Žeň objevů 2013

• Úvodem
• 1. Sluneční soustava
• • 1.1. Planety sluneční soustavy
  • • 1.1.1. Merkur
    • 1.1.2. Venuše
    • 1.1.3. Země - Měsíc
    • • 1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země
      • 1.1.3.2. Kosmické katastrofy na Zemi
      • 1.1.3.3. Bolidy a meteority
      • 1.1.3.4. Měsíc
    • 1.1.4. Mars
    • 1.1.5. Jupiter
    • 1.1.6. Saturn
    • 1.1.7. Uran a Neptun
  • 1.2. Meziplanetární látka
  • • 1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)
    • 1.2.2. Planetky hlavního pásu a Trojáné
    • 1.2.3. Křížiči (NEO)
    • 1.2.4. Komety
    • 1.2.5. Meteory
  • 1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes
  • 1.4. Slunce
• 2. Hvězdný vesmír
• • 2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci
  • • 2.1.1. Objevy a pozorování exoplanet
    • 2.1.2. Zobrazování exoplanet a jejich atmosféry
    • 2.1.3. Souhrnné studie o exoplanetách
    • 2.1.4. Hnědí trpaslíci
  • 2.2. Teoretická astrofyzika hvězd
  • 2.3. Vznik hvězd a prahvězdy
  • 2.4. Osamělé hvězdy
  • 2.5. Těsné dvojhvězdy
  • • 2.5.1. Jednotlivé soustavy
    • 2.5.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách
  • 2.6. Proměnné hvězdy
  • • 2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné
    • 2.6.2. Fyzické proměnné
  • 2.7. Bílí trpaslíci
• 3. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama (GRB)
• • 3.1. Supernovy
  • 3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)
  • 3.3. Obecně o supernovách
  • 3.4. Radiové a rentgenové pulsary
  • 3.5. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření
  • 3.6. Astrofyzika neutronových hvězd a černých děr
  • 3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)
• 4. Mezihvězdná látka
• 5. Galaxie a kvasary
• • 5.1. Hvězdokupy a intermediální černé díry (IMBH)
  • 5.2. Naše Galaxie
  • 5.3. Jádro Galaxie
  • 5.4. Místní soustava galaxií
  • 5.5. Galaxie v lokálním vesmíru
  • 5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru
  • 5.7. Gravitační mikročočky a čočky
  • 5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)
  • 5.9. Černé díry a veledíry
• 6. Kosmologie a fyzika
• • 6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru
  • 6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)
  • 6.3. Základní kosmologické parametry
  • 6.4. Reliktní záření a magnetická pole
  • 6.5. Kosmické záření
  • 6.6. Astročásticová fyzika
  • 6.7. Experimentální a teoretická fyzika
• 7. Život na Zemi a ve vesmíru
• 8. Přístrojová technika
• • 8.1. Optická a infračervená astronomie
  • 8.2. Velké kosmické teleskopy
  • 8.3. Mikrovlnná a radiová astronomie
  • 8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy
  • 8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy
• 9. Astronomie a společnost
• • 9.1. Úmrtí
  • 9.2. Ceny a vyznamenání
  • 9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti
  • 9.4. Letem (nejen) astronomickým světem
• Závěr

Věnováno památce knihovníka Astron. ústavu ČSAV PhDr. Gustava Krejčího (^*1920), RNDr. Júliuse Sýkory, DrSc. (^*1940) a RNDr. Jozefa Žižňovského (^*1946) z Astronomického ústavu SAV v Tatranské Lomnici, Prof. RNDr. Zdeňka Švestky, DrSc. (^*1925) z holandského Ústavu pro kosmický výzkum (SRON) v Utrechtu a RNDr. Ivana Šolce, CSc. (^*1927) z někdejší Optické dílny Astronomického ústavu ČSAV v Turnově.

„Milý Bože, kdyby mi zbývala už jen jedna jediná hodina života, dej, ať ji mohu strávit na přednášce z teorie míry a integrálu. Pak mi tato hodina bude připadat jako věčnost.“ neznámý student matematiky

Úvodem

V roce 2013 se odehrálo tolik významných astronomických událostí, že čtení přehledu o nich bude čtenářům nejspíš připadat stejně dlouhé jako ona hodina přednášky Neznámému studentu z motta. Kolem Země ve vzdálenosti menší než je poloměr drah geostacionárních družic přesně podle vypočtené dráhy proletěla miniplanetka 2012 DA14 o velikosti srovnatelné s mateřským tělesem proslulého Tunguského meteoritu a prakticky současně naprosto neočekávaně zazářil nad Sibiří superbolid Čeljabinsk, jenž se stal dalším a neméně mimořádným meteoritem s rodokmenem. Měsíční sonda LRO dokončila podrobné snímkování Měsíce s dosud nejvyšším rozlišením ±1 m. Přitom odhalila pozůstatky po přistáních všech amerických lunárním modulů programu Apollo (1969-1972) a pořídila i snímky zaparkovaných sovětských robotických vozítek Lunochod 1 a 2, jejichž polohy byly předtím známy jen přibližně.

Podobně úspěšně pokračovalo zkoumání Marsu jak z oběžné dráhy kosmických sond MRO, MO a ME jakož i pomocí vozítek Opportunity a Curiosity. Neméně znamenitě si vedla i kosmická sonda Cassini, jež kromě vlastního sledování planety Saturn získala další cenné údaje i jezerech na Titanu, gejzírech na Enceladu a také o Saturnových prstencích. Na periférii Sluneční soustavy daleko za Edgeworthovým-Kuiperovým pásem transneptunských objektů přinášejí jedinečné informace vytrvalé kosmické sondy Voyager 1 a 2.

Příval naprosto fascinujících pozorování stovek a možná tisíců exoplanet veleúspěšnou družicí Kepler zahlcuje nejenom odborníky, kteří nestačí zpracovávat všechna data a zorganizovat dodatečná soustavná pozorování objevených exoplanet ze Země, ale také autora přehledu, protože nestačí sledovat ani ty mimořádně zajímavé případy, neřkuli o nich ještě psát. Podivný plynoprachový oblak G2 proletěl podle předpovědi pericentrem své eliptické dráhy kolem černé veledíry v jádře Galaxie, ale v rozporu s předpovědí se slapově neroztrhal a víceméně nedotčen pokračuje po dráze do apocentra, kterým proletí na počátku 23. století...

Evropská kosmická sonda Planck dokončila v říjnu 2013 zatím nejpodrobnější mapování fluktuací a polarizace reliktního záření. Postupně tak dostáváme velmi kvalitní údaje o raných fázích vývoje vesmíru i o podílu zářící (baryonové) a skryté látky vesmíru jakož i jeho skryté energii.

Nelze ani vynechat další epochální událost týkající se březnového zahájení provozu zatím nejdražšího pozemského přístroje pro studium vesmíru - mezinárodní radioastronomické observatoře ALMA v poušti Atacama v sev. Chile. Observatoř pracuje v pásmu milimetrových i submilimetrových vln s rekordním úhlovým rozlišením a zaznamenala už v prvopočátcích své činnosti takové výsledky, že to zcela určitě povede k průlomům v řadě astronomických oborů, od výzkumů Sluneční soustavy až po kosmologii.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

P. Lucey aj., D. Lawrence aj. a G. Neumann aj. potvrdili, že na Merkuru se nacházejí rozsáhlé oblasti podpovrchového vodního ledu, jak poprvé ukázali M. Slade aj. na základě radarových odrazů od povrchu planety již v letech 1991-1992. Využili k tomu aparatur na oběžné kosmické sondě MESSENGER, která jednak změřila teploty trvale zastíněných svahů a částí dna některých impaktních kráterů (≈50 K), a jednak objevila vodní páru v řiďounké atmosféře Merkuru. Druhý z výzkumných týmů odhalil v zastíněných oblastí u severního pólu planety pokles toku rychlých neutronů vznikajících nárazy energetického kosmického záření na povrch planety. Čistý vodní led o hmotnosti 10 Gt až 1 Tt je tam ovšem překryt povrchovou krustou o tloušťce 0,1 – 0,3 m. Množství vody na Merkuru tak zhruba odpovídá hmotnosti vody v jezeře Tahoe na rozhraní Nevady a Kalifornie. Třetí tým ukázal, že krusta obsahuje zmrzlé organické látky, které vznikly dlouhodobým ozařováním vodního ledu ultrafialovým zářením ze Slunce, ale že místy krusta chybí a obnažený led se prozradil jednoduše vysokou odrazivostí odhalenou laserovými impulsy. Podle autorů jsou zdrojem ledu jednak komety, a dále též ojíněné planetky, které se v dávné minulosti s Merkurem často srážely.

S. Marchi aj. kalibrovali údaje o impaktních kráterech na Merkuru pomocí známého stáří impaktních kráterů na Měsíci. Odtud odvodili, že nejtěžší bombardování velkými kosmickými projektily Merkur prodělal před 4,1 – 4,0 mld. roků. Stejně staré jsou i velké impaktní pánve, které vznikly dopadem největších těles a přeměnily tak téměř úplně povrch planety indukovaným vulkanismem. Dnes pozorované hladké planiny jsou vulkanismem přetvořené, a tedy o něco mladší. Bombardování Merkuru trvalo však jen 300 - 400 mil. let; pak prakticky skončilo. Merkur má totiž v porovnání s Měsícem deficit kráterů menších než 100 km.

Počátkem března 2013 byla zveřejněna tříbarevná mapa celého povrchu planety pořízená sondou MESSENGER s vynikajícím lineárním rozlišením 250 m/pixel. Mladší krátery jsou obklopeny paprsky, podobně jako některé krátery na Měsíci a obří pánev Caloris s průměrem 1,55 tis. km a výškou obvodového prstence 2 km je evidentně zalitá lávou. Její stáří se odhaduje na 3,8 – 3,9 mld. let.

1.1.2. Venuše

K. Hamano aj. se pokusili vysvětlit, proč se Venuše při téměř stejných rozměrech a hmotnosti tak pronikavě liší svou geologií od Země. Za předpokladu, že obě planety v době svého vzniku měly vodu, rozhodlo o osudu vody, jak rychle se roztavená planeta dokázala ochladit a utuhnout. Venuše vznikla tak blízko Slunce, že nad koulí rozžhaveného magmatu se prostíral rozsáhlý oblak atmosféry nasycené vodní páry. Tato vodní pokrývka bránila chladnutí magmatu, takže zářivý výkon z jednotkového povrchu činil jen 300 W/m². Proto trvalo ochlazování Venuše dlouho, dokud se se veškerá voda neodpařila, což autoři odhadli na 100 milionů let. Naproti tomu byla Země tak daleko, že stihla utuhnout za několik málo milionů let, takže se její zásoba vody nestačila odpařit. Autoři tvrdí, že Venuše měla docela smůlu, protože hranice mezi oběma scénáři probíhá podle modelových výpočtů jen několik milionů kilometrů za drahou Venuše. Jak uvedl B. Dorminey, dalším důvodem pro ztrátu veškeré vody na Venuši je její velmi pomalá rotace (243 d). Z toho důvodu nemá Venuše dynamo, tedy ani globální magnetosféru. Sluneční vítr proto snadno proniká do atmosféry planety a vytěsnil tak už dávno veškeré zbytky vodní páry.

M. Sornig aj. využili věžového slunečního teleskopu na Kitt Peaku v Arizoně k pozorování atmosférického proudění Venuše v blízkém okolí její spodní konjunkce se Zemí koncem března a počátkem dubna 2009. Pomocí infračerveného heterodynního spektrografu pracujícího na vlnové délce 10,5 μm zjistili, že pro kartografické šířky <±50° vanou ve výškách ≈110 km nad povrchem planety větry stálou rychlostí 140 m/s, ale nad těmito šířkami se rychlost prudce snižuje na 40 m/s. Zmíněná vysoká rychlost však krátkodobě kolísá až o 60 m/s během několika dnů. Rychlost větru měřila také evropská kosmická sonda Venus Express pomocí sledování pohybu mračen ve vysoké atmosféře. Podle I. Khatuntseva aj. sonda naměřila rychlosti 83 – 111 m/s.

M. Ivanov a J. Head oznámili, že je hotova geologická mapa Venuše, tj. známe relativní stáří jednotlivých útvarů, prostorové rozložení a topografii sopek a planin. Tloušťka planin není nijak veliká, nanejýš 0,5 km. Autoři však svůj komentář uzavírají tvrzením, že většina geologických útvarů na Venuši nemá na Zemi odpovídající protějšky. Právě tyto neznámé útvary však hrají klíčovou roli v geologii Venuše.

Kuriózní metodu, jak pozorovat tranzit Venuše přes Slunce dne 6. června 2012, zvolili P. Molaro aj. Na observatoři ESO na La Silla v Chile byla v té době noc a Měsíc ve fázi 0,93, tedy poblíž úplňku. Proti pozorování ze Země probíhal celý úkaz o 2 h později a trval o více než hodinu déle, protože Venuše díky příznivějšímu sklonu měsíční dráhy se promítala na Slunce blíže k jeho rovníku. Světlo odražené od Slunce v centru měsíčního disku monitorovali ultrapřesným spektrografem HARPS u 3,6m reflektoru a získali tak dobré údaje o tzv. Rossiterově-McLaughlinovu efektu během výstupu Venuše ze slunečního disku během druhé poloviny tranzitu.

Jelikož Slunce rotuje, a Venuše obíhá ve směru sluneční rotace (prográdně), zakrývala během tranzitu nejprve malý výsek poloviny slunečního kotouče, která směřuje díky rotaci Slunci k nám. Zeslabuje tak modré křídlo rozmytého profilu spektrálních čar. Jakmile však planeta projde poledníkem, začne zakrývat výsek té části slunečního kotouče, která se od nás vzdaluje, takže oslabí profil červeného křídla spektrálních čar. Efekt je nejvýraznější, když planeta vstupuje na, nebo zase opouští, kotouč Slunce. HARPS naměřil při výstupu amplitudu změny radiální rychlosti Slunce 1 m/s. Úspěšné pozorování dává naději, že budoucí ultrapřesné spektrografy u obřích dalekohledů třídy 30 m změří pomocí tohoto efektu geometrické a rotační vlastnosti mateřských hvězd slunečního typu i jejich exoplanet typu Země.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

G. Feulner shromáždil měření slunečního ozáření na vrcholu sopky Mauna Loa na Havajských ostrovech, která započala již v r. 1958, a pokračují od té doby až dosud. Když se odečtou sezónní vlivy a znečištění atmosféry sopečným prachem, tak za posledních 52 let se ozáření oblohy během slunečních cyklů mění s amplitudou (0,2 ±0,1) %, což prakticky znamená, že proměnná sluneční činnost příkon sluneční energie do nízké atmosféry Země vůbec neovliňuje.

A. Abe-Ouchi aj. uvedli, že čtvrtohory trvají již 2,6 mil. let. Probíhají v nich klimatické změny v souladu s Milankovičovými cykly změn astronomických parametrů Země, tj. proměnné výstřednosti eliptické dráhy Země, kolísání sklonu rotační osy k ekliptice a stáčení jejího směru v prostoru (precesi). Tyto v podstatě geometrické příčiny oslunění různých partií Země, které vykazují základní periodicitu ≈100 tis. let, jsou ovšem ovlivňovány zpětnými vazbami mezi klimatem, ledovou pokrývkou v polárních oblastech a interakcí mezi litosférou a astenosférou, která se nachází pod litosférou v hloubkách ≈100 – 200 km. I malé zvýšení oslunění totiž způsobí rychlé tání ledové pokrývky během tisíců let. Cyklus glaciálů-interglaciálů je tím zásadně ovlivněn; změny obsahu CO₂ v atmosféře mají jen podružný vliv.

Letecké studium vzorků ovzduší vykonané pomocí výzkumného letadla MASA (typ DC-8) v srpnu a září 2010 přineslo podle N. DeLeonové-Rodriguezové aj. pozoruhodné údaje o mikrobiomu ve střední a vysoké troposféře ve výškách 8 – 15 km. Při celkem devíti průletech nad pevninou i oceánem jak při klidné atmosféře, tak i těsně po hurikánech Earl a Karl, autoři zjistili rozborem vzorků v laboratoři, že troposféra obsahuje velmi významnou složku živých baktérií, které v těchto výškách představují až pětinu všech zachycených částeček aerosolů o rozměrech 0,25 – 1 μm. Baktérií je přitom o řád více než mikroskopických hub. To znamená, že baktérie se na obsahu aerosolů podílejí docela významně. Nad pevninou se většinou pozorují půdní baktérie, kdežto nad oceánem mořské baktérie. Jsou do těchto výšek přinášeny vzestupnými vzdušnými proudy zejména pak během bouří a hurikánů, i když hurikány větší část baktérií nakonec zahubí. Atmosférický mikrobiom tak představuje dosud neznámou a velmi dynamickou součást vysoké troposféry, což má významný vliv na hydrologický cyklus, zejména tvorbu oblaků a tedy i na stav a změny klimatu.

M. Reichstein aj. uvedli, že klíčovou složkou uhlíkového cyklu na Zemi je biosféra, ale zastoupení uhlíku je současně silně ovlivňováno klimatem. Klimatické extrémy jako sucha a zvýšení bouřkové činnosti vedou ke snížení zásob uhlíku a tím také k potlačení růstu CO₂ v atmosféře. Během posledního půlstoletí pohltily ekosystémy 25 – 30 % antropogenních emisí. Dokáží to nejvíce lesy, ale i biomasa a dokonce samotná půda. Vlivem oteplování se na severní polokouli prodlužuje vegetační období, což je vlastně významná záporná zpětná vazba pro produkci CO₂.

Koncem srpna 2012 vypustila NASA dvojici identických Van Allenových sond pro výzkum radiačních pásů kolem Země, které v r. 1958 objevil James Van Allen na základě údajů z americké družice Explorer 1. Pásy obsahují relativistické (≈0,99c) volné elektrony a další elektricky nabité relativistické částice, které představují vážnou hrozbu pro funkci družic i průlet kosmických sond, protože ohrožují citlivou elektroniku těchto zařízení. Urychlování částic obstarává sluneční vítr, popřípadě koronální výtrysky (CME). Pro lepší pochopení, co se v pásech vlastně děje, musely být proto zmíněné sondy směřující do pásů konstruovány tak, aby zvýšenou radiaci samy přežily a ještě ji mohly spolehlivě měřit při rychlostech průletu 3 200 km/h. Vnitřní pás obsahuje ponejvíce urychlené protony s energiemi >100 MeV a elektrony s energiemi ≈100 keV a prostírá se v rozsahu 1 – 6 tis. km od Země. Je poměrně stabilní. Vnější pás obsahující hlavně energetické elektrony (<10 MeV) a urychlené ionty (ponejvíce protony) se nachází ve vzdálenostech 13 – 60 tis. km od Země.

Sondy měly plánovanou životnost dva roky, ale již počátkem září 2012 získali D. Baker aj. nečekané údaje o přechodném „volně plápolajícím“ třetím pásu relativistických elektronů s energiemi >2 MeV, jenž se nacházel uvnitř vnějšího pásu ve vzdálenostech 19 – 22 tis. km od Země. Byl pozorovatelný až do začátku října 2012, kdy jej doslova zničila meziplanetární rázová vlna. Po několika měsících provozu získaly sondy mnoho nových údajů zejména během magnetických bouří. Sondy též potvrdily, že chování obou hlavních pásů je ovlivňováno slunečním větrem, a to i v období nízké sluneční činnosti.

N. Ostgaard aj. oznámili, že šťastnou shodou okolností mohli pozorovat záblesk záření gama pozemského původu TGF (Terrestrial Gamma-ray Flash) během silné bouřky, která se odehrávala nad jezerem Maracaibo v severní Venezuele. V té době přelétávaly nad Venezuelou téměř současně dvě družice (RHESSI a TRMM) vybavené čidly pro záření gama. Od jezera byly vzdáleny <300 km. Díky tomu nezávisle pozorovaly v bouřkovém mraku TGF trvající jen 70 μs. Jev proběhl během kratičké iniciační fáze blesku, odehrál se uvnitř bouřkového mračna, a byl doprovázen silným zábleskem rádiového záření. Teprve pak proběhl klasický vůdčí výboj z centra mračna vzhůru a následně zpětný výboj, které byly standardně viditelné opticky a doprovázeny opět silným rádiovým zářením.

Tak se podařilo ukázat, že občas pozorované jevy TGF souvisejí s extrémně silným elektrickým polem v bouřkovém mraku, takže urychlené elektrony se pohybují téměř rychlostí světla. Srážky relativistických elektronů s molekulami ovzduší způsobí nejprve jev TGF, a teprve pak proběhne standardní bleskový výboj v kanálu vysoce ionizovaného a zahřátého vzduchu. Jak uvedli A. Gurevich a A. Karashtin, elektrická pole naměřená uvnitř bouřkového mraku jsou však minimálně o řád nižší než potřebné průrazné napětí pro vznik blesku. Proto se čím dál více prosazuje domněnka, že ke vzniku blesků jsou potřebné spršky vysokoenergetického kosmického záření, které v mraku začnou srážkami s molekulami ovzduší vytvářet elektrony s energiemi >100 keV, Tím se zvýší ionizace prostředí v mraku, a současně poklesne průrazné napětí.

A. Saal aj. zjistili, že voda na Zemi i led na Měsíci mají týž poměr D/H, shodný s poměrem pro meteority - uhlíkaté chondrity. Z toho lze jednoznačně usoudit, že Země i Měsíc byly od počátku existence vlhké. K podobnému závěru dospěli také A. Izidoro aj., kteří uvádějí, že původně se jako zdroj pozemské vody uvažovaly srážky s kometami, ale jejich chemické složení i poměr D/H svědčí proti této možnosti. Voda v podobě jinovatky či ledu adsorbovala na drobných zrníčkách meziplanetární mlhoviny, takže také planetesimály všech generací i planetární embrya měla vody dostatek. Všechny tyto vodní zdroje se podle počítačových simulací podílely na dnešní zásobě vody na Zemi.

Y. Bétrémieux a L. Kaltenegger modelovali transmisní spektrum Země v intervalu vlnových délek 113 – 1 000 μm. Jak uvedli, v takovém spektru se neprojeví rušivě mraky, jelikož sahají jen do výšky 12,75 km. Poloměr Země je díky molekulám O₂ ve vysoké atmosféře o 180 km větší než poloměr pevné Země; v červené oblasti spektra činí tento přebytek 27 km a v blízké infračervené oblasti spektra už jen 14 km. Albedo Země ve viditelném světle se pohybuje podle rozsahu oblačné pokrývky v rozmezí 20 – 30 %. Tyto údaje umožní kalibrovat transmisní spektra exoplanet, která lze pozorovat tehdy, když pro pozorovatele na Zemi nebo na družicích prochází světlo cizí hvězdy atmosférou exoplanety. Jde o velmi vhodnou metodu pro objevy kamenných planet zemského typu, jež se nacházejí v ekosféře.

NASA provozuje od r. 1972 umělé družice Landsat pro dálkový průzkum Země. V únoru 2013 byla vypuštěna nejmodernější z nich, Landsat 8, která přišla americké daňové poplatníky na 855 mil. dolarů. Od června 2013 pořizuje družice 400 snímků zemského povrchu denně v několika optických a infračervených pásmech. Celá planeta je tak opakovaně zobrazena každých 16 dnů. Lineární rozlišení snímků v různých spektrálních pásmech se pohybuje v rozmezí 15 – 100 m. Snímky jsou veřejně přístupné na internetu (ldcm.usgs.gov) a představují úžasné bohatství informací. Posloužily mimo jiné při sledování následků přírodních katastrof (zemětřesení, sopečné výbuchy, záplavy, lesní požáry). Na rychlém využívání snímků se podílejí i mnozí dobrovolníci.

R. Cabralová aj. ukázali, že Cookovy ostrovy v Polynézii vznikly vulkanickou činností před 20 mil. let. Přitom však tamější krystaly olivínu mají stejné složení, jaké mívaly před 2,45 mld. let, což znamená, že tehdejší kůra rozlámaná na litosférické desky se ponořila subdukcí do velké hloubky, aby se po řádově 2 mld. let vynořila díky vulkanismu na místě zcela vzdáleném od subdukční zóny. S. Shirley aj. totiž objevili velké rozdíly v chemickém a izotopovém složení zemské kůry místo od místa.

R. Glud aj. a M. Lever aj. studovali dno Mariánského příkopu v Pacifiku a zjistili, že tam něco spotřebovává kyslík. To je podle autorů nepřímý důkaz, že pod oceánským dnem se nacházejí mocné kolonie mikrobů, jejichž zdrojem energie jsou geochemické reakce mezi sloučeninami železa a mořskou vodou. Odborníci odhadují, že celkový počtu živých buněk pode dny oceánů dosahuje čísla 3.10²⁹ (úhrnná hmotnost kolem 500 Gt!). Jsou tam zastoupeny všechny tři domény života, tj. archea, bacteria i eukaryota.

Jak uvedl vědecký týdeník Science ve svém čísle 6135 z 24. 5. 2013, již 24 států využívá geotermální energie pro výrobu elektřiny a plných 78 států jí využívá přímo jako zdroje tepla. Zatím však se tato energie podílí na necelém 1 % bilance celkové energetické spotřeby lidstva. První geotermální elektrárnu s instalovaným výkonem 534 MW vybudovala Itálie již v r 1913, a parní elektrárnu s dosud nejvyšším instalovaným výkonem 850 MW provozuje Kalifornie od r. 1960. Velkou budoucnost mají tepelná čerpadla i pro poměrně nízké gradienty teploty <20 °C. Tak by se dalo využít teplo uskladněné v hloubkách 3 – 10 km pod zemí.

B. Dorminey upozornil na geologické paradigma, které považuje deskovou tektoniku za nutnou podmínku pro život na Zemi. Kontinentální desky se vůči sobě pohybují rychlostmi 20 – 150 mm/rok a díky tomu se přebytečný CO₂ dostává z atmosféry do kůry a nakonec pláště Země. Kůra pod oceány je tvořena hustými basaltickými horninami, kdežto kůru pod pevninami tvoří většinou žula. Voda v zemské kůře usnadňuje klouzání desek po sobě a tlakem se z basaltů stává kašovitý mastek. Nutnou podmínkou pro deskovou tektoniku je tedy kapalná voda a vnitřní zdroj tepla, což obojí je na Zemi dobře splněno.

Jak uvedli M. Harrison aj., desková tektonika začala fungovat již 100 mil. let po vzniku Země. Desková tektonika je obecně omezena na planety s hmotnostmi <10 M_z. Proto například Uran nic takového mít nemůže. Ani na Zemi však není vyhráno. Nejpozději za půl miliardy let od současnosti skončí na Zemi fotosyntéza, fotodisociace silnějšího slunečního záření zničí atmosféru a nitro Země se ochladí natolik, že desková tektonika skončí. Bude to poslední příležitost pro lidstvo, aby si našlo ve vesmíru útulnější domov.

Díky mnoha podrobným seismickým i tepelným měřením se postupně vynořuje složitý obraz tepelného motoru zemského nitra. Chladné pláty rozlámané kůry se subdukcí ponořují do teplejšího pláště Země. Čím je plát chladnější, tím rychleji se v něm pohybují seismické vlny a naopak. Plášť se podle těchto měření skládá z půltuctu vrstev, jež se navzájem liší právě rychlostí šíření seismických vln. Pro pláty je nejtěžší prorazit bariéru v hloubce 660 km pod povrchem Země, kde až do hloubky 900 km se vyskytují velmi horké horniny. Další významnou složkou koloběhu hmoty uvnitř Země jsou teprve nedávno prokázané svislé komíny, na jejichž okrajích se pozorují horké chocholy (plumes) rozličných velikostí. Chocholy mají základnu v hloubce 2,9 tis. km pod povrchem a přenášejí teplo z nejhlubších vrstev pláště až na povrch - typickým důkazem je Yellowstonský národní park, v jehož okolí je rozmístěno na 400 přenosných seismometrů na ploše o průměru 800 km. Další komíny se nacházejí pod Afrikou a jižním Pacifikem. Obrovské zdroje lávy Havajského souostroví začaly svůj výstup přímo ze zemského jádra!

J. Siebert aj. uskutečnili pomocí diamantové kovadliny, která dokáže vybrané vzorky ozařované laserem podrobit tlakům 35 – 74 GPa při teplotách 3,1 – 4,4 kK, pokusná měření pro sloučeniny chromu a vanadu s křemíkem a železem. Potvrdili tak, že Země se utvářela akrecí meteoritů běžných typů za silně oxidujících podmínek. Kyslík se však postupně přesouval ze zemského pláště do jádra, takže v současné době obsahuje relativně málo oxidů. Stejné kovadliny využili také S. Ansellini aj. ke studiu chování železa, které je na rozhraní mezi vnějším a vnitřním jádrem ohřáto na teplotu blízkou tavení (6,2 kK při tlaku 330 GPa). Jejich kovadlina vyvinula tlak až 200 GPa. Z měření vyplývá, že železo se patrně taví i na spodní hranici zemského pláště.

Zřejmě se přiblížila doba, kdy bude možné zkoumat strukturu zemského nitra pomocí geoneutrin. Ta vznikají při radioaktivním rozpadu atomů U a Th, ale jejich pozorovaný počet v japonské aparatuře KamLAND a mezinárodní aparatuře Borexino pod horou Gran Sasso v Itálii je normálně překryt neutriny z blízkých jaderných reaktorů. Po ničivém japonském zemětřesení v březnu 2011 byly však japonské reaktory vypnuty a tak se obnažil čistý signál geoneutrin. Od března 2002 do listopadu 2012 zaznamenala aparatura Kamland již 116 geoneutrin, kdežto Borexino od prosince 2007 do srpna 2012 jen 12 geoneutrin. V r. 2014 se má přidat kanadská observatoř SNO a v r. 2019 chce Čína uvést do chodu gigantický detektor o hmotnosti 19 kt. V plánech se uvažuje o vybudování celosvětové sítě takových stanic, které by mohly registrovat geoneutrina z radioaktivního rozpadu hornin v nitru Země, jenž dává tepelný výkon na zemském povrchu 11 – 18 TW (celkový tepelný výkon Země činí ovšem 47 TW!). Pokud by se tento ambiciózní projekt podařil, mohli by vědci zkoumat nitro Země počítačovou tomografií podobně jako se tomu už dávno děje v medicíně, která tak získává statické i dynamické údaje o nitru lidského těla.

1.1.3.2. Kosmické katastrofy na Zemi

N. Jonesová shrnula dnešní znalosti o mimořádně velkých přírodních katastrofách na Zemi. Řada takových katastrof má ovšem jen pozemské příčiny. Na prvním místě to jsou výbuchy supervulkánů. Geologové dnes mají dobré doklady o megaexplozích za posledních 13,5 mil. let, kdy vybuchlo minimálně 19 supervulkánů s objemem vyvrženého materiálu >1 tis. km³. Geologicky nejlépe doloženým je výbuchu supervulkánu Toba v Indonézii před 74 tis. lety, což byla nejsilnější vulkanická erupce v posledních 2 mil. let. Navzdory tomu nezpůsobil výbuch měřitelné globální biologické škody. Naproti tomu však podle T. Blackburna aj. biosféru silně zdecimoval vulkanismus v centrálním Atlantiku před 201 mil. lety na rozhraní triasu a jury. Projevil se v průběhu 600 tis. lety čtyřmi velkými epizodami, které podle zpřesněné geochronologie zřetelně souvisely s masovým vymíráním organismů, jež však následně otevřelo cestu k dominanci veleještěrů. K vůbec největšímu vymírání organismů (asi 80 % všech druhů!) došlo na rozhraní permu a triasu. Velmi pravděpodobně bylo vyvoláno gigantickým vulkanismem na Sibiři (mezi dnešními městy Jakutsk, Norilsk a Irkutsk na ploše téměř 2 mil. čtv. km) před 252,28 mil. lety. Hlavními příčinami vymírání byly kyselé deště a požáry podzemních zásob uhlí při nedostatku kyslíku, takže vznikalo velké množství sazí a jedovatých plynů. Velké vymírání započalo před 251,941 mil. let a skončilo před 251,880 mil. lety v době, kdy došlo ke globálnímu oteplení Země o 8 – 10° C! V současnosti geologové vědí o čtyřech vulkanických časovaných bombách (Indonézie, Itálie, Yellowstone v USA a Tampo na Novém Zélandu).

I. Houghtonová aj. zjistili na základě pozorování mohutných bleskových výbojů během vulkanické erupce islandské sopky Grímsvötn (květen 2011) a vlastních laboratorních experimentů, že hlavní příčinou bleskových výbojů je v těchto případech triboelektřina vznikající v sopečných mracích díky tření mezi prachovými částicemi. Velikost akumulovaných nábojů silně závisí na průměrné velikosti prachových částic, takže k výbojům může docházet i stovky kilometrů od místa erupce. Přirozeně lze očekávat, že k ještě mohutnějším bleskovým výbojům může docházet při vulkanickým erupcích na některých exoplanetách.

Další již z dřívějška zdokumentované velké katastrofy, které se mohou opakovat, mají biologické příčiny: přemnožení hub ohrožujících obojživelníky, netopýry a včely; přemnožení řas způsobujících masový úhyn ryb; hladomor, který v Irsku z r. 1840 vyvolaly houby, jež zničily úrodu brambor. Nebezpečné jsou i meteorologické a geologické pohromy, tj. hurikány, povodně a sesuvy velkého množství bláta do vody, nebo vysoké vlny cunami s výškou až 40 m spojené se zemětřeseními. V r. 2013 se přes Filipíny přehnal tajfun Haiyan, jenž podle J. Masterse dosáhl v provincii Albay na ostrově Samar rekordní rychlosti větru 313 km/h nad pevninou. (Předtím to byl hurikán Camille, jenž v r. 1969 dosáhl ve státě Mississippi v USA rychlosti 305 km/h.)

K tomu se ovšem mohou přidat (naštěstí daleko vzácnější) kosmické katastrofy přicházející z blízkého i docela vzdáleného kosmického okolí Země a Sluneční soustavy. V průměru jednou za 2 mil. let se Země srazí s planetkou o rozměru >2 km a jednou za stovky milionů let i s planetkou o rozměrech >10 km. V r. 774 n.l. došlo možná ke smrtící sluneční megaerupci, jejíž koronální výron zasáhl Zemi s palentologicky doložitelnými následky. Jak uvedli A. Pavlov aj., v letokruzích stromů z následujícího roku se nachází vysoké zastoupení radioaktivního nuklidu ¹⁴C (poločas rozpadu 5,7 tis. let). Podobně ve vzorcích grónského i antarktického ledu z té doby se vyskytuje množství radioaktivního nuklidu ³⁶Cl (poločas rozpadu 300 tis. let). Autoři se však domnívají, že toto zvýšení nezpůsobila sluneční megaerupce, ale blízký (galaktický) záblesk záření gama (GRB). V každém případě šlo o kritickou událost pro pozemskou biosféru.

Podle W. Domainka aj. by takový blízký (<1 kpc!) záblesk GRB během desítek sekund vymazal ozónovou vrstvu chránící Zemi před tvrdou složkou ultrafialového záření. Autoři dále odhadli, že takové úkazy mohou Zemi potkat v průměru jednou za 100 mil. let, protože zdrojem GRB mohou být především kulové hvězdokupy s vysokou koncentrací hvězd. Právě v nich dochází ke splynutí degenerovaných složek těsných dvojhvězd nejčastěji, což vede k intenzivním krátkým vzplanutím GRB. Protože galaktické dráhy kulových hvězdokup mají vysoké výstřednosti, mohou se čas od času dostat do blízkosti Sluneční soustavy. Pokud právě v té době tam některá degenerovaná dvojice splyne, ohrozí to výrazně Zemi.

Autoři tak míní vysvětlit některá velká vymírání v geologické minulosti Země, zejména před 440 mil. let v ordoviku, a jednak objasnit tzv. Fermiho paradox, že Zemi dosud nenavštívili mimozemšťané. Autoři se domnívají, že život ve většině galaxií se nemůže vyvinout do technologické fáze, protože podle pozemské zkušenosti to zabere miliardy let, takže záblesky GRB vracejí biologický vývoj zpět na začátek řádově desetkrát častěji. Pro Zemi tak údajně představuje největší nebezpečí druhá nejjasnější kulová hvězdokupa 47 Tucanae na jižním nebi, která je od nás sice nyní vzdálena bezpečných 5 kpc, ale byla daleko blíže k Zemi před 70, 180 a 340 mil. let. Obsahuje několik milionů hvězd a tedy i vysoké procento těsných degenerovaných dvojhvězd.

Nebezpečná byla též první pozorovaná gigantická sluneční erupce z 1. září 1859 viditelná i v bílém světle. Následný koronální výron způsobil na Zemi extrémně silné polární záře pozorovatelné i poblíž rovníku, kde se dokonce severní a jižní polární záře prolnuly. Telegrafní přístroje v Evropě i Severní Americe fungovaly i bez napájení elektrickým proudem a nebezpečně jiskřily. Elektrické výboje dokonce v několika případech zasáhly obsluhu. Kdyby se něco podobného odehrálo nyní v technicky daleko pokročilejší současnosti, dosáhly by škody způsobené takovou megaerupcí řádu miliard dolarů.

R. Wordsworth a R. Pierrehumbert se zabývali chronickým problémem nízkého zářivého výkonu mladého Slunce, což mělo dokonce způsobit trvalé zalednění oceánů na Zemi (domněnka o Zemi jako sněhové kouli s vysokým albedem, která už nikdy nerozmrzne). Zemská atmosféra obsahovala ovšem v dávné minulosti nejenom vodní páru, methan a CO₂, což jsou typické skleníkové plyny, ale také molekuly vodíku a dusíku, které sice nejsou skleníkové, ale mohou se navzájem srážet a tím ohřívat atmosféru. Podle výpočtů obou autorů mělo Slunce před 2,8 mld. let jen 80 % současného zářivého výkonu, ale methan ohříval atmosféru skleníkovým efektem o 12°C a CO₂ a vodní pára o dalších 4 – 5°C.

H. Pälika shrnul současný stav výzkumu týkající se posledního velkého vymírání organismů na Zemi na rozhraní křídy a paleogenu před 66 mil. lety. Tam spolu stále soupeří domněnky, že příčinou masového vymírání byly buď velké erupce Deccanského vulkanismu, anebo impakt 10km planetky Chicxulub. Důležitý argument ve prospěch impaktu přineslo přesnější datování paleontologických důkazů o vymírání na jedné straně, a času impaktu zmíněné planetky do oblasti dnešního Mexického zálivu v Atlantiku na straně druhé. Podle P. Renneho aj. dává radiochronologie (rozpady U/Pb a K/Ar) čas vymírání -(66,043 ±0,043) Mr, a čas impaktu planetky vychází na -(66,038 ±0,049) Mr, což se v mezích udaných chyb dobře shoduje. Naproti tomu vulkanické výlevy Deccanské trapy (schodiště) v západní části centrální Indie, pokrývající plochu 0,5 mil km² do výšky přes 2 km, vznikly již před 66,25 mil. lety. Jak autor poznamenává, tak Milankovičovův cyklus výstřednosti zemské dráhy má periodu 405 tis. let a dosáhl minima v čase -66,08 mil. let. Rozvrat životního prostředí zřejmě načal indický vulkanismus a impakt planetky byla pak doslova rána z milosti. Uhlíkový cyklus v atmosféře Země se vzpamatoval za 5 tis. let po impaktu a savci se začali opět rozšiřovat po povrchu planety asi 20 tis. let po impaktu.

Podle proslulého britského astronoma M. Reese hrozí nyní největší rozvrat životního prostředí následkem antropogenních vlivů. Proto se rozhodl na své mateřské univerzitě v Cambridži založit výzkumné pracoviště pro výzkum a případné odvrácení akutní lidské hrozby.

1.1.3.3. Bolidy a meteority

Událostí století v tomto oboru se stal superbolid a meteorit Čeljabinsk, který začal svítit 15. února 2013 v 9:20 h místního času (brzy po východu Slunce) nad Mongolskem ve výšce 92 km a vyvolal silné rázové vlny při fragmentaci kamenného tělesa ve výškách 32 km a 21 km nad Sibiří, které dorazily k zemskému povrchu přibližně s 2min. zpožděním a způsobily mělká zemětřesení o magnitudu až 4,2.

Podrobné údaje o škodách vyvolaných meteoritem Čeljabinsk zveřejnili O. Popovová aj. Rázové vlny způsobily v oblasti sibiřského velkoměsta (1,2 mil. obyvatel) zranění asi 1,6 tis. osob, zejména od létajících skleněných střepů, další byli ožehnuti, anebo dočasně ohluchli. Poškozeno bylo přes 7 tis. budov. Naštěstí nedošlo k žádnému těžkému zranění nebo úmrtí. Průlet bolidu zaznamenala řada očitých svědků na mobilní telefony a taktéž bezpečnostní kamery i kamery na automobilech. Výbuchy při fragmentacích miniplanetky vyvolaly i dosud nejsilnější infrazvuky zaznamenané na stanicích od Grónska až po Antarktidu. Očití svědci slyšeli souběžně s optickým úkazem zřetelný sonický svist vyvolaný elektromagnetickou indukcí na předmětech v jejich okolí.

V maximu výbuchu se těleso jevilo na denní obloze o 1,3 magnitudy jasnější než Slunce! Celková energie uvolněná výbuchy a zářením dosáhla ekvivalentu 0,5 Mt TNT (≈2 PJ); byla tedy zhruba o řád nižší než energie uvolněná při impaktu Tunguského meteoritu z r. 1908. Srovnání zatím nepříliš početných statistických údajů tak naznačuje, že s tělesy o vstupních hmotnostech a rozměrech meteoritu Čeljabinsk se Země střetne jednou za století, zatímco s tělesy typu Tunguský meteorit jednou za 300 let. Území Česka patří - pokud jde o meteority - k nejlépe pročesaným oblastem na Zemi. Na relativně malém území bylo totiž nalezeno už 23 meteoritů, z toho 15 velmi brzo po pádu.

Díky kalibrovaným videozáznamům na internetu se českým astronomům J. Borovičkovi, P. Spurnému a L. Shrbenému podařilo již 23. února spočítat atmosférickou trajektorii miniplanetky o vstupním průměru 19 m a hmotnosti 11 kt, ale též jeho dráhu ve Sluneční soustavě. Svítící dráha v atmosféře dlouhá 254 km znamená, že objekt přiletěl po téměř tečné dráze k zemskému povrchu se sklonem jen 17° k obzoru, což zmenšilo jeho ničivý potenciál. Úhlová odchylka trajektorie při vstupu do atmosféry činila jen 20° od Slunce, což prakticky vyloučilo rozpoznání nebezpečí několik dnů před výbuchem. Ještě 6 týdnů před výbuchem se miniplanetka nacházela v přísluní své dráhy zhruba ve vzdálenosti Venuše od Slunce, takže patřila k nejnebezpečnějším křížičům typu Apollo.

Z poměrně vysoké vstupní rychlosti 18,6 km/s (55 machů) se dokázala ubrzdit až na 180 m/s. Nejhmotnější úlomek spadl víceméně volným pádem do jezera Čerbakul (80 km západně od Čeljabinsku), kde prorazil v ledovém krunýři díru o průměru 8 m. V souladu s výpočtem byl v říjnu 2013 nalezen na dně jezera a posléze vyzdvižen. Hmotnost úlomku dosáhla 0,6 t. Šlo o kamenný meteorit, tj. obyčejný chondrit typu LL5, jenž byl částečně roztavený, ale pak znovu rekrystalizovaný v rané fázi vývoje Sluneční soustavy.

P. Brown aj. ukázali, že i tato relativně malá tělesa jsou pro pozemšťany nebezpečná právě pro silné rázové vlny které mohou ohrozit jak lidi, tak zvířata a různé stavby. Na rozdíl od výbuchů atomových či vodíkových pum, jež jsou stacionární, je hrozba od supersonicky letících miniplanetek větší protože zkáza rázovými, popř. tepelnými vlnami, zasáhne daleko větší území. Přepočet zkázonosné energie na evivalent TNT není proto příliš vhodný, protože podceňuje výsledné ničivé účinky. Dosud se podařilo identifikovat pouze 500 křižujících miniplanetek o rozměrech 10 – 20 m, ačkoliv jejich skutečný počet dosahuje možná až 20 milionů.

S. Narojenkov aj. ukázali, jaké jsou současné hranice možností takové impakty předvídat. Nebezpečných objektů s průměrem >50 m (≈ Tunguský meteorit) je ve Sluneční soustavě několik set tisíc a s průměrem >100 m desítky tisíc. Pro určení dostatečně přesné trajektorie jsou nutná pozemní poziční pozorování po dobu alespoň 4 dnů, protože chyby v určování polohy přesahují ±0,5″. Pokud by se pozorovalo přístroji na umělých družicích nebo kosmických sondách, zlepšila by se přesnost v určení polohy křížiče na ±0,1″ a tak by se přesná trajektorie dala získat už během 2 dnů monitorování jeho letu. K jednoznačnému vyloučení rizika impaktu z pozorování na Zemi je však potřebí sledovat křížič alespoň 12 dnů; z kosmu by na to měl stačit týden.

V. Celebonovic využil znalostí z fyziky tuhých těles k odhadům rozměrů impaktních kráterů na základě tří parametrů meteoroidu, tj. jeho střední hustoty H, středního poloměru R a rychlosti V při vstupu do zemské atmosféry. Rozměry a hloubka kráteru jsou pak úměrné součinu H.R³.V². Svůj výpočet ověřoval na arizonském Barringerově kráteru s kruhovým průměrem 1,19 km a hloubkou 0,17 km. Podle jeho vzorce šlo o železo-niklový meteorit s H = 8 500 kg/m³; R = 65 m a V = 15 km/s, což dobře souhlasí s nezávislými odhady pomocí různých nepřímých metod. Meteoroid se při průletu zemskou atmosférou ohřál na 550 K, což je hluboko pod bodem tání 2 170 K, takže fyziku tuhých těles lze bez problémů použít.

J. Borovička aj. uveřejnili výsledky komplexního výzkumu 17. meteoritu s rodokmenem Košice (28. únor 2010; 22:25 UT). Jako podklad jim posloužily snímky ze tří bezpečnostních kamer v Maďarsku, radiometrické záznamy ozáření mraků na 7 stanicích evropské bolidové sítě EFN, dále pak záznamy ze 6 seismických stanic a 4 stanic pro měření infrazvuků. Před nejbližším východem Slunce byl dokonce pozorován prachový oblak v zemské atmosféře. Vstupní hmotnost meteoroidu činila 3,5 t, střední průměr 1,25 m a vstupní rychlost 15 km/s. Trajektorie průletu atmosférou svírala s obzorem úhel 60°. Meteoroid se začal štěpit při tlaku 0,1 MPa a fragmentoval při tlaku 1 MPa ve výšce 36 km nad Zemí, kdy jeho jasnost dosáhla -18 mag. Výbuchy a fragmentace uvolnily energii 400 GJ (≈0,1 kt TNT). Největší úlomek rozpadu přestal svítit ve výšce 17 km. Dráhové elementy podléhaly před zánikem silným změnám vinou rezonance 8:3 oběžné dráhy meteoroidu s oběžnou periodou Jupiteru. Meteoroid měl před srážkou dráhové elementy: a = 2,7 au; e = 0,65; q = 0,957 au; Q = 4,5 au; i = 2°.

N. Konovalovová aj. zpracovali pozorování superbolidu, jenž proletěl 23. července 2008 ve večerních hodinách místního času (půl hodiny po západu Slunce) nad Tadžikistánem. Průlet zaznamenala jedna umělá družice Země, dále dvě infrazvukové stanice a pět seismických stanic. Opticky byl zachycen ve výšce 38 km nad Zemí. Maxima jasnosti -20 mag dosáhl ve výšce 35 km a svítící dráhy skončila ve výšce 20 km nad Zemí. Odtud se podařilo odvodit, že šlo o typickou dráhu nebezpečných křížičů typu Apollo. Autoři se nevzdali úsilí najít úlomky pravděpodobného meteoritu na Zemi, ale hledání je kvůli nejisté poloze dopadového pole obtížné.

V. Kvasnytsya aj. nalezli ve vzorcích rašeliny z oblasti pádu Tunguského meteoritu pomocí rastrovacího elektronového mikroskopu a transmisní spektroskopie mikrodiamanty, což dále potvrzuje, že příčinou proslulého jevu koncem června 1908 byl jednoznačně kamenný meteorit.

O. Pravdivtsevová aj. určili z rozpadové řady I/Xe stáří kovových meteoritických úlomků v dopadovém poli Campo del Cielo, jež bylo zkoumáno již od konce XVIII. století. v Argentině, asi 1 tis. km severozápadně od Buenos Aires. K hromadnému pádu došlo mezi pátým až třetím tisíciletím př. n. l. Obdrželi tak jejich stáří (4556,4 ±0,4) mil. let a horní mez teploty, při nichž úlomky meteoritu v rané Sluneční soustavě vznikaly, 1 250 °C

Úhrnná hmotnost nalezených meteoritů přesahuje 100 t.

P. Haenecour aj. objevili zrníčka SiO₂ v uhlíkatých chondritech LaPaz 031117 a Grove Mountains 021710. Zatímco předchozí nálezy jiných uhlíkatých chondritů dokazovaly, že jde o zrnka pocházející z hvězdného větru asymptotické větve červených obrů, vyšší zastoupení nuklidu ¹⁸O v nových vzorcích svědčí o tom, že jde o materiál, vyvržený ze supernovy třídy II (kolapsar), jak již ostatně naznačil infračervený teleskop SST při pozorování takových supernov. Je tedy zřejmé, že mnohé meteority jsou ve skutečnosti starší než samotná Sluneční soustava.

Podobně M. Jadhav aj. objevili grafit starší než Sluneční soustava ve známých meteoritech Murchison (Austrálie, pád 1969) a Orgueil (jižní Francie, pád 1864). Zrnka grafitu s nízkou hustotou jsou produkty kolapsarů, zatím zrnka s vysokou hustotou pocházejí z hvězdného větru asymptotické větve červených obrů s hmotnostmi 0,8 – 8 M_☉. Nejvíce uhlíkového prachu o hmotnosti řádu 10^-4 M_☉ přitom vzniká během héliového záblesku, kdy obři odvrhují mnoho materiálu na své vývojové dráze směrem k bílým trpaslíkům.

