtvrtletí roku by mělo stejný počet dnů. Pouze měsíce březen, červen, září a prosinec by měly 31 dnů; ostatní měsíce shodně 30 dnů. Zrušily by se přestupné roky, pouze nich jednou za 5-6 let by se do kalendáře vložil přestupný týden. Současně by se zrušily letní časy a všude by se pro legální účely používal čas UT. Reforma by se mohla uskutečnit již v r. 2017, ale podle všeho jsou se možnost jejího zavedení blíží asymptoticky k nule.

Hebrejská univerzita v Jeruzalému zveřejňuje počínaje březnem 2012 digitální kopie 80 tisíc ručních i strojopisných dokumentů Alberta Einsteina včetně jeho korespondence, fotografií a audiozáznamů na webu: www.alberteinstein.info

Americký vědecký týdeník Science uveřejnil v čísle 6085 z 1. 7. 2012 seznam osmi největších záhad současné astronomie. Podle očekávání se na prvním místě umístil problém skryté energie (dark energy), jejíž hustota se navzdory rozpínání vesmíru zřejmě nemění v čase a pravděpodobně jde o proslulou kosmologickou konstantu LAMBDA, která figuruje v Einsteinových rovnicích pro modely rozpínajícího se vesmíru. Na druhém místě se rovněž dle očekávání skví problém skryté látky (dark matter), na který již v r. 1933 upozornil jeden z nejkreativnějších astronomů XX. stol. F. Zwicky, ale hlavní argumenty v její prospěch přinesli v 70. letech minulého století V. Rubinová aj., dále zejména anglo-australská přehlídka 2dF v r. 1997 a nezávisle též družice WMAP. Zde však lze podle mínění redakce očekávat v blízké budoucnosti jistý pokrok díky novým synoptickým přehlídkám oblohy, zatímco pokusy experimentálních fyziků objevit částice skryté látky ztroskotávají.

Bronzovou medaili si odnesl problém chybějících baryonů, jichž podle nepřímých výsledků astronomických pozorování má být téměř 5 % z celkové hmoty vesmíru, ale ve skutečnosti pozorujeme jen 0,5 % v podobě galaxií a další 0,5 % v podobě horkého plynu, jež obklopuje jednotlivé galaxie. K tomu lze patrně připočíst 0,3 % v podobě chladného intergalaktického plynu a dalších 0,5 % v podobě horkého intergalaktického plynu, který je viditelný jen v daleké ultrafialové oblasti (FUV) a v rentgenových paprscích. To znamená, že v celkové inventuře chybí téměř 60 % baryonů a nikdo netuší, kam se poděly. Evidentně existovaly v první miliardě let po velkém třesku, jak dokazuje zastoupení deutéria vůči normálnímu vodíku, ale je tedy stále ve hře možnost, že všechny baryony jsou radioaktivní, byť na velmi dlouhých časových stupnicích.

Na čtvrté příčce se ocitl problém výbuchů supernov, protože i důmyslné počítačové modely poslední generace nejsou příliš úspěšné v simulaci výbuchů, zejména pro hvězdy s hmotnostmi >25 M☉, kdy podle výpočtu vnější vrstvy hvězdy obsahující převážně kyslík a křemík výbuch utlumí. Zcela nejasný je kauzální vztah mezi zábleskovými zdroji záření gama a následnými výbuchy supernov.

Páté místo obsadil neznámý mechanismus reionizace (zjasnění) látky vesmíru po období šerověku (dark age), které začalo necelých 400 tis. let po velkém třesku, když se volné elektrony připojily k jádrům atomů, a skončilo o pár set milionů let později, jenže se neví, proč. Galaxie totiž začaly významně svítit až 800 mil. let po velkém třesku. Zde se o možné řešení může postarat infračervený kosmický teleskop JWST a rádiové soustavy LOFAR a SKA, které mohou pozorovat v rádiovém oboru záření z raných epoch vesmíru, které se díky rozpínání vesmíru právě do tohoto spektrálního pásma přesunulo.

Na šesté místo se probojoval problém zdrojů a mechanismu urychlování extrémně energetického kosmického záření v pásmu 1 – 300 EeV. Zdroje tohoto záření musí být extragalaktické, ale nepříliš vzdálené, tj. <75 Mpc, protože elektricky nabité částice z větších vzdáleností ztrácejí energii srážkami s fotony reliktního záření.

Sedmé místo zaujal problém bizarního vzhledu Sluneční soustavy, zejména velký podíl železa na hmotnosti Merkuru, vyosené magnetické pole Uranu a jeho ležatý sklon rotační osy do roviny ekliptiky, dále otázka nápadného rozdílu mezi Venuší a Zemí navzdory velmi podobné velikosti, hmotnosti a chemickému složení. Není jasné, jak ve velké vzdálenosti od Slunce mohly vzniknout tak hmotné planety jako Uran a Neptun, protože protoplanetární disk v této vzdálenosti byl už velmi rozředěn. Obě planety mají velké sklony magnetického dipólů k ose rotace (60° a 47°), zatímco Jupiter a Saturn mají magnetické osy souosé s osami rotace.

Osmé místo si vysloužila sluneční koróna, protože je zcela záhadné, pro Slunce, jež má v centru teplotu téměř 16 MK a ve fotosféře 5,8 kK dosahuje v rozlehlé koróně zcela běžně teplot >1 MK. Zde je však největší naděje, že díky novým slunečním družicím se v dohledné době podaří tuto záhadu rozluštit.

Poslední prosincové číslo (7429) roku 2012 britského vědeckého týdeníku Nature tradičně připomnělo největší vědecké události roku, mezi něž zařadilo též úspěšné zkoumání planetky Vesta sondou Dawn a zahájení výzkumu Marsu vozítkem Curiosity, a ovšem objev Higgsova bosonu v laboratoři CERN (práce měly 2932 spoluautorů!), ale též odvolání zpráv o zabudování arsenu do DNA baktérie a o nadsvětelné rychlostí neutrin v projektu OPERA.

V témže čísle také redakce Nature konstatovala, že největší nárůst vědecké produkce zaznamenala Saudská Arábie, Čína, Brazílie, Jižní Korea, Indie a USA. Pro Českou republiku zaznamenala celkem 8,4 tis. vědeckých prací v oboru přírodních věd. Překvapivě dobře však Česko dopadlo v seznamu nejvíce citovaných prací, kterých mělo 1,32 % z celkového souboru špičkových prací, takže obsadilo velmi čestné 9. místo na světě! První bylo v r. 2012 Švýcarsko s podílem 1,91 % , druhé Dánsko (1,77 %) a třetí Holandsko (1,66 %). Před námi byla ještě Belgie, Rakousko, JAR, Velká Británie a Norsko. Za námi pak následuje Izrael (1,30 %) a i vědecké velmoci (USA, Kanada, Francie, Itálie, Finsko, Švédsko, SRN, Španělsko, Rusko, Čína a Indie).

Ostatně už v dubnu redakce Nature vyzdvihla, že Evropa se stala příkladem v mezinárodní vědecké spolupráci a začíná v některých oborech přibírat i mimoevropské partnery. Následkem toho přitahuje nejlepší vědce z celého světa a tak začíná přebírat roli, kterou dosud měly zejména USA a Japonsko, které podporují spolupráci vědeckých institucí spíše jen na národní úrovni.

Závěr

Americký vědecký týdeník Science v č. 6080 z 27.4. 2012 uvedl, že již od 60. let XX. stol. je základní vědecký výzkum odpovědný z 80 % za růst HDP a vyhrávají ty státy, které na podporu základního výzkum dávají přes 2 % rozpočtu. Nejvíce však do základního výzkum investují Japonsko, Jižní Korea, Čína a Indie (3,4 % HDP) a je vysoce pravděpodobné, že se jim to dlouhodobě vyplatí. Na objevech základního výzkumu se zcela zřetelně podílí i moderní astronomie. Podle mého názoru zde začíná i naše domácí astronomie bodovat právě tím, že se čím dál tím úspěšněji zapojuje do mezinárodních projektů špičkových observatoří. Pro mne to ovšem znamená, že mi sepisování čím dál tím rozsáhlejších přehledů o rozvoji světové astronomie bude nabírat další zpoždění...