N. Gounelle aj. zjišťovali zastoupení radionuklidů v unikátním 16 kg uhlíkatém chondritu Išejevo, jenž byl nalezen poblíž Ufy v Rusku v r. 2003. Našli v něm četné inkluze Ca-Al, což je důkazem silného ozařování v rané epoše vzniku Sluneční soustavy. Radionuklid ²⁶Al totiž nevzniká ve hvězdách; je produktem bombardování chondritů kosmickým zářením a rozpadá se s poločasem 700 tis. let na stabilní nuklid ²⁶Mg. Podobně je v chondritu extrémně silně zastoupen radionuklid ¹⁰Be vůči stabilnímu radionuklidu ⁹Be. Nové objevy tak nezávisle potvrzují, že mladé hvězdy slunečního typu vykazují daleko silnější magnetickou aktivitu než současné Slunce.

S. Pizzarellová aj. hledali organické sloučeniny v úlomcích meteoritu Sutter's Mill, jež dopadl v Kalifornii 22. dubna 2012 a stal se tak již 20. meteoritem s rodokmenem. Rozpouštěli vzorky v prostředí podobném hydrotermálním vývěrům na dnech pozemských oceánů. Zjistili, že meteorit obsahuje také organické molekuly, které dosud nebyly v žádném zkoumaném meteoritu objeveny. To posiluje názor, že život na Zemi mohl vzniknout z "prebiotické polévky", kterou na Zemi postupně dopravovaly planetesimály, planetky a další drobná tělesa vzniklá v rané epoše Sluneční soustavy. A. Burton aj. objevili aminokyseliny mimozemského původu v šesti vzorcích uhlíkatých chondritů z pěti oblastí jejich výskytu v Antarktidě.

M. Beech se zabýval otázkou, jak je možné, že proslulý kovový meteorit Hoba nalezený v Namibii v r. 1920 proletěl zemskou atmosférou vcelku. Má hmotnost 60 t, střední hustotu 7,8násobek hustoty vody a rozměry 3 x 2,8 x 0,9 m a dopadl na Zemi nejpozději před 80 tis. lety. Leží v kráteru o průměru 20 m a hloubce 5 m. Autor ukázal, že šlo skutečně o velmi příznivou shodu okolností, neboť meteorit je mimořádně homogenní a se Zemí se srazil nepatrnou vstupní rychlostí pod téměř tečným úhlem, takže na Zemi dopadl rychlostí jen asi 200 m/s. Jeho vstupní hmotnost činila 500 t a teplota před vstupem do atmosféry 280 K. Odpor atmosféry při průletu ho vystavil maximálnímu tlaku 700 MPa, těsně pod kritickou hodnotou pro fragmentaci kovového meteoroidu. Před srážkou se pohyboval po výstředné dráze s velkou poloosou 2,7 au, takže v odsluní se ochlazoval na 165 K. Vznikl před 4,3 mld. let, tj. v období, kdy probíhalo těžké bombardování planet a měsíců Sluneční soustavy. Není divu, že meteorit Hoba byl v r. 1955 prohlášen národní kulturní památkou a zůstává v místě dopadu. Jeho budoucnost je však nejasná, protože docela výrazně trouchniví. V r. 1920 měl hmotnost 66 tun, takže od té doby ztratil již 10 % své původní hmotnosti, protože je vystaven povětrnostním vlivům.

C. Agee aj. prozkoumali mineralogické složení meteoritu NWA 7034, nalezeného na Sahaře v r. 2011, jenž nepochybně pochází z Marsu. Určili jeho stáří 2,1 mld. let, což odpovídá tzv. Amazonské geologické periodě Marsu. Meteorit je tedy starší než většina marsovských meteoritů skupiny SNC, ale naopak mladší než proslulý meteorit ALH 84001 nalezený v Antarktidě. Obsahuje plných 0,6 % vody vázané v krystalech, což je o řád více než u meteoritů skupiny SNC a rovněž více stabilního izotopu kyslíku ¹⁷O. Podobné chemické složení mají basalty analyzované přístroji na vozítkách Spirit a Opportunity, takže je zřejmé, že ještě v té době byl Mars vlhčí a měl na svém povrchu větší zásoby kyslíku než dnes.

M. Humayun aj. uveřejnili výsledky zkoumání dalšího meteoritu z Marsu NWA 7533, jenž pochází z kráterovaného terénu jižních vysočin Marsu z raného období existence planety, neboť stáří meteoritu dosahuje (4,43 ±0,02) mld. let. Jde o brekcii, jež byla z Marsu vymrštěna do kosmického prostoru před 1,7 mld. let (!). Podobně jako předešlý meteorit NWA 7034 obsahuje i tento nový vzorek siderofilni prvky Ni a Ir a svědčí o tak o vlastnostech rané kůry Marsu tlusté asi 50 km.

D. Moser aj. se pokusili vyřešit rozpory v datování dalšího shergottitu z Marsu NWA 5298, nalezeného v poušti v Maroku. Pochází totiž z kůry Marsu vyvřelé před 4 mld. let, ale krystalizoval z ní mnohem později před pouhými 187 mil. let, což znamená, že ještě tak nedávno pokrývalo roztavené magma aspoň část povrchu planety! Nalezený úlomek opustil Mars při impaktu kosmického projektilu teprve před 22 mil. lety.

J. Lorca aj. ohlásili objev 100. meteoritu z Marsu nalezeného na Zemi. Jmenuje se Ksar Ghilane 002 podle místa nálezu v Tunisu. Má hmotnost 0,5 kg a patří k shergottitům, takže vznikl během výlevů magmatu na povrch planety. Z Marsu byl vymrštěn před 3 mil. let a jeho střední průměr v kosmickém prostoru dosahoval asi 1 m.

S nečekanou zprávou o meteoritu NWA 7325 vystoupili na 44. konferenci o planetách a Měsíci (Woodlands, Texas, březen 2013) A. Irving aj. Autoři získali celkem 35 úlomků meteoritu o úhrnné hmotnosti 0,354 kg od překupníka S. Ralewa již v dubnu 2012. Meteorit dopadl jen o několik měsíců dříve do marocké pouště. Autoři zveřejnili na konferenci výsledky zevrubného geochemického rozboru nápadně zeleného kamenného meteoritu, který téměř neobsahoval železo, ale zato z větší části hořčík v minerálu olivínu. To je důkazem zrodu v materiálu z pláště kamenné planety. Dále obsahuje vápník i krystalky chromu, jež daly meteoritu sytě zelený povlak. Poměrně vysoce je zastoupeno europium, jež je dokladem toho, že matečnou horninou meteoritu byl magmatický oceán, v němž krystalizuje živec, který pak vyplave na hladinu roztaveného magmatu. Také zastoupení hlavních nuklidů kyslíku dokazuje, že meteorit nepochází ani z Měsíce, ani z Marsu nebo z pásma planetek. Autoři se proto přiklonili k názoru, že daleko nejvíce odpovídá geochemie meteoritu kůře planety Merkur, kterou nedávno podrobně prozkoumala dálkovým průzkumem z oběžné dráhy kosmická sonda MESSENGER. Na druhé straně pro horninu vyvrženou při impaktu planetky na Merkur je zhruba 23krát obtížnější spadnout posléze na Zemi, než pro horninu vyvrženou z Marsu. Dalším problémem je pak velké stáří meteoritu NWA 7325 srovnatelné se stářím Sluneční soustavy, tedy z doby, kdy ještě Merkur neexistoval.

Neméně překvapující sdělení zveřejnili J. Kramers aj., kteří využili Ramanovy spektroskopie, rastrovací rentgenové spektroskopie (EDS), transmisní elektronové mikroskopie a dalších jemných moderních rozborů k určení povahy tvrdého černého oblázku s četnými prasklinami, nalezeného v poušti v jihozápadním Egyptě a nazvaného Hypatia na počest alexandrijské matematičky astronomky a filosofky narozené v r. 350 AD a ubité křesťanskými fanatiky v r. 415 AD. Oblázek obsahuje převážně uhlík s příměsemi kyslíku a dusíku, zatímco silikáty jsou zastoupeny méně než 5 % jeho hmotnosti. Fyzikální a chemické vlastnosti oblázku vyloučily jeho pozemský původ.

Autoři po zevrubném rozboru naměřených údajů usoudili, že oblázek Hypatia vznikl před 28,5 mil. lety během srážky Země s jádrem anonymní komety. Kometární materiál je obecně tak křehký, že při průletu atmosférou se vinou vysokých tlaků a teplot (≈ 2 000 °C) rozpadá a obohacuje o složky zemské atmosféry. Oblázek skutečně obsahuje mikroskopické diamanty vzniklé z uhlíku působením vysokých tlaků a teplot při fragmentaci kometárního jádra v zemské atmosféře. Jinými slovy Hypatia je prvním vzorkem kometárního materiálu, který byl nalezen přímo na Zemi. Je tedy daleko větší a hmotnější, než všechny vzorky kometárního materiálu, které byly zkoumány kosmickými sondami, popřípadě dopraveny na Zemi v projektu Stardust (≈1 mg).

Velmi vzácně se dají ze Země pozorovat procesí meteoroidů, vstupující do zemské atmosféry téměř přesně pod tečným úhlem k atmosféře. Jejich vstupní rychlost je stále dostatečně vysoká k tomu, aby se meteoroid začal v atmosféře rozpadat, ale rozpad probíhá poměrně pomalu, takže bolidy lze pozorovat na velmi dlouhé dráze jako fragmenty letící ve formaci. První zaznamenané procesí bylo pozorováno již 18. srpna 1783, další 20. července 1860 a 21. prosince 1876. Nejlépe zdokumentované procesí se odehrálo 9. února 1913 kolem 21 h místního času v prostoru mezi Torontem a pobřežím Brazílie na svítící dráze dlouhé 11 tis. km. Bolidy letěly ve formaci, která byla viditelná z Kanady, USA, Bermud, ale též z mnoha lodí v Atlantiku. Po průletu následovaly sonické třesky a není vyloučeno, že bolidy pokračovaly dále a možná dokončily téměř celý oběh kolem Země, než zanikly. Velmi pravděpodobně šlo o krátkodobě zachycenou miniplanetku, jež se stala nestabilní družicí Země a vinou nestabilní dráhy nakonec zanikla v atmosféře.

Neméně zajímavý byl denní bolid z 10. srpna 1972, jenž proletěl zemskou atmosférou přesně tečně v minimální výši 57 km. Vstoupil do zemské atmosféry nad Utahem ve 14:30 h místního času a letěl severně nad kanadskou provincii Alberta. Svítil po dobu 100 s. I tento průlet byl doprovázen sonickými třesky, ale podle Z. Ceplechy meteoroid třídy Apollo sice ztratil ztratil 2/3 původní hmotnosti, ale zbytek přežil a s kosmickou rychlostí nižší o 0,8 km/s se dostal na novou dráhu ve Sluneční soustavě se zmenšeným sklonem k ekliptice.

G. Briani aj. simulovali na počítačích chování mikrometeoroidů o průměrech 0,025 – 1,0 mm po vstupu do zemské atmosféry. Zrnka těchto rozměrů totiž představují hlavní část populace tělísek obíhajících ve vzdálenosti ≈1 AU kolem Slunce. Tělíska vstupují do zemské atmosféry téměř tečně a relativně malými rychlostmi, takže často přežijí pád na Zemi po spirálové dráze, aniž by se zcela roztavily. Sběry meteoritického prachu v Antarktidě ukazují, že zhruba třetina vzorků neprošla roztavením. V Grónsku se vyhne roztavení 30 % zrnek s rozměrem >0,1 mm, ale již 50 % s rozměry 0,05 – 0,10 mm a dokonce 78 % s rozměry 0,025 – 0,050 mm. Díky tomu Země přibývá na hmotnosti tempem 40 kt/rok.

M. Price aj. zkoumali odolnost spor kvasinek při hypersonickém průletu vodou. Vstřelovali vzorky do vody plynovým dělem a začali s rychlostí 1 km/s. V tom případě přežívala právě polovina spor. Se zvyšující vstupní rychlosti podíl přeživších spor klesal, takže při rekordní technicky možné rychlosti 7,4 km/s (tj. tlaku 43 GPa) přežívala již jen 3 % kvasinek. Zdá se, že mezní tlak pro přežití těchto mikroorganismů se nachází v rozmezí 2 – 10 GPa. Podobnou odolnost vykazovaly také polární mechy. B. Lexow aj. a M. Poelchau aj. vykonali podobné experimenty s kovovými projektily (ocel, železo, hliník) o hmotnostech až 0,1 kg a rozměrech 2,5 – 12 mm, které vstřelovali plynovým dělem do terčů jako jsou suchý a mokrý pískovec a také tvrdší horniny. Docílili tak rychlostí 2,5 – 7,8 km/s a vzniklé impaktní minikrátery měly průměry 0,04 – 0,4 m. Pokud je terč porézní, tak se objem kráteru snižuje. Pokud se však v pórech horniny vyskytuje voda, kráter se naopak zvětší, ale zmenší se jeho hloubka. T. Kenkmann aj. pak shrnuli výsledky všech experimentů uskutečněných v posledních čtyřech letech v rámci projektu MEMIN, jenž umožňuje vstřelování projektilů i do tvrdých hornin.

1.1.3.4. Měsíc

Nejcennější výsledky o kůře Měsíce poskytly výsledky pozorování dvojice kosmických sond (Ebb a Flow) GRAIL (Gravity Recovery And Interior Laboratory), jež podle W. Klipsteina aj. obíhaly za sebou v tandemu ve vzájemné vzdálenosti 50 – 225 km na kruhové polární dráze kolem Měsíce od ledna do prosince 2012. Během první fáze měření trvající 88 dnů obíhaly sondy v průměrné výšce 55 km nad povrchem Měsíce, a během druhé fáze trvající 93 dnů obíhaly ve výšce pouhých 30 – 23 km. Vzájemnou vzdálenost obou sond se podařilo měřit s přesností na 0,2 μm (!), oběžnou rychlost na ±0,05 μm/s (!) a čas s přesností lepší než 100 ns, což pak umožnilo s přesností o čtyři řády lepší než předtím zmapovat gravitační pole Měsíce. Sondy byly 17. prosince 2012 po splnění obou fází mise navedeny ke srážce s Měsícem rychlostí 1,7 km/s. Narazily na úbočí hory o výšce 2,4 km nad okolním terénem poblíž kráteru Goldschmidt u severního pólu Měsíce. Umělé krátery vzniklé na místě dopadu nesou jméno první americké astronautky Sally Rideové (1951-2012).

Díky projektu GRAIL se podařilo zjistit, že v oblasti Mare Moscoviensis a Mare Orientale je měsíční kůra velmi tenká, či dokonce zcela chybí. Podle M. Wieczorka aj. má kůra Měsíce průměrnou tloušťku 34 – 43 km, zatímco dříve se předpokládalo, že je tlustší než 50 km. Její hustota v nejvyšším patře těsně pod povrchem Měsíce je nižší, než se čekalo, neboť porozita materiálu dosahuje podle M. Zuberové aj. až 20 %. Horniny v této vrstvě byly zřejmě mnohokrát drceny v epoše těžkého bombardování, které bylo ještě intenzivnější, než se dosud uvádělo, a zhomogenizovalo tak svrchní část kůry Měsíce. Průměrná hustota Měsíce dosahuje jen 2,55násobku hustoty vody v normálních podmínkách.

Autoři dále ukázali, že variace gravitačního pole souvisejí s povrchovými tektonickými strukturami, vulkanickými terény, pánevními prsteny i centrálními pahorky impaktních kráterů. V impaktních kráterech se dochovaly zbytky hornin z planetek a jader komet, které se zejména v nejranější minulosti s Měsícem srazily. Podle M. Vaughana aj. vznikla impaktní pánev Mare Orientale dopadem obřího projektilu, takže lávové moře o vertikální tloušťce 15 km obsahuje 1,5.10⁶ km³ taveniny. Tím lze také vysvětlit anomální litologii impaktní pánve Jižní pól-Aitken.

Podle J. Andrewse-Hanny aj. se poloměr Měsíce v nejranější fázi (zhruba 700 mil. let od svého vzniku) zvětšil místy až o 5 km. B. Johnson aj. a H. Melosh aj. objasnili na základě měření sond GRAIL, proč se pozoruje nejvyšší gravitace (mascony) uprostřed obřích impaktních pánví: právě tam utuhly roztavené horniny hustšího pláště Měsíce. Směrem k okrajům pánví pak gravitace klesá, protože tam se nacházejí horniny rozmetané explozí při impaktu. Gravitace pak znovu stoupá pod okrajovými valy obřích kráterů či pánví. V té době dosahoval geotermální spád až 30 K/km směrem od centra Měsíce k povrchu.

Jak uvedli K. Miljkovicová aj., za nápadnou nesouměrnost četností impaktních pánví na přivrácené a odvrácené straně Měsíce může ohřev přivrácené strany Měsíce od Země rozžhavené impaktem s Praměsícem. To prodloužilo na přivrácené straně vulkanismus, takže při stejných parametrech těles dopadajících na Měsíc v období těžkého bombardování pozorujeme pánve na přivrácené straně dvakrát větší, než na protilehlé odvrácené straně Měsíce.

E. Speyerer a M. Robinson využili podrobného mapování Měsíce orbitální sondou LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) širokoúhlou a úzkoúhlou kamerou (WAC má lineární rozlišení 100 m a NAC 2,0 – 0,5 m) k identifikaci oblastí, kde na Měsíci téměř stále svítí Slunce, a naopak kde Slunce nesvítí nikdy. Našli tak plošinky o průměru desítek metrů, kde Slunce svítí nepřetržitě. Mnohem rozsáhlejší jsou oblasti, kam sluneční světlo dopadá po více než 94 % roku, takže tma tam trvá nanejvýš 43 h. Takové oblasti jsou přirozeně příznivé pro eventuální zřízení trvale obydlené stanice na Měsíci. Naopak ve věčné tmě a mrazu se nachází větší část (233 km²) dna 21km impaktního kráteru Shackleton poblíž jižního pólu. Kráter vznikl impaktem před 3,6 mld. let.

A. Saal aj. našli ve vzorcích měsíčních hornin a skel z míst přistání Apolla 15 a 17 stejný podíl D/H jako ve vodě na Zemi, popřípadě v uhlíkatých chondritech. Z toho lze usoudit, že voda na Zemi i na Měsíci má společný původ. V době obří srážky Praměsíce se Zemí byla už Země dostatečně vlhká, popřípadě i mokrá, takže voda na Měsíci (v měsíčním olivínu představuje voda 0,12 % jeho hmotnosti) pochází nejspíš ze Země, a Měsíc je geochemicky spíše dítětem než manželem Země.

V. Fernandes aj. využili 15 milimetrových úlomků hornin přivezených posádkami Apolla 16 a 17 k určení stáří rozličných útvarů na Měsíci pomocí poměru radionuklidu ³⁹Ar (poločas rozpadu 269 let) ke stabilnímu nuklidu ⁴⁰Ar. Stáří nejstarší brekcie určili na (4 547 ±27) mil. let. Horniny v impaktním kráteru Plato mají stáří (4 290 ±40) mil. let, což je zároveň spodní mez pro stáří obřího impaktního kráteru Jižní pól/Aitken. Povrch v okolí místa přistání modulu Apolla 17 je starý 4,2 mld. let. Nejmladší zkoumané vzorky vykázaly stáří 3,3 mld. let, zatímco nejstarší pocházejí z období před 4,3 mld. let.

M. Robinson aj., Y. Shuratov aj., V. Dolgopolov aj. a I. Karachevtsevová aj. identifikovali pomocí snímků orbitální sondy LRO přesná místa přistání sovětských automatických sond Luna 16, 20, 23 a 24. Tak se podařilo zjistit, že kvůli technickým problémům přistála Luna 23 jinde, než se předpokládalo. Rovněž se podařilo najít přesná místa zaparkovaných vozítek Lunochod 1 (Luna 17) a Lunochod 2 (Luna 21), takže jejich koutové odražeče na víku vozítek se od té doby dají použít pro měření vzdáleností Měsíce pomocí krátkých laserových impulsů vysílaných ze Země. Mimochodem, robotické vozítko Lunochod 2 ujelo na povrchu Měsíce neuvěřitelných 39 km (!) během necelých 5 měsíců provozu.

P. Strycker aj. oznámili, že oblak prachu, jenž vznikl při dopadu rakety Centaur, která se při závěrečném manévru před dopadem na Měsíc oddělila od sondy LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite), byl nezávisle pozorován ze Země 3,5m reflektorem na observatoři Apache Point na hoře Sunspot v Novém Mexiku. Dopad se odehrál poblíž jižního pólu v zastíněné partii Měsíce a byl s malým zpožděním pozorován zmíněnou sondou, která pak rovněž dopadla na Měsíc. Oblak vzniklý nárazem rakety na Měsíc byl sondou nejlépe zobrazen asi 20 s po impaktu, dosáhl výšky 100 km na povrchem Měsíce a byl pozorovatelný celé 4 minuty do okamžiku dopadu samotné sondy. Raketa Centaur vytvořila v měsíčním kráteru Cabeus impaktní kráter o průměru 27 m a hloubce 5 m, zatímco sonda LCROSS o něco menší kráter o průměru 18 m a hloubce 3 m. Pokusy pozorovat prachový oblak velkými dalekohledy (včetně HST) ze Země až na výše zmíněnou výjimku selhaly. Pozorování 3,5m reflektorem prokázalo, že ve dvou složkách prachového oblaku byla zastoupena vodní pára, což umožnilo odhadnout podíl ledu v trvale zastíněné části dna kráteru Cabeus na (6,3 ±1,6) %.

V. Makarov se zabýval otázkou, proč je Měsíc uzamčen v synchronní rotaci 1:1 ? Kdyby byl totiž původně rotoval rychleji a prográdně, byl by skončil nejspíš v rezonanci 3:2, takže autor z toho odvozuje, že prvotní Měsíc byl chladný, obíhal po kruhové dráze, ale rotoval retrográdně!

Když v r. 1975 přišli W. Hartmann a D. Davis s domněnkou o vzniku Měsíce srážkou Země s poměrně hmotným Praměsícem, narazili na problém, že geochemie Země a Měsíce je nápadně podobná. Problém se dále prohloubil po simulaci srážky na superpočítači v Los Alamos v r. 1986, jež ukázala, že po srážce nemohlo dojít k promíchání pozemského a praměsíčního materiálu, což je v evidentním rozporu s výsledky odběru vzorků z Měsíce v programu Apollo i sběru lunárních meteoritů na Zemi. Proto v r. 2012 přišli M. Čuk a S. Stewartová s variantou původní domněnky, že Praměsíc měl jen asi 1/200 hmotnosti Země a narazil na velmi rychle rotující Zemi, takže pak by mohl být dnešní Měsíc snadno vytvořen materiálem vyvrženým z rané Země. Ani tato varianta však není bez problému, protože nedokáže vysvětlit, kde se ztratila polovina tehdejšího momentu hybnosti celé soustavy.

1.1.4. Mars

Vozítko Curiosity, jež přistálo bezchybně na Marsu počátkem srpna 2012, dodalo v březnu 2013 na Zemi první údaje o geologii a geochemii Marsu v okolí místa přistání. Především objevilo jíly zastoupené v horninách zhruba z jedné čtvrtiny. To znamená, že na povrchu Marsu se v dávné minulosti vyskytovala tekutá voda. V mladších vrstvách převažují však sulfáty, vulkanické horniny a skla. V kráteru Gale byly nalezeny i perchloráty. P. Meslin aj. ukázali, že se tam nejvíce vyskytují molekuly v pořadí SiO₂, FeO_T, Al₂O₃, CaO, MgO, Na₂O a K₂O. R. Williams aj. objevili v kráteru Gale oblázky o průměrech 2 – 40 mm, jež jsou důkazem, že v kráteru tekl potok o hloubce 0,003 – 0,9 m a rychlost proudění vody se pohybovala v rozmezí 0,2 – 0,75 m/s. Nejvyšší zastoupení chemických prvků vykazují uhlík, vodík, kyslík, fosfor, dusík a síra. V dubnu 2013 vozítko uskutečnilo první vrty do půdy o průměru 15 mm a hloubce 64 mm. Minerály ve vrtu obsahují O, H, S, P a C.

Podle L. Levinové aj. vozítko odebralo 4 vzorky půdy na místě pojmenovaném Rockfest v intervalu 93 – 117 solů (sol = 1 den na Marsu) po přistání, které byly v aparatuře SAM (Sample Analysis at Mars) ohřáty na teplotu 835 °C. Uvolněné plyny byly identifikovány jako molekuly vody, SO₂; CO₂ a O₂. Zastoupení vody podle hmotnosti dosahovalo v průměru 2 % hmotnosti vzorků, což nasvědčuje tomu, že voda je vázána v amorfní složce půdy. Jemný prach karbonátů obsahujících Fe nebo Mg uvolnil při ohřevu CO₂. Molekuly kyslíku byly vázány ve chlorátech a perchlorátech. Zastoupení izotopů se shodovalo se zastoupením izotopů ve vzorcích Marsovy atmosféry, což svědčí o silném vzájemném působení půdy a atmosféry na planetě. D. Bish aj. objevili ve vzorcích Rockfest minerály plagioklas, olivín, augit, magnetit, křemen, anhydrit, hematit, limenit a amorfní materiály podobné těm, které se vyskytují na havajské sopce Mauna Kea.

V atmosféře Marsu se podle P. Mahaffyho a C. Webstera aj. vyskytuje vodní pára, která má pětkrát vyšší poměr D/H, než vodní pára v atmosféře Země. To odpovídá skutečnosti, že molekuly vodní páry jsou na Marsu snadno disociovány ultrafialovým zářením Slunce a lehčí atomy vodíku odtud snáze unikají než atomy deutéria. Z měření poměru lze tak stanovit, kolik vody již Mars takto ztratil. Dávná atmosféra Marsu byla o 95 % hustší než dnes. V atmosféře Marsu se dále vyskytuje CO₂, Ar, N₂, O₂ a CO. To přesně souhlasí s chemickým složením vzduchových kapes v meteoritech z Marsu nalézaných na Zemi i s poměrem nuklidů ⁴⁰Ar/³⁶Ar.

Vozítko se zatím pohybuje ke svému cíli - vrcholu hory Aeolis Mons (v žargonu NASA Mt. Sharp) - doslova hlemýždím tempem. Za prvních 7 měsíců provozu totiž urazilo pouhých 738 m a do konce r. 2013 jen 4 km (tempo 10 m/d), takže před sebou má stále asi 8 km jízdy. Kromě toho selhal hlavní počítač, takže vozítko je řízeno záložním počítačem. To snad přiměje operátory k rychlejšímu pohybu; technicky je možné urazit až 100 m/d.

C. Zeitlin aj. zveřejnili výsledky měření intenzity radiace uvnitř sondy MSL během 8,5 měsíců letu ze Země k Marsu a dostali tak hodnotu celkové dávky radiace 0,47 Sv. To znamená, že během cesty astronautů k Marsu a návratu na Zemi by astronauti obdrželi za rok dávku 0,7 Sv. Povolená celoživotní dávka pro astronauty je přitom jen 1 Sv. K tomu je nutné ještě připočítat druhotné rozpady izotopů ve stěnách kabiny a dokonce i v lidském těle. Veškerá radiace s energiemi >100 MeV je pro lidské tkáně nebezpečná. D. Matthiä aj. a A. Mrigashi aj. ukázali, že hlavním zdrojem kosmické radiace v interplanetárním prostoru je kosmické záření z naší Galaxie, jehož intenzita je modulována sluneční činností. Proto během dlouhého minima sluneční činnosti na rozhraní 23. a 24. cyklu byla z tohoto úhlu pohledu léta 2008-2010 nejhorší za celou dobu měření.

Radar SHARAD (SHAallow subsurface RADar) pracující na frekvencích 15 – 25 MHz (vlnové délky 12 – 20 m) na oběžné kosmické sondě MRO (Mars Reconnaissance Orbiter, NASA) odhalil podle G. Morgana aj. největší podpovrchový systém vodních kanálů v údolí Marte Vallis v nížině Elysium Planitia. Díky radarovým měřením do hloubky až 1 km pod povrchem se podařilo rekonstruovat trojrozměrnou mapu kanálů o délce až 1 tis. km a šířce 100 km. Radar ukázal, že kanály jsou dvakrát hlubší, než se dosud soudilo. Byly vyhloubeny během dvou časově oddělených velepotop v proláklině Cerberus Fossae, jež se odehrály během posledních 500 mil. let před současností a které následně vyvolaly významné změny klimatu na Marsu.

Kamera HiRISE na sondě MRO pořídila podle A. McEwena snímky přistávacího modulu sovětské orbitální sondy Mars 3, jenž byla vypuštěna v květnu 1971 a na rozdíl od sondy Mars 2 měkce přistála na Marsu 2. prosince 1971. Po 15 s rádiového spojení z povrchu se však modul z neznámých příčin odmlčel. Není ani známo, zda problém vznikl na modulu, anebo na oběžné části sondy, s níž měl udržovat rádiové spojení. Snímky z r. 2008 prohlíželi ruští dobrovolníci a v dubnu r. 2011 se jim podařilo identifikovat na povrchu Marsu jak vlastní modul, tak jeho padák, tepelný štít a poslední retroraketu. NASA identifikaci potvrdila v dubnu 2013.

E. Lakdawallaová se věnovala evergreenu: opakovaně ohlašovaným zaručeným objevům vody na Marsu, což obvykle s velkou pompou ohlašuje americká agentura NASA už po čtvrt století. Pokaždé se ovšem ukáže, že přístroje oběžných sond nebo in situ aparatury přistávacích modulů a vozítek objeví led, sníh, popřípadě minerály vzniklé za přítomnosti tekuté vody v minulosti, zatímco široká zejména americká veřejnost by chtěla jasný důkaz o nějaké tekoucí řece či aspoň potoku na povrchu, v nejhorším případě na dně nějakého kaňonu. Protože kde je tekutá voda, tam přece musí být i život...

Ve skutečnosti je však z dosavadního intenzivního pátrání zřejmé, že v současné době představuje povrch Marsu zcela suchou a poměrně studenou poušť. Jiná situace může být jedině hluboko pod povrchem, protože jakákoliv tekutá voda, která se nějak dostane na povrch, vyvře ještě dříve, než by stihla zmrznout. Neutronový spektrometr oběžné sondy Mars Odyssey však objevil tekutou vodu místy dokonce jen 1 m pod povrchem planety a dále v kapsách kolem rovníku, zatímco kamery MRO nalezly na dnech některých impaktních kráterů čistý modrobílý led, jenž se však během několika měsíců buď vypařil, anebo ho pokryl prach. Na úbočích sopek a ledovců přikrytých prachem se pozorují rýhy vzniklé tekoucí vodou během marsovského léta, ale voda tam dočasně tekoucí je asi příliš slaná pro život.

Podle autorky máme však dnes už naprosto důvěryhodné údaje o tekuté vodě na povrchu Marsu v jeho dávné minulosti. Připomíná, že dráhové parametry Marsu vedou k daleko výraznějším Milankovičovým klimatickým cyklům, než je tomu na Zemi. Na rozdíl od Země výkyvy sklonu rotační osy Marsu k oběžné rovině kolem Slunce jsou daleko větší a to silně ovlivňuje oslunění polokoulí červené planety. Mars byl vlhký na povrchu brzy po konci éry těžkého bombardování, tj. asi před 3,6 mld. let. Tehdy se povrchová teplota Marsu zvýšila patrně něčím jiným, než energií impaktů.

Nejspíše za to mohl intenzivní vulkanismus zejména v oblasti Tharsis, kde dodnes vidíme gigantické štítové sopky. (J. Michalski a J. Bleacher našli supervulkány v oblasti Arabia Terra, jež se vyznačují vyvřelými krátery nepravidelných tvarů. Takové útvary neznáme na Zemi, ale na Marsu zajisté silně ohřívaly povrch planety.) Severní polokouli Marsu tehdy patrně pokrýval rozsáhlý mělký vodní oceán, a po povrchu planety tekly řeky, jejichž vyschlá koryta a deltovitá ústí do oceánu jsou dosud zčásti patrná. Lze proto předpokládat, že na Marsu tehdy dokonce pršela voda z oblaků, anebo sněžilo. Svou roli sehrávaly také přívalové řeky či povodně v oblastech zvýšené vulkanické činnosti. Jelikož má Mars jen 1/10 hmotnosti Země, tak chladnutí horkého jádra probíhalo rychleji, následně skončila epocha magnetického dynama a tím i ochrany povrchu před kosmickým zářením a koronálními výtrysky ze Slunce. Celý koloběh vody na Marsu se začal zpomalovat, až se nakonec úplně zastavil.

Evropská kosmická agentura ESA zveřejnila při příležitosti 10. výročí vypuštění kosmické sondy Mars Express mineralogický atlas povrchu Marsu na základě přehlídky pomocí vizuálního a infračerveného spektrometru OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) pracujícího v pásmu 0,5 – 5,2 μm. Atlas zhotovily velké týmy odborníků pod vedením A. Ody a J. Cartera. Mapy pokrývají prakticky celý povrch Marsu s rozlišením 4,1 km/pix, a přes polovinu povrchu s rozlišením lepším než 0,5 km/pix. Jedna z map zobrazuje výskyt minerálů, které vznikaly za přítomnosti tekuté vody (fylosilikáty a hydratované soli). Tyto minerály jsou výrazně zastoupeny v nejstarších silně kráterovaných oblastech planety, což znamená, že v prvních stovkách milionů let po vzniku Marsu se na jeho povrchu i v podloží vyskytovala tekutá voda. Další dvě mapy zobrazují rozložení olivínu a pyroxenů, jež vznikají vulkanickou činností a podávají tak také svědectví o teplotách a tlacích uvnitř planety. V okolí nejstarších velkých impaktních kráterů se nacházejí olivíny s vysokým obsahem hořčíku, které představují minerály vymrštěné z pláště planety podúnikovou rychlostí a uložené na povrchu po zpětném dopadu.

Ty části povrchu, které obsahují vysoký podíl olivínu, jsou dokladem gigantické vulkanické činnosti v době před 3,7 mld. let. Tekuté magma tehdy pronikalo puklinami ve dnech kráterů a rozlévalo se po okolním povrchu planety, kde posléze utuhlo jako láva, podobně jako tomu bylo u měsíčních "moří". Značná část povrchu Marsu však prodělala ještě další geologické proměny, jak dokazuje rozložení pyroxenů v oblastech kráterovaných vysočin, jež představují nejstarší část kůry planety. Další mapy dokazují, že povrch Marsu je pokryt jemným prachem s vysokým podílem oxidů železa. Oxidy zvětrávají vinou interakce s atmosférou Marsu, takže rezaví a tím dodávají celé planetě proslulou načervenalou barvu "boha války". Současný vzhled povrchu Marsu je silně poznamenán dalšími impakty, tvarováním pomalu tekoucích ledovců a zvětráváním prachovými bouřemi, větrnými víry (tančící derviši) a větrem i sezónními cykly tání a tuhnutí vody a CO₂. Výsledkem eroze je neustálé rozemílání a drcení prachových zrnek na čím dál tím jemnější prach. Zmíněné mapování Marsu tak přineslo klíčové poznatky pro pochopení vzniku a geologického vývoje donedávna tak záhadného kosmického tělesa.

J. Daubar využil soustavného snímkování povrchu Marsu několika generacemi oběžných kosmických sond, a zejména pak vysokého rozlišení úzkoúhlé kamery HiRISE (až 0,3 m/pix) oběžné sondy MRO, k objevování nových impaktních kráterů na Marsu. Sonda MRO pracuje na oběžné dráze ve výšce 250 – 316 km od listopadu 2006 a za tu dobu objevila do začátku r. 2013 44 nových impaktních kráterů s průměry >1 m. Celkem však se od r. 1976 podařilo nalézt na Marsu již 248 nových impaktních kráterů a díky tomu se autorovi podařilo zpřesnit předešlé odhady o současném bombardování Marsu většími projektily. Dosud největší impaktní kráter za sledované období má průměr 34 m. Na ploše 1 km² tak vzniká impaktní kráter o průměru >4 m jednou za 620 tis. let, což je o něco méně, než se dosud uvádělo.

1.1.5. Jupiter

A. Christou aj. uveřejnili výsledky obsáhlé mezinárodní kampaně zákrytu jasné hvězdy 45 Cap (HIP 107302; 6,0 mag) Jupiterem počátkem srpna 2009. Úkaz byl dobře pozorovatelný na stanicích v Evropě, Africe a Jižní Americe teleskopy o průměrech zrcadel 0,4 – 2,2 m v blízké infračervené oblasti spektra. Odtud se podařilo změřit škálovou výšku Jupiterovy atmosféry 24 km a její teplotu 165 K. T. Cavalié aj. objevili díky infračervené družici Herschel v atmosféře Jupiteru přebytek vody nad jižní polokoulí planety, který je z 95 % důsledkem srážky slapově rozdrobených jader komety Shoemaker-Levy 9, jež se odehrála v červenci 1994 právě nad touto polokoulí.

H. Hueso aj. shromáždili pozorování optických záblesků v atmosféře Jupiteru ohlášených astronomy amatéry v červnu a srpnu r. 2010 a v září 2012. Z pozorovaných údajů usoudili, že záblesky pocházejí od těles s rozměry 5 – 20 m, jež vstupují do atmosféry Jupitera rychlostmi kolem 50 km/s, takže nakonec vybuchnou při supersonickém průletu. Energie výbuchů je srovnatelná s energií výbuchu superbolidu Čeljabinsk. Autoři odhadli, že na Jupiter dopadá za rok 12 – 60 těles zmíněných rozměrů. Projektily o rozměrech stovek metrů se srážejí s planetou v průměru jednou za tři roky. Jednou za deset let vznikají při průletu větších těles atmosférou dlouhodobé tmavé skvrny pozorovatelné i v menších dalekohledech. Zmíněná statistika naznačuje, že většinu projektilů představují kometární jádra. Autoři apelují na astronomy-amatéry, aby se soustavnému sledování atmosféry Jupiteru věnovali a nabízejí software, který pro pozorovatele napsali.

S. Wahi aj. konstatovali, že jádra obřích plynných planet se nacházejí v termodynamické nerovnováze, neboť při teplotách >2kK a tlaku >0,4 TPa v jejich nitrech se v kovovém vodíku rozpouštějí voda i oxidy MgO a SiO₂. Rozdíly v rozpustnosti Fe ve stlačených žhavých horninách pak silně ovlivňují celý vývoj vnitřního prostředí v planetách s hmotnostmi podobnými Jupiteru a Saturnu.

M. Yoneda aj. zjistili, že sodíková mlhovina obklopující Jupiter vykázala zesílení v květnu a červnu 2007, tj. v době, kdy byla pozorována zvýšená vulkanická aktivita na povrchu Jupiterova měsíce Io. Brzy potom naopak zeslábl výskyt polárních září v okolí magnetických pólů planety. Odtud plyne, že ionosféra Jupiteru je ovlivňována zmíněným vulkanismem a větší dodávka plazmatu do Jupiterových radiačních pásů naopak zeslabuje uspořádané elektrické proudy, které jsou příčinou polární září a rádiového záření planety.

D. Allen aj. zveřejnili infračervená pozorování sopek na měsíci Io uskutečněných při třídenním průletu sondy Cassini kolem Jupiteru na rozhraní let 2000/2001 kvůli jejímu gravitačnímu postrčení směrem k Saturnu. Z pozorování vyplynulo, že ve všech sopečných výronech docházelo k vylévání basaltického magmatu, jehož barevná teplota dosahuje v klidu hodnot 0,78 – 1,1 kK, ale během silných vulkanických erupcí stoupá až na 1,4 kK. Během průletu vykazovala sopka Pillan stabilní tepelný výkon, zatímco výkon sopky Wayland plynule klesal, kdežto u sopky Loki kolísal.

M. Brown a K. Hand pozorovali v září 2011 povrch měsíce Europa pomocí Keckova 10m teleskopu vybaveného adaptivní optikou. Získali tak pomocí spektrografu OSIRIS 40krát lepší spektrální rozlišení, než měla svého času orbitální sonda Galileo (!). Přitom úhlový průměr Europy dosahoval během měření jen 1“. Zjistili tak, že vedoucí polokoule měsíce méně ozářená Sluncem vykazuje pouze absorpční pásy vodního ledu, zatímco na zadní polokouli se vyskytují pásy sulfátu hořčíku (MgSO₄) a dalších solí (MgCl₂, NaCl, KCl). Podařilo se jim též potvrdit existenci rozsáhlého podpovrchového vodního oceánu, jenž je ponořen v hloubce 100 km pod povrchem Europy a obsahuje přibližně dvojnásobek vody než oceány pozemské.

1.1.6. Saturn

A. Konovalenko aj. objevili rádiové záblesky z bouřek na Saturnu pomocí dekametrové aparatury UTR-2 ukrajinské observatoře v Hrakovu. Na přelomu ledna a února 2006 zaznamenali celkem 70 blesků s rádiovou jasností 4 – 40 Jy. Úspěšné pozorování dává naději, že touto aparaturou bude možné zaznamenávat i na jiných planetách Sluneční soustavy (Jupiter, Venuše). K. Sayanagi aj. popsali vznik a chování bouřek v atmosféře Saturnu v letech 2010-2011, jak je sledovaly aparatury ISS (Imaging Science Subsystem) a RPWS (Radio and Plasma Wave Science). V atmosféře planety se totiž vytvářejí největší konvektivní kumuly celé Sluneční soustavy. Obří bouřky však probíhají nepravidelně a ta poslední se objevila v prosinci 2010, kdy její hlava driftovala k západu rychlostí 27 m/s a v polovině ledna 2011 dosáhla šířkového rozměru přes 9 tis. km a délkového rozměru 34 tis. km. Kromě toho se v troposféře rozvíjel anticyklonální vír, jenž v téže době dosáhl rozměrů 11 × 12 tis. km. Byl to největší troposférický vír kdy na Saturnu pozorovatelný. V červnu 2011 se hlava trefila do víru a tím veškerá bouřková aktivita začala slábnout a zcela vymizela v srpnu 2011.

Podle U. Dyudinové aj. byly velké anticyklony pozorovány v atmosféře Saturnu již v r. 2009, když driftovaly na vodorovnou vzdálenost až 10 tis. km. Mocné blesky vznikající v hloubce až 250 km pod vrcholky mračen je dokázaly osvětlit až na vodorovnou vzdálenost 200 km. Rádiové záblesky doprovázející optické blesky se dařilo pozorovat ve frekvenčním pásmu 1 – 16 MHz (19 – 300 m), ale někdy až do 10 GHz (30 mm). Odtud se dala také spočítat energie jednoho záblesku až na 8 GJ. Četnost blesků v bouře dosahovala až 5 blesků/s. Během bouřek na Saturnu vznikají v periodě 30 let bílé skvrny pozorovatelné dalekohledy ze Země. Poprvé je astronomové spatřili již v r. 1876 a nejnověji sonda Cassini v r. 2010. Skvrny mají lineární rozměry až 10 tis. km a vznikají v úzkém pásu 31,5 – 32,4° s.š., tj. právě ve zmíněné oblasti velkých bouřek. Vítr ve skvrnách vane rychlostí až 575 km/h.

Infračervená kamera sondy Cassini pozorovala koncem dubna 2013 proslulý polární vír kolem severního pólu planety, jenž má tvar mírně zaobleného šestiúhelníku, a byl poprvé pozorován kosmickou sondou Voyager 2 v r. 1981. Jde fakticky o velmi stálý hurikán s průměrem 30 tis. km a obvodovou rychlostí 320 km/h, jehož centrální oko má průměr 2 tis. km. Jeho stálost je obdivuhodná a patrně získává energii z nitra planety, protože Saturn vydává 2,5krát více tepla, než kolik ho dostává od Slunce. (U Jupiteru jde o přebytek 70 % a u Neptunu dokonce 160 %; pouze Uran žádný přídavný zdroj tepla nemá.)

D. Robertson aj. zjistili, že na měsíci Titan může pršet methan v podobě velmi malých kapiček, takže jejich pád na povrch měsíce trvá velmi dlouho. Plynný methan tvoří 5 % hmotnosti husté Titanovy atmosféry. V horních vrstvách atmosféry probíhají fotochemické procesy ovlivněné UV zářením Slunce a slunečním větrem. Nejvíce jsou zde zastoupeny molekuly dusíku a methanu. Ve výškách kolem 200 km nad povrchem se k nim přidávají tholiny, které dávají Titanu známý oranžově-žlutý nádech. Ještě níže vznikají i organické aerosoly a teplota spodní atmosféry dosahuje 100 K.

J. Hofgartner a J. Lunine ukázali, že ledové kry methanu i ethanu mohou plavat na hladině jezer, protože kry obsahují vzduchové bublinky. Teplota na povrchu Titanu (94 K) je velmi blízká trojnému bodu methanu (90,7 K). Sklon rotační osy Titanu dosahuje 27°, takže tam vznikají roční doby podobně jako na Zemi; jsou pouze teplotně posunuty do vysokých minusových hodnot. V současné době se na severní polokouli Titanu blíží léto. Tomu odpovídá pozorování z průletu sondy Cassini 12. září 2013, že většina jezer na severu je už zalita kapalnými uhlovodíky. Klima na Titanu je pak ovlivňováno výskytem methanu jako skleníkového plynu na časové stupnici stovek tisíc roků. V době, kdy se odpařuje málo methanu do atmosféry, mohou na Titanu nastat i dlouhotrvající ledové doby.

C. Neishová aj. využili radaru na oběžné sondě Cassini k proměření rozměrů a hloubek impaktních kráterů na povrchu Titanu. Radar dokázal při blízkých průletech sondy u Titanu proměřit >30 % povrchu měsíce s lineárním rozlišením až 350 m. Autoři pak zkoumali poměry mezi hloubkami a průměry pro více než 60 kráterů s průměry >20 km. Největší kráter na Titanu jménem Menrva má průměr 425 km, ale poměr hloubky a průměru jen 0,0012. Nejmenší změřený kráter Ksa pak dosahuje průměru 39 km, ale zato vyššího zmíněného poměru 0,017. Tyto poměry se snižují přímo úměrně stáří kráterů, protože se během času zanášejí vrstvami písku rychlostí stovek metrů během miliardy let. Tím se liší od impaktních kráterů na velkých měsících obřích planet, které žádnou atmosféru nemají. Kromě toho kosmické projektily dopadají např. na Jupiterův měsíc Ganymed průměrnou rychlostí 20 km/s, zatímco na Titan rychlostí poloviční, takže hustá atmosféra měsíce zásadně ovlivňuje topografii kráterů. Z topografických měření také vyšel zatím nejpřesnější poloměr Titanu (2 574 km), takže Titan je sice větší než Merkur (2 440 km), ale má menší hmotnost.

D. Hemingway aj. zjistili, že nad hřbety a horami Titanu je nižší gravitace, než nad dolinami. To znamená, že hory byly původně ještě vyšší, ale postupně erodují, zatímco kořeny vrostlé do ledu zůstaly. Ledová kůra Titanu má tloušťku minimálně 40 km, aby tuto konfiguraci udržela. Vinou zmíněné povrchové eroze je na Titanu vlastně docela málo impaktních kráterů a naopak mnoho písečných dun. Na Titanu byl objeven kryovulkán Sotra Facula, na jehož vrcholku se nachází klasická kaldera, z níž je vystřelován tuhý methan, který aspoň zčásti vyrovnává úbytek methanu v atmosféře, kde je rozkládán působením ultrafialového záření Slunce.

E. Asphaug a A. Reufer upozornili, že hmotnost Titanu je vyšší než všech Jupiterových měsíců dohromady! Titan sám má 95,6 % hmotnosti celé soustavy Saturnových měsíců. Autoři proto na základě počítačových simulací tvrdí, že původně měl i Saturn několik hmotných "Galileových měsíců", jež se postupně srazily a vytvořily unikátní Titan. Splývání doprovázel vznik spirálních ramen hmoty, jež se posléze oddělily a sbalily na středně velké ledové měsíce Saturn. Tento proces se vyhnul Jupiteru, neboť tamější Galileovy měsíce byly ve svých drahách uzamčeny gravitačními rezonancemi.

M. Hedman aj. zpracovali výsledky pozorování měsíce Enceladus během 20 průletů sondy Cassini v jeho blízkosti. Když je Enceladus na své excentrické oběžné dráze nejdále od Saturnu, jsou chocholy ledových částic nad jižním pólem čtyřikrát jasnější, než když je k planetě nejblíže. Tyto chocholy vyvěrají z tzv. tygřích pruhů u jižního pólu, jež jsou dlouhé 130 km a rozteče mezi nimi dosahují 35 km. Pruhy se v apocentru rozevírají a v pericentru svírají, evidentně následkem slapových sil. J. Goguen aj. zveřejnili údaje o průletu sondy Cassini ve výšce 74 km nad jižním pólem Enceladu v dubnu 2012. Kamerou VIMS pracující v blízké infračervené oblasti spektra snímali s frekvencí 40 Hz tepelné záření nad velkou štěrbinou Baghdad Sulcus (82° j.š.; 28° z.d.). Ze štěrbiny o lineární šířce 9 m vystupovala z hloubky 40 m pod povrchem vodní pára o teplotě 197 K.

C. Porcová aj. se dlouhodobě věnuje výzkumu Saturnových prstenců, jelikož sonda Cassini pořídila do r. 2013 již 285 tis. jejich snímků zblízka. Hlavní prsteny A + B + C zabírají plochu 40 mld. čtv. kilometrů, což je stonásobek plochy povrchu Země. Proto také výrazně přispívají k jasnosti planety zejména v době, kdy jsou široce rozevřené - nejbližší takové maximum nás čeká v r. 2018. Infračervená měření teleskopu SST ukázala, že jemný prach kolem Saturnu sahá až do vzdálenosti 12 mil. km od centra planety, tedy až ke dráze nepravidelného měsíce Phoebe o průměru 215 km, jehož velká poloosa dráhy činí téměř 13 mil. km, má výstřednost 0,16 a pohybuje se vůči Saturnu retrográdně se sklonem 28° k jeho rovníku. Jde tedy o prach z Phoebe, který směřuje k Saturnu, ale část ho zachytí Iapetus a zbytek Hyperion. Gejzíry z měsíce Enceladus zase zásobují prachem prsten E. Při pohledu zdálky je však nejrozsáhlejší prsten F, který nemůže být starší než milióny let a nejspíš vznikl rozpadem nějakého křehkého měsíce. Těsně pod ním obíhá pastýřský měsíc Prometheus.

V hlavním (vnějším) prstenu A se pozorují tisíce vrtulek objevených právě pomocí sondy Cassini již v r. 2006. Pocházejí zřejmě od miniaturních měsíčků s rozměry ≈300 m. V prstenu B skoro žádné vrtulky nepozorujeme, ale zato radiální tmavší špice, které souvisejí se změnami magnetického pole. Obrovským překvapením byly však především jemné drážky v prstencích, připomínající drážky na poněkud přerostlé gramofonové desce. Tvoří je úlomky o rozměrech od centimetrů do 1 m. Drážky se však vyskytují i uvnitř Cassiniho dělení mezi prsteny B a A. Celková hmotnost prstenců se odhaduje na >10²⁰ kg, což je asi setina jejich původní hmotnosti.

J. O'Donoghue aj. pozorovali spektrometrem NIRSPEC Keckova teleskopu II propojení poměrně slabého magnetického pole Saturnu (indukce jen 25μT, tj. polovina indukce magnetického pole Země) s jednotlivými měsíci. V širokém rozsahu zeměpisných šířek (25 – 60°) prší z prstenců elektricky nabité částice do svrchní ionosféry planety, takže prstence poměrně rychle ničí elektromagnetická eroze. Magnetická osa Saturnu je rovnoběžná a středově souměrná s osou rotace.

R. Canupová upozornila na rozdíly v poloměru Rocheovy meze podle hustoty těles, která se rozpadají slapovými silami centrální planety. Kamenná tělesa jsou pochopitelně odolnější proti rozpadu než ledová, a tomu odpovídá skutečnost, že z ledových měsíců mohly vzniknout prstence, zatímco původ kamenných měsíců Titanu, Enceladu a Dione musí být odlišný. Titan je téměř určitě od počátku samostatným objektem, popřípadě vznikl srážkami ještě starších kamenných měsíců. Jak poznamenali P. Goldreich a S. Tremaine, má dynamika soustavy Saturnových prstenců hodně společného s procesy, které probíhají při vzniku planet z akrečních disku kolem hvězd.

Sonda Cassini se dostala 19. července 2013 do zákrytu za Saturnem, takže mohla zhotovit působivé snímky Saturnových prstenců ozářených Sluncem, ale také planety Země a jejího průvodce Měsíce ze vzdálenosti 1,45 mld. km. Jde teprve o čtvrtý portrét Země z kosmické vzdálenosti větší než 10 mil. km. NASA při té příležitosti iniciovala mezinárodní kampaň "Zamávejte Saturnu", jež našla odezvu u zhruba 20 tis. pozemšťanů, kteří s předstihem 80 minut před snímkováním zamávali do kamery v čase 21:27 - 21:42 UTC (saturn.jpl.nasa.gov/news/waveatsaturn/timezones).

1.1.7. Uran a Neptun

L. Sromovsky aj. zveřejnili úžasný snímek atmosféry Uranu získaný 10m Keckovým teleskopem II vybaveným adaptivní optikou. Byl pořízen kamerou pro blízkou infračervenou oblast spektra v červenci 2012. Autoři pořídili na 200 snímků s krátkými expozicemi a z nich 117 nejlepších sečetli v počítači. Kvalita výsledného snímku je lepší než záběry Uranu, které vyslala kosmická sonda Voyager 2 při průletu kolem planety v r. 1986. Na snímku lze snadno rozlišit četné oblačné systémy v různých šířkách planety, z nichž některé se nehýbou a jiné driftují a mění rozměry i tvar. Přitom Uran dostává jen 0,1 % sluneční energie v porovnání se Zemí. Oblaka tam vytvářejí husté kumuly a poloprůhledné cirry a dokonce je zobrazen i Uranův prstenec Ε.

C. a R. de la Fuente Marcosovi nalezli dočasného průvodce Uranu (83982) Crantor původně klasifikovaného na základě pozorování z let 2000 a 2002 jako Kentaur. Nová pozorování potvrdila, že Crantor se nachází v rezonanci 1:1 s Uranem a jeho relativní dráha vůči Uranu má typický podkovovitý tvar. Současně zjistili, že při započtení gravitačních poruch od všech 8 planet, našeho Měsíce a soustavy Pluto-Charon, je zmíněná podkova překvapivě stabilní. Nakonec však všechno zkazí Saturn, jehož rezonanční poruchy nakonec objekt z báječné stability vypoklonkují na nestabilní dráhu.

H. Feuchtgruber aj. měřili pomocí spektrografu PACS infračervené družice Herschel poměry D/H pro atmosféry Uranu i Neptunu. Zjistili, že obě atmosféry jsou vykazují mírný přebytek deutéria proti hodnotám ze sluneční pramlhoviny, protože jim vyšel poměr 4.10^-5 s chybou ±10 %, zatímco ve sluneční pramlhovině je tento poměr ≈6.10^-5 s chybou ±20 %. Protože poměr D/H pro protoplanetární ledy činí (15 – 30).10^-5, lze odtud vyvodit, že led tvoří nanejvýš 14 – 32 % hmotnosti planet, takže uvnitř se nacházejí dosti významná kamenná jádra. Podle Y. Kaspiové aj., kteří zkombinovali údaje získané Voyagerem 2 a HST, nemohou být atmosféry obou planet tlustší než 1 tis. km, takže jejich hmotnosti představují pouze 0,15 % hmotnosti Uranu a 0,2 % hmotnosti Neptunu. Obě planety vykazují tryskové proudění v poměrně tenké vrstvě a rychlost vichřice na Neptunu představuje rekord pro tělesa Sluneční soustavy s atmosférou: 2,5 tis. km/h! M. Hasselfield aj. měřili pomocí mikrovlnného radioteleskopu ACT v poušti Atacama s průměrem přesné paraboly 6 m jasové teploty Uranu a Saturnu v letech 2007-2010 v pásmu frekvencí 148 – 277 GHz (2,0 – 1,1 mm) a dostali tak pro Uran hodnotu 103 K a pro Saturn 137 K.

M. Showalter aj. objevili v červenci 2013 na snímcích HST z let 2004-2009 nový měsíc Neptunu S/2004 N 1 (měsíc není zobrazen na žádném záběru z Voyageru 2 zřejmě kvůli svému příliš rychlému úhlovému pohybu). Obíhá v rovině Neptunova rovníku po kruhové dráze ve vzdálenosti 105 tis. km od centra planety v periodě 22,5 h. Z jeho průměrné jasnosti 26,5 mag odhadli, že jeho průměr nedosahuje ani 20 km.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)

M. Person aj. zpracovali výsledky pozorovací kampaně zákrytů hvězdy z katalogu 2UCAC v poloze 1826-1848 Plutem i Charonem dne 23. června 2011. Zákryty pozorovala jednak létající infračervená observatoř SOFIA (společný projekt NASA a německé agentury pro letectví a kosmonautiku DLR), a dále pozemní observatoře ve Flagstaffu v Arizoně, na Mauna Kea na Havaji, a na Cerro Tololo v Chile. Odtud se podařilo určit tloušťku svrchní vysoké atmosféry Pluta (1 288 ±1) km. Svrchní atmosféra se jeví dlouhodobě velmi stabilní, zatímco v nízké atmosféře se pozorují výrazné změny hustoty i tlaku.

L. Beauvalet aj. přišli s přesnějšími řešením pohybu (134340) Pluta kvůli tomu, že k této trpasličí planetě míří kosmická sonda New Horizons a dosavadní efemeridy polohy Pluta v červenci 2015 nejsou pro ten účel dostatečně přesné. HST sice situaci poněkud usnadnil objevem dalších dvou měsíců Pluta v letech 2011-2012, ale ani to nestačí, protože pro úspěšný průlet spojený s rychlým nabíráním dat je nutné dosáhnout přesnosti efemerid s chybou <1 000 km. Jakmile se sonda počátkem r. 2015 probudí, bude muset sama Pluta najít zdálky a tím získat vysoce přesné podklady pro navigaci během průletu kolem Pluta i Charonu. Nejnověji objevené měsíce P4 a P5 dostaly počátkem r. 2013 svá jména: Kerberos a Styx. M. Buie aj. ukázali, že díky HST, který sledoval měsíce Pluta již od r. 2007, klesly chyby v určení poloh Nixe a Hydry na 60 km, resp. 38 km, ale chyby v poloze Kerbera a Styxe dosahují desítek tis. km. Je zajímavé, že oběžné periody malých měsíců nejsou v dokonalé rezonanci s oběžnou periodou Charonu (6,4 d). Poměr pro periody Hydry s Charonem totiž činí 5,98; Kerbera s Charonem 5,04 a Nixe s Charonem 2,89.

J. Ortiz aj. zpracovali pozorování zákrytu hvězdy trpasličí planetou (136472) Makemake na pěti stanicích jižní polokoule v Brazílii a Chile. Úkaz v trvání až 1 minuta se odehrál 23. dubna 2011 a autoři odtud odvodili rozměry, hustotu a albedo Makemake. Jejich výsledky však kritizoval M. Brown, který ukázal, že Makemake měla v době zákrytu svou rotační osu namířenu téměř přímo k nám, takže spolehlivě se dal určit jen rovníkový průměr (1 434 ± 14) km a projekce polárního průměru (1 422 ±14) km. Odtud pak vychází mimořádně vysoké albedo 81 %, ale nelze spolehlivě určit střední hustotu trpasličí planety.

M. Čuk aj. se zabývali párem měsíců trpasličí planety (136108) Haumea, které dostaly jména Namaka a Hi'iaka. Namaka začínal s dráhovou rezonancí 8:3, což postupně zvýšilo jak výstřednost, tak sklon jeho dráhy k ekliptice. Haumea je velmi protáhlá díky rychlé rotaci. Autoři proto propočítali vývojový scénář, v němž Haumea měla původně jeden velmi hmotný měsíc s hmotností 100krát menší než trpasličí planeta. Ten obíhal kolem Haumey po výstředné (e – 0,5) dráze ve vzdálenosti 25 tis. km. a rozpadl se jednak na rozsáhlý disk otáčející se kolem planetky, ale též na rodinu TNO s centrem Haumea. Z disku pak vznikly zmíněné drobné měsíce Namaka a Hi'iaka.

W. Fraser aj. podrobně studovali planetku (50000) Quaoar s průvodcem Weywot, který kolem ní obíhá v periodě ≈12 d po eliptické dráze s velkou poloosou 14 000 km a výstředností 0,15. Odtud lze určit také hmotnost soustavy 1,4.10²¹ kg a z pozorování apulsu s hvězdou 12 mag v červnu 2011 i horní mez průměru Quaoaru 890 km. To znamená, že Quaoar je vůbec nejhustším tělesem Edgeworthova-Kuiperova pásu s minimální hustotou 2,7násobku hustoty vody, ale může být i pětkrát hustší! Jeho satelit však bude nejspíš převážně z vodního ledu. Autoři to vysvětlují tak, že velké objekty TNO mají jádra ze silikátů obklopená ledovými plášti. Při náhodných srážkách se tedy nejspíš odpaří část ledového pláště, a zbylé TNO tak postupně zvyšuje svou střední hustotu. F. Braga-Ribas aj. využili zákrytů hvězd Quaoarem v květnu 2011, jakož i únoru a říjnu 2012, ke zpřesnění rovníkového průměru na 1,14 tis. km a polárního na 1,04 tis. km. Při albedu 11 % odtud vychází střední hustota planetky 2,0násobku hustoty vody. Weywot neobíhá v rovníkové rovině Quaoaru, který podle průběhu zákrytu není obklopen žádnou atmosférou.

Spektrální a zobrazovací aparatury na infračervených družicích Herschel a WISE i teleskopu SST umožnily S. Fornasierovi aj. proměřit základní charakteristiky (rozměry, albedo, teploty) sedmi jasných objektů z oblasti TNO a dvou Kentaurů Chironu a Charikla. Pozorování se uskutečnila ve spektrálních pásmech 12 – 500 μm. Tak se potvrdilo, že Quaoar s průvodcem Weywot jsou opravdu nejhustší mezi všemi dosud známými objekty TNO. Quaoar se zkrátka velmi podobá trpasličím planetám a mohl by být mezi ně v budoucnu přiřazen. Má totiž s nimi i stejné mineralogické složení žáruvzdorných prvků promíchaných s ledem.

D. Rabinowitz aj. upozornili na nezvyklé dráhové parametry TNO 2010 WG9 získané v přehlídce QUEST na La Silla (ESO) a pomocí 1,3m reflektoru na CTIO v Chile. Objekt má průměr asi 100 km a mění jasnost s amplitudou 0,14 mag v periodě 5,5 d. Sklon dráhy k ekliptice dosahuje "kometárních hodnot" 70°! Pomalá rotace je nejspíš důsledkem slapového vývoje původně binárního objektu, který se do oblasti TNO dostal ze vzdálenějšího Oortova oblaku.

H. Schlichtig aj. srovnávali pozorování těles v Edgeworthově-Kuiperově pásu s modely koagulace planetesimál v protoplanetárním oblaku. Ukázali, že objekty s průměrem >60 km vykazují původní rozdělení neovlivněné srážkami. Pro tělesa s původním rozměrem <60 km hrají srážky významnou roli. Proto se pozoruje deficit těles s průměrem 4 km a naopak jejich přebytek pro tělesa s rozměrem ≈20 km. V protoplanetární mlhovině vzniklo z planetesimál nejvíce planetek s průměry v rozmezí 0,8 – 8 km, takže samy planetesimály mohly nanejvýš vyrůst na průměry ≈20 km.

M. Brownovi se podařilo určit střední hustotu poměrně velkého tělesa Edgeworthova-Kuiperova (EK) pásu 2002 UX25, jenž při průměru 650 km má hustotu jen 80 % hustoty vody za normálních podmínek. Přesto je to tuhé těleso, což lze vysvětlit jedině tím, že je dosti porézní, ale porozita sotva dosáhne 20 %. Skutečně velká (>1 tis. km) tělesa pásu EK však mají hustoty 1,5x vody! Zdá se, že rozhraním pro porozitu je průměr planetky 350 km; nad touto hranicí dochází k samovolnému stlačení vzduchových pórů a tím začne hustota objektu růst.

1.2.2. Planetky hlavního pásu a Trojáné

V září 2007 byla právě dvě století po objevu planetky Vesta H. Olbersem vypuštěna kosmická sonda Dawn (NASA), která se stala dočasnou oběžnicí planetky mezi 16. červnem 2011 a 5. zářím 2012. Poté se sonda vydala pomocí iontového pohonu k trpasličí planetě (1) Ceres. První výsledky vědeckého zkoumání Vesty pomocí sondy Dawn zveřejnil v listopadu 2013 vědecký časopis Meteoritics and Planetary Science v celkem 16 vědeckých pracích, které přirozeně znamenají převrat ve výzkumu samotné planetky, ale i v širších souvislostech týkajících se historie vzniku a vývoje planetární soustavy Slunce.

M. Jutzi aj ukázali, že na základě pozorování planetky (4) Vesta sondou Dawn je zjevné, že jde o původní exemplář basaltické protoplanety, z nichž se pak tvořily planety Sluneční soustavy. Planetka má železné jádro, obsahuje také krystalicky vázanou vodu. Neměla však ani oceány, ani vulkány nebo atmosféru, takže je vskutku zachována v původním stavu. Na jejím povrchu byly identifikovány minerály howardit, eucrit a diogenit, které známe z meteoritů HED nalézaných na Zemi, kde ve sbírkách představují asi 6 % z celkového počtu meteoritů. Dvě století po objevu planetky se tak potvrdila domněnka z r. 1970, že meteority HED pocházejí z Vesty.

Velmi důležitým svědectvím o poměrech v dávných dobách Sluneční soustavy je objev dvou obřích impaktních pánví na jižní polokouli Vesty, Venetia o průměru 400 km staré asi 2 mld. let a mladší (před ≈1 mld. let) Rheasilvia, jakož i vysoká četnost menších impaktních kráterů z období před 4,1 – 3,4 mld. Za tyto úkazy mohou nejspíš obří planety Jupiter a Saturn, které prodělaly před 4,1 mld. let dráhové migrace a tím měnily výstřednosti drah úlomků planetek, jež následně dopadaly i na Vestu vyššími rychlostmi, a zanechávaly v kůře planetky výrazné jizvy.

Podle E. Ammannita aj. je překvapením vysoké zastoupení minerálu olivínu na severní polokouli planetky, kde je zhruba napůl promíchání s howarditem. Nachází se zejména na stěnách impaktních kráterů a v paprscích vystřeleného materiálu kolem kráterů. Odborníci předpokládali, že na povrchu Vesty bude olivín vzácný, a pokud se vůbec někde najde, tak jedině ve zmíněných obřích impaktních pánvích, které mohly prorazit kůru až do svrchního basaltického pláště, kde bývá olivín hojně zastoupen. Přitom v meteoritech HED nalezených na Zemi je olivín zastoupen vzácně.

V. Carruba se zabýval vlastnostmi čtvrté největší a nejhmotnější planetky hlavního pásma, kterou je (10) Hygiea, objevená A. de Gasparisem v r. 1849. Planetka patří do třídy C (silné zastoupení karbonátů na povrchu těles), takže má velmi nízké albedo 7 %, ale zato velkou hmotnost (9.10¹⁹ kg) i rozměry (530 x 407 x 370 km³). Obíhá ve vnějším pásu planetek po dráze s velkou poloosou 3,14 au a výstředností 0,14 v periodě 5,6 roků. Představuje hlavní těleso početné rodiny planetek, protože představuje 90 % hmotnosti celé rodiny. V době, kdy je Zemi nejblíže, dosahuje jasnosti 9 mag a během přísluní se její povrch ohřívá až na -26 °C

M. Jutzi aj. uvedli, že sonda Rosetta (ESA) objevila pomocí kamer aparatury OSIRIS v červenci 2010 během průletu kolem planetky (21) Lutetia velké množství impaktních kráterů kolem severního pólu planetky. Největší z nich má průměr 34 km a vznikl poměrně nedávno následkem rychlé (5 km/s) srážky s projektilem o průměru 2,3 km.

D. Jewitt aj. se věnovali interpretaci pozorování podivuhodné planetky-komety P/2010 A2, objevené 6. ledna 2010 díky nápadnému prachovému ohonu. Planetku snímkoval HST kamerou WFC3 mezi 25. lednem a 29. květnem 2010 a autoři z rozboru snímků a dalších dat usoudili, že miniplanetka o průměru 120 m se srazila s kamenným meteoritem o průměru 3 m vzájemnou rychlostí asi 5 km/s někdy v únoru či březnu 2009. Srážka způsobila vymrštění prachového oblaku o hmotnosti ≈5 tis. tun, což znamená, že miniplanetka přišla o 10 % své hmotnosti. Během čtyř měsíců byly prachové částice s poloměrem <3 mm odvanuty tlakem slunečního záření, zatímco větší částice přetrvávají ve chvostu poškozené miniplanetky. Autoři odtud usoudili, že podobné srážky jsou poměrně četné a průběžně obohacují pás zodiakálního světla. Naproti tomu J. Agaralová aj. změřili na citovaných snímcích úkazu z HST rychlosti vzdalování malých úlomků od planetky 2010 A2 tempem 0,02 – 0,3 m/s, přičemž úniková rychlost z jejího povrchu činí 0,08 m/s. Odtud usoudili, že spíše než o srážku s meteoritem byl příčinou úkazu únik prachu z povrchu planetky odstředivou silou vyvolanou kritickou rychlostí její rotace.

Koncem srpna 2013 objevila robotická soustava čtyř 1,8m robotických dalekohledů PanSTARRS na Havaji další podivuhodný kometární objekt P/2013 P5. Vzápětí ho snímala kamera HST a tak se ukázalo, že objekt má celkem 6 prachových kometárních chvostů, jejichž vzhled se rychle měnil v čase. Podle D. Jewitta aj. objekt zapadá svými charakteristikami (podobně jako P/2010 A2) do hlavního pásu planetek. Má střední poloměr 0,24 km, a i když nelze zcela vyloučit, že stal obětí srážky s rychlým menším astronomickým projektilem, je v tomto případě pravděpodobnější, že planetka se roztočila na kritické otáčky působením tlaku záření a v proměnlivých epizodách odvrhuje odstředivou silou prach z povrchu do tvaru vícečetných kometárních chvostů. Autoři odhadli, že tak během léta 2013 planetka ztratila asi 1 kt materiálu.

Když se ukázalo, že infračervená družice WISE se báječně hodí k objevování planetek ve Sluneční soustavě, byla její činnost prodloužena v září 2010, kdy se vyčerpala kryogenika, v rámci projektu NEOWISE. Přednostním cílem prodloužení projektu je objevovat v pásmech 3,4 a 4,6 μm planetky, které křižují dráhu Země. Do února 2011 tak WISE a NEOWISE pozorovala více než 158 tis. planetek, z toho 34 tis. nově objevených, mezi nimi 135 křížičů. Navíc pozorovala 21 komet. Poté byla hibernována do konce listopadu 2013. Od té doby je znovu v provozu nejméně na tři roky s cílem určovat především dráhy, rozměry a albeda křížičů.

Celkový počet identifikovaných (očíslovaných) planetek přesáhl koncem roku 2013 hranici 350 000 a dále lineárně roste s časem. Zdalipak astronom Franz Xaver von Zach (1746-1826) byl mohl tušit, co způsobí jeho nápad zřídit mezinárodní Nebeskou policii při konferenci vybraných odborníků v Gothě v r. 1798, svolanou s cílem systematicky hledat "chybějící planetu" mezi Marsem a Jupiterem?

P.Kuchynka a W. Folkner přišli s naprosto nečekanou metodou, jak zpřesnit určování hmotnosti planetek. Jejich poměrně nízká hmotnost se totiž zjišťuje obtížně klasickými prostředky nebeské mechaniky. Až dosud se podařilo takto určit s chybami <35 % hmotnosti pouhých 27 planetek a velmi hrubé odhady máme jen pro dalších asi 70 planetek. Autoři si uvědomili, že od r. 1999 lze díky soustavným měřením poloh Marsu pomocí oběžných sond Mars Global Surveyor (1997-2006), Mars Odyssey (2001-dosud) a zejména Mars Reconnaissance Orbiter (2006-dosud) průběžně získávat hodnoty okamžité vzdálenosti Marsu od Země s neuvěřitelnou přesností ±1 m!

Mars je přitom docela blízko k hlavnímu pásu planetek a jeho přesná poloha je na gravitační poruchy od blízko prolétajících planetek velmi citlivá. Díky přehlídce infračervené družice WISE jsou nyní známy průměry asi 100 tis. planetek. Autoři se proto zaměřili na 3,7 tis. planetek s průměry >20 km, z toho dokonce na 200 objektů TNO. Podařilo se jim tak z poruch Marsovy dráhy určit hmotnosti 343 planetek, které dohromady dávají asi 90 % hmotnosti hlavního pásu. Podle těchto měření má hlavní pás hmotnost 13.10^-10 M_☉, tj. 4,3.10^-4 M_z, resp. 0,035 hmotnosti Měsíce. Dřívější odhady dávaly hmotnosti o 40 – 150 % vyšší. S ohledem na objev Edgeworthova-Kuiperova pásu se tedy ukazuje, že název "hlavní pás" pro planetky na drahách mezi Marsem a Jupiterem by měl být opuštěn; hmotnost Edgeworthova-Kuiperova pásu se odhaduje na >0,1 M_z a jeho rozsah je asi 20krát větší než rozsah pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem.

Zato selhávají pokusy nalézt další pás drobných těles uvnitř dráhy planety Merkur, kterým se obvykle říká vulkanoidy. (V XIX. stol. se U. Le Verrier pokoušel hypotézou o planetě Vulkán obíhající tak blízko Slunce, že je technicky nemožné ji pozorovat ze Země, vysvětlit přebytek stáčení přísluní Merkuru; exces se však podařilo vysvětlit A. Einsteinovi, když formuloval v r. 1915 obecnou teorii relativity.) A. Steffl aj. využili kamer na páru družic STEREO k prohlídce interiéru dráhy Merkuru, a nenašli známky žádného objektu s rozměrem >5,6 km. Stále sice ještě zbývá možnost, že blízko Slunce se pohybuje až něco přes 70 vulkanoidů s průměrem >1 km, ale nepřímé důkazy takovou možnost prakticky vylučují.

R. Martinová a M. Livio soudí, že obecně mohou pásy planetek vznikat v okolí hvězd poblíž tzv. sněhové čáry, kde už veškerá voda zmrzla. Za jejich existenci bývá zodpovědná obří planeta, která vznikla až za sněhovou čarou a zabránila tak vzniku větší kamenné planety mezi sebou a sněhovou čarou. Takto umístěné obří planety nejsou však příliš početné, a navíc ještě narušují stabilitu planetárních soustav svou migrací směrem k mateřské hvězdě. To obecně snižuje pravděpodobnost obydlitelnosti kamenných planet před sněhovou čarou. Autoři však připouštějí, že výskyt planetek v oblasti sněhové čáry se může kamenným planetám před sněhovou čarou hodit, neboť impakty planetek mohou přinášet planetám vodu a další organické látky vhodné pro následný vznik života na planetách.

B. Timerson aj. zorganizovali 19. ledna 2012 na severovýchodě USA pozorovací kampaň sledování zákrytu hvězdy HD 70920 (8 mag) Trojánem (911) Agamemnon (16 mag). Jeden z pozorovatelů využívající 0,36m reflektor natočil celý průběh zákrytu na video. Zpracováním všech pozorování se podařilo odhalit vejčitý tvar planetky s osami 191 x 144 km a objevit i jejího průvodce o průměru 3 – 10 km, jenž obíhá ve vzdálenosti 278 km od planetky (úhlová vzdálenost 0,9 obl. milivteřiny). K případnému zobrazení průvodce nestačí tedy ani teleskopy třídy VLT vybavené adaptivní optikou. Průvodce ovšem nebyl objeven při předešlých zákrytech hvězd v březnu 2000 a květnu 2004. Úhlový průměr kotoučku hvězdy jim vyšel na (0,5 ± 0,1) obl. milivteřin v dobré shodě s očekáváním (0,6 obl. milivteřin). Zatím známe jen dva Trojány Jupiteru, které mají solidní průvodce: (624) Hector (průměr 225 km) má průvodce o průměru (10 – 15) km a (617) Patroclus-Menoetius je dvojplanetka s průměru složek ≈100 km.

T. Grav aj. zveřejnili výsledky přehlídky Jupiterových Trojánů uskutečněné v posledních letech infračervenou družicí WISE/NEOWISE v letech 2009-2011. Družice potvrdila existenci 1 750 Trojánů, přičemž jejich výskyt v Lagrangeových bodech L₄ a L₅ není rovnoměrný. V okolí vedoucího bodu L₄ se nachází o 40 % více planetek, než v okolí vlekoucího se bodu L₅. Konvence pro pojmenování větších Trojánů přitom přiřazuje planetkám v bodě L₄ proslulým útočníkům v Trojské válce, zatímco obránci se soustřeďují kolem bodu L₅. Pro 400 Trojánů se podařilo díky WISE určit i jejich barvy, které nesouhlasí s barvami objektů TNO. Proto autoři usuzují, že Trojáné Jupiteru patří k vůbec nejstarším dochovaným objektům Sluneční soustavy, takže by se vyplatilo poslat k nim kosmickou sondu a zkoumat jejich vlastnosti zblízka, popřípadě in situ.

D. Nesvorný aj. ukázali, že Trojáni Jupiteru jsou pozůstatkem daleko početnější populace planetesimál z období rané Sluneční soustavy, takže jejich výskyt umožňuje zpětně propočítat, co se s planetesimálami stalo v mezidobí, a zejména jak hmotný byl původní planetesimální disk. Autoři ukázali, že na nestejné populaci Jupiterových Trojánů v bodech L₄ a L₅ se podepsaly skoky v rychlosti migrace Jupiteru a Saturnu vlivem přeskoku poměru oběžných period z rezonance 2:1 na 2,3:1 v době 5,7 mil. let od začátku simulovaného dráhového vývoje obou obřích planet. Velká poloosa dráhy Jupitera se tak skokově zkrátila z původních 5,5 au na současných 5,2 au vinou setkání s hypotetickou 5. obří ledovou planetou, jež během této interakce opustila Sluneční soustavu. Autoři odhadli, že původní hmotnost disku planetesimál dosahovala 14 – 28 M_z, takže dnešní "hlavní pás" planetek představuje nepatrný zbytek tak hmotné původní populace těles mezi Marsem a Jupiterem. Autoři také odhadli, že průměrné rozměry planetesimál se pohybovaly kolem 80 km a albedo jejich povrchů asi 7 %.

M. Aleksander aj. nalezli pomocí 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea první Troján Uranu 2013 QF99, paradoxně během systematické přehlídky hledání Trojánů Neptunu (o Uranu se soudilo, že nemůže mít stabilní Trojány kvůli různým gravitačním poruchám zejména od Jupiteru a Saturnu). Nový objekt má průměr asi 60 km, je od Slunce vzdálen 19 au a nachází se opodál Lagrangeova bodu L₄. Výpočty však naznačují, že jeho dráha je metastabilní, takže nejpozději za 1,7 mil. let opět unikne do volného prostoru mezi Saturnem a Uranem, kde se ostatně nacházejí všichni Kentauři.

A. Parker aj. objevili Troján 2011 HM102 Neptunu během pozorovacího programu, jehož cílem je nalézt v Edgeworthově-Kuiperově pásu vhodného kandidáta pro sondu New Horizons poté, co proletí kolem trpasličí planety Pluta. Troján Neptunu se nachází v okolí Lagrangeova bodu L₅ , což je teprve druhý Neptunův Troján v tomto bodě. Na objevu se podílely velké dalekohledy Magellan, Subaru a CFHT. V době objevu byl objekt vzdálen 27,8 au od Slunce. Sklon 29° jeho dráhy vůči ekliptice představuje nový rekord pro Trojány.

1.2.3. Křížiči (NEO)

Křižující miniplanetka 2012 DA14 proletěla kolem Země 15. února 2013 přesně podle výpočtu. První snímek planetky při jejím přibližování pořídil M. Mašek pomocí dálkově ovládaného českého robotického teleskopu FRAM na observatoři Pierra Augera v Argentině 15. února 2013 v 0:53 UT. Nejblíže Zemi byla v 19:25 h UT, kdy se pohybovala úhlovou rychlostí 0,8°/min. Jak uvedli J. de Léon, přiblížila se v té chvíli k povrchu Země na vzdálenost 27,7 tis. km; níže než probíhá geostacionární dráha. V té době ji už sledovaly velké teleskopy na Kanárských ostrovech a ve Španělsku, které pořizovaly nejenom optické, ale i infračervené světelné křivky a také spektra. Odtud se podařilo určit, že jde o planetku třídy L, tj. podobající se uhlíkatým chondritům. Její rotace před průletem nebyla přesně známa, ale po průletu se zrychlila na 9,0 h. Miniplanetka měla nepravidelný a protáhlý tvar s ekvivalentním průměrem 18 m a albedem 40 %.

N. Tějmurov aj. sledovali planetku na Šemachinské observatoři v Ázerbajdžánu po dobu půl hodiny, když se už od Země vzdalovala rychlostí 7,8 km/s stále ještě vysokou úhlovou rychlostí 0,7°/min. Podle jejich měření byla planetka v 19:49 h UT jen 27,55 tis. km nad Zemí a do 20:19 h UT se vzdálila na 34,43 tis. km. Za tu dobu urazila 13,7 tis. km. T. Tarai aj. měli možnost pozorovat planetku po dobu 2 h O,55m reflektorem japonské observatoře Saitama, a znovu i další noc po dobu celých 5 h. Určili odtud amplitudu červené světelné křivky 1,6 mag, kterou způsobily dva překládající se efekty, tj. vlastní rotace planetky a změny fázového úhlu. Po jejich rozpletení dostali periodu rotace planetky 11,0 h. Potvrdili také vysoké optické albedo jejího povrchu.

J. Giorgini aj. ukázali na základě všech dosud vykonaných pozorování potenciálně rizikové planetky (99942) Apophis o průměru ≈0,3 km (!), objevené v r. 2004, že nás určitě mine jak 13. dubna 2029, tak i v r. 2036. K vyloučení druhého data srážky totiž přispěla radarová pozorování na observatoři Arecibo z počátku r. 2013, kdy Apophis proletěla kolem Země v minimální vzdálenosti 14,5 mil. km. Podle výpočtů autorů se v r. 2019 Apophis přiblíží k povrchu Země na 32 tis. km. Bude ovšem snadno pozorovatelná očima jako pohybující se objekt 3 mag. Současně se ale zdaleka vyhne rizikové „klíčové dírce“ o šířce pouhých 600 m. Kdyby se totiž do dírky strefila, tak by to znamenalo srážku se Zemí 13. dubna 2036. Ve skutečnosti se v tom roce přiblíží k Zemi nanejvýš na 23 mil. km, a spíše ještě dále.

I. Wlodarczyk aj. na základě 4 tis. optických poloh Apophisy a dalších radarových měření z druhé poloviny března 2013 propočítali budoucí dráhy planetky až do r. 2110. Vyšla jim teoretická možnost srážky planetky se Zemí 15. října 2068, kdy by se střetla se Zemí v oblasti jižního Atlantiku.

Dalším potenciálně nebezpečným křížičem je objekt 2013 UQ4, jenž proletí přísluním 5. července 2014 ve vzdálenosti 1,08 au od Slunce. Má velkou výstřednost dráhy 0,98 a retrográdní dráhu se sklonem 145° k ekliptice. Vzhledem k nízkému albedu 4 % má patrně docela obří průměr 19 km, a není to přitom kometa. Od počátku září do počátku prosince 2013 byla v mezinárodní kampani proměřována světelná křivka křížiče (8306) Shoko. Tak se podařilo objevit, že jde o dvojplanetku s poměrem velikostí 1:0,4 a oběžnou dobou složek 36 h. Zatímco primární složka rotuje v periodě 3,35 h, sekundární složka jeví rotaci vázanou s oběžnou dobou. Velmi pravděpodobně se původně jediná planetka rozpadla před 300 – 600 tis. lety.

Docela velká planetka 1998 QE2 (průměr 3 km!) proletěla podle radarových pozorování pomocí 70m paraboly v Goldstonu v Kalifornii 31. května 2013 ve zcela bezpečné vzdálenosti necelých 6 mil. km od Země. M. Brozovicová aj. přitom zjistili, že kolem hlavního tělesa obíhá satelit o průměru 600 m, což obecně zvyšuje nebezpečnost takových párů, protože jednak se jejich budoucí dráhy dají hůře zpřesňovat a hlavně případný pád obou těles na Zemi by byl významně drsnější svými následky. Podle dosavadní statistiky má svůj satelit každá sedmnáctá planetka s průměrem nad 200 m.

T. Mueller aj. sledovali planetku (308635) = 2005 YU55 během jejího těsného průletu kolem Země 8. listopadu 2011, kdy se k nám přiblížila na vzdálenost 327 tis. km. Planetku sledovali pomocí řady přístrojů na Zemi i kosmickým teleskopem Herschel v rozsahu vlnových délek 0,009 – 1,3 mm a měření dále zkombinovali s pozorováními radarem a adaptivní optikou na velkých dalekohledech. Zjistili, že planetka má prakticky kulový tvar o průměru 305 m a albedo jen 5,5 %. Rotuje retrográdně, ale periodu rotace se nepodařilo stanovit, takže se nejspíš převaluje. Geologicky se podobá planetce (25143) Itokawa, takže představuj hromadu sutě. Jde o druhý nejbližší pozorovaný průlet řádově stametrové planetky kolem Země; vůbec nejbližší průlet podobně velké planetky ve vzdálenosti jen 190 tis. km od Země byl pozorován v r. 1976.

S. Naidu aj. využili radarů v Arecibu (vlnová délka 126 mm) a Goldstonu (vlnová délka 35 mm) k proměření tvaru a zpřesnění dráhy rizikové planetky (162421) = 2000 ET70 během jejího těsného průletu u Země v únoru 2012. Lineární rozlišení na radarových snímcích dosáhlo až 15 m a na optických snímcích 100 m. Tak se ukázalo, že planetku lze přibližně popsat jako trojoosý elipsoid s rozměry 2,6 x 2,2 x 2,1 km³. Planetka rotuje retrográdně v periodě 9,0 h a má extrémně nízké albedo 2 %. Na jejím povrchu byly rozlišeny povlovné srázy se sklonem <30°. Nejdůležitějším výsledkem je ovšem zpřesnění dráhy pro období let 460 - 2813 n.l. Je tedy jisté, že do začátku 29. století se planetka netrefí do Země.

H. Campins aj. připomněli, že planetka (162173) = 1999 JU3, která byla vybrána za cíl nové japonské sondy Hayabusa 2, jež má k planetce doletět v r. 2020, je vskutku potenciálně nebezpečným křížičem o průměru ≈1 km a s nízkým albedem 7 %. Pochází z vnitřního pásu planetek, ale v současné době má velkou poloosu dráhy jen 1,19 au, výstřednost dráhy 0,19, malý sklon k ekliptice 6° a oběžnou dobu 1,3 roku. To znamená, že v přísluní (0,96 au) křižuje zemskou dráhu a patří k typickým členům nejnebezpečnější rodiny planetek Apollo. N. Murdochová aj. upozornili, že přistání kosmické sondy na křehké planetce (hromadě sutě) může na povrchu planetky vyvolat lavinu!

M. Nolan aj. sledovali v letech 1999 a 2005 opticky i pomocí radarů na observatořích Arecibo a Goldstone těsné průlety planetky (101955) Bennu a odtud zjistili, že planetka má přibližně tvar trojosého elipsoidu s rozměry 565 x 535 x 508 m³, a pomalu rotuje v periodě 4,3 d. Bennu je cílem kosmické sondy OSIRIS-REx (Origins Spectral Interpretation Resource Identification Security - Regolith Explorer), jež má odstartovat v září 2016, aby se stala dočasnou oběžnicí planetky v r. 2018. Po zevrubném průzkumu povrchu planetky z nízké oběžné dráhy má pak sonda velmi zvolna sestoupit do výšky 5 m nad povrch planetky a vysunout rameno, jež nabere z povrchu planetky malé vzorky horniny a prachu. Návrat vzorků na Zemi je naplánován na r. 2023.

Ačkoliv je riziko od planetek, které křižují zemskou dráhu snad nejvýznamnější hrozbou kosmického původu, preventivnímu objevování a zpřesňování budoucích drah křížičů se věnuje málo astronomů a prostředků. Jak uvedl P. Scheirich, první soustavnou přehlídku Spacewatch začali v r. 1982 v USA na observatoři Kitt Peak pomocí 0,9m reflektoru a posléze ji doplnil i 1,8m reflektor. Od r. 1995 následovala přehlídka NEAT (Near-Earth Asteroid Tracking; 1m reflektory na Mt. Palomaru a na sopce Haleakala na ostrově Maui v Havajském souostroví; od r. 2001 1,2m Oschin Schmidt na Palomaru; ukončena 2007) V r. 1997 se přidala velmi úspěšná přehlídka LINEAR (LIncoln Near-Earth Asteroid Research; White Sands, Nové Mexico) se dvěma 1m širokoúhlými reflektory a posléze třetím 0,5m zrcadlem. O rok později začala klíčová přehlídka Catalina (1,5m reflektor na Mt. Lemmon a 0,7m Schmidt na Mt. Bigelow, Arizona) a LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth-Object Search; 0,6m Schmidt) ve Flagstaffu (Arizona; ukončena 2008), a dvě přehlídky v Austrálii (0,5m Schmidt a UKST 1,2m Schmidt, Siding Spring). Nejnovějším (2010) a nejvýkonnějším přírůstkem se stal 1,8m reflektor PS1 systému PanSTARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) na sopce Haleakala se zorným polem 3° snímaným v pěti barevných filtrech kamerou o kapacitě 1,4 Gpix! Odtud lze sledovat během roku 73 % oblohy. Každou jasnou noc lze pokrýt snímky asi 6 tis. čtv. stupňů oblohy, což znamená uložit do databáze asi 2 TB dat. Celá obloha se dá přehlédnout během 40 h expozičního času, takže během jedné lunace lze oblohu právě viditelnou z observatoře zobrazit čtyřikrát a tím odhalit jak řadu nových planetek, tak i krátkodobé variace jasnosti mnoha proměnných hvězd.

Kromě toho O. Vaduvescu aj. ukázali, jak velké bohatství údajů o blízkozemních planetkách obsahují digitální databáze středně velkých dalekohledů třídy 2m, které mívají širokoúhlé korekční systémy a tomu odpovídají mozaiku čipů CCD. Konkrétně jde o 2,2m reflektor ESO/MPG na La Silla (od r. 1999) a britský 2,5m Newtonův reflektor INT (od r. 1998) na Kanárských ostrovech, jež věnují část pozorovacího času přehlídkám v zorném poli o ploše přes 0,5 čtv. stupně. Autoři vytvořili velmi účinný výpočetní program pro dolování potřebných údajů o polohách křížičů a použili ho pro vytěžení 330 tis. snímků pořízených oběma přístroji od počátku přehlídky. Podařilo jim tak najít a určit dráhy 44 potenciálně nebezpečných křížičů a dalších 108 "bezpečných" křížičů. Nalezli tak řadu předobjevových snímků planetek, což umožnilo výrazně zpřesnit jejich dráhové elementy. Autoři dále zveřejnili aplikaci Mega-Precovery, která umožňuje podobným způsobem prohlížet celkem 28 podobných archivů, v nichž se nachází 2,5 milionů snímků.

Ze současných statistik vyplývá, že uvnitř dráhy Měsíce proletí kolem Země metrová mikroplanetka v průměru každých 12 minut, a že šestina křižujících planetek je podvojných (ty jsou v případě srážky nebezpečnější než osamělá tělesa). Astronomové však registrují jen jedno metrové těleso za měsíc, takže naprostá většina takto malých těles pozornosti uniká. Hranice rozměrů pro velkou katastrofu při drtivém dopadu na Zemi je dána průměrem kamenného tělesa >140 m. Odhaduje se, že rizikových těles těchto rozměrů je asi 20 tisíc, takže většina dosud objevena není. Přehlídka křížičů je víceméně úplná teprve pro tělesa s průměrem >1 km.

Pokud dojde k neočekávané srážce, jako tomu bylo u superbolidu Čeljabinsk, lze aspoň dodatečně získat údaje z celosvětové sítě sledovacích stanic CTBT (Comprehensive nuclear-Test-Ban-Treaty) řízenou centrálou ve Vídni, kterou provozují jaderné velmoci. CTBT má po celém světě 321 monitorovacích stanic a 16 laboratoří a o její financování se stará 183 států světa. Její provoz stojí ovšem ročně asi 100 mil. dolarů.

Jak uvedl časopis Nature, význam této sítě nelze podceňovat, protože dokud neexistovala, tak by právě Čeljabinsk byl mohl bezděčně vyprovokovat jaderný konflikt, kdyby si byl přispíšil o 30 a více let. Méně než 100 km od Čeljabinsku se totiž vyrábějí a skladují ruské jaderné pumy. Zkázonosný výbuch by byl tehdy téměř určitě považován sovětským vedením za jaderný útok, protože ještě neexistovaly mobilní telefony, internet, a zmíněná síť CTBT. Ostatně i v r. 2013 někteří ruští politici v první chvíli přišli s domněnkou, že USA nad Čeljabinskem testovaly nějakou novou tajnou zbraň. Dnes přirozeně existují také vojenské monitorovací stanice pro detekci všech větších výbuchů nejenom v atmosféře, ale i na zemi či v podzemí. Donedávna měli astronomové v případě superbolidů dodatečný přístup k datům o jejich průletu atmosférou. Tato éra však skončila, jelikož vojenské štáby jakékoliv - byť i dodatečné - uvolnění dat astronomům odmítají, protože by se tak prozradily údaje o rozlišovací schopnosti a důkladnosti takových sledování.

K dosavadní webové adrese o potenciálně rizikových planetkách, kterou už delší dobu provozuje NASA (neo.jpl.nasa.gov/risks/) díky laboratoři JPL, přibyla od září 2011 obdobná stránka ESA (newton.dm.unipi.it/neodys/) na webu Univerzity v italské Pise.

1.2.4. Komety

Minimálně kometou desetiletí se měla stát kometa C/2012 S1 ISON, jež byla objevena ve velké vzdálenosti od Slunce (6,3 au). Kometu objevili pomocí dálkově ovládaného 0,4m reflektoru v Kislovodsku astronomové-amatéři Vitali Něvskij a Artjom Novičonok 21. září 2012 v rámci mezinárodního projektu ISON (International Scientific Optical Network). Počátkem r. 2013 byly však pozorovací podmínky pro její sledování nepříznivé, protože její jasnost se zvyšovala jen pomalu (15 – 13) mag a zmizela v červnovém soumraku. Na ranní obloze se objevila v půlce srpna jako objekt 11 mag; 3. října proletěla v těsné blízkosti Marsu a koncem měsíce dosáhla největší západní elongace od Slunce 53°. Očekávalo se, že již počátkem listopadu bude dobře viditelná očima a s chvostem dlouhým 10°. Přísluním ve vzdálenosti 1,2 mil. km od povrchu Slunce prošla 28. listopadu 2013, takže se očekávalo, že dosáhne maxima jasnosti -5 mag, a v prosinci měla být ráno viditelná na severní polokouli s jasností ≈ -1 mag. Jelikož však šlo o panenskou kometu, jež ke Slunci přiletěla z Oortova oblaku poprvé, byla sice její dráha spočítána přesně - šlo o typický otírač, ale zato její maximální jasnost a rozměry chvostu se od předpovědi velmi lišily.

Podle K. Meechové aj. se podařilo kometu najít na předobjevových snímcích přehlídkového teleskopu PanSTARRS již od 30. září 2011, kdy byla kometa ještě 9,4 au od Slunce. Do června 2013 pořídily mnoho snímků komety velké dalekohledy, zejména 2,2m reflektor Havajské univerzity a 8,2m reflektor Gemini-N na Mauna Kea, dále 1,8m reflektor na Lowellově observatoři v Arizoně, 1,2m zrcadlo na Calar Alto atd. Radioteleskop JCMT hledal už v březnu 2013 ve vzdálenosti 4,5 au a v červnu ve vzdálenosti 3,35 au čáry CO a HCN, ale našel jedině čáry CO₂. Aktivita komety rostla pomalu od konce r. 2011 až do poloviny ledna 2013, kdy byla kometa 5 au od Slunce. Pak však začala poněkud překvapivě klesat až do června 2013. Během této epizody se na aktivitě komety nejvíce podílely molekuly CO. Podle J. Bortleho je pokles aktivity typický pro panenské komety, protože vrchní vrstvy těkavých látek se již odpaří a spodní jsou spíše inertní. Proto nakonec jsou pozorovatelsky vděčnější již ostřílené komety, které se dostaly vícekrát do těsné blízkosti Slunce, jako jsou právě periodické komety Halley, West nebo Bennett.

Jak uvedli L. O'Rourke aj., kometu ISON sledoval rovněž infračervený kosmický teleskop Herschel v březnu 2013, kdy se kometa nacházela 4,5 au od Slunce a 30m radioteleskop IRAM až do dubna 2013, kdy se kometa přiblížila na 4,2 au od Slunce. Tato měření umožnila zpřesnit průměr jádra komety na 4 km. Ve spektru komety se v té době ještě nevyskytovaly pásy vodní páry, a i množství vyvrhovaného CO bylo poměrně nízké (3.10²⁷ mol/s). HST pozoroval kometu pomocí kamery WFC3 10. dubna 2013 a odtud se podařilo určit přibližný rozměr jádra (5 km) a velikost komy (5 tis. km). Na snímku z 9. října pak bylo vidět stále nedotčené jádro, komu modrozelené barvy a načervenalý chvost.

Počátkem listopadu objevil spektrograf NIRSPEC na 10m teleskopu Keck II ve spektru komety vodní páru, methan, kyanovodík a oxid uhelnatý; dále též organické molekuly (CH₃OH; C₂H₆). Jasnost komety ve vzdálenosti 1,1 au od Země a 0,8 au od Slunce přitom stoupla na 10 mag. Brzy potom dosáhla teplota na povrchu jádra 330 K ve vzdálenosti 0,7 au a kometa se rychle zjasnila na 1,5 mag. V říjnu 2013 se M. Knight a a K. Walsh pokusili předpovědět, zda jádro komety těsný průlet u Slunce vůbec přežije. Podle výpočtů obou autorů největším rizikem pro jádro nejsou sluneční slapy, ale rychlost a směr rotace jádra, tj. rychle prográdně rotující jádro se zničí sublimací. Na základě předešlých pozorování však autoři usoudili, že hlavní složka jádra komety průlet přežije.

V době průletu přísluním sledovala kometu sonda SOHO. Kometa se začala zjasňovat až na -2 mag a pak zmizela v centrálním zástinu kamery. Tam po ní marně pátrala kamera EUV sluneční družice SDO (Solar Dynamics Observatory). Všeobecně se čekalo, že kometa nemůže průlet přísluním přežít, ale k úžasu astronomů se při odletu opět vynořila ze zástinu, ovšem ve zcela odlišném vzezření. Evidentně šlo spíše o oblak prachu, který vykazoval difuzní chvost ve směru kolmém k trajektorii oblaku. Oblak však postupně slábnul a rozplynul se. Jak poznamenal A. MacRobert, z komety IS-ON se stala kometa IS-OFF.

P. McCauley aj. sledovali v pásmech rentgenového a EUV záření pomocí družic SDO a Hinode předešlého otírače Slunce - kometu C/2011 W3 (Lovejoy) během průletu přísluním. Těsně po půlnoci UT 16. prosince 2011 prošla kometa přísluním ve vzdálenosti pouhých 140 tis. km (!) od povrchu Slunce, kdy svištěla rychlostí až 536 km/s. Její jasnost tehdy dosáhla až -4 mag. Po průchodu přísluním byla opět sledována družicí SOHO a sondami STEREO, takže průlet, byť značně ostrouhaná, přežila. Již 20 h po průletu přísluním ji zaznamenali astronomové amatéři v Kalifornii jako objekt -1 mag. Velmi instruktivní sérii snímků pořídil 1,5 d po průchodu přísluním J. Černý pomocí dálkově ovládaného robotického teleskopu FRAM na observatoři Pierra Augera. Jádro se protáhlo do úsečky a z něho vybíhal jasný chvost. O den později se však podle Z. Sekaniny a P. Chodase jádro zcela rozpadlo a kometa se definitivně rozplynula.

D. Jewitt aj ukázali na základě pozorování HST, že kometu 311P/2013 P5 (PanSTARRS) nelze zařadit do standardní klasifikace aktivních těles v hlavním pásu planetek. Její dráhové parametry (a = 2,2 au; e = 0,12; i = 5°; per = 3,2 r) ji řadí mezi planetky vnitřního pásu, ale její aktivita nasvědčuje spíše kometární povaze, protože na snímcích HST je patrných 6 prachových vějířů připomínajících větrník, jenže jednotlivé listy větrníku se přidávaly postupně po dobu 5 měsíců. Nejde tedy o následky srážky ale spíše o rotační nestabilitu planetky, která rozmetává prach do svého okolí odstředivou silou. Na vysoké obrátky ji roztočily efekty tlaku záření. Planetka patří do rodiny planetek (8) Flora. Rodina vznikla srážkou větších planetek před necelou miliardou let.

H. Leroux a D. Jacob si všimli, že v aerogelovém lapači mikroskopických zrníček z komy komety 81P/Wild 2, jenž v návratovém pouzdru kosmické sondy Stardust přistál na Zemi v lednu 2006, ulpěly mikroskopické úlomky roztříštěných zrníček na vnitřních stěnách pouzdra. Zkoumali je pomocí transmisního elektronového mikroskopu a objevili tak chemicky navzájem provázané polykrystalické silikáty (olivín, pyroxen a spinel) jakož i sklovité chuchvalečky, které vznikly spečením roztaveného materiálu komety s aerogelem. Našli také miniaturní chondritická zrníčka submikronových rozměrů, které ještě před vytvořením jádra komety prodělala silný ohřev v nejranější fázi vývoje Sluneční soustavy.

Několik obsáhlých prací bylo věnováno výsledkům projektu Stardust/EPOXI, jak shrnuli M. A'Hearn aj. Stále dobře fungující kosmická sonda Stardust byla navedena na dráhu ke kometě P9/Tempel 1, na jejíž jádro narazil v červenci 2005 370kg měděný projektil, jenž vytvořil kráter a oblak prachu. Oblak však znemožnil průletové sondě Deep Impact pořídit kvalitní snímek impaktního kráteru. Proto byla sonda Stardust navedena počátkem ledna 2009 metodou gravitačního praku u Země na dráhu ke kometě Tempel 1 (projekt NExT = New Exploration of Tempel 1), kam úspěšně dospěla 15. února 2011 v době, kdy byla kometa 1,55 au od Slunce. Sonda se zhruba měsíc po průchodu komety přísluním přiblížila rychlostí 11 km/s k jádru komety na minimální vzdálenost 178 km a pořídila sérii snímků okolí umělého impaktního kráteru s rozlišením až 12 m/pix. Sondě došlo palivo pro ovládání trysek raketových motorků koncem března 2011 a obíhá bezvládně Slunce po dráze v periodě 1,5 r. V nejbližším století se nedostane k Zemi blíže než na 1,7 mil. km.

Podle J. Veverky aj. má jádro komety Tempel 1 poloměr 2,8 km, albedo povrchu 6 % a rotuje v periodě 41 h. Nerovnosti povrchu dosahují amplitudy 830 m. Průměr umělého impaktního kráteru činí 50 m, ale je možné, že se podstatně zmenšil po návratu částeček prachu, které se impaktem dostaly na balistické dráhy, a pak se vrátily zpět na povrch. Tloušťku sypkého materiálu v kráteru totiž odhadli na 15 m. S. Chesley aj. zjistili, že během každého průchodu přísluním se rotační perioda jádra zkracuje, protože asi 0,25 % povrchu jádra zabírají výtrysky, které jsou velmi aktivní v okolí přísluní a vlivem tepelné setrvačnosti se odehrávají na neosvětlené části jádra. Sublimace vodního ledu začíná již při teplotě 200 K. Z výtrysků totiž pochází asi 20 % prachových částic, přičemž v přísluní se do okolí jádra dostává až 260 kg materiálu za sekundu. Tento mechanismus rovněž přispívá k zasypávání umělého impaktního kráteru, takže není vyloučeno, že těsně po impaktu měl kráter průměr až 200 m.

Také kombinovaný projekt EPOXI (EPOCh = Extrasolar Planet Observation and Characterization + DIXI = Deep Impact eXtended Investigation) zamýšlený původně jako průlet kolem komety 85/Boethin dopadl úspěšně, ačkoliv se cílová kometa nečekaně rozpadla. Odborníci NASA dokázali najít jako vhodný cíl kometu 103P/Hartley 2 a rychle propočítat potřebné manévry gravitačního praku pomocí Země, takže stihli úpravu dráhy sondy v polovině listopadu 2007 a využili praků v r. 2008 a 2009 k přesnému navedení sondy k jádru komety. Průlet kolem komety 103P se uskutečnil 4. listopadu 2010 (týden po průletu přísluním) při rychlosti 12,3 km/s v minimální vzdálenosti 694 km od jádra, a ve vzdálenosti komety od Slunce 1,06 au. Podle P. Thomase aj. má jádro typický vzhled "kosti pro psa", přičemž jádro je osově souměrné a evidentně porézní, jelikož jeho střední hustota dosahuje jen 30 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Povrch jádra o objemu 0,8 km³ zabírá plochu 5,2 km² a jeho efektivní poloměr dosahuje 0,6 km. J. Belton aj. zjistili, že jádro komety 103P rotuje v periodě 14 h, ale současně se převaluje podél hlavní osy psí kosti v periodě 27 h.

D. Schleicher aj. oznámili, že pomocí 4,3m teleskopu Discovery Channel Lowellovy observatoře v Arizoně na vrcholu Happy Jack (2,3 km) uskutečnili koncem února 2013 první vědecké pozorování, jež se týkalo velké komety 10P/Tempel 2, která se v té době blížila odsluní, jímž prošla v březnu 2013 ve vzdálenosti 4,7 au od Slunce. Z pozorování světelné křivky zjistili, že jádro má velmi nepravidelný tvar o rozměrech srovnatelných s Halleyovou kometou, ale na rozdíl od ní patří ke kometám Jupiterovy rodiny. Jádro rotuje prográdně v periodě 9,0 h a rotace se zvolňuje s tím, jak ubývá aktivita jádra.

Odborníkům stále nedá spát spektakulární výbuch komety 17P/Holmes, jenž proběhl v říjnu 2007, tedy pět měsíců po průchodu komety přísluním, ve vzdálenosti 2,4 au od Slunce. M. Ishiguro aj. ukázali, že před výbuchem, který zjasnil kometu během jediného dne zhruba půlmiliónkrát (!), bylo na povrchu jádra jen 0,6 % plochy činných výtrysků prachu, zatímco při výbuchu se tato plocha zvětšila až 50krát! Autoři odhadli, že během gigantického výbuchu přišla kometa o 76 m tloušťky povrchových vrstev. Jádro však zůstalo aktivní ještě ve vzdálenosti 4 au od Slunce, kdy se z povrchu komety uvolňovala mikronová až milimetrová prachová zrníčka tempem >170 kg/s. (V odsluní je kometa vzdálena 5,2 au, takže patří rovněž do Jupiterovy rodiny.)

J. Rao ukázal, že jasné komety viditelné dobře očima se vyskytují zcela náhodně. Od počátku XX. stol. do konce r. 2012 se na obloze objevilo 25 jasných komet, čili v průměru jedna za 4,5 roku. Z nich 11 dosáhlo kolem přísluní záporných hvězdných velikostí. V letech 1928-1941 však nebyla na nebi žádná očima viditelná kometa. Rekord drží kometa 1965 S1 (Ikeya-Seki), která se otřela o Slunce a přitom dosáhla neuvěřitelné jasnosti -15,0 mag. Druhou nejjasnější kometou byla kometa 1927 K1 (Skjellerup-Maristany): -6 mag a bronz získala kometa 2006 P1 (McNaught).

Z. Sekanina a R. Kracht upozornili, že četnost jasnějších komet otírajících se o Slunce a řazených do Kreutzovy rodiny se začíná v posledních letech zvyšovat. Zatímco po dlouhou dobu přicházely tyto komety do přísluní průměrně jednou za rok, v poslední době pozorujeme otírače jasnější než 3 mag v průměru 4,6krát ročně, a pokud jde o komety jasnější než 2 mag 4,3krát ročně. Autoři proto předpověděli, že vysoce pravděpodobně se blíží do přísluní hlavní roj Kreutzovy družiny a během několika desetiletí by se mohla dostavit i poněkud otrhaná obří Matka kometa...

D. Jewitt v přehledovém článku připomněl, že dnes už nové komety ve Sluneční soustavě nevznikají; naprostá většina je však stále uložena u ledu při teplotě -260° C v Oortově oblaku komet. Jen o něco málo tepleji (-230° C) se daří kometám v Edgeworthově-Kuiperově pásu (EKB). Jádra komet však vznikala původně mnohem blíže ke Slunci, jak o tom svědčí prachová zrníčka v kometárním materiálu, která prodělala v minulosti ohřev až na 1 tis. °C.

Komety z Oortova oblaku přicházejí ke Slunci vinou gravitačního působení při průchodu hvězd v blízkosti Slunce, ale také vinou stále působících galaktických slapů. Naproti tomu komety z EKB se dostávají do vnitřních částí Sluneční soustavy vinou poruch od obřích planet. Na povrchu aktivních komet se vyskytují průduchy, jimiž proudí ohřátý plyn a prach vytvářející posléze komu a chvosty. Průduchy obvykle pokrývají jen kolem 1 % povrchu; výjimkou je kometa 1P/Halley, jejíž průduchy zabírají 10 % povrchu. Stále zůstává záhadou, proč některé komety vybuchují a výbuchy přežívají, a jiné komety se zdánlivě bez příčiny rozpadnou před našima očima. Nejnadějnější vysvětleni, že ohřev velmi studeného amorfního ledu vede k jeho krystalizaci za uvolnění velkého množství energie, je sice možný, ale neplatí v pásu EKB. protože tam se nachází krystalický led. Jádra komet se mohou rozpadnout také příliš rychlou rotací, ale jádro komety 103P/Hartley 2 rotuje v periodě 18 h, což je ještě dost daleko od kritické rychlosti rotace pro kamenné těleso o poloměru 600 m.

M. Brož aj. využili tzv. Nicejského modelu dynamického vývoje Sluneční soustavy k odhadu přínosu kometárních jader do pásma planetek. V Nicejském modelu hrají klíčovou roli migrace obřích planet následující po rozpuštění protoplanetárního plynného disku, čímž lze uspokojivě vysvětlit, proč proběhlo pozdní těžké bombardování těles ve vnitřní části Sluneční soustavy, jak vznikl vzdálený Oortův oblak kometárních jader, Edgeworthův-Kuiperův pás, hlavní pás planetek a Trojáné Jupiteru a Neptunu. Autoři ukázali, že model poukazuje na poměrně rychlé rozptýlení kometárních jader v pásu EKB, což by mělo patrně ovlivnit hlavní pás planetek, kde bychom mohli odhalit důsledky kometárního bombardování rozptýlenými jádry. Na základě počítačových simulací pokrývajících vývoj pásu planetek během posledních 4 mld. let nalezli dobrý souhlas mezi četností kometárních bombardování a počtem 12 srážkových rodin planetek, jejichž mateřská tělesa měla rozměry >200 km. Simulace však naznačují, že by v hlavním pásu mělo být také přes sto srážkových rodin s mateřskými tělesy >100 km, což je v rozporu s pozorováním. Autoři navrhli různá řešení tohoto rozdílu, ale uzavírají svou studii konstatováním, že komety svým vpádem do pásma planetek zřejmě přispěly ke vzniku srážkových rodin větších planetek.

A. Waszczak aj. uveřejnili výsledky proměření poloh 220 tis. objektů hlavního pásu planetek za období od března 2009 do července 2012, což představuje plných 40 % současného počtu identifikovaných planetek hlavního pásu. Z 2 milionů měření objektů s průměrem >1 km odhalili existenci 626 nových objektů a kometární aktivitu u 115 objektů. Odtud jim také vyšla horní mez <33 aktivních komet na 1 milion planetek. Také I. Ferrín aj. hledali aktivní komety v hlavním pásu planetek. Ty se liší od komet Jupiterovy rodiny svým Tisserandovým invariantem >3,0, zatímco komety Jupiterovy rodiny vykazují invariant <3,0. Aktivní komety v pásu planetek mají odsluní <4,5 au. Je jich zatím známo 14, mezi nimi 2P/Encke, 133P/Scheila a (3200) Phaeton. Ve vzdálenosti 1 au dosahuje jejich povrchová teplota (325 ±5) K. Teplota se pak mění nepřímo úměrná odmocnině z okamžité vzdálenosti vyjádřené v astronomických jednotkách. Podle autorů se však v hlavním pásu nachází velké množství Lazarových komet, které sice dlouhodobě spí, ale mohou se znovu probrat k životu, když se přísluní jejich dráhy posune směrem ke Slunci.

A. Gulijev aj. propočítali možný vliv hustých meteorických rojů na fragmentaci kometárních jader. Nalezli v literatuře celkem 114 komet, u nichž bylo pozorováno postupné dělení kometárního jádra na více složek, popřípadě dokonce zánik komety (typ D). Konfrontovali jejich dráhy s dráhovými parametry 68 meteorických rojů z katalogu A. Cooka, a porovnávali uzly drah komet a rojů. Ve 24 případech rojů nalezli souhlas s průchodem rojů dolním uzlem a v 15 případech horním uzlem drah. Speciálně tak fungují Lyridy, Orionidy, sev. a již. Tauridy, Perseidy a Drakonidy.

1.2.5. Meteory

Astronomy dlouho překvapovala sdělení laických pozorovatelů jasných bolidů, že souběžně s optickým jevem slyšeli zvuky většinou označované jako svisty. To nedávalo dobrý smysl, protože, jak známo, zvuk se v atmosféře Země šíří řádově miliónkrát pomaleji než světlo. Teprve kolem r. 1980 odborníci připustili, že nejde o halucinace. První záznam elektrofonického zvuku bolidu mikrofonem se zdařil až v r. 2002. Nejnověji A. Molina a F. Moreno podrobně zkoumali dva roje, jejichž bolidy často vydávají elektrofonické zvuky, a to Lyridy, jejichž mateřskou kometou je C/1861 G1 (Thatcher) s oběžnou dobou ≈415 let, a dále Perseidy, které mají mateřskou kometu 109P/Swift-Tuttle s oběžnou dobou 135 let. Autoři ukázali, že průlet pomalých bolidů jasnějších než -12 mag provází emise rádiových vln v pásmu VLF, které se přirozeně šíří rychlostí světla a při styku s překážkou se transduktují do akustického oboru. Jenže u zmíněného zvuku z r. 2002 zaznamenaného mikrofonem, nebyla pozorována žádná měřitelná emise vln v pásmu VLF! Naopak zase u jiného bolidu -8 mag byly pozorovány vlny VLF, ale zato žádný elektrofonický zvuk!

Autoři z toho všeho dovozují, že musí existovat více různých způsobů, jak elektrofonické zvuky vznikají. Pro Lyridy jim vyšlo, že klasické transdukce rádiového signálu na optický nastávají pro meteoroidy s průměrem 0,9 – 1,2 m. U Perseid vyšel minimální průměr 1,1 m při minimální hmotnosti 495 kg. Aby vše nebylo tak jednoduché, autoři objevili, že krátké svisty mohou produkovat i meteoroidy s rozměry 35 – 140 mm a hmotnostech pouhých 6 g! Autoři soudí, že na výskytu krátkých svistů se podílí okamžitý stav ionosférické vrstvy E ve výškách 90 – 150 km, jež během noci slábne, protože právě v těchto výškách začíná intenzivní interakce meteoroidu se zemskou atmosférou. Krátké svisty tak může vyvozovat rázová vlna v plazmovém obláčku, jenž vzniká při rychlém průletu meteoroidu řídkými vrstvami zemské atmosféry.

Na podivuhodnou provázanost různých oborů astronomie poukázalo zjištění, že v době činnosti Perseid se ve výšce ≈90 km nad Zemí zesiluje sodíková vrstva, která už desítky let slouží astronomům u dalekohledů vybavených adaptivní optikou k podstatnému zlepšení rozlišovací schopnosti zejména obřích dalekohledů zkoumajících objekty vzdáleného vesmíru. To znamená že během činnosti roje se zvyšuje jasnost umělých sodíkových "hvězd" vytvářených žlutými lasery a astronomové tak mohou pozorovat slabší objekty než v jiných obdobích roku.

P. Wiegert aj. objevili na základě pozorování kanadského třístaničního radaru CMOR (Tavistock, Ontario), že ve dnech 3.-5. prosince 2011 se zvýšila frekvence meteorů s radiantem v souhvězdí Kasiopeji až na 50 meteorů za hodinu. Výpočet dráhy poukázal na souvislost s vyhaslou kometou 3D/Biela, která v letech 1872 a 1885 vyvolala meteorické deště Andromedidy (jejich radiant byl ve skutečnosti v souhvězdí Kasiopeji!). Geocentrická rychlost vstupu meteoroidů do zemské atmosféry byla velmi nízká - jen 16 km/s, jejich průměrná vstupní hmotnost činila jen 5.10^-7 kg, rozměry ≈1 mm a průměrná hustota 1,0násobku hustoty vody. Poruchový výpočet ukázal, že šlo o meteoroidy vyvržené z jádra komety při jejím návratu ke Slunci v r. 1649.

D. Janches aj. uveřejnili prvé výsledky rádiového pozorování meteorických rojů na jižní polokouli pomocí nového systému radarů SAAMER-OS (Southern Argentina Agile MEteor Radar-Orbital System; Rio Grande Tierra del Fuego; 68° z.d.; 34° j.š.). Systém nové generace, složený z 8 vysílacích antén s výkonem 60 kW a šířkou pásma 0,3 MHz pracující na frekvenci 32,5 MHz už od května 2008, má velmi dobré schopnosti získávat odrazy od meteorických stop i nízko nad obzorem. Autoři během prvních čtyř let činnosti pozorovali 32 různých meteorických rojů, které vykazují aktivitu alespoň po 3 dny. Z toho dva roje jsou nové. Od ledna 2012 začal radarový komplex měřit díky přidáním dvou dalších vzdálených radarů i průběh atmosférických drah meteorů.

R. Waryk aj. spustili v Kanadě automatický systém vizuálních a radarových pozorování meteorů CAMO (Canadian Automated Meteor Observation). To umožňuje v širokém zorném poli 30° pozorovat celkový přítok meteoroidů na Zemi pro meteory až do 5 mag. Kromě toho je v provozu citlivá kamera se zorným polem 20°, jež zachytí i meteory slabší než 7 mag. Třetí videokamera se zorným polem 1° dovoluje určit velmi přesné dráhy a rychlosti s přesností na desetiny procenta. Radianty rojů lze pak určovat s přesností ±0,01°. Širokoúhlé kamery pracují s přesností 3 % pro rychlosti meteoroidů a ±3° pro polohy radiantů. Plné 3/4 meteoroidů jeví během průletu atmosférou fragmentace různých typů.

L. Shrbený a P. Spurný vymysleli, jak lze určit lineární rychlost jasných bolidů i bez rotujícího sektoru, pokud se zdaří pořídit světelnou křivku průletu bolidu s vysokým časovým rozlišením nezávisle na snímku světelné stopy bolidu na fotografii. Synchronizaci obstarají fluktuace jasnosti bolidu, popř. jeho výbuchy, takže v rozsahu lineárních rychlosti 14,5 – 50 km/s lze tak určit průběh zpomalování bolidu s přesností na několik km/s.

J. Trigo-Rodríguez pozorovali v říjnu 2011 navzdory silně rušícímu Měsíci nápadné zvýšení aktivity říjnových Drakonid. Identifikovali několik krátkodobých zvýšení zenitové frekvence až na 400 met/h a určili jejich přesné radianty. Podle jejich pozorování přibylo na Zemi během 6 h kolem maxima roje 950 kg rozprášených částic roje. Autorům se podařilo určit, že pozorovali prachové vlečky komety 21P/Giacobini-Zinner, jež se vytvářely během průletů komety přísluním v letech 1873-1894, a následně též v r. 1900, kdy byla mateřská kometa roje poprvé pozorována Giacobinim. Kometa má oběžnou periodu 6,6 r, takže patří do Jupiterovy rodiny komet. Drakonidy předvedly nádherné meteorické deště v letech 1933 a 1946. Se Zemí se střetávají rychlostí 21 km/s. Podobně Q. Ye aj. pozorovali předpovězenou vyšší aktivitu Drakonid pomocí kanadského radaru CMOR, jenž zaznamenal 61 Drakonid z více stanic a 179 nasycených ozvěn z jedné stanice. Geocentrické rychlosti však vyšly o 2 – 3 km/s nižší než naznačovaly výpočty, hustota pozorovaných meteoroidů se pohybovala od 30 % do 300 % hustoty vody v pozemských podmínkách a hmotnosti v rozsahu 2.10^-8 – 5.10^-7 kg.

N. Brosch aj. využili třístaničního radaru EISCAT (European Incoherent SCATter), jehož radary se nacházejí v Norsku, Švédsku a Finsku a pracují v pásmu UHF na frekvenci 929,5 MHz, ke sledování meteorického roje Geminid v prosinci 2008. Následně v prosinci 2009 po maximu roje pozorovali sporadické meteory s cílem určit jejich geocentrické rychlosti. Z měření vyplývá, že všechny meteoroidy sporadického komplexu vznikly uvnitř sluneční soustavy, tj. že žádné z nich nepřicházejí z interstelárního prostředí.

J. Madiedo aj. zpracovali pozorování superbolidu Belmonte de Tajo (-20 mag) z 13. července 2012 (0h 4m UT), který pozorovalo mnoho očitých svědků nad středním a jižním Španělskem, a také osm stanic pozorovací sítě SPMN (SPanish Meteor Network). Odvodili tak dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě, která se podobá dráze Halleyovy komety, ale houževnatost meteoroidu o řád vyšší než u jádra komety odpovídá planetkám. Vstupní hmotnost meteoroidu odhadli na 1,7 t a střední rozměr na 1 m. Svítící dráha v trvání 3 s započala ve výšce 100 km a skončila 35 km nad Zemí. Zatím se sice nepodařilo najít žádné úlomky meteoritu na zemi, ale podle autorů jde o objekt typu Damocloid podle prototypu, jímž je planetka (5335) Damocles.

A. Olech aj. pozorovali 19. října 2012 pomocí 5 videostanic a jedné fotografické observatoře v severovýchodním Polsku jasný bolid PF 191012 Myszyniec, který dosáhl maximální jasnosti -14,7 mag ve výšce 77 km. Začal však svítit jako objekt kolísající kolem 1,5 mag v rekordní výšce 168 km. Poloha radiantu v Orionu odpovídá příslušnosti k pravidelnému meteorickému roji Orionid, jehož meteoroidy vstupují do zemské atmosféry vysokou rychlostí 66 km/s. V porovnání s ještě o něco rychlejšími Leonidami (71 km/s) jsou však tužší a hustší.

P. Babadžanov aj. nalezli mezi lety 2005-2008 šest planetek křižujících zemskou dráhu, jejichž dráhové parametry se podobají komplexu meteorických rojů chí- a δ-Sco a denních rojů β- a σ-Lib. Autoři odtud usoudili, že celý tento komplex vznikl před několika tisíci let rozpadem obří komety.

L. Neslušan aj. upozornili na propojenost komplexů meteorických rojů pocházejících od komety 96P/Machholz a od planetky 2003 EH1. Komplexy tvoří minimálně šest meteorických rojů, z nichž čtyři spadají mezi ekliptikální a dva mezi toroidální složku. Autoři v počítačových simulacích dynamického vývoje jednotlivých rojů dokázali společnou příbuznost pro řadu rojů (severní a jižní δ-Akvaridy, Kvadrantidy a denní Arietidy; možná i kappa-Velidy a α-Cetidy). Jižní Arietidy byly nejnověji pozorovány kanadským meteorickým radarem CMOR. Odtud se jednak daří potvrdit existence toroidální složky meteorických rojů a také příslušnost Kvadrantid k tomuto významnému komplexu. Dynamický vývoj drah celého komplexu ovládá Jupiter.

A. Sekhar a D. Asher zjistili, že dráhy meteorických rojů Orionid a Leonid ovlivňují dráhové rezonance s Jupiterem (1:6 a 5:14) a Saturnem (1:3 a 8:9). Započtení těchto vlivů na dráhu prachových stop příslušných rojů umožnilo objevit kompaktní stopy, jejichž dráhy ovlivňují obě planety .

J. Ebr uvedl v přehledovém článku, že na severní polokouli lze během roku sledovat očima 13 nočních meteorických rojů, které vstupují do zemské atmosféry geocentrickými rychlostmi 29 – 71 km/s (Leonidy). Rychlé (66 km/s) jsou také Orionidy a éta-Akvaridy. Pokud jde o roční přírůstek hmoty Země, tak hlavní podíl mají sporadické meteoroidy (200 tis. tun).

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

D. Burnett aj. zkoumali vzorky slunečního větru, které dopravil na Zemi přistávací modul sondy Genesis, která sbírala po dobu 29 měsíců vzorky různými typy detektorů v okolí bodu L₁ soustavy Slunce-Země. Plánované měkké přistání modulu se sice nezdařilo; modulu se neotevřel padák, takže dopadl 8. září 2004 rychlostí 311 km/h do přistávacího koridoru ve vojenské základně v Utahu. Posléze se ale ukázalo, že tvrdé přistání jednotlivé detektory dobře přežily. Autoři pečlivým a časově náročným zpracováním zastoupení izotopů zjistili, že sluneční vítr obsahuje více lehkých izotopů prvků dusíku, než se očekávalo. Také zastoupení izotopů O, N, Ar a Kr je velmi odlišné od jejich zastoupení v materiálu těles vnitřní části Sluneční soustavy; zato se částečně shoduje s izotopickým složením těchto prvků v atmosféře Jupiteru, a pokud jde o Kr, tak též našeho Měsíce. Z měření dále vyplynulo, že izotopické složení slunečního větru se za posledních 100 mil. let nezměnilo.

M. Rowan-Robinson a B. May shrnuli údaje o zodiakálním světle získané infračervenou družicí IRAS, mikrovlnnou družicí COBE a kosmickou sondou Ulysses. Zodiakální prach tvoří vějíř sahající od Země až ke dráze Marsu (≈1,5 au). Hlavními dodavateli mikroskopického prachu jsou komety (podíl 70 %), dále planetky (22 %) a interstelární prach (7,5 %). Dále od Slunce interstelárního prachu rychle ubývá a ve vzdálenosti 4 au jeho podíl na prachové složce klesá podle měření sondy Ulysses na pouhé 1 %.

Jak ukázali L. Saul aj., velkým úspěchem umělé družice Země IBEX (Interstellar Boundary EXplorer) vypuštěné na protáhlou (odzemí ve vzdálenosti 183 tis. km) dráhu kolem Země v r. 2008 se stalo nové okno otevřené ke studiu Sluneční soustavy - pozorování neutrálních interstelárních atomů, které do ní pronikají. Neutrální vítr k nám proudí od pozůstatků hvězdných explozí a také od prvotního vesmírného plynu a plazmatu. Jeho hustota se mění v závislosti na fázi sluneční činnosti. Po vypuštění IBEX se v r. 2010 podařilo objevit na okraji heliosféry jasný pás, což způsobují vysokoenergetické atomy vodíku vlétající dovnitř heliosféry z interstelárního prostoru. Vítr slábl současně s tím, jak rostla sluneční činnost. V r. 2012, kdy vodíkový vítr zeslábl proti počátečním hodnotám osmkrát, vymizel v pozadí. Autoři slábnutí vysvětlují tím, že jak roste tlak slunečního záření během přibližování k maximu slunečního cyklu, odklání tak interstelární vítr mimo Sluneční soustavu. Sluneční vítr představuje jakýsi větrný pytel, neboť rychlé protony polárního slunečního větru zachycují volné elektrony a vytvářejí tak uvnitř heliosféry mírně promáčknutý a zakřivený bezedný trychtýř směřující zhruba k jasným hvězdám Betelgeuze a Aldebaran.

P. Frisch aj. zjistili, že heliosféra se v čase mění tím, že Slunce prolétá dynamicky aktivním mezihvězdným prostředím. Jelikož v současné době máme díky celkem deseti umělým družicím i kosmickým sondám dobré údaje o stavu heliosféry od r. 1972, je vidět, že tok interstelárního plynu se během té doby lineárně zvyšuje a směr příchodu interstelárních neutrálních atomů He se stáčí.

V r. 1961 ruský nebeský mechanik M. Lidov a o rok později nezávisle japonský astronom Y. Kozai objevili mechanismus, jak se mění dráha satelitu planety působením vzdálené třetí hmotné složky (planety). Zjistili, že poruchy způsobují změny sklonu dráhy satelitu k rovníku planety a současně se výrazně zvyšuje výstřednost jeho dráhy. Podobně to platí i pro těsné dvojhvězdy, kterým gravitační kibicuje třetí vzdálená hvězda. Následně v letech 1978-1980 ukázali P. Goldreich a S. Tremaine, že podobný mechanismus může způsobit dráhovou migraci obřích planet Sluneční soustavy, především Jupiteru. Tyto teoretické předpovědi se podařilo vzápětí ověřit během tzv. Velké cesty kosmických sond Voyager 1 a 2 zejména při jejich průletu kolem Saturnu. Migrace obřích exoplanet pak celou záležitost dovršila, protože jedině tak lze vysvětlit, že existují obří exoplanety v těsné blízkosti mateřských hvězd, takže jejich oběžné periody dosahují jen několika dnů a vzdálenosti od hvězdy jen pár milionů kilometrů.

Podle R. Brassera aj. začala migrace obřích planet Sluneční soustavy poměrně pozdě, ale zato proběhla velmi rychle, během jednoho milionu let. Vinou migrace byla totiž zřejmě jedna obří ledová planeta vymrštěna ze Sluneční soustavy a putuje jako nomád Galaxií. To se projevilo také na změnách drah terestrických planet, takže Mars měl původně velmi výstřednou a k ekliptice šikmo skloněnou dráhu, zatímco Merkur, Venuše a Země vykazovaly koplanární téměř kruhové ekliptikální dráhy. Jelikož dráhy terestrických planet během doby prodělávaly změny díky častým rezonancím, vypadá dnes planetární soustava úplně jinak než na počátku. K podobnému závěru dospěli také O. Lykawka a T. Ito, na základě 68 simulací vývoje terestrických planet z různých počátečních podmínek. Odtud plyne, že obří plynné planety Sluneční soustavy nejprve putovaly směrem ke Slunci, a tak dostávaly do rezonancí dráhy embryí budoucích terestrických planet. Odtud též vyplývá velký deficit planetek ve vzdálenostech 1,5 – 2,0 au, které vychytal Mars.

A. Kataoka aj. nalezli patrně řešení záhady, jak se z mikronových zrnek protoplanetárního disku mohly vytvořit terestrické planety a jádra obřích plynných planet. Lze přece namítnout, že taková zrnka se při vzájemných srážkách buď odrazí, odsunou, nebo rozpadnou na ještě drobnější zrníčka, spíše než, aby se zcelovaly. Autoři však tvrdí, že původní materiál byl velmi načechraný a kyprý, takže slepování se tím usnadnilo. Rovněž zapůsobily elekrostatické síly a výsledkem byla koagulace tohoto měkkého materiálu do větších útvarů, které se pak už díky vlastní hmotnosti zahušťovaly a působily jako dostatečně silná gravitační centra. Původní hustota materiálu 0,001 g/cm³ se tak zvýšila zmíněnou koagulací o dva řády, jakmile kyprá koule dosáhla rozměru řádu 10 km. Tento proces funguje až do vzdálenosti 6 au od Slunce.

S poměrně výstředním řešením hlavní otázky, jak Sluneční soustava vznikla, přišel M. Woolfson. Využil vyhlazených hydrodynamických simulací chování prvotních planetesimál a výpočtů pravděpodobností srážek vzniklých obřích těles k tvrzení, že v rané Sluneční soustavě vznikly dvě obří planety s hmotnostmi 800 a 600 M_z (až téměř trojnásobné hmotnosti Jupiteru) a rozsáhlými obaly plynného vodíku. Tyto veleplanety se nakonec srazily, což vedlo k dočasné termonukleární reakci slučování jader deutéria na hélium, ale i na další prvky včetně železa. Následná exploze rozhodila těžší prvky do vnitřních partií Sluneční soustavy, kde se z nich postupně utvořily Venuše a Země. Měsíc, Merkur a Mars vznikly nejprve jako satelity Venuše a Země, ale pak se kromě Měsíce osamostatnily. Ostatními zbytky divokých procesů jsou pak planetky hlavního pásu, transneptunského pásu a Oortova oblaku. Pluto a Triton byly původně satelity Neptunu. (Docela žasnu, že v poměrně renomovaném časopisu Earth, Moon and Planets taková divočina prošla úspěšně recenzním řízením.)

L. Burlaga a N. Ness zpracovali pozorování Voyageru 2 z r. 2010, kdy se sonda nacházela ve vzdálenostech 91,0 – 94,6 au od Slunce v severní heliografické šířce kolem 29°. V té době dospívaly do této vzdálenosti elektricky nabité částice slunečního větru vymrštěné ze Slunce v r. 2009, kdy byla sluneční činnost nízká a vítr zeslábl a pohyboval se už od Slunce pomaleji. Magnetometr sondy sice vykazoval fluktuace, ale jinak bylo magnetické pouzdro heliosféry poměrně klidné.

Vytrvalé sondy Voyager 1 a 2 ovšem stále přinášejí nové údaje o opravdových hlubinách Sluneční soustavy. Počátkem srpna 2013 byl Voyager 1 vzdálen od Slunce 125 au. S jeho provozem se počítá až do r. 2020 a v omezeném rozsahu ještě o něco déle. Sonda se pohybuje setrvačností rychlostí 17 km/s a za 300 let dosáhne vnitřního okraje Oortova oblaku komet a po dobu 30 tis. let jím pak bude prolétat. Voyager 2 byl koncem prosince 2013 vzdálen od Slunce 103,6 au a vzdaloval se rychlostí 15,4 km/s. Obě sondy se během r. 2013 nacházely v heliomagnetickém pouzdru, ale Voyager 1 už na tzv. magnetické dálnici, kde siločáry heliomagnetického pole se propojují se siločárami interstelárního magnetického pole.

Obě sondy se však dosud nalézají v heliosféře, i když je pravděpodobné, že Voyager 1 ji už brzo opustí. Rozhraní mezi oběma sférami patrně není úplně ostré a dokonce se během času třepetá, takže podle S. Krimigise aj. i L. Burlagy aj. překonával Voyager 1 během srpna 2012 pohyblivé rozhraní celkem pětkrát. Jak uvedli E. Stone aj., zaznamenaly přístroje na Voyageru 1 od poloviny roku 2012 rychlý pokles hustoty nízkoenergetických (10 – 40 MeV) iontů slunečního větru o plné tři řády a současně zesílení interstelární složky kosmického záření s průměrnou energií 3 MeV/nukleon o 9 %. Indukce magnetického pole vzrostla během té doby z 0,2 nT na dvojnásobek, ale orientace magnetických siločar se přitom nezměnila. Voyager 1 tak zřejmě pronikl do tzv. pouzdra (heliosheath) heliosféry. Pouzdro vyplňuje oblast za mezní rázovou vlnou slunečního větru uvnitř vnější heliopauzy.

Následně L. Burlaga aj. pozorovali koncem r. 2012 nejprve silné oscilace elektronového plazmatu a následně další zesílení indukce magnetického pole na 0,6 nT. Odtud usoudili, že Voyager 1 se již nalézá v interstelárním plazmatu. Podle M. Schwadrona a D. McComase dosáhla hustota plazmatu již hodnoty 0,1 částice/cm³, což odpovídá průměrné hustotě interstelárního plazmatu, ale magnetické pole tam ještě stále jeví spirální strukturu typickou pro heliopauzu. Jak uvedli J. Quenby a W. Webber, v komplexní oblasti mezi rázovou vlnou, pouzdrem, heliopauzou a interstelárním prostorem dochází k celé řadě přechodných jevů a silné turbulenci. Podivné je též náhle vymizení měkké (≈ MeV) anomální složky kosmického záření ve vzdálenosti 121,7 au od Slunce.

Když všechna zmíněná data probrali a komplexně hodnotili D. Gurnett aj., došli k závěru, že Voyager 1 se od dubna 2013 po 36 letech od vypuštění nachází v interstelárním prostoru. Pozorovali totiž v té době oscilace plazmatu s frekvencí 2,6 kHz, typické pro interstelární plazma. To znamená, že pohyblivá vnější hranice heliopauzy probíhá ve vzdálenosti ≈125 au od Slunce. Podle M. Swisdaka aj. je nyní v okolí Voyageru 1 hustota plazmatu 80krát vyšší než v heliopauze. Odborníci prožívají nepochybně velmi vzrušující chvíle pro poznání složité struktury přechodu mezi heliosférou a interstelárním magnetickým polem, které závažně mění naše dosavadní schematické představy. Současně nelze neobdivovat stabilní činnost sond Voyager, jež jsou nepochybně technickým zázrakem nepilotované kosmonautiky.

M. Pitjeva aj. zkoumali planetární efemeridy EPM2011 a porovnali je s 617 tis. měřeními poloh planet a také kosmických sond. Cílem porovnání bylo objevit případný gravitační vliv skryté látky (dark matter) na pohyb těchto těles. Uvažovali nejprve extrémní (nejspíš nerealistický) případ, že je veškerá skrytá látka koncentrována v těžišti Sluneční soustavy. Dostali tak docela ostrou horní mez pro množství skryté látky ve Sluneční soustavě až po poloměr dráhy Saturnu <10^-10 M_☉. Pokud je průměrná hustota skryté látky napříč Sluneční soustavou nějak rozptýlena, tak porovnání efemerid s pozorováními dává horní meze v závislosti na vzdálenosti od Slunce rovněž docela nízké: ve vzdálenosti 1 au <14 g/cm³; v 1,5 au <1,4 g/cm³ a v 10 au <1.10^-20 g/cm³.

1.4. Slunce

O další možné řešení věkovité záhady nepochopitelně vysoké teploty sluneční koróny se s úspěchem pokusili J. Cirtain aj. Autoři zjistili, že se zde překládají dva různé fyzikální mechanismy. Když je Slunce klidné, ohřívají korónu Alfvénovy vlny na teplotu ≈1,5 MK. Je-li Slunce aktivní, obstarává další zvýšení teploty na 2 – 4 MK přepojování magnetických siločar a jemné magnetické stužky sahající do koróny. Některé krátkodobé výtrysky dosahují teplot až 7 MK! Právě objev jemných struktur, které nedokáže zobrazit žádná družice nebo sonda, se podařil teprve teď díky rekordnímu rozlišení kamer (0,2″, tj. lineárně 150 km) na vertikálních sondážních raketách. O objev jemné magnetické struktury v pásmu EUV (vlnová délka 19 nm) se tak zasloužily rakety, které mohou Slunce na rozdíl od družic a sond sledovat nanejvýš po dobu pěti minut!

Podobně vleklé debaty se vedou o domněnce R. Wolfa, jenž na konci XIX. stol. hledal souvislost mezi fázemi cyklu sluneční činnosti a změnami polohy barycentra Sluneční soustavy. Když však C. Hale objevil magnetickou povahu slunečních skvrn, tak bylo zřejmé, že taková souvislost nejspíš vůbec neexistuje. Přesto však debata mezi astronomy a geofyziky dále pokračovala bez jasného výsledku. Dobrým základem pro historii sluneční činnosti se nyní stala data o časové proměnnosti výskytu radionuklidů ¹⁴C (poločas rozpadu 5,7 tis. let) a ¹⁰Be (poločas rozpadu 1,4 mil. let) v ledových jádrech z Arktidy i Antarktidy za posledních 9,4 tis. let, která zveřejnili K. McCracken aj. V datech je vidět vliv kosmického galaktického záření s periodou <250 let a pozemské příčiny kolísání s periodami delšími. Celkem tak autoři odhalili v pozorovacím materiálu 15 významných periodicit v rozmezí 40 – 2 320 roků. Za tu dobu se odehrálo 26 velkých minim sluneční činnosti podobných známé Maunderově periodě z druhé poloviny 17. a počátku 18. století. Velká minima se vyskytují v sériích po dvou až sedmi, a pak následuje delší období (800 – 1 200 let) standardní sluneční činnosti. Délka základního (Schwabeova) cyklu kolísá v rozmezí 8 – 15 let! Docela stabilní je naproti tomu Gleissbergova perioda 87 let, která je i dostatečně úzká, takže autoři snadno nalezli její přibližné násobky 350, 510 a 708 let.

Těchto údajů pak využili J. Abreu aj. a zjistili, že výskyt obou zmíněných radionuklidů potvrzuje existenci dlouhodobých minim sluneční činnosti: Wolfovo (1280-1340), Spörerovo (1420-1540), Maunderovo (1650-1715) a Daltonovo (1795-1830). Autoři odtud usuzují, že na Wolfově domněnce o vlivu barycentra Sluneční soustavy na sluneční činnost by přece jen mohlo něco být, protože z moderní helioseismologie vyplývá, že dno sluneční konvektivní zóny není kulově souměrné, takže sluneční dynamo by mohlo být ovlivňováno proměnným gravitačním momentem vyvolaným kolísáním barycentra ve slunečním nitru. Efekt však nebude nejspíš dost výrazný, aby se hodil pro lepší předpovědi o úrovni sluneční činnosti. Abreovu práci však vzápětí kritizovali R. Cameron a M. Schüssler kvůli významnému podcenění náhodných koincidencí slapových působení planet o pět až osm řádů. Autoři proto uzavírají, že zmíněné kolísání radionuklidů nemůže s proměnností period sluneční činnosti vůbec souviset.

K. J. Li aj. ukázali, že počínaje 10. slunečním cyklem je patrné, že v rovníkovém pásu se perioda rotace Slunce prodlužuje. Prodlužování diferenciální rotace směrem k rotačním pólům Slunce se zmenšuje v letech po minimu sluneční činnosti, a naopak se zvětšuje v období po jejím maximu. Globální magnetické pole Slunce reaguje na rozdíly v diferenciální rotaci nejsilněji v nízkých heliografických šířkách; směrem k pólům, kde se rotace Slunce výrazně zpomaluje, kolísá magnetické pole jen málo. Silná magnetická pole v okolí slunečního rovníku tedy potlačují diferenciální rotaci, zatímco rotační perioda ve vyšších šířkách reaguje na změny magnetického pole chabě. Naproti tomu R. Ikšanov a V. Ivanov tvrdí na základě měření vykonaných během 21. a 22. cyklu v letech 1976-2000, že globální magnetické pole Slunce rotuje jako tuhé těleso ve střední periodě 27,225 d, která však během slunečního cyklu kolísá.

Z. N. Qu a J. L. Xie zjistili, že magnetický tlak od proudových trubic na dně sluneční konvektivní zóny cyklicky kolísá, jak vyplývá z přesných měření kolísání lineárního průměru Slunce na observatoři v Calern za období od února 1978 do září 2000. Čím menší je sluneční průměr, tím vyšší je sluneční činnost. J. Rozelot a Z. Fazel publikovali výsledky měření zploštění Slunce z pozorování družice SDO a z výškových balónů, které měří poloměr Slunce po jeho celém obvodu. Výsledky pozorování dávají zploštění 8,2 obl. milivteřin, zatímco teorie rotačního zploštění předvídala zploštění 7,8 obl. milivteřin, což je zajisté vzhledem k delikátnosti takových měření vynikající souhlas.

H. Morgan aj. využili soustavných pozorování aktivních oblastí na Slunci, jež pořizuje na družici SOHO (ESA a NASA) spektrograf LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) kamerou C2 (bílá koróna v rozmezí 2 – 6 R_☉), ke sledování vývinu aktivních oblastí na Slunci směrem do vnější koróny. Doprovodné magnetické pole se vějířovitě rozšiřuje až do vrcholového úhlu 50° a rychlost výstupu aktivní oblasti plynule roste od 10 km/s v chromosféře na dvojnásobek ve vzdálenosti 2,3 R_☉ a dokonce na 60 km/s ve vzdálenosti 5 R_☉. Magnetické pole v aktivní oblasti se postupně uzavírá do smyčky a aktivní oblast opustí sluneční okolí jako tichá rozpínající se smyčka. Spíše než o výtrysky tak jde o relativně plynulé proudění, které začíná na samém povrchu Slunce v průměru jednou za 3 hodiny a výstup z dané aktivní oblasti je pozorovatelný v průměru 3 dny.

R. Kwon aj. využili koronografů COR1 instalovaných na obou kosmických sondách STEREO-SECCHI k první globální seismologii sluneční vnitřní koróny. Koronografy tak poskytly údaje o rychlosti magnetoakustických vln a hustotě koronálního pozadí. Ukázali, že hustoty i indukce magnetických polí v koronálních dírách je nižší než v koronálních paprscích, a dále že indukce magnetického pole pomalu klesá se vzdáleností od sluneční fotosféry. Naproti tomu rychlost vln klesá s výškou velmi prudce a variace rychlostí vln se řídí podle elektronové hustoty v dané oblasti koróny, a nikoliv podle velikosti magnetické indukce.

K významnému pokroku ve studiu aktivních oblastí na Slunce nyní přispívá družice SDO (Solar Dynamics Observatory; NASA) umožňující pořizovat multispektrální snímky aktivních oblastí na Slunci s kadencí 45 s. G. Chintzoglou a J. Zhang tak mohli prozkoumat prostorový vývoj aktivní oblasti AR 11158. Čtyři kořeny oblasti ve fotosféře byly seřazeny na úsečce a tvořily je magnetické póly střídavých polarit. Do chromosféry vybíhaly dva magnetické dipóly, přičemž každý pól jevil vnitřní stromovou strukturu užších proudových trubic propojujících opačné magnetické póly. Uvnitř konvektivní zóny Slunce jde zřejmě o svislé přímé proudové trubice, které se při prostupu vzhůru větví jak vodorovně, tak svisle. V chromosféře pak dochází k magnetickým rekonexím (přepojováním magnetických siločar), jež uvolňují velké množství energie z aktivních oblastí.

Družice SDO umožnila X. Chengovi aj. ukázat, jak se podél inverzní čáry magnetických polarit vytváří toková trubice v podobě zakrouceného horkého kanálu pozorovatelného v pásmech 9,4 a 13,1 nm, jež během impulsivní fáze vytvoří půlkulovou šňůru směřující do nízké sluneční koróny a je základem pro vymrštění koronálního výtrysku hmoty (CME) do meziplanetárního prostoru. T. Iju aj. studovali pomocí spektrografu LASCO družice SOHO a interplanetární rádiové scintilace na frekvenci 327 MHz (vlnová délka 917 mm) chování výtrysků CME v průběhu 23. cyklu (1997-2009). Zjistili, že CME s počáteční rychlostí >500 km/s se poměrně rychle zbrzdí na průměrnou rychlost slunečního větru, zatímco pomalu vymrštěné CME se na tuto průměrnou rychlost slunečního větru zrychlí. Nejpozději ve vzdálenosti 0,8 au od Slunce mají všechny výtrysky stejnou rychlost jako průměrný sluneční vítr (480 km/s). B. Bein aj. využili družic STEREO A a B k určení parametrů 25 CME, jež vytryskly ze Slunce do meziplanetárního prostoru mezi prosincem 2007 a dubnem 2011. CME přibírá hmotu až do vzdálenosti 20 R_☉. Počáteční hmotnosti CME dosahují hmotnosti ≈10¹¹ kg, ale vyrostou na konečných 10¹⁴ – 10¹⁶ kg. Jejich kinetické energie se pohybují v rozmezí 10²³ – 10²⁵ J.

Unikátní příležitost k testování struktury magnetického pole v nízké sluneční koróně poskytla odborníkům kometa C/2011 W3, jež se v přísluní dostala na vzdálenost pouhých 140 tis. km od sluneční fotosféry. To se dosud nepovedlo žádné kometě, která se o Slunce otírala. C. Downs aj. využili snímků vzhledu chvostu komety v pásmu EUV k diagnostice proměn magnetického pole, jež je v této oblasti silně nehomogenní. Přímá měření směru a indukce magnetického pole tak blízko slunečního povrchu nejsou technicky možná, ale důmyslné magnetohydrodynamické simulace umožnily autorům poprvé vytvořil realistický model slunečního magnetického pole v této kritické vrstvě.

Družice SDO ve spolupráci s kosmickou sondou STEREO A sledovala 25. září 2011 vznik slunečního tornáda, tedy eruptivní protuberance se šroubovicovou strukturou. Jak uvedli N. Panesar aj., tornádo se vynořilo na okraji slunečního disku v pásmu EUV (vlnová délka 17 nm) v důsledku tří slunečních erupcí, které se odehrály v této oblasti v předchozích 10 hodinách. Tornádo vzniklo po druhé z erupcí a jeho urychlování obstarala třetí z erupcí v blízké aktivní oblasti. Erupce způsobila ztrátu magnetické energie v nízké koróně, kde vznikla magnetická dutina, rozpínající se magnetickým tlakem. Tornádo tedy bylo dynamickou reakcí na rozpínání dutiny.

P. Charbonneau a P. Smolarkiewicz tak právem poukázali na hlavní výsledek moderního výzkumu Slunce pomocí družic a sond: magnetická pole na Slunci jsou motorem a energetickým komunikačním kanálem pro všechny projevy sluneční činnosti včetně erupcí, koronálních výtrysků hmoty a modulace fyzikálních vlastností interplanetárního plazmatu.

Pro studium přechodu od fotosféry přes chromosféru do sluneční koróny vypustila NASA v červnu 2013 novou levnou (180 mil. dolarů) umělou družici IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph), jež startovala z letadla L-1011 letícího ve výšce 11,9 km, a pracuje ve výšce 620 – 680 km nad Zemí na polární dráze synchronizované se Sluncem v oběžné periodě 97 min. K překlenutí pozorování přechodových vrstev Slunce o teplotách 6 kK - >1 MK má na své palubě spektrografy pro pásma FUV a NUV a kameru se čtyřmi úzkopásmovými UV filtry. Během expozic dociluje na Slunci lineárního rozlišení 240 km (úhlově 0,3″) a kadence snímků 1 – 5 s.

T. Riethmüller aj. pozorovali podrobnosti slunečního povrchu v čáře Mg II K (280 nm) pomocí stratosférického balónu Sunrise, který startoval ze švédské Kiruny v červnu 2013 a dosáhl výšky 38 km, načež driftoval po dobu >5 dnů k západu a přistál v Boothii v sev. Kanadě. V gondole se nacházel dálkově ovládaný robotický dalekohled s průměrem zrcadla 1 m poskytující úhlové rozlišení 0,2″ a zobrazující reverzní granulaci klidného Slunce, jasné body i vláknovou strukturu fakulových polí. Typický rozměr granulí dosahuje ≈1 tis. km, trvání ≈10 min a vnitřní pohyby mají rychlost ≈3 km/s, kdežto supergranule charakterizují rozměry ≈30 tis. km, trvání ≈24 h a rychlosti ≈0,5 km/s.

Zobrazovač HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) družice SDO přispěl rozhodujícím způsobem k teoretiky téměř půlstoletí očekávanému objevu obřích konvektivních slunečních buněk. Podle D. Hathawaye aj. mají buňky rozměry 200 tis. km a trvání ≈1 měsíc. K objevu přispěla soustavná Dopplerova měření pohybu supergranulí vystředěná v intervalech 12 min. Objev je zároveň dalším důkazem, že teplo ve vnějších 30 % slunečního poloměru (≈200 tis. km) se přenáší konvekcí, takže obří buňky jsou fakticky trojrozměrné útvary o středním poloměru ≈100 tis. km. Jelikož na cestování buněk po povrchu Slunce má vliv jeho rotace, tak ve shodě s předpovědí se buňky na severní polokouli Slunce pohybují ve směru hodinových ručiček, a na jižní polokouli v protisměru. Následkem toho buňky přenášejí moment hybnosti Slunce směrem k jeho rovníku, čímž právě tam udržují nejvyšší rychlost diferenciální sluneční rotace.

H. Ebadi aj. poukázali na klíčovou úlohu slunečních spikulí - krátkodobých (<15 min) úzkých výtrysků nejsnáze viditelných v chromosféře na okraji slunečních disku, kde je objevil A. Secchi v r. 1877. Spikule stoupají vzhůru rychlostmi do 20 km/s až do svého rozplynutí ve výškách <10 tis. km nad chromosférou. V chromosféře jich bývá kolem 300 tisíc, takže pokrývají asi 1 % slunečního povrchu. Autoři práce objevili ve spikulích příčné oscilace s periodami 20 – 55 s a 75 – 100 s, které souhlasí s magnetohydrodynamickými simulacemi pro Alfvénovy vlny šířící se podél spikulí dlouhých 5 – 9 tis. km a tloušťkách 400 – 1 500 km. Podélná osa spikulí přitom kolísá s periodou kolem 3 minut. Z těchto údajů zjistili Z. Fazel a H. Ebadi, že zmíněné Alfvénovy vlny hrají klíčovou úlohu jak v ohřevu sluneční koróny, tak v urychlování částic slunečního větru. Spikule totiž sebou nesou i zhustky magnetického pole, jež v koróně velmi rychle disipují a tím ji ohřívají. Proto žijí spikule tak krátce.

S. Wedemeyer aj. sledovali sluneční tornáda pomocí aparatury AIA (Atmospheric Imaging Assembly) na družici SDO, jež pracuje v pásmu EUV na vlnové délce 17 nm. Během pouhých 25 dnů objevili 201 obřích tornád. V maximu sluneční činností viděli na Slunci naráz až 30 tornád. Většina tornád se vyskytuje ve skupinkách a představují fakticky základy protuberancí. Tím, že tornáda rotují, zamotávají siločáry lokálních magnetických polí, což nakonec katapultuje protuberance. Četnost tornád i spikulí je nepřímo úměrná jejich rozměrům a životnosti. To posiluje domněnku, že za ohřev koróny jsou nejvíce odpovědné právě nejmenší a krátkotrvající rotující úkazy.

Z. Mouradis připomněl, že švýcarský astronom R. Wolf (1816-1893) nalezl náznaky dlouhé periody sluneční činnosti, která trvá vždy po pět standardních cyklů, protože rychlost rotace Slunce kolísá v periodě 52,4 let. Kromě toho se někdy objevují náznaky existence velkých minimech s periodou 109 let. Autor sám se přiklání k názoru, že mohutnost i periodicitu sluneční činnosti lze odvodit z předešlých kolísání vyhlazených relativních čísel pro sluneční skvrny již zmíněného kolísání rychlosti sluneční rotace. D. Hathaway aj. usoudili, že současný 24. cyklus představuje minimum zmíněného Gleissbergova cyklu a proto doufají, že příští cyklus bude silnější.

Nemohu se však ubránit dojmu, že předvídání sluneční činnosti je podobné meteorologii na Zemi, tj. že i sluneční činnost podléhá deterministickému chaosu a spolehlivé dlouhodobé předpovědi při současném stavu vědění nejsou prostě možné. Není divu, že soustavné sledování slunečních skvrn koordinované nyní belgickou observatoři v Uccle má doslova na kahánku. Výsledná relativní čísla slunečních skvrn totiž počítá jediný astronom Fréderic Clette ve svém volném čase a zdarma! K ruce má počtářku na půl úvazku.

R. Arlt aj. zdigitalizovali všechny zákresy slunečních skvrn, které pořizoval německý astronom (původním povoláním lékárník) Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) v letech 1825-1867 s cílem objevit přitom případný tranzit hypotetické planety Vulkán, o níž se tehdy spekulovalo, že obíhá velmi blízko Slunce a ovlivňuje stáčení přísluní Merkuru. Šlo celkem o 8 486 zákresů a 135 tis. slunečních skvrn, jejichž polohy jsou nyní známy s přesností až na ±45″ v heliografické délce a ±3° v heliografické šířce pro skvrny v blízkosti centra slunečního disku. Schwabe také určoval rozměry skvrn ve dvanáctidílné stupnici a jeho soubor obsahuje také data o dnech, kdy na Slunci nebyla žádná skvrna. Jak známo, Schwabeho pozorování vedla k objevu jedenáctileté periody sluneční činnosti a inspirovala již zmíněného R. Wolfa, který na Schwabeho pozorování navázal, a v r. 1848 zavedl dodnes používanou klasifikaci intenzity sluneční činnosti pomocí relativního (Wolfova) čísla, které kombinuje počet skvrn a počet skupin skvrn v daném dnu.

Jak však ukázali R. Leussuová aj., Schwabe skončil s pozorováními skvrn v r. 1848; pokračoval však v identifikaci skupin slunečních skvrn po celou dobu. Počet skupin je tedy homogenní pro celý soubor, ale počet pozorovaných skvrn na sebe nenavazuje. Relativní čísla od r. 1848 určoval R. Wolf a tento přechod obsahuje systematickou osobní rovnici. Autoři proto zjistili, že relativní čísla určovaná do r. 1848 je třeba zmenšit o pětinu. Teprve pak obdržíme souvislý průběh sluneční činnosti za celou pozorovací epochu. H. Ahluwaila porovnával hodnoty relativních čísel sluneční činnosti s velikostí indukce interplanetárních magnetických polí v průběhu celého XX. stol. a došel k závěru, že oba parametry spolu korelují. Naproti tomu neexistuje přímá korelace mezi velikostí toku galaktického kosmického záření a kolísáním průměrné teploty na povrchu Země.

L. H. Deng aj. porovnávali erupční index sluneční činnosti během 20. až 23. cyklu odděleně pro obě sluneční polokoule. Zjistili, že v těchto cyklech bylo rozložení erupcí na obou polokoulích nesouměrné, takže během cyklů 20, 21 a 23 byl index pro severní polokouli vyšší než pro jižní; u cyklu 22 tomu bylo naopak. Každý cyklus však začal na severní polokouli o 3 – 9 měsíců dříve než na jižní, přičemž v lichých cyklech je toto předbíhání vyšší než v cyklech sudých.

D. McComas aj. konstatovali, že minimum sluneční činnosti na rozhraní mezi 23. a 24. cyklem bylo mimořádně hluboké a extrémně dlouhé. Data o slunečním větru mezi r. 2009 a březnem 2013 ukázala, že průměrná rychlost slunečního větru poklesla proti období let 1975-1995 o 11 %, teplota o 40 %, tepelný tlak o 55 %, hmotový tok plazmatu o 34 %, energetický tok o 48 % a indukce magnetického pole o 31 %. Klesl i dynamický tlak slunečního větru zhruba o 40 %.

K. Schröder aj. se zabývali statistikou analogie sluneční činnosti u hvězd podobných Slunci v obsáhlém pozorovacím materiálu observatoře Mt. Wilson, na níž se zásluhou O. Wilsona sleduje již od r. 1967 kolísání emise vápníkové čáry Ca II K v stovce hvězd slunečního typu. Kolísání emise zmíněné čáry je totiž dobrým indikátorem proměnné činnosti těchto hvězd. Autoři tak zjistili, že hvězdná činnost hvězd s průměrnou metalicitou Z ≈ 0,02 se nejvíce podobá mírné - leč zřetelně cyklické - sluneční činnosti u hvězd, které prodělávají druhou čtvrtinu svého pobytu na hlavní posloupnosti. Naopak hvězdy ve třetí čtvrtině života na hlavní posloupnosti už žádné měřitelné kolísání své činnosti nevykazují. Naprosto neaktivní jsou pak hvězdy v poslední čtvrtině své existence na hlavní posloupnosti, jichž je v programu observatoře zdaleka nejvíce (70 %). Hvězdná činnost se prakticky nepozoruje u hvězd, které jsou jen o něco málo hmotnější než Slunce, což ovšem znamená, že se na hlavní posloupnosti udrží výrazně kratší dobu. Statistika tedy prokazuje, že hmotnost Slunce je blízká horní mezi pro výskyt proměnné činnosti a jelikož už se blíží do poloviny svého života na hlavní posloupnosti, bude tato činnost v dlouhodobé perspektivě slábnout, čili směrovat k trvalému Maunderovu minimu. Tato zjištění mají ovšem závažné důsledky pro teorii magnetického dynama ve hvězdách hmotnějších než Slunce.

A. Mrigakshi aj. sledovali zvyšování toku interstelárního (galaktického) kosmického záření uvnitř Sluneční soustavy v letech 2008-2010; tedy na rozhraní 23. a 24. cyklu sluneční činnosti. Jelikož minimum bylo dlouhé a sluneční aktivita během něj rekordně nízká, byl interiér Sluneční soustavy vystaven nejsilnější expozici galaktického kosmického záření za celou dobu, co taková data získáváme.

G. Anufriev aj. porovnávali vzorky měsíčního regolitu přivezené posádkou Apolla 16 v listopadu 1970 z Moře hojnosti a automatickou sovětskou sondou Luna 24 v srpnu 1976 z Moře nepokojů. Vzorky z Apolla jsou staré až 90 mil. let a vzorky z Luny až 600 mil. let. Zastoupení nuklidů ³He/⁴He ve vzorcích pak umožnilo určit, jak se měnila intenzita slunečního větru během dlouhého časového rozmezí. Měření odhalila dvě epochy silného toku slunečního větru před 470 a 80 mil. let. Druhé z maxim je známo z pozemské paleodendrologie.

V. Bobylev aj. porovnali údaje o poloze Slunce v Galaxii na základě dvou nezávislých metod. První metoda využívá poloh a pohybu oblastí aktivní tvorby hvězd, zatímco druhá sází klasicky na dobře určené vzdálenosti a pohyby cefeid. První metoda dává pro vzdálenost Slunce od centra Galaxie 7,25 kpc a galaktocentrickou rychlost 267 km/s, zatímco z cefeid vychází vzdálenost Slunce od centra galaktické soustavy 7.6 kpc a galaktocentrická rychlost jen 217 km/

K. Wilhelm a B. Dwivedi se zabývali problémem sekulárního růstu střední vzdálenosti Země od Slunce, které objevili v r. 2004 G. Krasinsky a V. Brumberg rozborem pozorování poloh planet v období 1971-2003. Tehdy jim vyšlo, že Země od Slunce se vzdaluje tempem (15 ±4) m/století. Zatím však nemáme pro tak velké tempo vzdalování žádné fyzikální vysvětlení.

Další otevřenou otázkou je nesouhlas v měřeních celkového slunečního ozáření (TSI = Total Solar Irradiance) aparaturami na různých družicích. Podle C. Wehrliho aj. taková měření probíhají dlouhodobě na družici SOHO (aparatura VIRGO = Variability of solar IRradiance and Gravity Oscillations) už od r. 2002 v pásmech vlnových délek 402 – 862 nm, což však nesouhlasí s výsledky měření TSI pomocí aparatury SIM (Spectral Irradiance Monitor; pozorování v pásmech RTG, UV, V, NIR) na družici SORCE (SOlar Radiation and Climate Experiment) vypuštěné NASA v r. 2003. Jak autoři uvádějí, kalibrace čidel v podmínkách kosmického prostoru je totiž obtížná, protože čidla degradují vlivem působení krátkovlnného slunečního záření, a to vnáší do měření systematické chyby. Zatím se však stále potvrzuje, že navzdory proměnné sluneční činnosti kolísá střední hodnota TSI nanejvýš o 1 promile!

S. Solanki shrnul údaje o vlivu velikosti TSI na pozemské klima a ukázal, že i když TSI kolísá nepatrně, přece jen má na všech časových stupnicích vliv na zemské klima, hlavně proto, že v některých pásmech elektromagnetického záření je toto kolísání výraznější. Jedině úhrnné (bolometrické) ozáření zůstává obdivuhodně konstantní. Na ozáření v určitých spektrálních pásmech má navíc vliv okamžitá indukce magnetického pole Slunce a zejména proměnné ozáření stratosféry Země slunečním ultrafialovým zářením, což se nakonec přenese k povrchu Země dynamicky a klima ovlivní.

G. Gough se ve speciálním dvojčísle časopisu Solar Physics (sv. 287) věnoval novým výsledkům studia slunečního nitra díky helioseismologii a sluneční atmosféry pomocí nových družic a kosmických sond. Helioseismologie poskytla dobré údaje o rychlosti šíření zvukových vln v nitru Slunce a o rozložení hustoty slunečního plazmatu. Naproti tomu není dosud vyřešeno, zda pozorovaná precese eliptických drah planet odpovídá přesně předpovědi obecné teorie relativity, dále, jak je to s přenosem slunečních neutrin z nitra k povrchu Slunce, jak se z centra přenáší energie, jak se přerozděluje moment hybnosti uvnitř Slunce a jak funguje sluneční dynamo.

Na závěr odstavce o Slunci ještě pozorovatelskou perličku roku 2013: 3. listopadu se odehrálo hybridní zatmění Slunce, jež na Atlantiku bylo prstencové, ale v severní Ugandě už úplné!

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

2.1.1. Objevy a pozorování exoplanet

S. Rappaport aj. studovali parametry exoplanety, která obíhá v rekordně krátké periodě 4,25 h hvězdu KOI 1843 (KOI = Kepler Object of Interest; 0,45 R_☉; 0,46 M_☉; 3,6 kK; sluneční metalicita). Exoplaneta má poloměr 0,6 R_z a hmotnost 0,45 M_z a obíhá ve vzdálenosti 720 tis. km od hvězdy. Její střední hustota dosahuje více než sedminásobku hustoty vody v pozemských podmínkách, takže její nitro musí být železné a plášť silikátový. Kolem hvězdy obíhají ještě další dvě exoplanety o poloměrech srovnatelných se Zemí ve vzdálenostech 6 a 8 mil. km s oběžnými dobami 4,2 a 6,4 d.

Jak ukázali Y. Wu a Y. Lithwick, lze hustotu tranzitujících exoplanet dobře určovat tehdy, jde-li o vícenásobnou soustavu, kde periody tranzitů jednotlivých exoplanet mírně kolísají vinou proměnných gravitačních poruch, jež si exoplanety navzájem působí. Pokud je přitom výstřednost jejich drah e <0,01, dostali z kolísání period vztah mezi hmotností a poloměrem: M_ep = 3 M_z.(R_ep/R_z). Odtud se dá hustota už dostatečně přesně spočítat, protože to znamená, že na povrchu těchto exoplanet dosahuje úniková rychlost vždy 20 km/s. Autoři tak studovali změny tranzitních period pro 22 větších exoplanet s hmotnostmi <0,3 M_j a zjistili, že nejvyšší hustoty mají subjupiteři s poloměrem <3 R_z, kteří jsou současně i nejteplejší, tj. velmi blízko mateřské hvězdy. To znamená, že jde o obnažená horká kamenná jádra. Hranice poloměru 3 R_z tak fakticky odděluje větší a řidší horké neptuny od menších a hustších superZemí.

D. Perez-Becker a E. Chiang se zabývali životností exoplanet, které jsou tak blízko mateřské hvězdy, že se viditelně vypařují. Tak například kamenná planeta o hmotnosti a hustotě Merkuru, která by byla na přivrácené polokouli k mateřské hvězdě ohřívána na teplotu 2 kK, by se vypařila teprve za 10 mld. let. Příklad je ovšem schematický v tom, že tak blízká planeta se neudrží na stabilní dráze, ale bude se po spirále blížit k mateřské hvězdě a nakonec v ní zanikne. Autoři tento realistický případ demonstrovali příkladem objektu KIC 12557548b, což je pravděpodobně exoplaneta o hmotnosti 0,1 M_z, jež obíhá v periodě 15 h a vzdálenosti 2 mil. km kolem trpasličí hvězdy 16 mag sp. třídy K4 V, s parametry: 0,7 R_☉; 0,7 M_☉; 4,3 kK; 0,14 L_☉; 470 pc; stáří >200 Mr. Exoplaneta při tranzitu za sebou táhne kometární vlečku prachu, v jehož spektru byly objeveny pyroxeny a oxidy hliníku. Z toho celkem jednoznačně vyplývá, že kamenná exoplaneta se rychle vypařuje, neboť podle orientačního výpočtu autorů má už jen 0,02 M_z, tj. nepatrně více než Měsíc.

J. Owen a Y. Wu zjistili, že vypařování v blízkosti mateřské hvězdy nejvíce ohrožuje exoplanety s malou hmotností a rozsáhlou vodíkovou atmosférou. Exoplanety s hmotnostmi nižšími než Neptun ve vzdálenosti <0,1 au od hvězdy tak o celou vodíkovou atmosféru dočista přijdou. Zbudou jen kamenná jádra s hmotnostmi <20 M_z. Naproti tomu pro exoplanety srovnatelné s Jupiterem nehraje vypařování zásadní roli.

Jak uvedli A. Lanza aj., vypařování dále ovlivňuje případné magnetické pole exoplanety, o němž zatím prakticky nic nevíme. Jestliže se totiž exoplaneta nachází v "minovém poli" vysokých teplot v blízkosti mateřské hvězdy, tak magnetosféra hvězdy bude interagovat s magnetosférou exoplanety a tím ji dále ohřívat. Magnetický ohřev bude pak silnějším faktorem, než například EUV záření hvězdy, takže vlivy magnetických polí bude potřebí brát v úvahu při modelování chemického vývoje a vypařování atmosfér i modelování světelných křivek tranzitů v UV pásmu.

A. Vidoto aj. dále upozornili, že magnetosféra hvězdy omezuje magnetosféry blízkých exoplanet zemského typu. Nedostatečné magnetosféry exoplanet pak prakticky vylučují existenci života na exoplanetě, i kdyby se formálně nacházela v ekosféře. Protože pozdní červení trpaslíci, který je v Galaxii nejvíce, rotují poměrně rychle, jsou jejich magnetosféry silné a rozsáhlé. Hledat tedy život na exoplanetách v ekosférách má proto smysl jedině počínaje ranými červenými trpaslíky, anebo pak trpaslíky sp. třídy K a G.

Když X. Dumusque aj. oznámili v říjnu 2012 objev exoplanety u jedné z nejbližších hvězd α Cen B, vzbudilo to pochopitelně velký zájem, protože odvozená hmotnost exoplanety měla být jen 1,1 M_z s poloměrem 0,9 R_z. Přesto však je vyloučeno, aby na ní byl život, protože při oběžné době 3,2 d a vzdálenosti od mateřské hvězdy jen 6 mil. km by měla teplota na povrchu exoplanety dosahovat 1,5 kK. Háček je však v tom, zda exoplaneta vůbec existuje, protože, jak ukázal v r. 2013 A. Hatzes, problémem je silná aktivita trpaslíka sp. třídy K, takže čistá křivka radiálních rychlostí hvězdy je touto aktivitou silně poškozena. Problém by mohlo vyřešit případné pozorování tranzitu exoplanety přes hvězdný kotouč, jenže sklon dráhy k zornému paprsku není znám, takže pravděpodobnost zpozorovat tranzity je nízká.

J. Swift aj. poznamenali, že hvězdy sp. třídy M tvoří asi 70 % z počtu všech hvězd v naší Galaxii, přičemž v zorném poli družice Kepler je jich několik tisíc se "správným sklonem" oběžné roviny exoplanet vůči zornému paprsku. Téměř u všech tranzity vykazujících hvězd s typickou hmotností ≈0,5 M_☉ se tak evidentně exoplanety nacházejí. Takových hvězd je nejméně dvakrát více než hvězd slunečního typu třídy G. Současně odtud plyne, že na každou hvězdu hlavní posloupnosti v připadá v Galaxii alespoň jedna exoplaneta s hmotností >1 M_z.

Pozoruhodným příkladem je hvězda Kepler-32 sp. třídy M1 V vzdálená od nás 300 pc o hmotnosti 0,6 M_☉ a poloměru 0,5 R_☉ s efektivní teplotou 3,9 kK, kolem níž těsně obíhá celkem 5 exoplanet ve vzdálenostech 1,9 – 19,4 mil. km a periodách 0,74 – 22,78 dne. Poloměry exoplanet činí 0,8 – 2,7 R_☉, což znamená, že jejich hmotnosti nepřesahují hmotnost 10 M_z. Celá tato soustava stará více než 2 mld. let by se pohodlně vešla dovnitř 1/3 poloosy dráhy Merkuru vůči Slunci. To však znamená, že všechny zmíněné exoplanety vznikly daleko za sněhovou čarou mateřské hvězdy, a během vývoje soustavy migrovaly směrem ke hvězdě vinou tření v plynovém disku obklopujícím hvězdu. Migrace se odehrála během prvních 10 mil. let po vzniku této soustavy. (Domněnku o migraci obřích planet Sluneční soustavy formuloval v r. 1972 V. Safronov a numericky ji rozpracovali J. Fernandez a W. Ip v r. 1984 kvůli tomu, aby mohli vysvětlit tempo akrece planetesimál na zárodky Uranu a Neptunu. Objevy exoplanet migrujících k mateřským hvězdám potvrdily, že tento mechanismus je univerzální pro většinu planetárních soustav.)

B. Lee aj. však ukázali, že exoplanety mohou mít i obří hvězdy sp. třídy M. To, že jsme o nich dosud nevěděli, přičítají chybné spektrální klasifikaci hvězd HD 208527 a HD 220074. Opravená klasifikace je totiž řadí právě mezi červené obry gM o hmotnostech po řadě 0,6 a 1,2 M_☉. U obou obrů pak nalezli exoplanety s oběžnými periodami po řadě 2,4 a 1,8 roků, výstřednostmi 0,08 a 0,14 minimálními hmotnostmi 10 a 11 M_j, čili blízko hranice mezi obřími exoplanetami a hnědými trpaslíky. Vzápětí D. Mitchell aj. našli měřením variací radiálních rychlostí obřích hvězd třídy K na 3m Lickově teleskopu, že také tyto hvězdy mohou být obklopeny hnědými trpaslíky anebo obřími exoplanetami. Proměřili křivky radiálních rychlostí pro 373 obrů spektrálních tříd K a G a tak zjistili, že kolem obra tau Gem obíhá hnědý trpaslík s hmotností >21 M_j po téměř kruhové dráze v periodě 306 d, a kolem dalšího obra 91 Aqr obří exoplaneta s hmotností >3,2 M_j rovněž po téměř kruhové dráze s periodou 181 d.

G. Nowak aj. využili obřího 9,2m teleskopu HET McDonaldovy observatoře v Texasu k určení parametrů exoplanet obíhajících těsně kolem obrů BD+15°2940 (sp. K0 III; 1,1 M_☉) a HD 266604 (sp. K5 III; 1,5 M_☉). Obří exoplanety o hmotnostech >1,1 M_j a >7 M_j obíhají po řadě ve vzdálenostech 0,54 au a 0,75 au od svých mateřských hvězd v periodách 138 a 192 d. Z těchto hodnot vyplývá, že obě planety budou v astronomicky dohledné době zality rozšiřujícími se plynnými atmosférami obou obrů.

Podle G. Campanelly aj. patří mezi nejpozoruhodnější exoplanetární soustavy tři exoplanety obíhající kolem hvězdy HD 181433 (Pav; 8 mag; K5 V; 0,9 M_☉; 4,9 kK; 27 pc; stáří ≈7 mld. let). Těsně u hvězdy ve střední vzdálenosti 12 mil. km obíhá exoplaneta b o hmotnosti 7,6 M_z v periodě 9,4 d, ale s výstředností 0,4. Pak je velká mezera, a za ní ve střední vzdálenosti 1,8 au obíhá obří exoplaneta c o hmotnosti >0,6 M_j v periodě 2,6 roků, ale rovněž s velkou výstředností 0,3. Druhá obří exoplaneta d se nachází ve střední vzdálenosti 3,0 au, s oběžnou dobou 6,8 roku a hmotností >0,5 M_j, ale nejvyšší výstředností 0,5! Obě obří planety se nacházejí v rezonanci svých oběžných dob 5:2. Autoři to vysvětlují scénářem, v němž měla soustava ještě čtvrtou exoplanetu, která byla ze soustavy vinou gravitačních poruch vymrštěna, čímž zbývající tělesa získala tak výrazné výstřednosti drah.

J. Lissauer aj. studovali soustavu šesti exoplanet u hvězdy Kepler-11, jejichž časy tranzitů přes kotouček mateřské hvězdy neustále kolísají vlivem vzájemných gravitačních poruch, jak ukázalo tříleté soustavné sledování soustavy. Toto ovlivňování však současně přispívá ke zpřesnění všech parametrů všech účastníků tohoto pozoruhodného gravitačního kolotoče. Mateřská hvězda 14 mag a sp. G6 V má poloměr 1,06 R_☉, hmotnost 0,96 M_☉; střední hustotu 1,12x větší než voda; efektivní teplotu 5,66 kK; svítivost 1,04 L_☉; sluneční metalicitu; vzdálenost 613 pc a stáří 8,5 mld. let. Dráhy všech šesti exoplanet jsou koplanární v rozmezí pouhého 1° (planety Sluneční soustavy jsou vůči sobě skloněny v rozmezí 2,3°). a tranzity trvají 4 – 9,5 h. Oběžné doby vnitřních planet se pohybují od 10 d do 47 d a střední vzdálenosti od hvězdy od 14 mil. km do 37 mil. km. Jen šestá v pořadí má delší periodu 118 d, střední vzdálenost 70 mil. km, poloměr 3,3 R_z a nejvyšší hmotnost: <25 M_z. Hmotnosti vnitřních planet se pohybují v rozmezí 1,9 – 8,0 M_z a jejich poloměry v intervalu 1,8 – 4,2 R_z. Díky zmíněným kolísání časů tranzitů bylo možné určit poloměry a hmotnosti tak přesně, že se autorům podařilo s dobrou přesností určit i průměrné hustoty vnitřních exoplanet v rozmezí od 60 % do 170 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Pouze u vnější nejhmotnější exoplanety známe jen horní mez hustoty <4násobek hustoty vody. Navzdory tomu, že oběžné periody nejsou s jednou výjimkou v rezonancích, výpočty ukázaly, že celá tato jedinečná soustava je po dobu miliard let stabilní.

J. Almenara aj. zjistili na základě dodatečných pozemních měření jasnosti a křivky radiálních rychlostí, že dvě exoplanety objevené metodou transitů pomocí francouzsko-evropské družice CoRoT u hvězd CoRoT-25 (15 mag; sp. G0 V; sluneční metalicita; hmotnost 1,1 M_☉; vzdálenost 1,0 kpc; stáří 5 mld. let) a CoRoT-26 (16 mag; sp. G8 IV; hmotnost 1,1 M_☉; sluneční metalicita; vzdálenost 1,7 kpc; stáří 9 mld. let) mají extrémně nízké střední hustoty po řadě 15 % a 28 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Jejich poloměry dosahují 1,1 R_j a 1,3 R_j, hmotnosti 0,3 M_j a 0,5 M_j. Své mateřské hvězdy obíhají ve středních vzdálenostech 9 mil. km a 8 mil. km v periodách 4,9 d a 4,2 d.

R. Sanchis-Ojeda aj.a F. Peppe aj. objevili pomocí spektrografu HARPS-N TNG na ostrově La Palma exoplanetu o poloměru 1,2 R_z, jež obíhá v periodě 8,5 h kolem hvězdy Kepler-78 (12 mag; 5,1 kK; 0,8 R_☉; 0,8 M_☉; 120 pc; stáří 625 mil. roků). Její hmotnost (1,7 – 1,85) M_z a hustota (5,3 – 5,6x voda) ji činí zatím nejpodobnější fyzikálním parametrům Země, od níž se však pronikavě liší teplotou, protože obíhá kolem své mateřské hvězdy jen ve vzdálenosti 1,5 mil. km (!), takže teplota polokoule přivrácené ke hvězdě dosahuje až 3 kK! Autorům se podařilo ukázat, že rozpálená exoplaneta měřitelně přispívá k jasnosti soustavy. Týž objekt zkoumali také A. Howard aj. pomocí spektrografu HiRES Keckova 10m teleskopu a dostali prakticky shodné výsledky s evropským týmem. Navíc pozorovali skvrny na mateřské hvězdě a odtud odvodili její rotační periodu 12 d, která je naštěstí dostatečně odchylná od oběžné periody exoplanety b, takže jejich vliv na parametry exoplanety lze spolehlivě odečíst.

Velkým překvapením je zajisté objev dvou exoplanet Kepler-66 a Kepler-67 uvnitř otevřené hvězdokupy NGC 6811 staré 1 mld. let a vzdálené od nás 1,1 kpc. Jak ukázali S. Meiborn aj., zmíněné exoplanety mají poloměry 2,8 R_z, resp. 2,9 R_z a obíhají své mateřské hvězdy (15,3 a 16,4 mag; sp. G0 V a G9 V; 6,0 a 5,3 kK; 1,0 a 0,8 R_☉; 1,0 a 0,9 M_☉) v periodách 18, resp. 16 dnů a ve vzdálenostech 20 a 18 mil. km. Jelikož otevřená hvězdokupa je fakticky docela stará, autoři z toho odvozují, že hustota hvězd v ní musí být extrémně vysoká, tj. >1 tis. hvězd/pc³. Autoři též odhadli hmotnost objevených exoplanet pomocí srovnávání s polními exoplanetami, které existují mimo hvězdokupy. Ukázali, že tyto hmotnosti se pohybují v rozmezí 11 – 20 M_z, což znamená, že výskyt exoplanet uvnitř otevřených hvězdokup a v obecném lokální poli Galaxie je přibližně stejný.

Obecně se otázkou výskytu exoplanet v otevřených hvězdokupách zabývali H. G. Liu aj. Modelovali na superpočítačích vývoj otevřených hvězdokup během prvních 10 milionů let od jejich vzniku. Ukázali, že po tu dobu zůstává až 70 % vzniklých exoplanet vázáno ke svým mateřským hvězdám a přes polovina z nich si udržuje původní konfiguraci oběžných drah. Pokud však v soustavě obíhá některá exoplaneta po dráze šikmo skloněné k ekliptice, anebo dokonce v protisměru, tak to některou z exoplanet nakonec vymrští z dané soustavy. Stane se z ní tedy nomád. Pokud se však exoplanety zrodily v těsných dvojhvězdách, tak jejich dlouhodobá stabilita jejich drah bývá podstatně nižší. Na delších časových stupnicích se až 80 % vydá na bludnou pouť vesmírem; zbylých 20 % lze pak nalézt jen v hustém jádru hvězdokupy do vzdálenosti <2 pc od centra.

O tom, že exoplanety mohou mít dráhy šikmo skloněné k rovníku mateřské hvězdy, svědčí práce D. Hubera aj., kteří ukázali, že červeného obra Kepler-56 (4,2 R_☉; 1,3 M_☉; 4,8 kK; stáří 3,5 Gr) jehož poloha rotační osy je známa díky asteroseismologii, obíhají dvě exoplanety ve vzdálenostech 15 a 26 mil. km v periodách 10,5 a 21,4 d. Exoplanety mají poloměry 6,5 a 9,8 R_z; hmotnosti 22 a 181 M_z a hustoty 0,4 a 1,1násobek hustoty vody. Jejich koplanární rovina je však skloněna pod úhlem 47° k rovníku mateřské hvězdy. V tomto případě se podařilo odhalit příčinu - může za to vzdálené třetí těleso o hmotnosti větší než Jupiter, popřípadě hnědý trpaslík. Zatím se soudilo, že takto skloněné koplanární dráhy se vyskytují jen u horkých jupiterů v těsné blízkosti mateřské hvězdy, ale nyní se ukázalo, že jde o obecnější záležitost.

T. Barclay aj. oznámili, že exoplaneta Kepler-37b, obíhající během 13,4 d ve vzdálenosti 15 mil. km svou mateřskou hvězdu, má poloměr pouhých 1,9 tis. km, takže je jen o něco menší než náš Měsíc. Její hmotnost není známa, ale patrně nebude příliš převyšovat hmotnost našeho Měsíce. Povrchová teplota exoplanety, na níž určitě není voda, dosahuje 700 K. Zmíněné parametry se podařilo změřit s vysokou přesností 3 %, protože mateřská hvězda o jasnosti 9,7 mag sp. třídy G vykazuje jen nepatrnou aktivitu a je poměrně blízko (66 pc). Proto se známe poměrně přesně i její hmotnost 0,80 M_☉, poloměr 0,77 R_☉ a teplotu 5,4 kK. Kolem hvězdy obíhají ještě další planety: c s poloměrem 0,74 R_z ve vzdálenosti 20 mil. km v periodě 21 d, a také d o poloměru 2,0 R_z ve vzdálenosti 31 mil. km v periodě 40 d. Stáří soustavy se odhaduje na 8 mld. let.

J. W. Xie využil metody variací tranzitních period k objevu zatím nejkompaktnější planetární soustavy u hvězdy Kepler-80 (=KOI 500; 0,7 R_☉; 4,2 kK; 337 pc). Exoplanety b až e obíhají totiž hvězdu ve vzdálenostech 5,5 – 12 mil. km v periodách 3,1 – 9,5 d. Zatím nejistá je existence exoplanety f, jež by měla obíhat ve vzdálenosti jen 2,6 mil. km od hvězdy v periodě 1,0 d. Poloměry exoplanet se pohybují v rozmezí 1,3 – 2,6 R_z. Velmi pravděpodobně soustava drží pohromadě díky četným rezonancím oběžných dob jednotlivých párů planet. Y. Ming aj. objevili stejnou metodou exoplanety, které mají oběžné doby v rezonancích 2:1, resp. 3:2 s již objevenými exoplanetami u dané hvězdy. Potvrdili tak existenci plných 68 exoplanet ve 34 planetárních soustavách. Periody takto objevených exoplanet se pohybují v rozmezí 5,5 – 88,5 d; poloměry 2,0 – 5,3 M_z, hmotnosti 7 – 77 M_z a hustoty 0,7 – 5,7násobku hustoty vody v pozemských podmínkách.

M. Tuomi aj. nalezli u trpasličí hvězdy HD 40307 (Pic; 7 mag; sp. K2 V; 0,7 R_☉; vzdálenost 13 pc; stáří 1,2 mld. let) již šestou exoplanetu s hmotností 7 M_z obíhající kolem mateřské hvězdy v periodě ≈300 d, a dvě bližší exoplanety s oběžnými dobami 35 a 52 d. Už dříve tam byly objeveny tři superZemě, takže soustava obsahuje celkem 6 exoplanet ve vzdálenostech 7 – 90 mil. km s oběžnými dobami 4,3 – 197,8 d a minimálními hmotnostmi 3,5 – 9,5 M_z.

M. Tuomi snesl další důkazy ve prospěch názoru, že hvězda HD 10180 (Hya; 7,3 mag; G1 V; 5,9 kK; 1,2 R_☉; 1,1 M_☉; 1,5 L_☉; rotační perioda 24 d; 39 pc; stáří 7 mld. let) má zatím nejbohatší planetární rodinu skládající se minimálně z osmi, a možná dokonce z devíti exoplanet, obíhajících ve vzdálenostech 3 – 500 mil. km v periodách 1,2 dne až 6,3 roků. Jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 1,3 – >65 M_z.

M. Schwamb aj. objevili ve spolupráci s občanskou iniciativou Lovci planet (Planet Hunters) tranzitující cirkumbinární planetu u hvězdy Kepler-64 (=KIC 4862625 Aa+Ab; vzdálenost 1,5 kpc; stáří ≈2 mld. let), o níž se podařilo prokázat, že je těsnou zákrytovou dvojhvězdou. Navíc tvoří pár s vizuální dvojhvězdou, od níž je vzdálena 1 tis. au, čili ve skutečnosti jde o hierarchickou kvadrupólovou hvězdnou soustavu. Zákrytová dvojhvězda se skládá z trpasličí hvězdy sp. třídy F o hmotnosti 1,5 M_☉ a poloměru 1,7 R_☉ a dalšího trpaslíka třídy M o hmotnosti 0,4 M_☉ a poloměru 0,4 R_☉, které kolem sebe obíhají v periodě 20 d. Cirkumbinární exoplaneta o hmotnosti <0,5 M_j, poloměru 6 R_z a povrchové teplotě ≈480 K byla objevena díky přechodům přes kotouček primární složky dvojhvězdy a její oběžná doba kolem barycentra dvojhvězdy dosahuje 139 d. Podle V. Lintotta našli Lovci planet, což je neformální organizace 100 tisíc dobrovolníků, další tři exoplanety, které propadly sítem vyhledávacího algoritmu družice Kepler. U hvězdy KIC 4552729 tak odhalili exoplanetu o poloměru 5 R_z s oběžnou dobou 97,5 d a u hvězdy KIC 10005758 dokonce dvě exoplanety, bližší o poloměru 5 R_z s oběžnou periodou 134 d, a vzdálenější s poloměrem 4 R_z a a oběžnou dobou 284 d.

J. Rameau aj. potvrdili existenci exoplanety b u hvězdy HD 95086 (Car; 7,4 mag; A8 III; 1,6 M_☉; 90 pc; stáří 17 mil. let). Objevili tak pomocí kamery NACO VLT ESO velký ekliptikální prachový disk, jenž podle měření infračervené družice Herschel sahá až do vzdálenosti 270 au. Exoplaneta b má hmotnost 5 M_j a obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 61 AU. Povrch exoplanety je ohřát na 1 tis.

K. Dragomirová aj. oznámili, že kanadská družice MOST zaznamenala tranzity exoplanety u hvězdy HD 97658 (Leo; 6 mag; K1 V; 0,7 R_☉; 0,7 M_☉; 5,1 kK; 0,3 L_☉; 21 pc; stáří 6 mld. let), z nichž vyplývá, že exoplaneta má poloměr 2,2 R_z; hmotnost 7,5 M_z a obíhá kolem mateřské hvězdy po málo výstředné dráze ve střední vzdálenosti 12 mil. km v periodě 9,5 d. Tehdy šlo o druhou nejjasnější hvězdu na nebi, která má prokázanou exoplanetu.

C. Hanovi aj. se podařilo dokázat existenci dvou exoplanet u téže hvězdy sp. třídy dG (0,8 M_☉; vzdálenost ≈4 kpc směrem k centru Galaxie) na základě pozorování efektu gravitační mikročočky OGLE-2012-BLG-0026L. Koordinovaná pozorování průběhu zjasnění ukázala totiž na sestupné větvi světelné křivky dva "zoubky", jež odpovídají planetám o hmotnostech 0,1 a 0,7 M_j, jejichž poloosy drah činí po řadě 3,8 a 4,6 au, to znamená, že obě obří planety se nacházejí daleko za sněhovou čarou této planetární soustavy. Podobně K. Furusawa aj. objevili exoplanetu o hmotnosti 9 M_z během sledování průběhu světelné křivky gravitační mikročočky MOA-2010-BLG-328Lb. Hlavní mikročočkou byla totiž hvězda o hmotnosti 0,11 M_☉ vzdálená od nás jen 800 pc, u níž se na sestupné větvi světelné křivky objevil "zoubek" svědčící o exoplanetě v minimální lineární vzdálenosti 0,9 au.

J. Tregloan-Reed a J. Southworth oznámili, že pomocí 3,6 m teleskopu NTT ESO na La Silla docílili při pozorování světelné křivky tranzitující exoplanety WASP-50 (poloha 0255-1054; 11,6 mag; G9; vzdálenost ≈230 pc) rekordní přesnosti měření jasnosti z pozemní observatoře během dvou tranzitů pozorovaných na podzim r. 2011. Obraz hvězdy totiž úmyslně rozostřili a co nejvíce zkrátili mrtvý čas mezi jednotlivými měřeními. Docílili tak relativní přesnosti měření ±0,000 26 a ±0,000 21 při prvním, resp. druhém tranzitu. To jim následně umožnilo zpřesnit údaje o hvězdě: (0,855 ±0,02) R_☉; (0,86 ±0,06) M_☉ i exoplanetě: oběžná doba (1,955 ±0,094) d; poloměr (1,14 ±0,03) R_j; hmotnost (1,44 ±0,02) M_j a hustota (0,91 ±0,03) hustoty Jupiteru.

S. Ballardová aj. zjistili porovnáním údajů o světelné křivce z družic Kepler a SST s pozemními pozorováními spekter hvězdy Kepler-61 (15 mag; K7 V; 0,6 R_☉; 0,6 M_☉; 4,0 kK; 330 pc; stáří >1 mld.let), že exoplaneta b (poloměr 2,2 R_z; oběžná doba 60 d; střední vzdálenost od hvězdy 38 mil. km) se zřejmě nachází poblíž vnější hranice ekosféry, protože za předpokladu albeda exoplanety 30 % pro ni vychází rovnovážná teplota 273 K.

W. Borucki aj. ukázali, že v planetární soustavě hvězdy Kepler-62 (vzdálenost 370 pc) sestávající z pěti exoplanet se nacházejí dvě superZemě; e s poloměrem 1,6 R_z a oběžnou dobou 128 d a f s poloměrem 1,4 R_z a oběžnou dobou 267 d, jež jsou ozařovány mateřským oranžovým trpaslíkem (sp. K2 V) po řadě s 1,2násobkem a 0,4násobkem ozáření Země Sluncem. Soustava je stará asi 7 mld. roků. Tyto planety jsou téměř určitě kamenné, popřípadě pokryté vrstvou ledu. Tři exoplanety soustavy obíhají mimo ekosféru blíže k mateřské hvězdě. Mají oběžné doby 5 až 12 dnů a rozměry 0,5 – 2,0 R_z.

X. Bonfils aj. využili vysoké přesnosti v měření radiálních rychlostí hvězd (±1 m/s) ešeletového vláknového spektrografu HARPS instalovaného u 3,6m teleskopu ESO na La Silla v Chile k určení parametrů tří exoplanet u trpasličí hvězdy GJ 163 (Dor; 12 mag; M3.5 V; 0,4 M_☉; 3,5 kK; 15 pc; stáří 800 mil. let). Po osmi letech měření radiálních rychlostí červeného trpaslíka odhalili existenci minimálně tří exoplanet (b, c, d) o hmotnostech po řadě 11, 7 a 23 M_z, jež obíhají kolem hvězdy v periodách 9, 26 a 604 d ve středních vzdálenostech 9 mil., 19 mil. a 155 mil. km s výstřednostmi 0,01; 0,09 a 0,4. Exoplaneta c se nachází v ekosféře, neboť její rovnovážná teplota dosahuje 300 K (+27 °C).

T. Barclay aj. nalezli po tříletém sledování u hvězdy Kepler-69 (13,7 mag; G4 V; 0,9 R_☉; 0,8 M_☉; 5,6 kK; 830 pc) dvě exoplanety, z nichž bližší b o poloměru 2,2 R_z obíhá těsně u hvězdy v periodě 13,7 d, zatímco vzdálenější c o poloměru 1,7 R_z to trvá 242 d. Její rovnovážná povrchová teplota činí proto 299 K, takže téměř jistě se nachází v ekosféře. Jde zatím o nejmenší superZemi v ekosféře vůbec.

G. Anglade-Escudé aj. využili přesných spektrografů HARPS, HiRES a PES u teleskopů ESO (La Silla), Keck a Magellan k objevu dalších tří exoplanet u trpasličí hvězdy GJ 667C (10 mag; M3-4 V; 0,4 R_☉; 0,3 M_☉; 3,4 kK; 14 mL_☉; 7 pc; stáří >2 mld. let), takže kolem ní obíhá minimálně šest a možná i sedm exoplanet. Exoplaneta b nejbližší ke hvězdě obíhá ve vzdálenosti 7,5 mil. km za 7,2 d a má hmotnost >6 M_z, zatímco nejvzdálenější g obíhá ve vzdálenosti 82 mil. km v periodě 256 d a její hmotnost je větší než 5 M_z (sklon oběžných rovin exoplanet k zornému paprsku nelze z měření radiálních rychlostí určit). Spodní meze hmotností ostatních exoplanet se pohybují v rozmezí 1,1 – 5,1 M_z. Čtyři exoplanety ve vzdálenostech 13 – 41 mil. km dostávají od mateřské hvězdy 0,2 – 2,0násobek ozáření Země Sluncem. I když údaje o fyzikálních podmínkách na jednotlivých exoplanetách nejsou zdaleka postačující, autoři odhadují, že pravděpodobně tři exoplanety (c, f a e) se nacházejí v ekosféře a mohou mít na povrchu tekutou vodu.

Podle X. Delfosseho aj. má exoplaneta c hmotnost >4 M_z a obíhá hvězdu v periodě 28 d ve vzdálenosti 19 mil. km, takže od ní dostává zhruba o 10 % méně zářivé energie než Země od Slunce. Nachází se tak prakticky uprostřed příslušné hvězdné ekosféry. Vysoká hmotnost exoplanety c však silně snižuje naději, že by tato planeta bylo vhodná pro život. Ačkoliv oběžné doby všech pozorovaných exoplanet nevykazují žádné rezonance, simulace dráhového vývoje poukazují na výbornou stabilitu soustavy.

J. Wang společně s početným týmem Lovců planet (PH) nalezli v archivu družice Kepler již 42 kandidátů, jež se mohou nacházet v ekosférách mateřských hvězd slunečního typu. Pro 33 z nich již stanovili časy tří tranzitů. Vesměs jde o oběžné doby >100 d. U zbylých devíti našli jen dva tranzity, ale oběžné doby vycházejí >400 d. Objekt PH2b má poloměr 10 R_z a v ekosféře své mateřské hvězdy se nachází. Jeho rozměr a zejména hmotnost jsou však příliš velké na obydlitelnost něčím jiným než mikroorganismy.

Dosavadní zkušenost ze statistikou objevů družice Kepler pak poukazuje na možnost existence početné populace planetárních systémů u červených trpaslíků, kteří mohou docela často mít ve svých ekosférách více planet po dlouhou dobu, protože - jak známo - červení trpaslíci žijí rekordně dlouho v porovnání se všemi ostatními hvězdami právě díky své relativně velmi nízké hmotnosti. Problémem však může být jejich výrazná hvězdná aktivita, tj. ničivé obří erupce pozorované u řady z nich.

V r. 2013 probíhala rozsáhlá debata o tom, kolik exoplanet a v jaké vzdálenosti od hvězdy se nachází v soustavě červeného trpaslíka GJ 581 (= HO Lib; 10,5 mag; M3 V; 3,5 kK; 0,3 R_☉; 0,3 M_☉; 0,013 L_☉; 6 pc; stáří 7 – 11 mld. let). R. Baluev na základě porovnání údajů o křivce radiální rychlostí hvězdy pomocí spektrografů HARPS (La Silla) a HiRes (Keck) tvrdí, že potvrzené jsou jen tři (b, c, e) a možná čtyři (+d) exoplanety z oznámených šesti. Zbylé dvě jsou fiktivní, "objevené" chybným vyhodnocením úrovně statistického šumu. Potvrzené exoplanety obíhají ve vzdálenostech 6; 11 a 4 mil. km od hvězdy a spodní meze jejich hmotností činí 16; 5 a 2 M_z. Exoplaneta d by mohla mít hmotnost >6 M_z a střední vzdálenost od hvězdy 33 mil. km. V. Vitale a K. France ukázali na ultrafialových měřeních jasnosti hvězdy na palubě družice Swift, že hvězda vykazuje časté mohutné erupce, takže okolí hvězdy je často vystaveno účinkům sterilizujícího záření, takže hvězda prakticky nemá žádnou ekosféru, takže další debata o případných exoplanetách ve "správné" vzdálenosti od mateřské hvězdy je v tomto případě bezpředmětná.

2.1.2. Zobrazování exoplanet a jejich atmosféry

S. Esposito aj. využili zlepšeného systému adaptivní optiky v infračerveném pásmu H u obřího binárního teleskopu LBT (Mt. Graham, Arizona) o interferometrické základně 22,8 m k zatím nejkvalitnějšímu zobrazení exoplanet kolem hvězdy HR 8799 (Peg; 6 mag; sp. A5; 1,3 R_☉; 7,4 kK; 4,9 L_☉; 1,5 M_☉; 39 pc; stáří 30 mil.let) Poprvé se podařilo zobrazit exoplanetu e, která obíhá nejblíže ke hvězdě a má dokonce vyšší hmotnost než vzdálenější exoplanety c a d. Exoplaneta e však buď obíhá po dráze s výstředností 0,1, anebo není s ostatními exoplanetami koplanární. Zatím není jasné, jak dalece je celá soustava stabilní, protože nevíme, zda se exoplanety nacházejí v rezonanci period 5:2 a neznáme jejich přesné hmotnosti (přibližně 3,5 – 5 M_j). Nečekaně cenné výsledky proto přinesla studie Q. Konopackého aj. týkající se atmosféry exoplanety c (1,0 – 1,5 R_j; <10 M_j; 1,1 kK), jež obíhá hvězdu ve vzdálenosti <40 au, založená na infračervených spektrech (pásmu 2,0 – 2,4 μm) atmosféry exoplanety, pořízených spektrografem OSIRIS u Keckova 10m teleskopu vybaveného adaptivní optikou. Autoři každé spektrum exponovali 10 min a složili pak dohromady spektrum s expozicí 5,5 h. V atmosféře c tak nalezli pásy oxidu uhelnatého a vodní páry, ale zato žádný methan. Tyto údaje jsou také důležité pro odhalení vzniku obřích exoplanet buď z gravitačních nestabilit akrečního disku kolem hvězdy, anebo přímou akrecí plynu na kamenná jádra.

J. Rameau aj. využili adaptivní optiky NACO VLT ESO na Paranalu pracující v infračerveném pásmu 3,8 μm k zobrazení exoplanety obíhající kolem hvězdy HD 95086 (Car;; 7,4 mag; A8 III; hmotnost 1,6 M_☉; stáří 10 – 17 mil. roků) ve vzdálenosti 54 au. Z celoročního sledování vyplynula hmotnost exoplanety 5 M_j a její povrchová teplota 1 kK.

A. Boccaletti aj. potvrdili objev exoplanety s hmotností >9 M_j a vzdáleností 8 – 9 au od hvězdy β Pictoris, který se už dříve zdařil pomocí aparatury NACO VLT ESO. Využili k tomu zobrazovač NICI u 8,1m teleskopu Gemini-S na hoře Pachón v Chile. Úhlová rozteč od centra obrazů exoplanety a hvězdy dosáhla 0,4″. T. Currie aj. zkombinovali údaje z obou aparatur v sedmi infračervených spektrálních oborech a dosáhli tak vynikajícího poměru signálu k šumu, Odtud jim vyšly přesnější parametry exoplanety: 1,65 R_j; 7 M_j; 1,6 kK; 16 mL_☉; stáří <7 mil. roků. Tím se silně zvýšila věrohodnost těchto špičkových pozorovacích metod optické astronomie. Kromě toho M. Liu aj. objevili osamělé těleso PSO J318.5338-22.8603, jež patří do skupiny hvězdy β Pic. Je od nás vzdáleno 25 pc a má hmotnost 6,5 M_j, tj. jde o planetárního nomáda - nejspíš obří plynnou exoplanetu sp. třídy L7 s horkým kamenným jádrem.

R. Galicher aj. se zabývali otázkou, jaká je povaha objektu b nalezeného v pozorovacím archivu HST u jasné hvězdy Fomalhaut (α PsA; 1,1 mag; A3 V; 8,6 kK; 1,8 R_☉; 1,9 M_☉; 17 L_☉; 8 pc; stáří 440 mil. let ), jenž byl poprvé pozorován již v r. 2008. Jeho jasnost se nemění v pásmu vlnových délek 0,6 μm a nedávno se ho podařilo pozorovat také v pásmu 0,43 μm. V blízké infračervené oblasti 0,8 μm se jeví jako rozmazaný plošný objekt. Autoři odtud usoudili, že jde buď o rozsáhlý cirkumplanetární prachový disk kolem skryté exoplanety, anebo o následek srážky dvou cca 100 km těles tamějšího "transneptunského pásu", jež se odehrála přibližně před stoletím. T. Currie aj. hledali pomocí infračervené kamery NIRC2 u Keckova 10m teleskopu případné další substelární složky v okolí Fomalhauta v pásmech 1,6 a 3,8 μm a ve vzdálenostech 15 – 150 au od hvězdy. Nenašli nic pro hmotnosti event. exoplanet >(1,5 – 4,5 M_j).

P. Kalas aj. využili koronografu u spektrografu STIS HST k odclonění jasného Fomalhauta (A) a identifikovali tak exoplanetu b na snímcích z r. 2010 i 2012. Dosavadní oblouk dráhy poukazuje na vysokou výstřednost elipsy 0,8, takže v periastru se exoplaneta nachází jen 32 au od hvězdy, kdežto v odsluní plných 320 au. V periastru se proto ohřeje až na 91 K, ale v apastru vychladne na 31 K. Velká výstřednost naznačuje, že v soustavě je alespoň jedna další exoplaneta, která ruší její dráhu. Fomalhaut je obklopen řadou disků; vnitřním horkým diskem (0,08 – 0,11 au), vnějším horkým diskem (≈0,2 – 1,1 au), středním diskem (8 – 12 au), prachovým diskem (35 –133 au), hlavním pásem (133 – 158 au), a konečně vnějším halem (158 – 209 au). Ještě dál sahá jemná mlhovina až do vzdálenosti 385 au. Exoplaneta začne protínat hlavní pás kolem r. 2032, takže pak se ukáže, zda dojde k nějaké interakci. Fomalhaut je fakticky vizuální trojhvězda, když složka B (= TW PsA; 6,5 mag; K4 Vp; 4,6 kK; 0,6 R_☉; 0,7 M_☉; 4,7 kK; 0,2 L_☉;) je od A vzdálena 55 tis. au a její oběžná doba se odhaduje na 8 mil. let. Třetí složkou (C) rozměrné soustavy je červený trpaslík LP-876-10 (Aqr; 12,6 mag; M4 V; 0,18 M_☉;), který je od složky A vzdálen 0,8 pc (úhlová vzdálenost na obloze dosahuje neuvěřitelných 5,7°!) a od složky B dokonce 1,0 pc. Přesto jde o gravitačně vázanou soustavu, protože gravitační sféra složky A sahá do vzdálenosti 1,9 pc.

V. Bourrier aj. sledovali známou exoplanetu HD 189733b (1,1 R_j; 1,2 M_j; 1,1 kK) obíhající ve vzdálenosti 4,6 mil. km v periodě 2,2 d primární složku vizuální dvojhvězdy V452 Vul (7,6 mag; K2 V; 0,8 R_☉; 0,8 M_☉; 4,9 kK; vzdálenost 20 pc; stáří >0,6 mld. let). Sekundární složkou dvojhvězdy je červený trpaslík vzdálený od primární složky plných 216 au, takže obíhá kolem primární složky v periodě ≈3,2 tis. let ve směru téměř kolmém k oběžné rovině exoplanety b. Jde o první exoplanetu, kde se podařilo změřit vertikální teplotní profil její atmosféry a zároveň o nejbližší dosud známý horký jupiter, což dává dobré možnosti podrobného studia jeho fyzikálních parametrů. Autoři využili ultrafialových spekter pořízených HST v letech 2010-2011 k objevu, že z atmosféry exoplanety uniká plyn tempem >10 kt/s.

T. Evans aj. sledovali atmosféru exoplanety pomocí spektrografu STIS HST s cílem určit albedo mračen v její atmosféře. Pro denní polokouli a spektrální pásmo 290 – 450 nm dostali albedo 40 % a pro pásmo 450 – 570 nm jen 12 %, což je dáno rozptylem světla na vrstvě sodíku. To znamená, že zvenčí bychom pozorovali tmavě modrou exoplanetu, v jejíž atmosféře prší z mračen kapky rozžhaveného skla. Vzápětí R. de Kok aj. zveřejnili jedinečné údaje o absorpčním spektru CO na denní straně exoplanety, které získali během náročného odlišování spektra atmosféry exoplanety od spektra hvězdy a telurických čar v zemské atmosféře při transitech a zákrytech exoplanety. Příslušná měření pořídili pomocí vysokodisperzních spektrografů CRIRES VLT ESO a NICMOS na HST pracujících v blízké infračervené oblasti 2 – 2,3 μm. Naproti tomu nenašli žádné pásy vody, CO₂ a CH₄. J. Birkby aj. však pásy vodní páry na denní polokouli exoplanety našli pomocí spektrografu CRIRES VLT ESO. L. Ben-Jaffel a G. Ballester objevili pomocí spektrografu COS HST ve spektru exoplanety také atomy kyslíku, jehož je v atmosféře exoplanety 6 %.

Podobně F. Pont aj. využili přístrojů HST a Spitzerova kosmického teleskopu (SST) ke studiu transmisního i absorpčního spektra atmosféry exoplanety HD 189733b, v němž nalezli úzké čáry sodíku a draslíku a horkou skvrnu, která se posouvá v planetografické délce během otáčení exoplanety. V atmosféře exoplanety vanou větry o rychlosti až 15 tis. km/h (4 km/s!) a vysoká teplota vyvolává vypařování její atmosféry tempem až 600 tis. tun/s. V hlubších vrstvách atmosféry odhalili absorbující opar a vrstvu prachu. Navíc K. Poppenhaeger aj. dokázali pomocí spektrografu ACIS družice Chandra sledovat tranzity exoplanety b v měkké rentgenové oblasti spektra. Zatímco v optickém oboru klesá během tranzitu jasnost primární složky o 2,4 %, v rentgenovém pásmu činí hloubka tranzitu 7 %. To znamená že rozměry exoplanety v tomto energetickém pásmu jsou zřejmě větší, což lze dobře vysvětlit vysokou teplotou vnější atmosféry exoplanety, takže téměř veškerý vodík je tam ionizován. Autoři navíc objevili rentgenové záření sekundárního červeného trpaslíka, takže jeho zářivý výkon v tomto pásmu dosahuje hodnoty 47 EW, kdežto u primární složky činí 1,1 ZW. Je tedy zřejmé že exoplaneta 189733b je zatím nejpodrobněji prozkoumanou exoplanetu vůbec.

F. Pont aj. následně zkoumali také atmosféru exoplanety b u hvězdy HD 209458 (Peg; 8 mag; sp. G0 V; 1,1 R_☉; 1,1 M_☉; 6,0 kK; sluneční metalicita, vzdálenost 47 pc; stáří ≈4 mld. let), jež byla objevena v r. 1999 pomocí změn radiálních rychlostí hvězdy a téměř současně také díky tranzitům exoplanety přes kotouček mateřské hvězdy. Na rozdíl od HD 189733b se ve vodíkové atmosféře exoplanety HD 209458b mraky nevyskytují, zřejmě proto, že teplota vnější atmosféry dosahuje 2,2 kK, neboť exoplaneta obíhá ve vzdálenosti necelých 7 mil. km od hvězdy v periodě 3,5 d. Autoři tak mohli poprvé odvodit vztah mezi výskytem mraků, teplotou a stářím exoplanet typu Jupiteru, resp. hnědých trpaslíků.

M. Janson aj. pozorovali pomocí kamery HiCAO (pásmo 1,6 μm) 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea atmosféru exoplanety b u trpasličí hvězdy GJ 504 (= 59 Vir; 5,2 mag; G0 V; 6,2 kK; 18 pc; stáří ≈160 mil. let). Jelikož teplota v atmosféře klesá <600 K, objevili tam mračna methanu, ale jejich výskyt není vysoký, protože při teplotách 600 – 800 K se už rozpouštějí.

2.1.3. Souhrnné studie o exoplanetách

Koncem prosince 2006 odstartovala první družice, která mohla měřit světelné křivky hvězd s tranzitujícími exoplanetami. Byl to projekt CoRoT (COnvection ROtation et Transits planétaires) francouzské kosmické agentury CNES ve spolupráci s ESA. Družice obíhala na polární dráze ve výšce 827 km a byla určena jednak ke studiu vnitřní stavby hvězd pomocí asteroseismologie, a také k pozorování tranzitů exoplanet. Od počátku února 2007 sbírala vědecké údaje pomocí dalekohledu s průměrem zrcadla 270 mm a pracovala bezvadně až do začátku listopadu 2012, kdy selhal řídící počítač, přičemž očekávaná životnost aparatury byla jen 2 roky. Jak uvedla C. Moutouová aj., CoRoT sledovala světelné křivky hvězd v hustých polích a během necelých 6 let pořídila 163 tis. světelných křivek. Autoři tak odhalili na 500 kandidátů na exoplanety, z nichž 25 je už potvrzeno. Předností projektu je také možnost určovat vnitřní struktury objevených exoplanet a vymezit pravděpodobné příčiny vzniku a vývoje exoplanet i vliv slapů na jejich dynamické parametry.

Díky družici Kepler se dostalo statistické studium exoplanet do současné plodné fáze. Není proto divu, že americký vědecký týdeník Science věnoval exoplanetám zvláštní přílohu ve svazku 340, číslo 6132 z 3. května 2013. Redakční úvodník poukázal na okolnost, že sice všichni astronomové tušili, že planet je v Galaxii více než hvězd, ale teprve v 90. letech minulého století se toto tušení zdařilo postupně ověřit. Pestrost objektů obíhajících jednotlivé hvězdy je ovšem daleko větší, než i chroničtí optimisté tušili. Dokonce se zdá, že naše Sluneční soustava není vůbec tuctová, ale spíše výjimečná. Standardní hvězdy hlavní posloupnosti obvykle obíhá minimálně jedna, ale často i více exoplanet s poloměry 1 – 3 R_z. Exoplanety mohou být kamenné, nebo kamenné pokryté tekutým oceánem či ledovou kůrou, mohou (ale nemusí) mít rozsáhlou atmosféru, anebo i velmi hmotné víceméně plynné s menším kamenným jádrem, a to na kruhových i silně protáhlých eliptických drahách. Mohou obíhat kolem osamělých hvězd prográdně i retrográdně, nemusí být v rovině rovníku hvězdy, ale mohou se vyskytovat i ve dvojhvězdách, buď jako průvodci jedné složky, anebo jako cirkumbinární oběžnice.

P. Tenenbaum aj. shrnuli výsledky prvních tří let práce družice Kepler. Po celé tři roky družice opakovaně měřila jasnosti 112 tis. hvězd a dalších 80 tis. alespoň po část této doby. Vyhledávácí algoritmus našel celkem 18 tis. nadějných signálů, přičemž hloubka největších poklesů jasnosti hvězd dosahovala 0,003 % a většina 0,002 %; občas se podařilo zaznamenat reálný pokles o pouhou 0,001 %. Periody tranzitů pokrývají rozsah 0,5 – 525 d a verifikace nadějných signálů dosahuje úctyhodných 98 %.

N. van der Marelová aj. objevili pomocí mikrovlnné aparatury ALMA pracující v pásmu vlnových délek 0,44 mm, že kolem hvězdy Oph-IRS-48 (2 M_☉; 120 pc; stáří 15 Mr) se nachází nesouměrný srpek milimetrových prachových zrníček, zatímco mikronové částice a plyn CO kolem hvězdy obíhají v neprotínajících se prstencích. Autoři usoudili, že pozorovaný srpek je ve skutečnosti anticyklonální vír, jenž vzniká tím, že zrnka v plochém protoplanetárním disku různě vzdálená od hvězdy obíhají různou rychlostí, takže v libovolné vzdálenosti od hvězdy existuje vždy určitý kritický rozměr prachových zrnek, pro něž aerodynamický odpor vede ke spirálovému pohybu částic směrem ke hvězdě. Během přibližování ke hvězdě se však prachové částice mohou dostat do pasti v podobě víru kolem již existující planety nebo hnědého trpaslíka, anebo do zonálního proudění jako je tryskové proudění v zemské atmosféře. Jakmile rozměr zárodku planety v pasti překročí ≈1 km, lze aerodynamické síly zanedbat a dál už se zárodek vyvíjí čistě gravitační interakcí. Srpek kolem zmíněné hvězdy zabírá méně než třetinu obvodu příslušného prstence a koncentruje zrnka o kritickém rozměru 0,44 mm. Protoplanetární disk kolem hvězdy začíná teprve 25 au od ní a končí ve vzdálenosti 45 au, zatímco substelární objekt o hmotnosti ≈10 M_j, který láká zrníčka do pasti, se patrně nachází asi 20 au od hvězdy.

Poměrně nečekaně začalo objevování exoplanet případem exoplanety u milisekundového pulsaru (neutronové hvězdy) v r. 1992, když se studovalo kolísání impulsní periody rádiových signálů vlivem přítomnosti exoplanet, které tak podivnou soustavu tvoří. V r. 1995 ohlásili objev exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti D. Mayor a D. Queloz. Použili k tomu vlastní přesný spektrograf ELODIE instalovaný u reflektoru o průměru 1,9 m na observatoři OHP ve Francii, jímž odhalili soustavné kolísání radiální rychlosti mateřské hvězdy vlivem jejího oběhu kolem společného těžiště soustavy hvězda - planeta. Od té doby dostaly přesné spektrografy velké dalekohledy s průměry zrcadel 3,6 – 10 m. Tyto dalekohledy jsou velmi potřebné pro potvrzování identifikace exoplanet z tranzitů družice Kepler.

Pro objevy exoplanet se začaly používat specializované robotické teleskopy, které dokáží odhalit tranzity exoplanet z periodického poklesu jasnosti mateřské hvězdy. Také přehlídkovým dalekohledům s průměry zrcadel 1,3 – 1,8 m vdechl objev exoplanet druhý život, protože se hodí k objevování exoplanet díky efektu gravitačních mikročoček. Velký přírůstek v objevování exoplanet se čeká i od evropské astrometrické družice Gaia a celé řady plánovaných aparatur i budoucích kosmických sond TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite; NASA) a CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanets Satellite; ESA). V příloze týdeníku Science publikovali další souhrnné články A. Howard o pozorovaných vlastnostech dosud objevených exoplanet, S. Seagerová o exoplanetách, nacházejících se v ekosférách a W. Borucki aj. o soustavě Kepler-62 (viz též odst. 2.1.1. tohoto článku).

B. Jackson aj. nalezli v archivu údajů z družice Kepler čtyři případy s oběžnou periodou exoplanety <12 h a hmotností jen slabě větší než je hmotnost Země. Existence takových objektů je do značné míry záhadná; nejspíš by mohlo jít o kamenné pozůstatky horkých jupiterů. Autoři proto soudí, že to budou ideální objekty pro budoucí družici TESS, kterou hodlá vypustit NASA koncem r. 2017 na protáhlou eliptickou dráhu s odzemím ve vzdálenosti 370 tis.km a přízemím 108 tis. km od Země. Družice by měla mít oběžnou dobu téměř 14 dnů a jejím úkolem bude objevovat exoplanety u nejjasnějších (většinou také nejbližších) hvězd.

Na výroční konferenci Americké astronomické společnosti počátkem r. 2013 oznámili F. Fressin aj., že souhrnný počet kandidátů na exoplanety objevené družicí Kepler, dosáhl již 2 780 objektů. Jak se statistika zvětšuje, roste mezi potvrzenými exoplanetami poměrné zastoupení menších exoplanet na úkor exoplanet obřích. Rozdělení podle rozměrů ukázalo, že 350 exoplanet má poloměr <2,5 R_z; v rozmezí 2,5 R_z – 4,0 R_z jich je 816; v pásmu 4 – 12 R_z již 1,3 tis., ale dále v pásmu 12 – 30 R_z jenom 200 a >30 R_z pouze 80! Rozdělení exoplanet podle rozměrů nezávisí na tom, zda se vyskytují u raných, anebo pozdních spektrálních tříd mateřských hvězd. Průměrná teplota na povrchu exoplanet ve zmíněném statistickém souboru činí právě 0 °C. Asi šestina hvězd má na dráze kolem sebe planetu blíže, než je Merkur vůči Slunci. Autoři též objevil 102 nových případů vícenásobných exoplanet u jedné hvězdy, takže celkový počet multiplanetárních soustav v souboru družice Kepler stoupl na 365. M. Marley připomněl, že další identifikace probíhají tak rychle, že počet objevených exoplanet brzy přesáhne 3 tisíce a doplňující pozemní měření pak poskytnou statisticky čím dál významnější údaje o výskytu exoplanet, jejich hmotnostech i rozměrech, a přispějí také k pochopení procesu, jak exoplanety vznikají. Pomalejší je pokrok v získávání spekter exoplanet a identifikaci výskytu prvků a molekul v jejich atmosférách.

A. Huang aj. znovu prohlédli údaje o tranzitech exoplanet za 1,5 roku provozu družice Kepler pomocí důmyslného algoritmu a tak mohli přidat do celkové statistiky dalších 150 kandidátů na exoplanety, z toho 72 připadá na vícenásobné planetární soustavy. Rozsah oběžných dob nově identifikovaných exoplanet je docela úctyhodný: 0,17 – 440 d. Plných 124 kandidátů má poloměry <3 R_z a obecně se zdařilo přidat do celkové statistiky zejména exoplanety s velmi krátkými oběžnými dobami a malými poloměry.

F. Fressin aj. se pokusili odhadnout, jaké jsou vyhlídky kandidátů na exoplanety (KOI) v dosud nezpracované databázi světelných křivek hvězd sledovaných družicí Kepler, že se z nich nakonec stanou potvrzené exoplanety. Ukázali, že vyhlídky jsou v průměru velmi dobré, tj. že potvrzení se dostane >90 % KOI. Toto procento téměř vůbec nezávisí na spektrální třídě mateřské hvězdy v rozsahu od hvězd třídy F až po třídu K, a pro exoplanety s poloměry 0,8 – 4 R_z. Nejlepší vyhlídky na potvrzení reálnosti mají KOI s poloměry 2 – 4 M_z (93,3 %), nejnižší KOI s poloměry 6 – 22 R_z (82,3 %). Dále zjistili, že zhruba 16 % hvězd s exoplanetami má alespoň jednu s poloměrem v rozmezí 0,8 – 1,25 R_z s oběžnou dobou <85 d.

J. Fangová a J. Margott se věnovali statistickému výzkumu hvězd se dvěma a více potvrzenými exoplanetami o poloměrech 1,5 – 30 R_z, přičemž všechny exoplanety v dané soustavě mají oběžné doby <200 dnů. U těchto soustav si pak všímali lineárních roztečí mezi velkými poloosami sousedních exoplanet. Zjistili, že tyto rozteče činily u nejbližších exoplanet (22 ±9,5)násobek příslušné Hillovy sféry (poloměr, v němž dominuje gravitace dané exoplanety nad gravitací mateřské hvězdy; sféra mívá přibližně kulový tvar ohraničený Lagrangeovými body L₁ a L₂). To souhlasí s roztečemi drah planet Sluneční soustavy (poloměr sféry Země dosahuje 1,5 mil. km; u Jupiteru 53 mil. km a u Neptunu 116 mil. km). Autoři na základě těchto výsledků zkoušeli v počítačových simulacích "přidávat" do zmíněných soustav další exoplanety do některé mezery mezi reálnými exoplanety, a zjišťovali, jaký to bude mít vliv na stabilitu planetární soustavy po dobu 100 mil. roků. Ukázali, že takové přidávání má své meze, takže soustavy se dvěma reálnými planetami jsou zaplněny z 31 %.; se třemi z 35 % a se čtyřmi ze 45 %.

Jak ukázali T. Bovaird a C. Lineweaver, zadními vrátky se tak vrátil do nebeské mechaniky planetárních soustav opovrhovaný Titiusův-Bodeův zákon, jenž popisoval střední vzdálenosti planet Sluneční soustavy mocninným pravidlem, kde pořadová čísla planet figurovala jako exponenty v rozvoji. Nyní se ukazuje, že taková posloupnost má dynamické zdůvodnění kvůli stabilitě soustavy, čili že do daného objemu uvnitř Hillovy sféry hvězdy se vejde jen omezený počet exoplanet, které navíc musí mít mezi sebou dostatečné rozteče velkých poloos drah. Autoři tímto zobecněným zákonem předpověděli existenci 141 exoplanet v 68 extrasolárních soustavách, z toho 73 případů jsou extrapolace, ale 68 případů interpolace. Autorům tak vyšlo, že průměrný počet exoplanet v ekosféře trpasličích hvězd tříd G - M dosahuje statistické hodnoty 1,5.

J. Cantrell aj. probírali hvězdy spektrálních tříd A-K ve vzdálenostech do 10 pc a všechny známe hvězdy i hnědé trpaslíky ve vzdálenostech do 5 pc od Slunce s cílem zjistit, které typy hvězd mají nejperspektivnější ekosféry. Předem vyloučili pouze těsné dvojhvězdy, kde poměr poloměru dráhy a poloměru hvězd byl menší než 5, resp. ty objekty, které jevily výraznou hvězdnou činnost. Tak zjistili, že pokud se omezíme na výskyt tekuté vody a teploty 273 – 373 K, jsou nejnadějnější ekosféry kolem červených trpaslíků, kde má naději na obydlitelnou exoplanetu 36,5 % hvězd, pak následují trpaslíci třídy K (21,5 %), A (18,5 %), F (6,9 %) a G (1,6 %). Tři červení trpaslíci GJ -581, -667C a -586 mají ve svých ekosférách dohromady 4 exoplanety s hmotnostmi >3 M_z až >2 M_j. Z této statistiky vyplývá, že nejvíce exoplanet s hmotnostmi ≈1 M_z se bude nacházet v ekosférách hvězd sp. třídy dM.

Jak uvedla S. Seagerová, ohlášený objev exoplanety obíhající kolem složky α Cen B je možná sporný, ačkoliv obecně platí, že každá osamělá hvězda podobná Slunci je doprovázena minimálně jednou planetou ve vzdálenosti 0,5 – 10 au od sebe a 70 % hvězd slunečního typu má aspoň jednu planetu s oběžnou dobou <85 d. Zhruba 70 % hvězd v naší Galaxii patří mezi červené trpaslíky sp. třídy dM s hmotnostmi 0,1 – 0,5 M_☉ a odtud lze odhadnout, že v Galaxii je >100 mld. exoplanet. Z dosavadní statistiky družice Kepler pak plyne, že 17 % trpaslíků sp. třídy G má exoplanetu o poloměru 0,8 – 1,25 R_z s oběžnou periodou <65 d; 25 % má superZemě s poloměrem 1,25 – 2,0 R_z a oběžnou periodou <150 d a 25 % má exoplanety s poloměry 2,0 – 4,0 R_z s oběžnými periodami <250 d. Z pozorování exoplanet metodou gravitačních mikročoček pak vyplývá, že tyto hvězdy mají ve vzdálenostech 0,5 – 10 au v 17 % exoplanetu s hmotnostmi 0,3 – 10 M_j; v 50 % exoplanetu s hmotnostmi 10 – 30 M_z a v 62 % exoplanetu s hmotností 5 – 10 M_z. V pětině případů mají hvězdy spektrální třídy G jako své průvodce dvě exoplanety srovnatelné s Jupiterem. To naznačuje, že mezi hvězdami slunečního typu je konfigurace planet podobná naší Sluneční soustavě poměrně častá.

Dalším důležitým rysem vícečetných planetárních soustav je koplanarita oběžných drah s rozptylem nanejvýš do 3°. To jednoznačně svědčí o tom, že planety vznikají poměrně snadno a rychle v rovině protoplanetárních prachoplynových akrečních disků. Pokud je však obřích planet v soustavě více, vede to ke zvyšování výstředností jejich eliptických drah a také k radiální migraci směrem ke hvězdě, ale i od ní. Obří planety se tak mohou nakonec zřítit na mateřskou hvězdu, anebo naopak odtrhnout od mateřské kolébky na bludnou hyperbolickou dráhu, čímž vznikají nomádi. Nomádi mohou ovšem vznikat také rovnou z protoplanetární mlhoviny, která má tak malou hmotnost, že není dost materiálu ani na vznik trpasličí hvězdy. Autorka odhadla, že v Galaxii se nachází zhruba dvakrát více nomádů, a nejspíš o řád více planet, než hvězd. Zhruba 1 % planet obíhá kolem jedné či obou složek těsné dvojhvězdy.

G. Leung a M. Lee vypracovali analytickou teorii pro nekeplerovské dráhy cirkumbinárních exoplanet, kdy vinou těsných dvojhvězd a blízkosti exoplanety ke dvojhvězdě jsou jejich dráhy neustále měřitelně porušovány. Využili k tomu analytický popis pohybu testovacích částic pro cirkumbinární exoplanety u hvězd Kepler-16, -34 a -35 a srovnání výsledků potvrdilo, že analytický přístup může dobře soutěžit s obvyklými numerickými integracemi, přestože obecné analytické řešení pro tři a více těles není v principu možné.

S. Matsumura aj. ukázali, že obří exoplanety ve vzdálenostech až několika astronomických jednotek od mateřské hvězdy představují hrozbu pro stabilitu drah případných terestrických exoplanet, které se nacházejí ve vzdálenostech >0,1 au od hvězdy. Mezi obřími planetami probíhá totiž v raných fázích existence dané planetární soustavy nelítostný gravitační souboj, jenž vede k migraci jejich drah a často skončí pádem některé obří planety na mateřskou hvězdu, anebo naopak jejím vymrštěním ze soustavy na dráhu hyperbolickou. Oba takové scénáře jsou silně likvidační pro případné terestrické planety. Jinými slovy, naše Sluneční soustava, kde žijí terestrické a obří planety v symbióze již 4,5 mld. let, se jeví jako bílá vrána. Navzdory tomu odhadl E. Siegel na základě známých - byť zkreslených statistik - že v naší Galaxii by mělo být minimálně 17 mld. hvězd s alespoň jednou exoplanetou podobnou Zemi.

Y. Hasegawa a R. Pudritz se pokusili ze současné stále rostoucí a obsažnější statistiky parametrů exoplanet sestavit analogii Hertzsprungova-Russellova diagramu, přičemž jako základní veličiny použili jejich hmotnosti a vzdáleností exoplanet od mateřských hvězd. Zatím se rýsují tři základní populace exoplanet: nejblíže k mateřské hvězdě je to populace horkých jupiterů a neptunů, dále pak populace superZemí u nejméně hmotných hvězd (medián 0,7 M_☉) a třetí populace obřích plynných exoplanet v typické vzdálenosti 1 au od své mateřské hvězdy.

D. Veras a N. Wyn Evans poukázali na to, že většina objevených exoplanet se nachází blíže ke středu Galaxie, než Slunce. To ovšem znamená, že dráhy exoplanet podléhají měřitelně galaktickým slapům. Hlavní slapové síly pocházejí z plochého galaktického disku - jde o vertikální slapy. Uvnitř pomyslné koule o poloměru 3,5 kpc k tomu přibývá ještě horizontální složka od galaktické výdutě. Čím více je oběžná rovina exoplanety skloněna k rovině dráhy hvězdy kolem centra Galaxie, tím silnější je vliv slapů na výstřednost dráhy exoplanety.

Rovina ekliptiky naší Sluneční soustavy svírá se směrem k centru Galaxie úhel 60°. Kdyby se Slunce nacházelo na okraji výdutě Galaxie, tak Neptun by měl vlivem horizontálních slapů silně výstřednou dráhu. Exoplanety ve vzdálenosti 1 kau od mateřské hvězdy by byly silně rušeny slapy disku Galaxie i ve vzdálenostech mateřských hvězd srovnatelných se vzdáleností Slunce od centra Galaxie. Naproti tomu v naší Sluneční soustavě mají slapy Galaxie významnější vliv pouze na jádra komet v Oortově oblaku, když kruhová rychlost Slunce obíhajícího kolem centra Galaxie činí jen 220 km/s. (Oortovy konstanty pro Slunce dosahují: A = 14,5 km/s a B = -12,9 km/s. Měření z družice HIPPARCOS dalo hodnoty: A – 14,8 a B = -12,4 v týchž jednotkách. Slunce gravitačně dominuje nad centrem Galaxie i souhrnným gravitačním polem okolních hvězd do vzdálenosti ≈100 kau.

J. Teyssandier aj. si povšimli, že horcí jupiteři mají často retrográdní a šikmo skloněné dráhy k ekliptice dané hvězdy, což lze nejsnáze vysvětlit přítomností dalšího hmotného centra v soustavě. Tím centrem může být druhá exoplaneta, nebo hnědý trpaslík, jenž se přitom nachází daleko od hvězdy (až 140 au) i od roviny ekliptiky a navíc má i dosti výstřednou dráhu (e ≈0,25). Autoři rovněž odhadli, že v souboru cca 3 400 kandidátů na exoplanety, jež během svého čtyřletého provozu shromáždila neuvěřitelně výkonná družice Kepler, bude asi 90 % nakonec potvrzeno.

L. Weiss aj. studovali podrobně soustavu Kepler-89 (= KOI 94; 12 mag; F8 V; 1,7 R_☉; 1,2 M_☉; 6,1 kK; 500 pc; 4 mld. let) sestávající ze čtyř exoplanet, přičemž exoplaneta d o hmotnosti 105 M_z obíhá v periodě 22 d, takže dostává od své mateřské hvězdy 2,7tisíckrát více zářivé energie než Jupiter od Slunce. Autoři proto chtěli zjistit, zda je tak silně ozařovaná exoplaneta nafouklá jako bývají horcí jupiteři, anebo kompaktní, jak odpovídá její hmotnosti pro studený povrch. Pozorování prokázala, že exoplaneta d není nafouklá (1,0 R_j; 800 K), a to umožnilo odhadnout dosti přesně i hmotnosti ostatních tří exoplanet obíhajících v periodách 3,7; 10,4 a 54 dnů na 10 – 35 M_z. Na základě těchto měření autoři probrali dosavadní spolehlivé údaje o hmotnostech a rozměrech 138 exoplanet, z nichž 35 má hmotnosti <150 M_z a odtud odvodili dva vztahy pro závislosti hmotnosti exoplanety na velikosti toku záření z mateřské hvězdy a jejím poloměru. Jeden vztah platí pro hmotnosti <150 M_z, zatímco druhý pro hmotnosti >150 M_z. Pomocí těchto závislosti lze pak přibližně odhadnout buď velikost poloměru exoplanety, nebo její hmotnost, pokud známe zbylé dvě veličiny.

D. Buzasi prohlédl údaje o všech horkých jupiterech v databázi družice Kepler, protože chtěl zjistit, za jakých podmínek se jejich atmosféry nafouknou. Ukázal, že zvětšení poloměru nad 0,87 R_j způsobuje silnější aktivita hvězdy, a to díky silnějšímu magnetickému poli aktivní hvězdy, jež pak sahá daleko do interplanetárního prostoru. Mezi vnější magnetosférou hvězdy a magnetosférou blízkého (<12 mil. km) horkého jupiteru pak tečou elektrické proudy a výrazně zvyšují teplotu jeho atmosféry i planetárního nitra Jouleovým teplem. Podobný, ale naštěstí poměrně slabý, elektrický proud ostatně ohřívá i vysokou atmosféru Země.

A. Ofir a S. Dreisler vytvořili velmi efektivní program pro hledání oběžných period tranzitujících exoplanet mezi kandidáty KOI družice Kepler. Zdařilo se jim tak objevit 84 nových tranzitů u 64 hvězd KOI, jež klasické vyhledávání minulo. Nalezli tak mj. exoplanetu o poloměru 0,6 R_z u hvězdy KOI 1843, která má vůbec nejkratší oběžnou periodu jen 4,25 h! Dále objevili nejméně tři exoplanety o poloměrech 1,15 – 2,05 R_z, jež se nacházejí v ekosférách mateřských hvězd. Celkem tam našli více než 100 dalších exoplanet a potenciál metody hodlají ještě zlepšit.

E. Martin aj. ukázali, že červení trpaslíci o nízké hmotnosti se báječně hodí pro vyhledávání tranzitujících exoplanet, protože pravděpodobnost tranzitů v kompaktní soustavě se nutně zvyšuje. Soustředili se na přehlídku červených trpaslíků sp. tříd dM4.5-8.5 ve vzdálenostech 17 – 80 pc od Slunce a našli celkem 18 tranzitujících exoplanet s poloměry 1 – 5 R_z; z toho 11 exoplanet vykazuje oběžné periody <7 d a 3 exoplanety >50 d. E. Petigura aj. prohlédli databázi družice Kepler, která obsahuje údaje o světelných křivkách 42 tis. hvězd slunečního typu, u nichž se podařilo metodou tranzitů objevit celkem 603 exoplanet, z toho 10 má rozměry podobné Zemi a obíhají v příslušných ekosférách. Z této statistiky odhadli, že 22 % hvězd slunečního typu obíhá aspoň jedna planeta v ekosféře. Nejbližší takový případ by mohl být od nás vzdálen jen 12 sv. let (3,7 pc). Úhrnný počet kandidátů na exoplanety objevených družicí Kepler stoupl do začátku října 2013 na bezmála neuvěřitelných 3 538.

V. Lucarini aj. se věnovali rozboru stability klimatu na exoplanetách, které se nacházejí v ekosférách svých mateřských hvězd. Vyšli ze zkušenosti s paleoklimatickým studiem na Zemi a rozšířili základní postupy, jak spojit případný proměnný tok záření od hvězdy s propustností atmosféry v infračerveném, viditelném a ultrafialovém pásmu a rychlostí rotace exoplanety. Ukázali, že jednotlivé podmínky lze soustředit do jediného parametru, jímž je emisní teplota planety (rovnováha mezi energií přijatou od mateřské hvězdy a energií planetou vyzařovanou do atmosféry). Takový postup není ovlivněn pomalejší rotací exoplanety v porovnání se Zemí až do dvojnásobku periody zemské rotace. Pro obydlitelnost exoplanety jsou důležité dva mezní stavy, podobně jako na Zemi, tj. studená fáze typu sněhové koule a horká fáze typu překotný skleník. Jakmile však poměr rotační periody k oběžné době se zmenší na 2:1, degeneruje řešení jen k jedné fázi a při synchronizaci 1:1 nastane neměnný stav, který může být pro obydlitelnost fatální.

2.1.4. Hnědí trpaslíci

J. Carson aj. pomocí 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea vybaveného adaptivní optikou a infračervenou kamerou (pásma 1,2 – 3,45 μm) zobrazili průvodce jasné hvězdy kappa And (4,1 mag; B9 IV; 2,3 R_☉; 2,8 M_☉; 11 kK; 52 pc; rotační rychlost 180 km/s; stáří 30 mil. let). Průvodce je úhlově vzdálen 1,1″, což odpovídá minimální vzdálenosti 55 au od hvězdy a má poloměr 1,2 R_j a hmotnost 14 M_j. Zatím není příliš jasné, zda jde o extrémně hmotnou exoplanetu, anebo o hnědého trpaslíka. S. Hinkley aj. však zveřejnili spektrum průvodce získané pomocí 10m Keckova teleskopu a klasifikovali ho jako rané L, což by znamenalo, že hmotnost průvodce dosahuje 50 M_j a stáří 220 mil. let. Podle všeho jde o vetřelce do hvězdné asociace Columba (Holubice) staré ovšem jen 30 mil. let.

Podobně C. Beichman aj. pozorovali díky infračervené družici WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) velmi chladný objekt v poloze 1828+2650 (Lyr), vzdálený od nás 14 pc s infračervenou jasností v pásmu H (1,6 μm) 22,5 mag a spektrální třídou Y2, takže jeho povrchová teplota činí 250 – 400 K. Zatím panuje nejistota o hmotnosti objektu (0,5 – 20 M_j) i jeho stáří (0,1 –10 Gr) a tedy i jeho klasifikaci jako hnědého trpaslíka, anebo osamělé obří planety.

C. Moutouová aj. využili přesného spektrografu SOPHIE u 1,9m teleskopu na observatoři Haute Provence v jižní Francii ke studiu hnědého trpaslíka, jehož tranzity objevila družice Kepler. Trpaslík obíhá kolem vývojově pokročilé hvězdy slunečního typu KOI 415 (14 mag; 5,8 kK; 0,9 M_☉) po velmi protáhlé dráze (e = 0,7) v periodě 167 d. Jeho poloměr dosahuje sice jen 0,8 M_j, ale zato jeho hmotnost 60 M_j ukazuje, že jde o klasického hnědého trpaslíka, přičemž jeho parametry odpovídají stáří soustavy 10 mld. let. Jde teprve o devátého tranzitujícího hnědého trpaslíka s hmotností >20 M_j. Stejného přístroje využili také R. Díaz aj k objevu hnědého trpaslíka jako průvodce hvězdy KOI 205 (14,5 mag; K0 V; 0,8 R_☉; 0,9 M_☉; 5,2 kK; 585 pc; stáří 0,8 – 8,3 mld. let). Průvodce o hmotnosti 40 M_j má poloměr 0,8 R_j a obíhá kolem hvězdy v periodě 12 d po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 15 mil. km. Tranzity hnědého trpaslíka trvají 3 h 4 min a spektrograf umožnil i pozorování jeho atmosféry.

K. Luhman aj. objevili díky družici WISE binární hnědé trpaslíky v poloze J1049-5319 (Vel, 23 mag; další označení Luhman 17), které se prozradily rychlým společným vlastním pohybem. K identifikaci pomohly také přehlídky DSS, 2MASS a DENIS. Paralaxa systému 0,5″ odpovídá vzdálenosti (2,0 ±0,15) pc, čili jde o třetí nejbližší soustavu od Slunce. Luhman 17 tak po 85 letech odsunul na 4. pozici červeného eruptivního trpaslíka Wolf 359, vzdáleného 2,4 pc. Spektrograf u 8m teleskopu Gemini-S umožnil klasifikovat spektra obou hnědých trpaslíků: L7.5 a T0.5. Vzdálenost složek vůči sobě činí jen 3 AU a obíhají kolem společného těžiště v periodě 25 let. A. Kniazev aj. pořídili spektra obou složek pomocí 10m teleskopu SALT (Southern African Large Telescope; poblíž Sutherlandu v JAR; 1,8 km n. m.) a zpřesnili tak spektrální třídy složek na L8 a T1.5. Z křivky radiálních rychlostí pak vyplývá hmotnost primární (0,045 M_☉) a sekundární (0,040 M_☉) složky páru i stáří soustavy 1 mld. let.

Mimochodem, T. Dupuy a A. Kraus upozornili na určité svízele se spektrální klasifikací objektů na rozhraní mezi hvězdami a planetami. Někteří hnědí trpaslíci jsou podle spekter řazeni do pozdních subtříd spektrálního typu, a pro chladnější hnědé trpaslíky se spontánně zavedly spektrální třídy L a T, ačkoliv to ještě není oficiálně schváleno IAU. Zbývá už jen jedno volné písmeno spektrální abecedy - Y. To jsou objekty, které září výhradně infračerveně, neboť mají v podstatě pokojové teploty. Vzhled spekter pro podtřídy Y však souvisí spíše s jinými fyzikálními parametry než je (nízká) teplota, např. gravitací na povrchu, vertikálním promícháváním, oblačností a metalicitou. Nejchladnější objekty mají povrchové teploty 400 – 450 K (u spektrální třídy Y jen 300 K) a hmotnosti 5 – 20 M_j. Zatím nejchladnější hnědý trpaslík WD 0806-661B má teplotu 330 – 375 K, hmotnost 6 – M_j a stáří 2 mld. let.

J. Monin aj. objevili pomocí 30m radioteleskopu IRAM (Institute for Radio Astronomy in the Millimeter range; Pico Veleta, 2 850 m n. m.; Španělsko) bipolární výtok CO z páru hnědých trpaslíků FU Tau A (typ T Tau; sp. M7.25; 50 M_j; 0,17 L_☉; 140 pc) a FU Tau B (sp. třída M9.25; 15 M_j; 0,2 mL_☉), které obíhají kolem společného těžiště ve vzdálenosti >800 au. Prakticky současně zveřejnili B. Stelzer aj. údaje o tomto výtoku v optické a blízké infračervené oblasti spektra získané pomocí spektrografu X-Shooter VLT ESO na Paranalu. Z optických měření vyplývá, že výtok přispívá k velké svítivosti složky A, naprosto se vymykající z nepatrných svítivostí hnědých trpaslíků, kteří na rozdíl od hvězd nemají termonukleární zdroj energie ve svém nitru. Z kombinací měření v optické, infračervené a milimetrové oblasti se tak podařilo zjistit, že bipolární výtok vychází z hmotnější složky A do disku, který je skloněn k zornému paprsku pod úhlem >50°. Hmotnost výtoku odhadli na 4.10^-6 M_☉ a jeho tempo na 6.10^-10 M_☉/r. Nejsilnější část výtokového laloku se nachází v úhlové vzdálenosti 50″ od složky A, tj. v minimální vzdálenosti 7 kau. Odtud lze usoudit, že výtok trvá již 200 let.

J. Sahlmann aj. sledovali pomocí spektrografu FORS2 VLT ESO po dva roky vlastní pohyb velmi chladného hnědého trpaslíka DENIS-P 0823-4912 (I = 17 mag; sp. L1.5; 0,075 M_☉; stáří 0,6 – 3 mld let) s přesností ±0,2 obl. milivteřiny a určili také velmi přesně jeho vzdálenost (20,77 ±0,08) pc. Autoři tak zjistili, že hnědý trpaslík se nepohybuje přímočaře, ale po vlnovce v periodě 246 d. Odtud se jim podařilo určit vlastnosti tělesa, které kolem zmíněného trpaslíka obíhá po velmi protáhlé (e = 0,34) dráze s velkou poloosou 0,36 au a sklonem 57°. Odtud se podařilo určit přesně i hmotnost průvodce 28 M_j. Studie poukázala, že i pro velmi slabé objekty lze dosáhnout pozemními přístroji vybavenými adaptivní optikou velmi přesné astrometrie, což pak umožnilo určit přesně vzdálenost příslušné soustavy od Slunce. Tím odpadá hlavní nejistota v určování fyzikálních parametrů těles a jejich průvodců, což v tomto případě umožnilo nepřímo objevit průvodce který má jen 36 % hmotnosti mateřského hnědého trpaslíka. (Dosud se dařilo objevovat páry hnědých trpaslíků s podílem hmotnosti sekundární složky >70 %.) Tak vzniká možnost určovat fyzikální vlastnosti v přechodu mezi hnědými trpaslíky a obřími planetami, což povede k lepšímu pochopení celé geneze těchto podivuhodných objektů.

M. Liu aj. objevili pomocí přehlídkového teleskopu Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System) na sopce Mauna Haleakala (průměr zrcadla 1,8 m; zorné pole 3°; kamera 1,4 Gpix; expozice 30 – 60 s; mezní hvězdná velikost 22 mag) velmi červeného hnědého trpaslíka PSO J318-22 spektrální třídy L7. Je od nás vzdálen 25 pc, má hmotnost 6,5 M_j a povrchovou teplotu 1,2 kK. Jde tedy o plynného obra, jenž patří do skupiny hvězd a dalších objektů kolem známé hvězdy β Pictoris, ale neobíhá kolem žádné hvězdy, takže jde fakticky o nomáda.

V. Joergens aj. získali důležitý důkaz, že proces, jímž vznikají hvězdy, tj. gravitační smršťování chuchvalce mezihvězdného mračna, vytvoření akrečního disku a akrece, funguje - byť v mírnější míře - i při vzniku hnědých trpaslíků a obřích planet. Studovali totiž pomocí spektrografu SINFONIE VLT ESO hnědého trpaslíka OTS 44 (sp. M9.5; 2,3 kK; 0,7 mL_☉; 160 pc) o velmi nízké hmotnosti 12,5 M_j a pozorovali v blízké infračervené oblasti spektra zřetelný důkaz o silné akreci plynu na trpaslíka v čarách Paschenovy série vodíku. Již předtím pozorování z družic SST a Herschel prokázala, že hnědý trpaslík je obklopen plochým akrečním diskem a z pozorování spektrografem SOPHIE se podařilo určit jeho rozměry, tj. vnitřní okraj ve vzdálenosti 0,02 au a vnější okraj plných 100 au od trpaslíka. Úhrnná hmotnost disku dosahuje 30 M_z a tempo akrece činí 8 pM_☉/r, což je poměrně hodně a svědčí to ve prospěch názoru, že hvězdy, hnědí trpaslíci i obří planety vznikají podle téhož fyzikálního receptu.

Ještě zajímavější je ovšem možnost, že i hnědí trpaslíci mohou mít své planetární soustavy, jak ukázali C. Han aj. Už dříve se podařilo prokázat průvodce u hnědých trpaslíků 2MASS 1207-3932 a 0441-2301. V obou případech však jde o průvodce značně vzdálené a relativně velmi hmotné, takže soustavy se spíše podobají ne zcela povedeným párům substelárních objektů. Autoři však nyní objevili průvodce hnědého trpaslíka díky pozorování gravitační mikročočky OGLE-2012-BLG-0358 Lb. Silnější mikročočkou je totiž hnědý trpaslík o hmotnosti 0,022 M_☉ a slabší zoubek na sestupné části světelné křivky dává pro exoplanetu hmotnost 1,9 M_j a vzdálenost od trpaslíka 0,87 au.

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

A. Miglio aj. poukázali na hlavní omezení hvězdné astrofyziky vinou toho, že dodnes není jednoduché získat spolehlivé a přesné vzdálenosti hvězd nad hranicí ≈100 pc od Slunce. Bez znalosti přesné vzdálenosti nelze převádět pozorované parametry osamělých hvězd na fyzikální parametry, tj. především jejich rozměry, hmotnosti, vzdálenosti, zářivé výkony a stáří. Nyní však začalo svítat na lepší časy, neboť se daří toto omezení překonat díky asteroseismologii, které získává údaje o lineárních rozměrech hvězd (především červených obrů) měřením krátkodobých (minuty až hodina) oscilací jejich jasností. Zasloužily se o to dvě družice, které kromě sledování tranzitů exoplanet se výborně hodí pro měření period hvězdných oscilací, tj. CoRoT a Kepler.

Autoři sledovali pomocí družic oscilace přibližně 2 tisíc červených obrů ve dvou oddělených vzorcích v disku naší Galaxie rozestřených podél úsečky dlouhé 15 kpc. Z asteroseismologie dostali jejich lineární poloměry a odtud i přesnou vzdálenost, dále pak dobré údaje o jejich zářivých výkonech a hmotnostech a odtud zase odhady o jejich stáří. Mezi oběma vzorky nalezli významné rozdíly ve stáří hvězd v intervalu 0,5 – 12 mld. roků s tím, že starší méně hmotné hvězdy se častěji vyskytují v oblastech vertikálně více vzdálených od disku. To lze vysvětlit dynamickými procesy v Galaxii, které postupně zvyšují rozptyl prostorových rychlosti hvězd. Tak bude možné postupně odhalit vztah mezi stářím hvězdy, její prostorovou rychlostí a metalicitou. Jde fakticky o galaktickou archeologii, která dokonce umožní předvídat budoucnost Slunce, jež se podle dosavadních modelů termonukleárního vývoje stane po 6 mld. let červeným obrem.

Podobně F. Bastien aj. ukázali, že měření střednědobých (1 – 8 h) oscilací jasností hvězd dokáže určit velikost tíhového zrychlení na povrchu hvězdy s chybou ±25 %. Před érou družic CoRoT a Kepler byly chyby dvojnásobné. Další zlepšení přesnosti tohoto vztahu lze očekávat od příštích družic TESS (NASA, 2017) a PLATO (ESA, 2024).

Hvězdy s nejmenší hmotností tvoří valnou část hvězd v Galaxii, neboť z výsledků přehlídek 2MASS v blízké infračervené oblasti spektra uskutečněných v letech 1997-2001 na severní i jižní polokouli vyplývá, že naše Galaxie obsahuje minimálně 500 miliard trpasličích hvězd. Tyto hvězdy mají navíc extrémně dlouhou životnost na hlavní posloupnosti. Podle F. Adamse aj. vydrží např. Proxima Centauri (sp. M6 V; 0,14 R_☉; 0,12 M_☉) na hlavní posloupnosti neuvěřitelné 4 bilióny let! Mimochodem Proxima přijde o své prvenství v blízkosti Země, protože trpaslík Gliese 710 (Ser; 10 mag; K7 V; 0,7 R_☉; 0,6 M_☉; 0,08 L_☉; současná vzdálenost 20 pc; se podle měření z družice HIPPARCOS přiblíží k Zemi na vzdálenost ≈0,3 pc již za 1,4 mil. let a bude v té době pozorovatelný očima jako červená hvězda 1 mag.

Od r. 2011 je přehlídkový 2,5m teleskop SDSS na observatoři Apache Point v Novém Mexiku vybaven infračervenou maticí CdHgTe, která umožňuje pořídit každou jasnou noc spektra 1,8 tis. hvězd ve výduti naší Galaxie. Cena projektu 55 mil. dolarů je nesrovnatelně menší, než tomu bude u gigantických teleskopů příští generace, popř. kosmického teleskopu JWST. Získaná spektra však obsahují tisíce neidentifikovaných spektrálních čar, takže by bylo velmi žádoucí věnovat jejich laboratorní identifikaci rychlé úsilí, a ovšem i peníze, které představují opět jen minimální položku v porovnání s astronomickými cenami nových velkých dalekohledů.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

J. Johnson aj. uveřejnili zajímavou rozvahu o tom, jak se během první miliardy let po velkém třesku navzájem ovlivňují hvězdy populace III (tj. I. generace hvězd složených výhradně z vodíku a hélia) a následné populace II, což jsou hvězdy již obohacené těžšími prvky vyrobenými ve hvězdách populace III. K obohacení mezihvězdného materiálu produkty termonukleárních reakcí ve hvězdách populace III začne docházet ihned po výbuších supernov z nejhmotnějších hvězd populace III. Jakmile se z tohoto materiálu utvoří hvězdy populace II, začnou silně zářit v krátkovlnných pásmech elektromagnetického záření a tím brzdí další vznik hvězd populace III z prvotního kosmického materiálu.

Autoři to prokázali pomocí počítačového modelování v krychli o hraně 4 Mpc, když ukázali, že energetické záření hvězd populace II ničí mezihvězdné molekuly H₂ a HD z rané fáze vývoje vesmíru, které jsou nutné k ochlazení prvotních mezihvězdných mračen a následnému gravitačními zhroucení hvězd složených pouze z H a He. Zjistili, že toto omezení na vznik dalších hvězd populace III se projeví už při stáří vesmíru <500 mil. let po velkém třesku, kdy tempo jejich tvorby klesne minimálně o řád. Současně však začne rychleji přibývat hvězd populace II a to prodlouží dobu, po kterou ještě mohou vzácně vznikat hvězdy populace III až do téměř 1 mld. let po velkém třesku.

Jelikož ničení molekul vodíku pokračuje čím dál tím výrazněji, prodlužuje se interval, během něhož se zhustky mezihvězdných mračen dokáží ochladit a zkoncentrovat na hvězdy. Nejlépe se to daří těm nejhmotnějším z nich, což ve svém důsledku znamená, že tehdy vznikají nadhvězdy o hmotnostech až 100 kM_☉, které se posléze zhroutí na intermediální černé díry, jež se postupně slévají v těžištích zárodků galaxií. Naproti tomu nadhvězdy s hmotnostmi <55 kM_☉ se kolapsu na intermediální černé díry ubrání tím, že vybuchnou jako hypernovy, přičemž uvolní energii až o čtyři řády vyšší (≈10⁴⁸ J) než dnešní supernovy, v čase přibližně 270 mil. let po velkém třesku. Následky těchto supervýbuchů by se měly prokázat při podrobném studiu chemického složení hvězdy populace II.

D. Whalen aj. zjistili, že prvotní hvězdy populace III nemusely mít nadhvězdné hmotnosti 50 – 500 M_☉, ale i nižší, tj. >15 M_☉. Mohly teoreticky vznikat již 270 – 470 mil. let po velkém třesku a dospět rychle do stádia výbuchu supernovy. Důsledkem těchto superexplozí je pak překotná tvorba hvězd populace II. Úkolem budoucích kosmických teleskopů JWST a WFIRST i obřích pozemních teleskopů příští generace bude objevit tyto supernovy a určit tak, jak vypadala raná funkce hmotnosti hvězd populace III. Důkazy o těchto superexplozích by mohly pomoci vysvětlit záhadu, jak mohly poměrně brzo po velkém třesku (<700 mil. let) vzniknout černé veledíry o hmotnostech mnoha milionů M_☉.

K obdobnému závěru dospěl rovněž C. Chiappini na základě hydrodynamických simulací procesu vzniku hvězd Populace III. Ukázal, že tyto hvězdy vznikaly a zanikaly v minihalech skryté látky a produkty svého termonukleárního vývoje velmi rychle drasticky ovlivnily vznik prvních galaxií, zatímco samy žily astronomicky tak krátkou dobu, že ani budoucí obří teleskopy a kosmické aparatury je nebudou s to objevit. Jejich hmotnosti se pohybovaly v rozmezí 10 – 40 M_☉, tedy o celé řády níže, než dosud uvažované nadhvězdy o exoticky vysokých hmotnostech. Simulace též ukázaly, že tyto hvězdy rotovaly téměř na hranici možností vinou zákona zachování momentu hybnosti kolabující hvězdy, a současně často vznikaly v těsných dvojicích či hierarchických trojicích.

Autor dále poukázal na známou skutečnost, že staré hvězdy Populace I s nízkou hmotností (<0,8 M_☉) mají ve svých atmosférách zastoupeny prvky, jež měly jejich zárodky v době rychlého gravitačního hroucení na hvězdy. To znamená, že podobná archeologie starých hvězd Populace II představuje příležitost, jak se dozvědět nepřímo o existenci hvězd Populace III, protože v atmosférách hvězd Populace II se jejich chemicky obohacený materiál nepochybně rovněž zachoval. To znamená, že přednostně by se měly zkoumat hvězdy Populace II s extrémně nízkou metalicitou (<10^-5 sluneční metalicity) a vysokou rychlostí rotace přesahující 50 % kritické rychlosti roztržení odstředivou silou.

Podobně M. Latif aj. tvrdí, že již ve věku 100 mil. let po velkém třesku mohly vznikat méně hmotné prahvězdy populace III o hmotnostech jen 40 – 100 M_☉ díky akreci plynu na zárodečné chuchvalce plynu, jež se začaly smršťovat zásluhou chladnoucích molekul. Akrece během prvních 40 let probíhala závratným tempem 0,25 M_☉/r, a pak se snížila jen o řád. Také T. Hosokawa aj. zjistili, že prahvězdy populace III mohly nabírat hmotu tempem až 0,1 M_☉/r a dosáhnout tak za pouhý milion let hmotností až 100 kM_☉. Při hmotnosti prahvězdy 10 kM_☉ dosahují největšího poloměru 100 au. Další zvyšování hmotnosti vede naopak ke snižování poloměru, což je ostatně efekt, který je znám na rozhraní mezi obřími jupitery a hnědými trpaslíky - hnědí trpaslíci mají větší hmotnosti než obří jupiteři, ale jsou přitom menší než jupiteři.

J. Vieira aj. potvrdili tyto modelové výpočty kombinací pozorování nejmladších galaxií pomocí mikrovlnných aparatur SPT (South Pole Telescope) na jižním pólu a ALMA v poušti Atacama v Chile. SPT zobrazil nejmladší galaxie na ploše 2 500 čtv. stupňů oblohy v pásmu vlnových délek kolem 3 mm. Na výzkumu se podílelo 70 odborníků z mnoha vědeckých ústavů v USA, Evropě, Japonsku, Tajvanu a jižní Ameriky, kteří následně využili rekordní citlivosti ALMA k podrobnému zobrazení dvou tuctů raných galaxií, jejichž obrazy byly navíc zesíleny díky gravitačnímu čočkování, což zkrátilo expozice proti nečočkovaným galaxiím o plné dva řády! Snímky ukázaly, že jde o silně zaprášené galaxie s překotnou tvorbou hvězd tempem minimálně 500 hvězd/rok! Autoři dále ukázali, že plná třetina těchto silně produktivních galaxií se zářivými výkony na úrovni 10¹⁴ L_☉ vznikla během první miliardy let po velkém třesku a nejstarší hvězdy v nich začaly zářit už 400 mil. let po velkém třesku. Tak rychlý vznik a přibývání hvězd v první miliardě let věku vesmíru předtím nikdo nepředpokládal.

K témuž závěru dospěli také D. Riechers aj., kteří pozorovali galaxii 1HERMES S350 v poloze J1706+5846 v čase 880 mil. let po velkém třesku ve třech submilimetrových pásmech 250, 350 a 500 μm. Pomocí čar H₂O, CO, OH, NH₃ a zakázaných čar [C I] a [C II] prokázali rekordní tempo tvorby hvězd ≈4 kM_☉/r (naše Galaxie dosahuje tempa jen 2 M_☉/r) a teplotu mezihvězdného prachu 56 K! Halo skryté látky této galaxie dosahuje hmotnosti 10 TM_☉.

G. Chiaki aj. se pokusili najít mechanismus pro vznik hvězd s nízkou hmotností (<0,8 M_☉) a velmi nízkou metalicitou (až o 5 řádů nižší než sluneční), které pozorujeme v halu Galaxie. Zdá se, že tyto hvězdy tak nepatrně obohacené produkty termonukleárních reakcí předešlého pokolení hvězd se utvořily následkem výbuchů raných supernov. To vyvolalo fragmentaci slupek obřích molekulových mračen, neboť rázové vlny supernov ochladily vnější okraje mračen. Gravitace chladnějších slupek pak stačila na jejich smršťování a rozpad na zárodky hvězd. Hustota zárodků málo hmotných hvězd dosáhla kritické hodnoty 10¹⁴ částic/cm³, což je zhruba technické vakuum dosahované v plášti kvalitní termosky. Následoval neodvratný gravitační kolaps až do chvíle, kdy se v centru smršťujícího se plynu zažehne termonukleární reakce.

R. Launhardt aj. využili unikátních vlastností infračerveného kosmického teleskopu Herschel a pozemních submilimetrových teleskopů k získání představy o nejranější fázích tvorby hvězd z obřích molekulových mračen v rámci klíčového projektu EPoS (Earliest Phases Of Star formation). K tomu cíli uskutečnili měření tepelné emise prachu ve 12 blízkých (≈240 pc) dobře definovaných zárodečných globulích o průměrné hmotnosti ≈7 M_☉, průměrné svítivosti 7 L_☉ a rozměrech 0,5 pc v rozsahu vlnových délek 0,1 – 1,2 mm. Globule měly "teplejší" vnější obálky s naměřenými teplotami 14 – 20 K, kdežto jejich nitra byla o něco mrazivější (8 – 12 K). Uvnitř globulí pak našli bezhvězdná hustší jádra o poloměrech až 5 kau a hmotnostech plynu ≈1,6 M_☉ (4 případy), resp. prahvězdná jádra (6 případů) a kombinace bezhvězdného a hvězdného jádra (2 případy). Pokud má jádro bolometrickou teplotu <25 K, tak je stabilní. Jakmile teplota jádra překročí tuto hodnotu, znamená to počátek gravitačního kolapsu na prahvězdu. Vyšší teplota vnějších obálek je důsledkem ozařování globulí vnějšími hvězdnými a mezihvězdnými zdroji.

N. van der Marelová aj. využili vynikající rozlišovací schopnosti mikrovlnné observatoře ALMA v Chile k důkazu, že i mladé hvězdy produkují velké množství prachu. Pozorovali totiž těsné okolí mladé hvězdy Oph IRS 48 (sp. třída A; vzdálenost 120 pc) o hmotnosti 2 M_☉ staré teprve 15 mil. let. Ve středním infračerveném pásmu kolem 19 μm se pozoruje ve vzdálenosti ≈50 au od hvězdy souměrný prstenec chladného molekulového plynu a ≈50μm prachových zrníček skloněný šikmo k zornému paprsku. Na vlnové délce 0,44 mm (685 GHz) je však vidět po jedné straně hvězdy ve vzdálenostech 45 – 80 au o dva řády jasnější "banán" o úhlové délce ≈120° tvořený poměrně velkými prachovými zrny s typickým rozměrem 1 mm, které se mohou postupně shlukovat až vytvoří planetesimály. Jak autoři uvádějí, banán představuje past, v níž se zrna ubrání spirálovému pohybu směrem ke hvězdě. Podle modelových výpočtů vznikla past zásluhou neviditelného substelárního průvodce o hmotnosti >10 M_j, jenž obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti ≈20 au.

Nejbližší aktivní kolébkou hvězd je, jak známo, Velká mlhovina v Orionu (M42; vzdálenost 400 pc; úhlový průměr 1,5°;), která je nejkompaktnější součástí obřího molekulového mračna Orion A o nevídaném průměru 200 pc. J. Alves a H. Bouy využili okolnosti, že mlhovinu lze nyní sledovat v širokém spektrální rozsahu od rentgenového záření (družice Newton), přes optický obor (přehlídka SDSS; kamery CFHT a Calar Alto) až po infračervené pásmo (přehlídka 2MASS; družice WISE a SST). Výběrem pásem se podařilo rozlišit vzdálenější a bližší jádra v mlhovině, protože rozptýlený mezihvězdný prach nepropouští modrou část spektra, kdežto červenou ano. Autoři tak ukázali, že možná až pětina materiálu mlhoviny patří fakticky bližší hvězdokupě NGC 1980 v okolí jasné hvězdy ι Ori, jež je vůči těžišti M42 posunuta o 0,5° k jihu a je prakticky vyčištěna od mezihvězdného prachu a plynu. Hvězdokupa obsahuje asi 2 tis. hvězd, které vznikly v intervalu před 4 – 5 mil. let, tedy dříve než hvězdy v M42, přičemž právě mezi nimi by se mohla nacházet intermediální černá díra o hmotnosti >100 M_☉, jak už dříve navrhli L. Šubr aj. I když je hvězdokupa k nám o něco blíže, než jádro obřího molekulového mračna, je s ním geneticky rozhodně spojena. Autoři též odhadli, že v samotné mlhovině M42 vzniklo několik tisíc hvězd v časovém údobí 10 mil. let v epizodách tvorby vždy po milionu let. Výsledky obou autorů tak ovlivní naše představy o zmíněné hvězdné kolébce, na níž lze nejpodrobněji sledovat proces vzniku hvězd v současné epoše věku naší Galaxie.

N. Peretto aj. poukázali na vztah globálního gravitačního kolapsu chladného mezihvězdného mračna k jeho fragmentaci na jednotlivé zhustky, z nichž pak vznikají obří nadhvězdy. Zkoumali totiž v infračerveném pásmu temný mrak SDC 335.579-0.272 o hmotnosti 5,5 kM_☉, v němž mikrovlnná aparatura ALMA našla dvě hmotná jádra (M1 a M2) přímo v centru mračna. Autoři odtud usuzují, že jsme v případě jádra M1 svědky vzniku vůbec nejhmotnější prahvězdy v naší Galaxii o hmotnosti 545 M_☉! Mračno SDC může během doby vytvořit asociaci hvězd OB, jež se bude podobat Trapezu v Orionu a jeho okolí. Kinematiku procesu se podařilo charakterizovat rychlostí gravitačního hroucení tempem 0,7 km/s, akrečním tokem 0,002 5 M_☉/r a dobou volného pádu 300 tis. let. Celkem se za tu dobu dostane do centra vznikající prahvězdy na 750 M_☉ chladného plynu. Během posledního milionu let vznikla v centrální jámě gravitačního potenciálu horká hmotná hvězda sp. třídy O.

Zásadním přínosem pro výzkumy zrodu hvězd se stává mikrovlnná aparatura ALMA ve vysokohorské poušti Atacama v Chile, jak naznačila práce H. Arceho aj., vykonaná během zkušebního provozu ještě neúplné observatoře na přelomu let 2011-2012 během pouhých 5 h pozorovacího času. Autoři měli přitom k dispozici jen 16 až 18 radioteleskopů na základnách od 12 – 227 m. Využili jich ke studiu spektrální čáry CO na frekvenci 115,27 GHz a k měření emisního kontinua v pásmech 101 a 100 GHz pro YSO (=Young Stellar Object) třídy I o nízké hmotnosti spojený s Herbigovým-Harovým objektem 46/47 (Vel;IRAS 08242-5050). Objekt se nachází poblíž Bokovy globule ESO216-6A na periférii emisní Gumovy mlhoviny (=Gum 12), jež se rozprostírá napříč souhvězdími Plachet a Lodní zádě v úhlovém rozměru neuvěřitelných 40° a ve vzdálenosti zhruba 450 pc od nás. Tak se jim podařilo pozorovat výtok plynu ve dvou protilehlých svazcích odehrávající se rychlostí 40 km/s. Tento výtok pak naráží na zbytky zárodečného materiálu, z něhož vznikla těsná dvojhvězda. Tak se podařilo poprvé pozorovat interakci mezi výtokem odnášejícím přebytečný moment hybnosti a dosud nespotřebovaných chladnými prachoplynovým zárodkem dvojhvězdy, která podle pozorování HST má složky vzdálené od sebe 120 au.

G. De Marchi aj. studovali vzhled akrečních disků pro 110 hvězd v hvězdokupě NGC 6611 (Ser; "Orlí mlhovina"; vzdálenost 2,2 kpc) pozorovatelných v blízkém infračerveném oboru spektra a v čáře H-α. Odtud vyplynulo, že akrece na mateřské hvězdy dosud probíhá, ačkoliv jejich stáří přesahuje 8 mil. let a u některých hvězd dosahuje až 30 mil. let. Exponenciální poločas rozpadu akrečních disků se pohybuje kolem 6 mil. let.

2.4. Osamělé hvězdy

H. Bond aj. objevili, že podobr HD 140283 (Lib; 7 mag; sdF3; 5,8 kK; 4 L_☉; 1,4 R_☉; 58 pc; stáří 14,5 mld let !) má extrémně nízkou metalicitu (0,4 % sluneční) a současně vysokou prostorovou rychlost 360 km/s. Je tedy jisté, že jde o extrémně starou hvězdu (formálně dokonce starší než vesmír), ale samotné určení stáří je zatíženo velkou chybou, takže tím není nijak ohrožena kanonická hodnota stáří vesmíru (13,77 ±0,06) mld. let. Hvězdě se dostalo neoficiálního názvu Metuzalém. Jelikož je poměrně blízko, hodí se výborně pro sledování svého chemického složení, jež poskytne důležité informace o rané fázi vývoje hvězdného vesmíru.

T. Pugh a D. Gray sledovali po dobu 6 let změny radiální rychlosti jasného červeného veleobra Antares A (α Sco; 1,1 mag; M1.5 Iab; 3,4 kT; 57,5 kL_☉; 880 R_☉ ≈ 4 au; 17 M_☉; vzdálenost 170 pc; stáří 12 mil. let). Obdrželi tak periodu změn 5,9 let. V návaznosti na již stoleté sledování jasnosti této hvězdy nejrůznějšími přístroji tak potvrdili kvaziperiodu světelné křivky 5,9 r s amplitudou ve vizuální oblasti spektra 0,2 mag. Nejde však o objev spektroskopické dvojhvězdy, ale o potvrzení pulsací poloměru hvězdy o plných 19 %, což by se mělo ještě výrazněji projevit sledování infračervené světelné křivky hvězdy, která vysílá daleko nejvíce záření právě v této oblasti spektra.

A. Richardsová aj. pozorovali další jasnou hvězdu Betelgeuse (α Ori; 0,6 mag; M2 Iab; 3,6 kK; ≈1 kR_☉; ≈14 M_☉; 150 kL_☉; ≈200 pc; stáří ≈10 mil. let) pomocí vylepšeného rádiového interferometru e-MERLIN (Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network) s úhlovým rozlišením až 0,06″ ve frekvenčním pásmu 5,5 – 6,0 GHz (vlnové délky 55 – 50 mm). Většina rádiového záření zde přichází z oválné oblasti o lineárním rozměru 5x větším než je optický průměr hvězdy a jasová teplota záření dosahuje 1,2 kK. Na protějších delších stranách oválu však byly pozorovány dvě horké skvrny o jasových teplotách 5,4 a 3,8 kK. Ve vzdálenosti 50 au od centra hvězdy se pozoruje chladný plyn o jasové teplotě 150 K a úhrnné hmotnosti 2/3 M_z. Ačkoliv jde o vůbec nejbližšího červeného veleobra vůči Slunci, zůstává Betelgeuse stále velkou záhadou, o jejíž řešení se v budoucnu pokusí především milimetrová a submilimetrová anténní soustava ALMA.

K. Ohnaka aj. využili infračervené aparatury AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) interferometru VLTI ESO k získání podrobných spekter dalšího červeného veleobra Antares (Sco; 1,0 mag; M1.5 Iab; 3,8 kK; 5,9 au; 15 M_☉; 58 kL_☉; ≈170 pc; 13 mil. let). Interferometr VLTI totiž docílil úhlového rozlišení 0,007″, takže autoři mohli studovat i radiální změny v atmosféře hvězdy, jejíž úhlový průměr činí 0,037″. Tak zjistili, že na vnějším okraji atmosféry teplota klesá na 2 kK a hustota této části atmosféry je o plných 6 řádů vyšší, než dávají konvektivní modely. Celý disk v průběhu ročního měření výrazně pulsoval, takže jeho rozměry se měnily až o 20 %, což ukazuje, že na rozdíl od Betelgeuze je chování disku ovlivňovány ještě jinými mechanismy než konvekcí.

K. Suová aj. srovnávali spojité spektrum jasných hvězd Vegy (α Lyr; 0,0 mag; A0 V; 10 kK; 2,4 R_☉; 2,1 M_☉; 40 L_☉; 7,7 pc; 455 mil. let) a Fomalhautu (α PsA; 1,2 mag; A3 V; 8,6 kK; 1,8 R_☉; 1,9 M_☉; 17 L_☉; 7,7 pc; 440 mil. let) , pořízené Spitzerovým kosmickým teleskopem (SST) ve střední infračervené oblasti (10 – 35 μm) a Herschelovým kosmickým teleskopem v daleké oblasti infračerveného spektra. Obě hvězdy vykazují v uvedeném pásmu přebytek zářivého výkonu odpovídající teplotě 170 K v jejich okolí, což už známe u hvězd Ε Eri a HR 8799, které mají prokázané exoplanety. Vně oblaku je rozsáhlá prázdná mezera, a teprve dále od hvězd zhruba téhož staří je vidět pomocí Herschelova teleskopu další, tentokrát velmi chladný prsten. Autoři proto soudí, že příčina přebytku je ve všech zmíněných případech táž: jde o analogii oblaku zodiakálního světla v naší Sluneční soustavě. V mezeře mezi teplým a chladným oblakem se nejspíš nacházejí planetky, které mají ovšem poměrně nízké hmotnosti, takže je současnými přístroji nelze pozorovat.

T. Metcalfe aj objevili u analogu Slunce Ε Eri (3,7 mag; K2 V; 5,1 kK; 0,34 L_☉; 0,7 R_☉; 0,8 M_☉; 3,2 pc; stáří 500 mil. r) cykly magnetické aktivity obdobné slunečnímu cyklu s periodou 11 let. Cykly se však střídají s dvojí periodou, kratší aktivní trvá 3,0 let a delší neaktivní 12,7 let. Autoři se domnívají, že delší perioda odpovídá svým typem daleko delšímu intervalu tzv. Maunderova minima pro Slunce (70 let), kdežto kratší perioda standardní periodě sluneční činnosti. Příslušnou teorii příčin obou jevů vypracovala v r. 2007 E. Böhmová-Vitenseová.

J. do Nascimento aj. se zabývali otázkou, zda je Slunce vůči ostatním různé starým analogům hvězdou typickou, anebo pekuliární. Problém spočívá v tom, že slunečních analogů až na výjimky neznáme jejich rychlost rotace. Ta je známa pouze u analogu 18 Sco (5.5 mag, G2 V; 5,4 kK; 1,0 R_☉; 1,0 M_☉; 1,1 L_☉; 14 pc), která je mladší (3,8 mld. let) a rotuje rychleji (střední perioda 22,7 d) než Slunce (střední perioda 26,1 d; teplota 5,8 kK). Ačkoliv jeho metalicita je jen nepatrně vyšší než u Slunce, má proti Slunci trojnásobek zastoupení lithia, takže pokud je poblíž 18 Sco technická civilizace, tak nemá problém s výrobou lithiových baterií.

Autoři nyní využili družice CoRoT k pozorování hvězdy ID 102684698 (14 mag; G4 V; 5,8 kK;), která je rovněž slunečním analogem, avšak je starší než Slunce (6,7 mld. let). CoRoT umí i u tak slabých hvězd určit jejich rotační periodu, která v tomto případě činí 29 d. Hvězda vykazuje shodné zastoupení lithia se Sluncem. Má však proti Slunci vyšší podíl žáruvzdorných prvků ve své atmosféře. D. de Freitas aj našli pomocí téže družice další tři sluneční analogy, mezi nimiž se Slunci nejvíce blíží hvězda ID 105693572 (5,8 kK), která má rotační periodu (28 ±0,5) d. Další dva analogy mají rotační periody kratší (24,1 a 21,4 dne).

F. Reinhold aj. identifikovali pomocí družice Kepler hvězdy, které podobně jako Slunce jeví periodickou hvězdnou činnost. Z více než 160 tis. hvězd sledovaných Keplerem jich vytipovali téměř 41 tisíc. Pro více než 24 tis. hvězd se jim podařilo určit rotační periody v rozmezí 0,5 – 45 d, přičemž střední hodnota 16 dnů je v souladu s předpokladem, že tvorba hvězd v Galaxii probíhá stálým tempem, rotace konkrétní hvězdy se s časem zpomaluje a rotující hvězdy jeví diferenciální rotaci, jak to názorně vidíme u Slunce.

M. Nielsen aj. vybrali z týchž pozorování družice Kepler přes 12 tis. hvězd hlavní posloupnosti sp. tříd F až M a sledovali závislost periody rotace na spektrální třídě. Rozsah period rotace pokryl hodnoty 1 – 30 d. Z toho určili medián periody pro téměř 800 červených trpaslíků 15,4 d a nápadný přebytek period ≈7,5 d. V přehledovém článku o asteroseismologii poukázali W. Chaplin a A. Miglio na průlom v určování vnitřní stavby hvězd hlavní posloupnosti i červených obrů, o který se zasloužily již zmiňované družice CoRoT a Kepler, ale i početná pozemní pozorování relativně nepatrných rychlých periodických změn jasností hvězd.

N. Naslimová aj. určili ze spekter dvou horkých podtrpaslíků HE 2359-2844 a HE1256-2738 vzdálených od nás 250 a 300 pc, že mají ve svých atmosférách stonásobný přebytek olova proti ostatním starým hvězdám chudým na hélium, tj. o čtyři řády více než Slunce. V absolutní míře to představuje přibližně 100 mld. tun olova. Celkově se ukazuje, že jde o snad nejvíce chemicky pekuliární hvězdy, protože v jejich nitru probíhá termonukleární spalování hélia, která se na povrchu hvězd projeví silným zvrstvením i dalších prvků, zejména zirkonia a yttria.

K. Kusno aj. využili od dubna 2006 do května 2008 radiointerferometrie VLBI k určení přesné vzdálenosti proměnné hvězdy PZ Cas pomocí čar vodního maseru. Takto určená vzdálenost (2,8 ±0,2) kpc dobře zapadá do diagramu HR pro počáteční hmotnost červeného veleobra 25 M_☉. Družice HIPPARCOS už dříve změřila vlastní pohyb hvězdné asociace OB Cas OB5, do níž veleobr patří. Z toho vyplývá, že obří molekulová mračna se v Galaxii pohybují náhodně, takže nejde o doklad údajných hustotních vln vytvářejících spirální ramena, jak se dříve soudilo.

G. Rauw aj. pořídili pomocí družice Newton rentgenová spektra hvězdy HD 45314 (Gem; 6,6 mag; O9e IV) a objevili tak její silně proměnnou emisi o teplotě ≈200 MK, jejíž intenzita během pouhé čtvrt hodiny kolísá v poměru 1:2. To znamená, že hvězda je obklopena žhavým plynným diskem podobně jako prototyp této třídy γ Cas (sp. třída B0.5e IV). Jde zřejmě o rychle rotující hvězdy, z jejichž povrchu vylétají plynné výrony, které posléze vytvářejí kolem hvězdy horký plynný závoj. V jejich nitru již končí základní termonukleární reakce H => He, takže opustily hlavní posloupnost a putují po diagramu HR k větvi obrů. Objev je důkazem, že horký závoj se může vytvářet i u svítivých hvězd spektrální třídy O.

T. Boyajianová aj. proměřovali úhlové rozměry kotoučků 23 blízkých hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd A7 - K0.5 pomocí interferometru CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) na observatoři Mt. Wilson v Kalifornii. Interferometr CHARA se skládá ze šesti 1m posunovatelných reflektorů rozmístěných ve tvaru písmene Y, takže nejdelší základna 330 m poskytuje pro jasné hvězdy úhlové rozlišení až 0,5 tisícin obloukové vteřiny (!). Vesměs šlo o mateřské hvězdy již objevených exoplanet a interferometrická měření poskytla v kombinaci s určením jejich vzdáleností astrometrickou družicí HIPPARCOS velmi přesné hodnoty jejich poloměrů, efektivních teplot a zářivých výkonů. Aparatura CHARA získala úhlové průměry s přesností lepší než 5 % již pro 125 hvězd hlavní posloupnosti.

T. White aj. využili týž interferometr CHARA ke změření úhlových průměrů jasných hvězd θ Cyg (0,75″) a 16 Cyg A+B (0,54″ + 0,49″), které byly družicí Kepler identifikovány jako potenciální mateřské hvězdy exoplanet. Odtud a za pomocí určení vzdáleností družicí HIPPARCOS pak získali jejich geometrické a fyzikální parametry: θ Cyg (4,5 mag; F3 V; 6,7 kK; 1,5 R_☉; 1,37 M_☉; 18 pc; ≈1,3 mld. let) a 16 Cyg A+B (6,0 + 6,2 mag; G1.5 V G2.5 V; 5,8 + 5,8 kK; 1,2 + 1,1 R_☉; 1,07 + 1,05 M_☉; 21 pc; ≈10 mld. let). Týž interferometr posloužil také E. Bainesové aj. ke změření úhlového průměru 1,01 úhlové milivteřiny obří hvězdy HR 2582 (6,0 mag; K2 III; ≈335 pc). Odtud odvodili její poloměr 36 R_☉; efektivní teplotu 4,6 kK; zářivý výkon 518 L_☉; překvapivě vysokou hmotnost 5,6 M_☉ a stáří 165 mil. let.

E. Bainesová aj. pracovali také s interferometrem NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) na vrcholu Anderson Mesa poblíž Flagstaffu v Arizoně, který má stejnou konfiguraci písmene Y s největší délkou ramen 250 m. Touto aparaturou změřili úhlový průměr 1,54 úhlové milivteřiny hvězdy κ CrB (5 mag; K0 III-IV; 4,8 kK; 30 pc; 3,4 mld. let), která je mateřskou hvězdou exoplanety b s hmotností >1,8 M_j, jež kolem ní obíhá ve vzdálenosti 2,7 au po dráze s výstředností 0,15 v periodě 3,3 r. Autoři tak odvodili poloměr hvězdy 5,1 R_☉, hmotnost 1,5 M_☉ a zářivý výkon 12 L_☉. Na základě toho mohli revidovat rozsah ekosféry 3,05 – 6,06 au, takže zmíněná exoplaneta b není v ekosféře.

Y. Ohyama a A. Hota pořídili pomocí 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea spektrum horké hvězdy SDSS J1229+1122, jež se nachází slapovém chvostu o délce 17 kpc u nepravidelné trpasličí galaxie IC 3418 vzdálené od nás 17 Mpc. Autoři ukázali, že jde o modrého veleobra spektrální třídy O, který ozařuje přilehlý plynný oblak, a tím ozařováním se prozradil. V současné době jde tedy o nejvzdálenější spektrum normální hvězdy, které je k dispozici. Trpasličí galaxie patří do známé obří kupy galaxií v souhvězdí Panny. Zmíněný chvost se od ní oddělil a putuje prostorem jako troska z lodě na moři.

2.5. Těsné dvojhvězdy

2.5.1. Jednotlivé soustavy

L. Jetsu aj. zjistili z údajů v Káhirském kalendáři, jenž byl vydán patrně v r. 1224 př. n. l., a jsou v něm vyznačeny po astrologickém způsobu šťastné a nešťastné dny, že je tam první v novověku známá zákrytová dvojhvězda Algol (β Per) označena jako zuřící, nebo bouřící, či burácející, tj. jako první hvězda s proměnnou jasností v historii. V moderní době objevil proměnnost Algolu jako první italský astronom G. Montanari v r. 1669. Britský astronom J. Goodricke rozpoznal v r. 1783 její pravidelnou periodu proměnnosti 2,867 d. Pokud je zmíněná interpretace názvu ve zmíněném kalendáři správná, tak měl Algol před více než třemi tisíciletími oběžnou periodu 2,850 d - její prodloužení způsobila nekonzervativní výměna hmoty mezi složkami této polodotykové těsné dvojhvězdy. Dnes už ovšem víme, že Algol je fakticky hierarchická trojhvězda, kde třetí složka je sp. třídy F1 IV a obíhá kolem barycentra soustavy v periodě 1,9 let.

I. Potravnov a V. Grinin shrnuli údaje o nedávno proběhnuvším zákrytu (2009-2011) proslulé proměnné hvězdy ε Aur, jež byla jako proměnná objevena v r. 1821 J. Fritschem a v r. 1904 zjistil H. Ludendorff, že jde o zákrytovou dvojhvězdu s rekordní oběžnou dobou 27 let. Hvězda navzdory velkému úsilí astronomů řady následujících generací stále nevydala svá tajemství, protože dosud neznáme povahu objektu, který zakrývá primární složku vždy po dobu zhruba 2 let během každého oběhu. Primární složka je veleobr sp. třídy F0 Ia o hmotnosti 3,5 M_☉ a poloměru 0,9 – 2,3 au, ale tyto parametry poukazují spíše na miridu, než na veleobra F. O zakrývajícím objektu nemáme stále jasno, přestože jeho hmotnost se odhaduje na >6 M_☉. Zákryt totiž vyvolává záhadný akreční disk rotující rychlostí 30 km/s o průměru 12,5 au. Potíž je také s tím, že vzdálenost dvojhvězdy neznáme příliš přesně. Klasické metody dávají hodnotu (740 ±70) pc, kdežto z astrometrie družice HIPPARCOS vyšlo jen 650 pc.

J. Lee aj. pozorovali v letech 2007-2008 světelnou křivku superdotykové zákrytové dvojhvězdy EP And (12 mag; teploty složek 6,39 a 6,36 kK; 0,89 + 1,35 R_☉; 0,5 + 1,3 M_☉; 1,1 + 2,7 L_☉; per. 9,7 h; 470 pc) a zjistili, že je asymetrická. K tomu přidali i historická data o minimech za 82 let. Našli tak dvě periody změn, dlouhou s cyklem téměř 45 let a krátkou s periodou 1,8 r. Oběžná perioda dvojhvězdy velmi pomalu roste, což lze vysvětlit intenzivním přenosem hmoty z primární složky na sekundární. Asymetrický tvar světelné křivky je zřejmě způsoben výskytem chladných skvrn na obou složkách dvojhvězdy, za což může jejich magnetické pole. Existence zmíněných dlouhých period autoři vysvětlují přítomností dalších složek systému s minimálními hmotnostmi 0,25 a 0,90 M_☉, jež obíhají ve větší vzdálenosti kolem těžiště zmíněné těsné dvojhvězdy. Není navíc vyloučeno, že hmotnější průvodce je rovněž těsnou dvojhvězdou, takže celý systém je v tom případě naprosto bizarní pětihvězda!

P. Mayer aj. určovali parametry těsné dvojhvězdy HD 165246 (Sgr; 7 mag; per. 4,6 d; sp. O8 V + B7 V; stáří 3,3 mil. r.; vzdálenost 1,3 kpc), která je však rovněž dvojčarovou spektroskopickou dvojhvězdou, jak ukázala spektra pořízená spektrografem FEROS na 2,2 m teleskopu MPG/ESO na observatoři La Silla v Chile. Rozpletením spekter se podařilo ukázat, že jde o velmi nerovnou soustavu, pokud jde o hmotnosti složek. Zatímco primární složka má úctyhodných 22 M_☉ a poloměr 7,4 R_☉, sekundární chudá příbuzná musí vystačit s pouhými 3,7 M_☉. Hmotnější složka rotuje s obvodovou rychlostí téměř 250 km/s.

Jak uvedli C. Galan aj., jednou ze zapomenutých dlouhoperiodických zákrytových dvojhvězd se stala soustava V383 Sco (vzdálenost ≈8 kpc !), která byla sice objevena již počátkem XX. stol., ale její dlouhá oběžná perioda 13,5 r ji vylučovala ze zájmu pozorovatelů. Autoři se věnovali podrobnému sledování posledního zákrytu, jenž proběhl na přelomu let 2007/2008, a to ve vizuální i blízké infračervené oblasti spektra. Z pozorování vyplynulo, že soustava se podobá proslulé dlouhoperiodické zákrytové dvojhvězdě ε Aur a oběžná doba se zpřesnila na 13,35 roku. Jasnější složkou systému v pásmu U je totiž hvězda sp. třídy FO a zakrývající složkou je veleobr sp. třídy M1 I-II. Pravděpodobně jde o totální zákryt, ale jeho trvání a tvar se během let mění. Autoři vyhledali v archivech údaje o zákrytech v letech 1901, 1914 a 1928, pak však přišla dlouhá pauza, kdy se na tento pozoruhodný systém zapomnělo. Oběžná perioda pravděpodobně kolísá a veleobr navíc pulsuje v periodě 199 d.

P. Kervellovi aj. se podařilo pomocí aparatury NACO VLT ESO na Paranalu od sebe rozlišit složky dvojhvězdy δ Vel A (2,0 mag) a B (5,6 mag). Pozorování v infračerveném pásmu 2,2 μm pomocí adaptivní optiky ukázala, že složky jsou od sebe úhlově vzdáleny 0,6″. Astrometrie tak potvrdila orientaci roviny oběžné dráhy dvojhvězdy A+B, která byla již dříve odvozena interferometricky. Navíc se ukázalo, že použití adaptivní optiky u 8m teleskopů VLT ESO umožňuje pro jasné hvězdy a malé úhly měřit úhlové rozteče mezi hvězdami s pozoruhodnou přesností až ±50 obl. mikrovteřin! Složka A je známa jako nejjasnější zákrytová i spektroskopická těsná dvojhvězda na obloze, což se kupodivu zjistilo teprve v r. 2000 (2,6 + 2,4 R_☉; 2,5 + 2,4 M_☉; A1 V + A1 V; 9,5 + 9,4 K; 56 + 47 L_☉; 25 pc; 400 mil. let), protože světelná křivka je poměrně mělká. Primární i sekundární minimum totiž vzniká při parciálním zákrytu složek, a oběžná doba soustavy činí 45 dnů. Až v r. 2011 odvodili T. Pribulla aj. spolehlivé dráhové elementy s výstředností 0,29 a délkou velké poloosy 60 mil. km. Obě hvězdy Aa i Ab rychle rotují a zřejmě již opustily hlavní posloupnost.

J. Liebert aj. zlepšili základní parametry pro jasnou vizuální a spektroskopickou dvojhvězdu Prokyon (α CMi; 0,3 mag; sp. F5 IV-V + DQZ), v níž bílý trpaslík obíhá těžiště soustavy v periodě téměř 41 let. O zlepšení se zasloužila měření pomocí VLTI ESO, HST a družice HIPPARCOS, takže vzdálenost soustavy (3,51 ±0,02) pc nyní známe s relativní přesností 0,6 %. Odtud se podařilo zpřesnit poloměr primární složky na 2,03 R_☉ s chybou 0,6 %, hmotnost na 1,48 M_☉ a efektivní teplotu na 6 540 K. Tak dostáváme zářivý výkon 9,93 L_☉ a stáří soustavy 1,9 mld. let. Pro bílého trpaslíka o poloměru 8,6 tis. km a hmotnosti 0,60 M_☉ to znamená, že se zhroutil na degenerovanou hvězdu před 1,2 mld. let, a jeho předchůdce měl původní hmotnost 2,6 M_☉. Strávil asi 680 mil. let na hlavní posloupnosti, pak se astronomicky vzato rychle rozepnul na červeného obra a následně zhroutil na hustého a pomalu chladnoucího bílého trpaslíka, jenž má po tak dlouhé době stále ještě efektivní teplotu 7,7 kK a svítivost 0,5 mL_☉. Obíhá kolem těžiště soustavy po dráze s výstředností 0,4, takže jeho vzdálenost od Prokyonu A kolísá v rozmezí 9 – 21 au.

H. Grunhut aj. objevili silné magnetické pole u dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy HD 47129 (Plaskettova hvězda = V640 Mon; 6,0 mag; O8 I + O7.5 III; 14 + 16 R_☉; 54 + 56 M_☉; 34 + 33 kK; 220 + 123 kL_☉; 1,6 kpc; ≈4 mil. let). Sekundární složka totiž jeví silné Zeemanovy rozštěpy spektrálních čar, které nasvědčují tomu, že primární složka má sice indukci magnetického pole slabší než 0,02 T, ale zato dipólové pole sekundární složky dosahuje 0,3 T, zatímco podélná složka pole kolísá v rozmezí -0,08 – +0,07 T. Z toho plyne, že kolem sekundární složky se prostírá magnetosféra napájená magneticky usměrněným hvězdným větrem. Sekundární složka patří mezi rychlé rotátory.

Neuvěřitelně hmotnou těsnou dvojhvězdu objevili H. Sana aj. v nejaktivnější známé hvězdné kolébce 30 Dor (Tarantule; Velké Magellanovo mračno; vzdálenost 49 kpc). Jde o objekt označený jako R144 a vzdálený asi 60 pc od jádra hvězdokupy (R136). Autorům se podařilo pomocí výkonného spektrografu X-Shooter VLT ESO ukázat, že jde o dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdu se složkami sp. tříd WN5-6h a WN6-7h, jejichž úhrnný zářivý výkon dosahuje 6 ML_☉ (!). Hvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě <370 d rychlostí 250 km/s a jejich souhrnná hmotnost dosahuje 200 – 300 M_☉! Autoři odhadli, že hvězdokupa vznikla přímo ve zmíněném jádře hvězdokupy před 1 mil. let a vůči němu se vzdaluje rychlostí 60 km/s.

E. Mamajek aj. zjistili, že jasný Fomalhaut (α PsA; 1,1 mag; A3 V; 7,7 pc; 450 mil. let) je ve skutečnosti trojhvězda. Druhou složkou soustavy je už dávno známá proměnná hvězda TW PsA (6,5 mag; K5 V). Přestože je od Fomalhauta vzdálena skoro 0,3 pc, sdílí s ním vektor prostorové rychlosti. Autoři nyní ukázali, že týž vektor rychlosti sdílí také hvězda LP 876-10, která je úhlově vzdálena od Fomalhauta celých 6° (!), takže se nachází v souhvězdí Vodnáře, ale její lineární vzdálenost od Fomalhauta je pouze 0,8 pc a od TW PsA jen 1,0 pc. Slapový poloměr Fomalhauta však činí 1,9 pc, takže svou gravitací nepochybně určuje pohyby obou svých vzdálených průvodců. Přesná měření zároveň ukázala, že neexistuje tzv. Castorova pohybová skupina, do níž měla kromě Fomalhauta patřit také Vega, α Cep a α Lib.

Naprostým překvapením byl objev K. Strassmeiera aj., když zjistili z fotometrie a spektroskopie hvězdy Gl 586 AB, v letech 2006-2012, že primární složka A je ve skutečnosti dvoučarová spektroskopická dvojhvězda s nejvýstřednější drahou na celé obloze: e = 0,976 (!) při oběžné době 2,4 let. Sklon dráhy k zornému paprsku činí 55°. Složky Aa a Ab mají po řadě spektra G9 V a M0 V a hmotnosti 0,9 M_☉ a 0,6 M_☉. Složka Ab rotuje kolem své osy v periodě 8,5 d. Vizuální složka B je však k A rovněž gravitačně vázána a autoři odhadli její oběžnou periodu kolem barycentra A na 50 tis. let (!) a stáří celé trojice na >2 mld. let.

E. Moraweji aj. pozorovali po dobu 20 let soustavu α Her (Rasalgheti; 2,9 mag; M5 Ib-II; poloměr ≈1,9 au; 3,3 kK; 8,3 kL_☉; 110 pc; stáří 0,4 – 1,25 mld. let), která tvoří nejjasnější složky tripletu, v němž další hvězdy mají spektrální třídy G8 III a A9 IV-V. Z rozboru dlouhé řady měření pak vychází pro hlavní složku soustavy hmotnost 2,2 – 3,2 M_☉.

S. B. Qian aj zjistili, že těsná dvojhvězda BI Vul (14 mag; sp. K3 V) je bezmála dotykové zákrytová dvojhvězda s poměrem hmotností složek q = 0,96 a oběžnou periodou 0,25 d, která se zkracuje nejspíš kvůli tomu, že soustava ztrácí moment hybnosti vinou magneticky řízeného hvězdného větru. Oběžná perioda však jeví i cyklické změny s relativně malou amplitudou 8 min. a délkou cyklu necelých 11 roků. Odtud usoudili, že soustava obsahuje ještě třetí hvězdu s hmotností ≈0,3 M_☉ a délkou poloosy své dráhy téměř 5 au.

T. Borkovits zveřejnili základní parametry hierarchické trojhvězdy HD 181068 (7 mag), která byla po dobu dvou let sledována družicí Kepler. Vzdálená složka A přitom obíhá prográdně a v koplanární rovině kolem těžiště těsné dvojhvězdy (Ba+Bb) po kruhové dráze s poloměrem 63 mil. km v periodě 45,5 d. Má poloměr 12,5 R_☉; hmotnost 3,0 M_☉ a efektivní teplotu 5,1 kK. Těsná dvojhvězda se skládá ze složek Ba a Bb, které mají po řadě poloměry 0,86 + 0,80 R_☉; hmotnosti 0,86 + 0,82 M_☉ a teploty 5,1 – 4,7 kK. Tyto složky kolem sebe obíhají rovněž po kruhové dráze o poloměru 3,4 mil. km v periodě 0,9 dne.

H. Sana aj. využili nové aparatury PIONIER interferometrického systému VLTI ESO na základnách o délce až 120 m k zobrazení hierarchické trojhvězdy HD 150136 (vzdálenost 1,3 kpc), která se skládá z těsné dvojhvězdy raných spektrálních tříd O3 V + O6 V a vzdálené složky O7 V. Těsná dvojhvězda má oběžnou periodu 2,7 d a kolem jejího barycentra obíhá vnější složka v periodě 8,4 let po silně výstředné dráze (e = 0,73) s délkou velké poloosy 16 au. Hmotnost celého tripletu dosahuje 133 M_☉, z toho na vnitřní dvojhvězdu připadá po řadě 63 a 40 M_☉ a na vzdálenou třetí hvězdu 33 M_☉. Stejnou soustavu sledovali pomocí aparatury AMBER NIR VLTI ESO také J. Sanchez-Bermudez aj., kteří poukázali na skutečnost, že triplet je nejbližší soustavou s hmotností >100 M_☉ od Slunce. Efektivní teploty složek jsou po řadě 44 kK, 39 kK a 37 kK. Soustava je velmi mladá s pravděpodobným stářím jen 1.4 mil. roků. Zdá se, že velmi hmotné hvězdy mají tendenci vznikat právě jako hierarchické trojhvězdy.

J. Nemravová aj. ukázali, že jasná hvězda ξ Tau (= 2 Tau = HR 1038 = HD 21364; 3,7 mag; vzdálenost 64 pc) je ve skutečnosti hierarchická čtyřhvězda, která je navíc díky nízké deklinaci +10° pozorovatelná téměř z celé zeměkoule. Proto se v široké mezinárodní spolupráci českých, francouzských, kanadských, amerických, německých, chorvatských a portugalských astronomů podařilo získat podrobné fotometrické, spektroskopické a interferometrické údaje (z aparatur NPOI ve Flagstaffu a CHARA na Mt. Wilsonu) o třech složkách tohoto pozoruhodného hvězdném komplexu. Soustavu tvoří těsná zákrytová dvojhvězda (Aa+Ab) s pomalu rotujícími složkami spektrální třídy A, dále pak úhlově vzdálenější rychle rotující hvězda B se širokými čarami spektra a čtvrtá úhlově podstatně vzdálenější (0,44″) hvězda C. Složky Aa+AB obíhají kolem společného těžiště v periodě 7,2 d po téměř kruhové dráze o poloměru 18 mil. km. Složky mají poloměry 2,0 a 1,5 R_☉, hmotnosti 2,3 a 2,2 R_☉ a efektivní teploty 9,4 a 9,2 kK. Složka B (sp. třídy B) obíhá kolem barycentra (Aa+Ab) v periodě 145 d po dráze s výstředností 0,2 a délkou velké poloosy 1,0 au. Má hmotnost 4,5 M_☉ a efektivní teplotu 15 kK. Čtvrtá složka C je sp. třídy F a obíhá kolem barycentra komplexu v periodě ≈52 roků.

P. Mayer aj. sledovali známou dotykovou zákrytovou dvojhvězdu LY Aur (O9 II + O9 III; 31,0 + 31,2 kK; 16 + 13 R_☉; 25 + 14 M_☉; 210 + 135 kL_☉; rotace 194 a 152 km/s; kruhová dráha o poloměru 25 mil. km s periodou 4,0 d) spektroskopicky pomocí Perkova 2m teleskopu v Ondřejově a také na DAO (1,2m coudé) v Kanadě jakož i na španělské observatoři Calar Alto (2,2m coudé) a konečně i pomocí spektrografu ELODIE na observatoři Haute Provence ve Francii. Jelikož je z fotometrie za posledních 40 let vidět, jak se její oběžná perioda zřetelně zkracuje, svědčí to o nekonzervativní výměně hmoty mezi složkami této dvojhvězdy. Autoři současně sledovali i jejího vizuálního průvodce a zjistili, že jde rovněž o těsnou dvojhvězdu s oběžnou periodou 20,5 d a výstředností 0,25. Celá soustava tak tvoří téměř souměrný hierarchický kvadruplet.

T. Icli aj. ukázali, že interagující dvojhvězda OO Aql (HD 187183; 9,5 mag; vzdálenost 136 pc; stáří 8,6 mld. let) je ve skutečnosti čtyřnásobná hierarchická soustava. Dříve rozpoznaná těsná dvojhvězda A+B se skládá z hvězd o poloměrech 1,4 a 1,3 R_☉, hmotnostech 1,0 a 1,3 M_☉, efektivních teplotách 5,7 a 5,5 kK a svítivostech 1,8 a 1,3 L_☉. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v průměrné vzdálenosti 2,3 mil. km v periodě 12,2 h a přetéká mezi nimi plyn tempem 5.10^-8 M_☉/r. Do téže gravitačně vázané soustavy však patří také složka C o hmotnosti 0,3 M_☉, která je od dvojhvězdy (A+B) vzdálená úhlově 0,076″ a obíhá kolem ní v periodě 20 let po protáhlé dráze s výstředností 0,44. Ještě vzdálenějším průvodcem těsné dvojhvězdy je pak složka D o hmotnosti ≈0,7 M_☉, jež je od (A+B) vzdálená úhlově 0,14″ a obíhá kolem ní v periodě 52 let po dráze s výstředností 0,22.

Velmi pozoruhodnou práci o složitém pětinásobném systému V994 Her (= HD 170314; 7 mag) zveřejnili P. Zasche a R. Uhlař. K objevu, že dva známé těsné páry zákrytových dvojhvězdy s oběžnými periodami 2,1 a 1,4 d a výstřednostmi drah 0,03 a 0,13 tvoří ve skutečnosti hierarchickou čtyřhvězdu, vzdálenou od nás 256 pc, využili principu, pomocí něhož v r. 1676 dánský astronom O. Roemer poprvé změřil rychlosti světla. Jak známo, Roemer měřil zpoždění a předbíhání okamžiků tranzitů a zákrytů Galileových měsíců Jupiteru vůči předpovědi kvůli proměnné vzdálenosti Jupiteru od Země. Dnes je rychlost světla perfektně známa, a tak ji lze využít obráceně k odhalení gravitační vazby mezi oběma páry zákrytových dvojhvězd. Autoři dostali pro oběh barycenter obou párů kolem společného těžiště čtyřhvězd oběžnou periodu 6,3 roků, která však kolísá vinou 5. tělesa v této podivuhodné soustavě, jež bylo objeveno z interferometrie v r. 2001 a do soustavy patří, protože má týž vlastní pohyb. Program sestavený oběma autory umožnil zahrnout do výpočtu jak historická data o světelných křivkách za sto let, tak nová měření autorů i družice HIPPARCOS. Tak se jim podařilo odvodit periody apsidálních pohybů obou párů, po řadě ≈600 a ≈110 let a celkem 15 parametrů pětinásobné soustavy. Nepotřebovali k tomu spektroskopii, stačila data o průběhu světelných křivek pořizovaná dalekohledy s průměrem optiky 0,2 m.

L. Close aj. využili vynikajících vlastností nového spektrografu s adaptivní optikou MagAO na 6,5m reflektoru observatoře Las Campanas v Chile k podrobnému zobrazení známé vícenásobné soustavy Trapez (θ¹ Ori) v jádře Velké mlhovině v Orionu (M42; vzdálenost 414 pc). Kvalita obrazu na observatoři dosahuje až 0,5″ a při krátkých expozicích může stoupnout až na rekordních 0,02″. Tak docílili přesnosti v polohách složek Trapezu až 0,025″ a jejich vlastní pohyby měřili s přesností ±0,000 2″/rok (!), což odpovídá nejistotě v určení vlastního pohybu hvězdy ±0,4 km/s. Autoři tak mohli sledovat vlastní pohyby všech pěti členů Trapezu (A; B1-4) a prokázali, že všech pět členů je vskutku gravitačně vázáno. Stabilita hierarchické soustavy je přitom lepší, než se dosud soudilo. Pouze složka B4 může časem soustavu Trapez opustit, což by bylo důležité pro naše znalosti o vývojových tendencích ve hvězdných kolébkách.

C. Nicholls aj. sledovali proměnnou hvězdy V1309 Sco, která se astronomům doslova před očima slila ze superkontaktní dvojhvězdy s původní oběžnou dobou 1,4 d, jež se začala výrazně zkracovat již během první dekády XXI. stol. Vlastní splývání se projevilo v březnu 2008 nápadným zjasňováním, které vyvrcholilo prudkým zjasněním v září 2008, kdy obě složky splynuly. Autoři sledovali splynulou hvězdu ve středním infračerveném pásmu fotometricky i spektroskopicky v březnu a září 2010. Zjistili z emisních i absorpčních pásů, že okolí hvězdy zaplňuje množství horkého prachu o teplotě ≈800 K. Jde převážně o amorfní pyroxenová zrnka o typickém rozměru 3 μm, jež vznikla až během vlastního splynutí. Nelze zatím rozlišit, zda jde o kulovou slupku, anebo o plochý disk v okolí hvězdy. C. Zhu aj. odhadli úhrnnou hmotnost prachového obalu na 0,5 mM_☉ a potvrdili, že jde zrnka tvořená křemičitany a sloučeninami Fe. Podmínkou pro vznik prachového obalu byla společná plynná obálka dvojhvězdy vytvořená před vlastním splynutím. Celý úkaz je dokladem, že v Galaxii dochází k takovým splynutím dvojhvězd poměrně často, jak ukázaly předešlé případy explozivního zjasnění proměnných hvězd V4332 Sgr v r. 1994 a V838 Mon v r 2002, které v maximu dosáhly zářivého výkonu řádu 10⁶ L_☉. Nejnovější přírůstek v podobě V1309 Sco je zajisté nejlépe pokryt pozorováním posledních fází před splynutím díky přehlídce gravitačních mikročoček OGLE.

Jak ukázali R. Tylenda aj., v přehlídce OGLE byl zaznamenán v r. 2002 objekt BLG-360, považovaný po dlouhou dobu za standardní zjasnění díky gravitační mikročočce. Srovnání s archivními daty z přehlídek MACHO a MOA za období let 1995-2009 však nyní ukázala, že jde ve skutečnosti o další případ splynutí dvou hvězd podobný již zmíněnému vzplanutí V838 Mon a V1309 Sco. Autoři proto prohlédli i data z mnoha dalších přehlídek (2MASS, SST, Akari, WISE aj.) a dospěli k jednoznačnému závěru, že výbuch objektu 0BLG-360 započal již v r. 2002 a slábnutí po maximu pokračovalo až do r. 2006. V maximu dosáhla slévající se dvojhvězda zářivého výkonu řádu desítek tisíc L_☉, což znamená, že šlo o staré hvězdy s nízkou hmotností ve výduti naší Galaxie. V r. 2009 se splynuvší hvězda zahalila prachem, což je další důkaz, že šlo skutečně o slití dvojhvězdy, kolem níž se vytvořila společná plynná obálka už o několik dekád dříve. Průběh světelné křivky se obecně podobal úkazu OT2008 v galaxii NGC 300 (Scl, vzdálenost 1,9 Mpc), kde však v době maxima měla splývající hvězda zářivý výkon 5 ML_☉, ale celé vzplanutí proběhlo desetkrát rychleji než u BLG-360, takže šlo nejspíš o dvojici mladých velmi hmotných hvězd. Autoři našli podobnost úkazu BLG-360 i s dávnou erupcí proměnné hvězdy CK Vul v letech 1670-1672, která se tak stává nejstarším příkladem splynutí dvojhvězdy, o němž nyní víme.

J. Liu aj. studovali rentgenový zdroj ULX-1 v galaxii M101 (UMa; "Větrník"; vzdálenost 6,4 Mpc), o němž se kvůli vysoké svítivosti 3.10³² W a velmi měkkému rentgenovému spektru soudilo, že by mohl jít o tzv. intermediální černou díru s hmotností 0,1 – 1kM_☉. Autoři sledovali optické spektrum objektu a potvrdili, že jde ve skutečnosti o dvojhvězdy, kde viditelná složka patří mezi hvězdy Wolfovy-Rayetovy a obíhá kolem černé díry v periodě 8 d. Autoři odtud odhadli pravděpodobnou hmotnost černé díry jen na 20 – 30 M_☉, takže jde fakticky o standardní dvojhvězdu s jednou zhroucenou hvězdou. Neobvykle měkké rentgenové záření pocházející z akrece na černou díru vysvětlují tím, že na černou díru padají částice relativně řídkého hvězdného větru horké hvězdy třídy WR.

M. Ackermann aj. uveřejnili výsledky multispektrálních pozorování dvojhvězdy LS I +61°303 (vzdálenost 2 kpc), jejíž jedna složka je hvězdou sp. třídy B0 Ve o hmotnosti 10 M_☉ a druhá složka je patrně neutronovou hvězdou. V celém rozsahu vlnových délek jeví soustava silnou proměnnost na všech časových škálách. Obě složky po výrazně eliptické dráze s výstředností 0,54 a délkou velké poloosy 0,5 au v periodě 26,5 d, ale nadto vykazují superorbitální periodu změn jasnosti v periodě 4,6 roků. Autoři ukázali, že hvězda Be je obklopena cirkumstelárním rovníkovým diskem, jenž jeví v pásmu gama sledovaném družicí Fermi největší variace v apastru oběžné dráhy. Zatím známe jen tři soustavy těsných dvojhvězd, které lze sledovat v tak širokém spektrálním rozsahu, což naopak umožňuje sledovat podrobně kvazicyklický vývoj cirkumstelárního disku kolem rychle rotující hvězdy.

2.5.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách

V. Ivanova aj. ukázali, že se z pozorování výrazných zjasnění některých hvězdných objektů zřetelně vynořuje jejich původní příčina, totiž splynutí dvou složek velmi těsné dvojhvězdy. Zářivé výkony v maximu jasnosti jsou zřetelně vyšší než u nov, ale zhruba o řád nižší než u supernov. Příkladů už máme několik: vzplanutí proměnných hvězd V4332 Sgr v r. 1994 a V838 Mon v r. 2002 v naší Galaxii, M31-RV ve výduti spirální galaxie v Andromedě v r. 1988, a nejnověji objektu OT 2006-1 v galaxii M85, vzdálené od nás 18 Mpc. Vzplanutí začalo podle přehlídky Lickovy observatoře 7. ledna 2006 a zůstalo na maximu plné dva měsíce. Teprve pak začala světelná křivka klesat až do neviditelnosti. Výbuch byl asi stokrát silnější než spektakulární výbuch V838 Mon, ale všechny zmíněné jevy měly společný rys, totiž nápadné zčervenání vybuchujícího objektu v maximu jasnosti. Zčervenání zavinila oblaka prachu kolem splývajících dvojhvězd. Zdrojem zářivé energie výbuchu nebyly na rozdíl od nov i supernov termonukleární reakce, ale uvolnění velké gravitační energie splývajících složek dvojhvězdy. Autoři pro tyto zatím dosti vzácné úkazy zavedli poněkud krkolomnou zkratku ILRT (Intermediate-luminosity red transient = přechodné červené objekty prostřední svítivosti), jejichž znakem je zahalení splývajících dvojhvězd společnou prachoplynovou obálkou.

B. Reipurth a S. Mikkola se zabývali možnými způsoby, jak mohou vznikat hierarchické trojhvězdy typu α Centauri, kde těsná dvojhvězda má velmi vzdáleného hvězdného průvodce (Proximu) ve vzdálenosti 15 kau, což je podstatně větší rozteč, než odpovídá rozměru chuchvalce mezihvězdného mračna, z něhož soustava vznikla. Uskutečnili modelování vzniku dvojhvězd na základě 160 tis. simulací gravitačního zhroucení jádra chuchvalce, a zjistili, že většinou tak vzniknou právě tři hvězdy dostatečně blízko sebe, aby jejich společnou budoucnost neohrozily již existující okolní hvězdy. Během několika milionů let je však nejméně hmotná složky trojhvězdy vymetena z kompaktní sestavy, protože hmotnější složky se v mezičase sbližují a předávají hmotné chudince část svého původního momentu hybnosti. Jelikož v té době ještě v soustavě zbývá volný plyn, sníží dynamickým třením rychlost unikající hvězdy pod rychlost únikovou, a tak právě vznikají zmíněné hierarchické páry.

A. Tutukov aj. se zabývali vývojovými fázemi dvojhvězd, v nichž jednu složku tvoří Wolfova-Rayetova hvězda a druhou hvězdná černá díra. Pokud má hvězda WR počáteční hmotnost >10 M_☉, tak záhy vyplní příslušný Rocheův lalok a ztrácí hmotu i moment hybnosti. Soustava se proto postupně změní na oddělenou. Většina jejího plynného materiálu v podobě hvězdného větru se zachytí v akrečním disku černé díry, odkud se nakonec dostává do jejího chřtánu. Celá soustava se tehdy svým zářivým výkonem přiblíží Eddingtonově mezi, při níž je v povrchových vrstvách hvězdy WR porušena rovnováha mezi gravitací a tlakem záření, takže hvězdný vítr neobyčejně zesílí. Pozorovatel následkem toho objeví silný zdroj rentgenového záření. Při nižších hmotnostech ≈5 M_☉ je však přeměna dvojhvězdy na oddělenou jen dočasné a přenos hmoty obstarává vynucený hvězdný vítr. Autoři srovnávali své modelové výpočty s reálnými páry Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 a SS 433. Posledně uvedený objekt je fakticky předchůdcem ostatních vývojově pokročilejších. Za předpokladu, že se v budoucnu vyhne vytvoření společného plynného obalu kolem těsné dvojhvězdy, tak dopadne stejně jako jeho starší kolegové.

S. Dong aj. využili údajů o dlouhoperiodických zákrytových dvojhvězdách získaných během 16 prvních měsíců pozorování družicí Kepler k objevu 15 zákrytových dvojhvězd s oběžnými periodami 40 – 265 d. Všechny takto odhalené systémy se vyznačují výstřednostmi drah 0,5 – 0,85. Následkem toho následuje sekundární minimum během 3 – 10 d po minimu primárním. Autoři odhadují, že Kepler objeví i soustavy s ještě vyššími výstřednostmi, kde ovšem bude viditelné jen primární minimum. Hlavní otázka se ovšem přímo nabízí: co je společnou příčinou tak excentrických "kometárních" drah pro tak solidní tělesa jako jsou hvězdy hlavní posloupnosti?

S. Rappaport aj. hledali mezi více než 2,1 tis. těsných dvojhvězd objevených družicí Kepler hierarchické triplety a našli jich celkem 39. Využili k tomu obrácení postupu O. Roemera, jak jsem se zmínil v předešlém odstavci přehledu. Autoři ze změn časů tranzitů tak dokázali odhalit přítomnost třetích těles daleko od těsné dvojhvězdy, protože svou gravitací posouvají tyto časy vůči předpovědi. Autoři odhadli, že až pětinu pozorovaných dvojhvězd tvoří ve skutečnosti hierarchické trojhvězdy.

M. Lohr aj. zveřejnili údaje o periodách a jejich změnách pro 143 zákrytových dvojhvězd a vícenásobných soustav, které získali díky robotické aparatuře SuperWASP (Super Wide Angle Search for Planets), které získávají britské observatoře na severní i jižní polokouli (La Palma na Kanárských ostrovech a poblíž Sutherlandu v JAR). Jde o soustavy s krátkými oběžnými periodami 4,4 – 5,6 h, přičemž 97 objektů z uvedeného souboru jsou nové proměnné. U 74 objektů byly pozorovány změny oběžných period, svědčící buď o intenzivní výměně hmoty mezi složkami, anebo o přítomnosti třetích těles. V souboru se také nachází další čtyřnásobná hierarchická soustava 1WASP J0930+5339. První těsná dvojice je dotyková dvojhvězda s oběžnou dobou 5,5 h a druhá těsná dvojice je polodotykovou těsnou dvojhvězdou typu Algol s oběžnou periodou 31 h. Oba páry jsou od sebe navzájem vzdáleny 66 au.

M. Wolf aj. sledovali v Ondřejově a Ostravě pět zákrytových dvojhvězd (V785 a V821 Cas; V796 Cyg; V398 Lac a V781 Per) vyznačujících se snadno měřitelnou výstředností oběžných drah. Jejich oběžné periody se pohybují v rozmezí 1,5 – 5,4 d a výstřednosti 0,07 – 0,24. Odtud odvodili periody jejich apsidálního pohybu v rozmezí 33 – 440 let, přičemž relativistická složka pohybu nepřesahuje 7 % výsledné periody. P. Zasche a M. Wolf určili základní parametry pěti zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu pomocí kombinace měření z dánského 1,5m reflektoru na observatoři La Silla v Chile a z přehlídek OGLE a MACHO. Jejich oběžné periody se pohybují v rozmezí 2,6 – 5,7 d a výstřednosti 0,05 – 0,22. Všechny soustavy vykazují také apsidální pohyby s periodami 42 – 211 let, přičemž relativistický podíl nedosahuje 6 %.

A. Richichi aj. využili kamery ISAAC VLT ESO pracující v blízkém infračerveném oboru spektra k objevu dalších 25 interferometrických dvojhvězd pomocí metody zákrytů hvězd Měsícem. Metoda dovoluje rozlišit dvojice s roztečí až 0,003″ (více než 2x lepší než HST) pro složky přibližně stejné jasnosti. Aparatura zaznamenala páry v rozsahu integrálních magnitud 6,4 – 12,1 mag, přičemž největší rozdíl jasnosti rozlišených složek činil plných 5,4 mag. Úhlové rozteče rozlišených složek se pohybovaly v rozmezí 0,006″ - 0,748″, přičemž medián roztečí dosáhl 0,018″. Z této statistiky vyplývá, že přibližně 10 % hvězd jsou těsné dvojhvězdy.

Y. Touhami aj. rozlišili pomocí infračerveného interferometru CHARA na Mt. Wilsonu úhlové rozměry disků 24 hvězd spektrální třídy Be. Pracovali na interferometrických základnách o délkách 30 – 330 m. Hvězdy Be se vyznačují plochými disky i závoji plynu, pravděpodobně z důvodu rychlé rotace samotné hvězdy. Autoři zjistili, že zmíněné disky mívají poloměr 4,4krát větší, než je poloměr samotné hvězdy. U 12 hvězd Be se jim podařilo určit i lineární rovníkovou rotační rychlost. Potvrdili, že fenomén spektra Be vskutku souvisí s rychlou rotací mateřské hvězdy, jež je blízká kritické hodnotě, při níže by se hvězda odstředivou silou rozpadla.

A. Linnel aj. vypracovali metodu BinSyn, která je založena na fotometrických parametrech čtyř jasných standardních blízkých hvězd včetně Síria a Vegy. Pomocí této kalibrace lze určovat parametry dvojhvězd z fotometrie včetně přesné vzdálenosti od Slunce.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

K. Itakagi objevil 14. srpna 2013 novu V339 Del jako objekt 6,8 mag ještě před maximem jasnosti, které dosáhlo 4,3 mag. Nova byla asi týden viditelná očima a sledoval ji jak fotometricky tak spektroskopicky celý houf astronomů-amatérů. (Pro profesionály byla v té době příliš jasná.). Šlo o typickou novu typu Fe II s rychlostí rozpínání plynného obalu ≈2 000 km/s. Na jižní polokouli se podařilo objevit v poloze J1354-5909 novu V1369 Cen rovněž viditelnou očima až počátkem prosince jako objekt 5,5 mag, jenž dosáhl maxima 6. prosince 3,3 mag.

I. Czekala aj. pozorovali po dobu 15 dnů mimořádně svítivou novu původně klasifikovanou dokonce jako supernovu 2010U. Nova byla objevena 5. února 2010 v nepravidelné trpasličí galaxii s příčkou NGC 4214 (CVn, vzdálenost 3 Mpc) v poloze 1215+3620. V maximu dosáhla vizuální jasnosti 17 mag. Spektrálně byla překlasifikována jako rychlá nova typu Fe II s poklesem o 2 mag za 3,5 dne. Její bolometrický zářivý výkon překonával po první čtyři dny od výbuchu Eddingtonovu mez, která pro tento případ činila 2.10³¹ W. Přitom jen v rentgenovém oboru spektra dosáhl její zářivý výkon hodnoty 1,6.10³² W a efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka činila plných 500 MK. Z toho lze odvodit její absolutní vizuální hvězdnou velikost -10,2 mag. Nova tedy patří mezi velmi vzácné případy krátkodobě extrémně svítivých nov, do nichž patří také nova ve Velkém Magellanově mračnu z r. 1991 a nova 2007-11d v galaxii M31 (And). V populaci klasických nov jsou tyto objekty zastoupeny pouze z 0,5 %. Autoři soudí, že za jejich existenci vděčíme bílým trpaslíkům s rekordní hmotností kolem Chandrasekharovy meze (1,4 M_☉).

Hranice mezi novami s velkým zářivým výkonem a supernovami se zřejmě rozmývá, jak ukázali P. Martin a G. Dubus na příkladu novy V407 Cyg, která vzplanula v březnu 2010. Proměnná hvězda byla už dávno před výbuchem klasifikována jako symbiotická dvojhvězda, která se skládá z červeného obra spektrální třídy M a bílého trpaslíka, na jehož povrchu došlo k výbuchu novy. Soustava je od nás vzdálena 2,8 kpc a složky kolem sebe obíhají v periodě 43 let, Poprvé v historii studia nov zjistila aparatura LAT družice Fermi, že výbuch byl po dobu dvou týdnů doprovázen výronem fotonů v energetickém pásmu záření gama (>100 MeV), což až dosud byla doména vyhrazená supernovám a zábleskovým zdrojům záření gama (GRB). To podle výpočtů autorů znamená, že výbuch této novy urychloval protony až na energie 300 GeV a elektrony až do 20 GeV. Autoři ukázali, že za toto urychlování je odpovědný inverzní Comptonův rozptyl záření novy, což je typické spíše pro supernovy, ale jelikož u nov chybí silné magnetické pole, nedosahují energie protonů hodnot TeV. To znamená, že symbiotické novy se nemohou podílet na energetické bilanci kosmického záření galaktického původu.

Podobně S. Shore aj. a K. Page aj. sledovali spektrální vývoj Novy Monocerotis 2012, jejíž vzplanutí se projevilo i ve spektrálním pásmu gama. Autoři mj. objevili variace jasnosti novy v rentgenovém, ultrafialovém a blízkém infračervené pásmu s periodou 7 h, kterou interpretovali jako oběžnou periodu dvojhvězdy, jejíž sekundární složka se nachází poblíž hlavní posloupnosti, na rozdíl od novy V407 Cyg, kde je průvodcem červený obr. Akreční disk kolem bílého trpaslíka se obnovil za 150 d po výbuchu. Z toho plyne, že i standardní klasické novy se mohou stát za určitých okolností silným zdrojem energetického záření gama. Obecně se předpokládá, že během výbuchu vznikají v rozpínajících se obalech takové novy mocné rázové vlny.

Podle U. Munariho aj. dosáhla nova maxima jasnosti v době, kdy byla úhlově tak blízko ke Slunci, že ji nebylo možné pozorovat opticky. Zato ji zaznamenala právě družice Fermi jako zdroj záření gama již 22. června 2012 v poloze J0639+0548. Opticky byla pozorována až na sestupné větvi světelné křivky počínaje 10. srpnem 2012 za ranního svítání jako objekt vizuální 10 mag. V té době její spektru již dosáhlo nebulární fáze (široké zakázané čáry). Autoři potvrdili, že sekundární složka dvojhvězdy je oranžovým trpaslíkem sp. třídy K3 V o poloměru 0,8 R_☉ a hmotnosti 0.75 M_☉. Bílý trpaslík byl patrně dosti hmotný, tj. ≈1,1 M_☉. Dále odhadli, že v nepozorovaném maximu jasnosti byla nova ≈3 mag ve vizuálním oboru spektra.

M. Morii aj. objevili 11. listopadu 2011 pomocí širokoúhlého monitoru MAXI umístěného na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) pracujícího v měkkém rentgenovém oboru 0,7 – 7 keV přechodný rentgenový zdroj v Malém Magellanově mračnu, který svítil asi 160 min. Optická spektra prozradila, že šlo o výbuch klasické novy, tj. o hmotného bílého trpaslíka typu O-Ne poblíž Chandrasekharovy meze, jehož průvodcem byla hvězda třídy Be. Rentgenový zářivý výkon v maximu dosáhl 2.10³³ W, což odpovídá spuštění překotné termonukleární reakce v ohnivé kouli kolem bílého trpaslíka. Monitor MAXI začal na oběžné dráze pracovat již v srpnu 2009 a dokáže přehlédnout celou oblohu každých 92 minut!

Podobně M. Oriová aj. pozorovali pomocí rentgenových družic Chandra a Newton rentgenové záření u rekurentní novy U Sco, která mezi lety 1863 až 2010 vzplanula celkem sedmkrát. Poslední vzplanutí se odehrálo 28. ledna 2010 a nova při něm dosáhla 8 mag, jenže po maximu její jasnost extrémně rychle klesala a celý úkaz skončil za pouhých 64 dnů, kdy se vrátila do klidová jasnosti 18 mag. Za předpokladu, že vzdálenost novy činí 12 kpc, to odpovídá bolometrickému zářivém výkonu v maximu 8.10²⁹ W (2 kL_☉). Chandra nalezla její rentgenové záření 18. den po optickém maximu a Newton 23. den po maximu. Měkké rentgenové záření pocházelo zřejmě z horké atmosféry hmotného bílého trpaslíka, jejíž teplota dosáhla 18. den po optickém maximu hodnoty 730 kK a 35. den po maximu již 1 MK. Optické spektrum se souběžně měnilo, tj. v atmosféře se postupně objevovaly emisní čáry vysoce ionizovaných prvků a od 35. dne po výbuchu se skládaly z mnoha složek s velmi širokým profily čar. V tomto směru se U Sco pronikavě odlišovala od všech ostatních dosud pozorovaných nov. Autoři proto soudí, že zmíněný bílý trpaslík má hmotnost velmi blízko Chandrasekharově mezi. D. Sahman aj. dokonce odhadli jeho hmotnost na (1,55 ± 0,2) M_☉, což znamená že tato rekurentní nova je silným kandidátem na supernovu třídy Ia.

Stejný tým tak odhadl hmotnost bílého trpaslíka v další pozoruhodné rekurentní nově CI Aql na (1,0 ±0,1) M_☉, zatímco druhá složka této těsné dvojhvězdy je podstatně hmotnější. Jde o hvězdu sp. třídy A, která již opustila hlavní posloupnost s hmotností 2,3 M_☉ a poloměrem 2,1 R_☉. Jelikož soustava je zdrojem měkkého rentgenového záření, lze odtud odhadnout, že bílý trpaslík vybuchne jako supernova Ia přibližně za 10 mil. let.

J. Miller-Jones aj. se zabývali nesouladem mezi určením vzdálenosti nejjasnější rekurentní novy SS Cyg pomocí pointeru FGS HST (159 ±12 pc) a vzdáleností určenou z rozměrů akrečního disku bílého trpaslíka (117 pc). Druhou složkou těsné dvojhvězdy je v tomto případě červený trpaslík. Nová radiointerferometrická měření VLBI ukázala, že takto vypočtená hodnota vzdálenosti je správná (114 ±2) pc. Vlastní pohyb těsné dvojhvězdy dosahuje 0,12″/r a rekurentní perioda zjasnění je velmi kratičká: (45 ±15) d! E. P. Nelan a H. Bond proto znovu proměřili archivní snímky HST z let 1999- 2004 a obdrželi odtud souhlasnou vzdálenost (120 ±6) pc. Přitom se ukázalo, že i směr vlastního pohybu byl uveden chybně a po pečlivém přeměření souhlasí se směrem z radiointerferometrie.

J. Toraskar aj. zkoumali podivuhodnou novu T Pyx, která v r. 1866 vzplanula jako klasická nova, ale posléze se změnila v rekurentní novu, která od té doby vybuchla již šestkrát. Na snímcích HST se podařilo odhalit v akrečním disku novy přes dva tisíce jasných uzlíků svědčících o jejich vzniku díky silnému magnetickému poli v okolí bílého trpaslíka. Předposlední vzplanutí rekurentní novy se odehrálo v r. 1966 a pak nova dlouho spala až do dubna 2011. Tehdy podle B. Schaefera aj. se poprvé podařilo zaznamenat průběh světelné křivky před maximem. Nárůst byl opravdu rychlý, celých 9 mag za jediný den. Oběžná perioda dvojhvězdy je opravdu krátká - pouze 1,8 h! V 18. den před tímto vzplanutím se podle R. Stubbingse nova nakrátko zjasnila o 1 mag, ale po dvou týdnech opět zeslábla na klidovou jasnost. [Obdobnou "předzvěstí" se vyznačovaly i novy V1500 Cyg (1975), V533 Her (1963) a rekurentní nova T CrB (1866, 1946).] J. Sokoloski aj. pořídili po posledním výbuchu T Pyx řadu snímků jejího akrečního disku pomocí HST, a odtud metodou světelné ozvěny odhadli vzdálenost T Pyx na 4,8 kpc. Autoři zjistili, že i v klidové fázi probíhá velmi mocný přenos hmoty mezi složkami těsné dvojhvězdy tempem 2.10^-7 M_☉/r, což pak zkracuje interval mezi výbuchy až na 20 let.

B. Tofflemire aj. objevili 7 měsíců po výbuchu novy T Pyx v dubnu 2011 pomocí družic Chandra a Newton její rentgenové záření, což nasvědčuje hmotnosti bílého trpaslíka kolem 1,0 M_☉. V rentgenovém spektru jsou pozorovatelné jaderné čáry prvků C, N, O, což odpovídá teplotě bipolárního oblaku 420 kK. Oblak se rozpínal rychlostmi (2 – 3) tis. km/s. Podle J. Pattersona je druhou složkou rekurentní novy T Pyx rovněž červený trpaslík jako u novy SS Cyg. Rekurence výbuchů však silně kolísá od 12 do 50 let. Epizody vzplanutí trvají několik týdnů a nova se v maximu zjasňuje až o 9 mag proti klidové hodnotě (15,6 mag). Teoreticky by mohla jednou vybuchnout jako supernova Ia a na pozemské obloze by pak zářila jako objekt -9 mag! Existuje však také možnost, že rekurentní výbuchu ohlodávají bílého trpaslíka natolik, že se nakonec celý odpaří a žádný ohňostroj na pozemském nebi nebude.

D. Gies aj. ohlásili, že objekt KIC 9406652 pozorovaný soustavně družicí Kepler jeví rychlé oscilace jasnosti a občas zřetelné výbuchy v modulační periodě necelých 6 h. Příčinou je zcela jistě přenos hmoty od dárce o hmotnosti 0,75 M_☉, poloměru 0,7 R_☉ a teplotě 4,4 kK do akrečního disku kolem bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M_☉ a efektivní teplotě 45 kK. Akreční disk je šikmo skloněný k oběžné rovině dvojhvězdy pod úhlem 50° a v něm se pozorují horké skvrny. Soustava je od nás vzdálena asi 370 pc a představuje zcela nový typ proměnnosti v podobě zakrnělých výbuchů v akrečním disku.

C. Tappert aj. našli po 150 letech od výbuchu objekt tehdejší novy V728 Sco z r. 1862. Naštěstí jde o zákrytovou dvojhvězdu, takže mohli určit základní parametry celé soustavy i obou složek. Soustava se vyznačuje oběžnou dobou 3,3 h a velkou poloosou dráhy 900 tis. km. Její jednu složku tvoří bílý trpaslík o hmotnosti 0,8 M_☉ a nečekaně velkém poloměru 0,09 R_☉, jenž je obklopen horkým akrečním diskem. Druhou složkou je červený trpaslík o hmotnosti 0,3 M_☉ a poloměru 0,4 R_☉. Stejný tým sledoval i proměnnost dalších sedmi starých nov, pro něž odvodil orbitální periody těsných dvojhvězd v rozmezí 3,4 – 6,8 h. G. Clayton aj. pořídili v r. 2009 pomocí kamery WFPC2 HST snímek hvězdy, která v r. 1919 vybuchla jako nova V605 Aql. Její světelná křivka byla poměrně neurovnaná s maximem kolem 11 mag ve vizuálním oboru spektra. Nova se totiž nacházela v centru staré planetární mlhoviny A58.

Proto se dlouho soudilo, že celý úkaz byl projevem závěrečného héliového záblesku stárnoucí centrální hvězdy, ale novější pozorování objektu svědčí spíše o klasické nově O-Ne. Předešlý snímek pozůstatku novy byl pořízen s odstupem 18 let, což umožnilo změřit rychlost rozpínající se plynové obálky 0,01″/rok, tj. lineární 200 km/s. Odtud vyplývá vzdálenost novy i planetární mlhoviny 4,6 kpc. Horký plyn v centrální oblasti obálky má hmotnost 5.10^-5 M_☉ a vnější plyn o teplotě 75 K je podstatně hmotnější (≈10^-3 M_☉) a tvoří obálku planetární mlhoviny. Kromě toho hvězdu obklopuje i teplý prach o hmotnosti ≈10^-5 M_☉. Uzlík vzniklý v r. 1919 poukazuje na nesouměrnost obálky planetární mlhoviny.

A. Raj aj. sledovali infračervené záření velmi rychlé (pokles jasnosti po maximu o 2 mag trval necelých 6 d) novy KT Eri (září 2009) po dobu 100 d od výbuchu. Z fotometrie a spektroskopie v pásmech JHK zjistili, že nova ztratila výbuchem ≈5.10^-5 M_☉ plynu a prachu. Nova se nachází ve vzdálenosti 6,3 kpc od Slunce a vysoko nad hlavní rovinou Galaxie (3,3 kpc). Není vyloučeno, že jde o jádro planetární mlhoviny.

T. Harrison aj. pozorovali v blízkém infračerveném oboru současné změny jasnosti a spektra u nedávných nov V1974 Cyg z r. 1992, QV Vul (1987), V1500 Cyg (1975) a trpasličí novy V446 Her (1960). Ve všech případech byla sekundární složka těsné dvojhvězdy výbuchem novy velmi silně ozářena, což se projevilo na tvarech světelných křivek během výbuchu. Bílí trpaslíci V446 Her a QV Vul mají navíc silné magnetické pole.

2.6.2. Fyzické proměnné

N. Smith aj. vytvořili model obří erupce z poloviny XIX. stol. jedinečné masivní dvojhvězdy η Car, jenž se opírá o poměrně kusé historické údaje, ale i současné vědomosti o tomto podivuhodném objektu. Ukázali, že během erupce vanul silný hvězdný vítr primární složky po dobu 30 let rychlostí 200 km/s, jenž odnášel ročně 0,33 M_☉. Během vlastní exploze se pak vyzářila energie 10⁴³ J odpovídající celkové ztrátě hmotnosti hvězdy 10 M_☉. V erupci r. 1844 se zvýšila rychlost úniku plynu na 750 – 1 000 km/s. Srážky tohoto plynu s interstelárním materiálem vedly k vysoké jasnosti objektu po dobu až 15 let. Celý úkaz se tak svou úhrnně vyzářenou energií blížil hodnotám pro supernovy třídy IIn. Zářivý výkon však byl o řád nižší, a proto mohl vydržet tolik let. Modelový výpočet velmi dobře souhlasí s dnešním vzhledem obřího oblaku Homunculus, složitou turbulencí zobrazenou na snímcích HST a množstvím prachu pozorovaným v infračerveném pásmu spektra. Rázové vlny na vnějším okraji Homunculu dosahují rychlostí až 5 tis. km/s. Otázka, odkud se vzala zmíněná gigantická energie erupce, však zůstává otevřená.

A. Skopal aj. objevili usměrněné výtrysky plynu u bílého trpaslíka v symbiotické zákrytové dvojhvězdě BF Cyg (sp. červeného obra M5 III; oběžná perioda 2,1 roku; vzdálenost 3,8 kpc). Soustava se naposledy výrazně zjasnila v r. 2008 a výtrysky ve vodíkových čarách H_α a H_β se objevily již v další fázi zjasnění r. 2009. Jejich vzhled se ustálil až v r. 2012; je souměrný vůči centru emise a vrcholové úhly výtrysků činí <15°. Jde o poměrně vzácný úkaz, který byl předtím pozorován jen u čtyřech symbiotických dvojhvězd. Pomocí chování výtrysků lze vyložit fyzikální povahu celého zjasnění a také předpovídat tempo akrece plynu na bílého trpaslíka po ukončení aktivní fáze výbuchu.

D. Turner aj. zkoumali pulsace jasné cefeidy α UMi (Polárka) a potvrdili, že tato proměnná hvězdy pulsuje v základním módu a prochází poprvé ve své historii pásmem pulsní nestability. Její vzdálenost od nás činí jen (99 ±2) pc, takže absolutní vizuální hvězdná velikost Polárky dosahuje -3,1 mag. Jde ovšem o vzdálenost výrazně menší, než udává katalog družice HIPPARCOS (133 pc). Kromě chronického problému s Plejádami tak jde o další záhadnou chybu tohoto katalogu. F. van Leeuwen však Turnerův výpočet kritizoval a trvá na tom, že hodnota v katalogu HIPPARCOS je pro Polárku určena správně.

A. Gallene aj. objevili pomocí obřího teleskopu LBT průvodce cefeidy V1334 Cyg, který je ranější než sp. třídy B5.5 V, takže odtud okamžitě vyplývá, že tato soustavu musí být dále než 690 pc. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 5,3 roku po dráze o výstřednosti 0,2 a jejich souhrnná hmotnost přesahuje 3.5 M_☉. Další zlepšení parametrů soustavy je v dohlednu, protože se zřejmé podaří změřit průběh radiálních rychlostí nově objevené složky. Autoři dále uvádějí, že podle současné statistiky je minimálně 60 % cefeid členy dvojhvězdné, nebo dokonce vícenásobné, soustavy hvězd, takže to umožní postupně zlepšit údaje o fyzikálních i geometrických parametrech mnoha cefeid.

O další zlepšení kalibrace stupnice vzdáleností cefeid se postarali D. Majaess aj., kteří pozorovali otevřené hvězdokupy M25 (Sgr; 5 mag; 613 pc; stáří 90 mil. let) a NGC 7790 (Cas; 8,5 mag; 3,4 kpc; stáří 70 mil. let) v optickém, blízkém infračerveném i rentgenovém oboru spektra. Zpřesnění parametrů o vzdálenosti obou hvězdokup posloužilo pro kalibraci čtyř cefeid, jež se v těchto hvězdokupách nacházejí a pro něž existují archivní pozorování světelných křivek za 140 let.

B. Madore aj. zpracovali obsáhlý pozorovací materiál týkající se period proměnných hvězd typu RR Lyr (staré pulzující hvězdy populace II s hmotnostmi menšími než Slunce, ale ranějších spektrálních tříd A, popř. F), který získala družice WISE v infračervených pásmech 3,4; 4,5 a 12 μm. Jelikož díky HST známe u řady těchto hvězd trigonometrické paralaxy, mohli tak pro zmíněné obory spektra sestrojit diagramy perioda - svítivost (zářivý výkon), které jeví v infračervených pásmech daleko menší rozptyl než ve vizuální oblasti spektra. Proto se nové diagramy hodí pro kalibraci fotometricky určovaných vzdáleností galaxií, v nichž můžeme hvězdy RR Lyr rozlišit.

C. Qi aj. využili rozestavěné aparatury ALMA (22 funkčních parabol) k rozlišení vzhledu protoplanetárního disku kolem proměnné hvězdy TW Hya (11 mag; K6 V; 1,1 R_☉; 0,8 M_☉; 4,0 kK; 0,3 L_☉; 54 pc; stáří ≈8 mil. let) typu T Tau. Tyto proměnné jsou obklopeny zárodečným diskem prachu a plynu a TW Hya je mezi nimi ke Slunci nejblíže. Autoři zjistili, že chemické a mineralogické složení disku i účinnost tvorby planet závisí na tom, v jaké vzdálenosti od hvězdy probíhá tzv. sněžná čára, za níž tekutá voda nutně zmrzne. Ve spektru disku našli ve vzdálenosti ≈30 au od hvězdy ionty diazenylia (N₂H⁺), jehož výskyt je možný právě tehdy, když CO zmrzl. Vzdálenost odpovídá výpočtům, které se týkají těkavých látek a jejich kondenzací na tuhé částice. Teprve výskyt tuhých částic dává možnost, aby koagulací vznikly postupně planetesimály, zárodky planet i vlastní planety. Taková měření slouží i pro lepší pochopení vývoje sluneční pramlhoviny a chemického i mineralogického složení planet a jader komet.

T. Shibayama aj. sledovali po dobu 500 dnů žluté trpaslíky slunečního typu (sp. dG; efektivní teploty 5,6 – 6,0 kK; rotační periody >10 d) s cílem objevit u nich velká vzplanutí optické jasnosti v podobě supererupcí (vyzářené energie >10²⁷ J). V uvedeném souboru pozorovali celkem 1,55 tis. supererupcí a u příslušných hvězd odhalili také hvězdné skvrny s plochami až o řád většími než u Slunce. Odhadli odtud, že na hvězdách slunečního typu dojde k supererupci v průměru jednou za 800 – 5 000 let.

J. Alcolea aj. využili aparatury AMBER VLTI ESO na Paranalu k zobrazení kotoučku červeného nadobra VY CMa (9,5 mag; M2.5-5 Ia; 3,5 kK; 300 kL_☉; vzdálenost ≈1,2 kpc). Dosud se uvádělo, že jeho poloměr je asi 400 mil. km, ale měření z interferometru prokázala, že poloměr dosahuje bezmála 1 mld. km, tj. 6,5 au. Odtud se podařilo odhadnout jeho hmotnost v rozmezí 15 – 50 M_☉, která se však dosti rychle zmenšuje tempem až 0,002 M_☉/rok! V rozsáhlé atmosféře nadobra se podařilo identifikovat čáry CO, H₂O, NH₃, SiO, SO₂, HCN a OH. Autoři usuzují, že nadobr VY CMa skončí jako supernova už za několik set tisíc let.

2.7. Bílí trpaslíci

K. L. Li aj. využili aparatury MAXI na ISS k pozorování kratičkého přechodného jasného rentgenového vzplanutí MAXI J0158-744 objeveného 11. listopadu 2011 na periférii Malého Magellanova mračna (MMM). Průběh vzplanutí pak byl pozorování rentgenovou družicí Swift a spektroskopicky též teleskopy SAAO a ESO. Z rozložení energie ve spektrech se podařilo ukázat, že jde o velmi měkký rentgenový zdroj s maximem intenzity pro energie 0,8 keV. V maximu však byl pozorovatelný i v poměrně tvrdém záření do 4 keV, s krátkým maximálním rentgenovým výkonem >10³² W. V MMM byly zatím zjištěny jen tři rentgenové zdroje, ale právě ten poslední byl zdaleka nejsvítivější. Autoři z rozboru všech pozorování dospěli k závěru, že šlo ve skutečnosti o výbuch klasické novy, tj. vnější slupky hmotného (1,35 M_☉) bílého trpaslíka, která interaguje s hvězdným větrem druhé složky - hvězdy spektrální třídy B1/2 IIIe. Bílý trpaslík typu O-Ne nabírá od svého průvodce vodík průměrným tempem ≈10^-7 M_☉/r tak dlouho, až se vodíková slupka ohřeje natolik, že dojde k překotné termonukleární reakci. Extrémní kombinace hvězdy se silným větrem a hmotného bílého trpaslíka mohla navenek vyvolat dojem, že retgenové novy souvisejí pouze s černými dírami, ale teď se ukazuje, že jde o standardní, byť poněkud zakuklené, bílé trpaslíky.

L. Downenová aj. ukázali, že teplota dosažená při překotné termonukleární reakci závisí na hmotnosti bílého trpaslíka. To jim umožnilo určit hmotnosti bílých trpaslíků v již dříve vybuchlých čtyřech novách v rozmezí 1,15 – 1,35 M_☉. Současně uvedli, že maximální teploty v překotných reakcích se pohybovaly v rozmezí 228 – 313 MK, čili rostou souběžně s hmotností bílého trpaslíka. Přenos hmoty mezi složkami probíhá pro nejnižší hmotnosti tempem 2.5.10^-5 M_☉/r a pro nejvyšší tempem jen 0,45.10^-5 M_☉/r. Méně hmotní bílí trpaslíci dosahují poloměru 4,3 tis. km, zatímco ti nejhmotnější jen 2,3 tis. km.

P. Muirhead aj. našli v přehlídce družice Kepler zákrytovou dvojhvězdu KOI-256, z níž se vyklubala soustava tvořená chladným (7 kK) bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,6 M_☉ a poloměru 0,013 R_☉ (9 100 km) a červeným trpaslíkem dM3 o hmotnosti 0,5 M_☉, poloměru O,5 R_☉ a efektivní teplotě 3,5 kK. Trpaslíci obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,4 d po přibližně kruhové dráze o poloměru necelé 4 mil. km. Předchůdcem bílého trpaslíka byla přitom hvězda o hmotnosti 1,5 – 3 M_☉. Zajímavosti světelné křivky je kratší trvání tranzitu bílého trpaslíka než jeho zákrytu červeným trpaslíkem. Kvůli silné gravitaci se totiž během tranzitu uplatní efekt gravitační mikročočky.

H. Harris aj. studovali vlastní pohyb bílého trpaslíka LHS 3236 v poloze 1639+153, a přitom pomocí pomocí adaptivní optiky a aperturního maskování Keckova teleskopu zjistili, že jde fakticky o těsný pár dvou bílých trpaslíků v úhlových roztečích 0,03″ - 0,12″ se společným vektorem vlastního pohybu a tangenciální rychlostí 98 km/s ve vzdálenosti 31 pc od Slunce. Soustavná sledování pak umožnila odvodit základní parametry oběžné dráhy: velkou poloosu 20 mil. km, výstřednost 0,74 (!) a oběžnou periodu 4,0 roku. Odtud se pak podařilo určit hmotnosti obou bílých trpaslíků 0,93 a 0,91 M_☉ a jejich efektivní teploty 8,0 a 7,7 kK. Odtud plyne, že pár je starý již téměř 4 mld. let, z toho éra bílých trpaslíků zabírá 3 mld. let. Součet jejich hmotností zřetelně přesahuje Chandrasekharovu mez, takže v daleké budoucnosti se obě složky slijí, což povede k výbuchu supernovy, ale tato událost se odehraje v kosmicky velmi vzdálené budoucnosti.

K. Boškajev aj. ukázali, že bílí trpaslíci mohou díky svým miniaturním poloměrům velmi rychle rotovat zásluhou zákona o zachování momentu hybnosti. Kvůli silné gravitaci se musí výpočet těchto period odehrávat v rámci formalismu obecné teorie relativity. Bílý trpaslík ze železa o hmotnosti 1,2 M_☉ se může roztočit na periodu rotace 2,2 s, ale při hmotnosti 1,5 M_☉ to stihne dokonce za 0,3 s. Pokud se chce bílý trpaslík udržet při hmotnostech výrazně převyšující Chandrasekharovu mez, musí se však otáčet ještě rychleji - jinak se bleskově zhroutí na neutronovou hvězdu.

S. Xu aj. objevili pomocí spektrografu COS HST tři bílé trpaslíky s efektivní teplotou <14 kK. V ultrafialovém pásmu 130 – 144 nm našli v jejich atmosférách Lymanovy absorpční pásy molekul vodíku na vlnových délkách 134 – 143 nm. Týž tým objevil také dva bílé trpaslíky (GD 362 a PG 1225-079), kteří mají ve své atmosféře kromě čar He také těžší prvky (C, S, Zn). Autoři to vysvětlují tak, že se tito trpaslíci ušpinili těžšími prvky, když na ně dopadly prastaré planetesimály. Tímto objevem stoupl počet umouněných bílých trpaslíků na devět.

J. K. Zhao aj. zveřejnili katalog 70 bílých trpaslíků pozorovaných novým čínským teleskopem LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope) v Xinglongu, což je meridiánový Schmidtův teleskop s průměrem primárního zrcadla 4 m a zrcadlovým korektorem o průměru 6 m. Díky světlovodičům může teleskop snímat naráz spektra velkého množství bodových objektů.

Jde vesměs o horké bílé trpaslíky v disku Galaxie s maximální četností pro hmotnost 0,6 M_☉. Polovina trpaslíků představuje nové přírůstky.

Kuriózně zasáhl do objevování bílých trpaslíků také projekt HUDF (Hubble Ultra-Deep Field) zaměřený na zkoumání nejvzdálenějších hlubin vesmíru. M. Kilic našli srovnáním snímků pole HUDF z r. 2004 a 2012 objekty jasnější než I = 27 mag, které jeví tak velký vlastní pohyb vůči galaxiím v pozadí, že se ve skutečnosti nacházejí v naší Galaxii. Celkem tak našli 12 nových bílých trpaslíků.

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

3.1. Supernovy

Y. Cao aj. uvedli, že Palomarská přehlídka PTF (Palomar Transient Factory), započatá v r. 2008 vybavením Oschinovy širokoúhlé komory o průměru korekční desky 1,2 m velkou maticí CCD, získala za prvních pět let provozu údaje o 2 tis. supernovách včetně jejich spektrální klasifikace. V únoru 2013 byl přístroj zmodernizován, takže poskytuje první údaje už několik hodin po prvním zachycení nové supernovy. Autoři to doložili rozborem pozorování supernovy iPTF13bvn třídy Ib v galaxii NGC 5806 (vzdálenost 22 Mpc), kterou systém zachytil 16. 6. 2013, což umožnilo pořídit už 20. 6. snímek objektu pomocí aparatury OSIRIS 10m Keckova teleskopu vybaveného adaptivní optikou. To pak vedlo k prohlídce archivu HST, kde v poloze supernovy byl nalezen předchůdce na snímku z 10. 3. 2005, který tehdy měl absolutní hvězdnou velikost -5,5 mag. Jde o vůbec první případ, kdy byl objeven předchůdce supernovy třídy Ib. Zřejmě šlo o Wolfovu-Rayetovu hvězdu o hmotnosti 10 M_☉, která vinou extrémně silného hvězdného větru ztratila předvýbuchem vnější vodíkovou slupku ještě před explozí supernovy. Objev poukazuje na obrovské pole působnosti pro synoptické (opakované) přehlídky oblohy, které se pozvolna stávají nejdůležitějším trendem pozorovací astronomie příštích let. Ideálem by tedy byl plynulý záznam jevů na celé obloze, tedy kinematografie pozorovatelného vesmíru...

E. Ofek aj. se pokoušejí už delší dobu zjistit, jak se supernovy třídy IIn vznikající výbuchem velmi hmotných hvězd, jevily na snímcích a ve spektrech původní přehlídky PTF v době před konečným gravitačním zhroucením supernovy. Z modelování závěru jejich života totiž vyplývá, že by v nich měly probíhat silné předvýbuchy před definitivním gravitačním zhroucením vinou vln pulsací zářivého výkonu. V r. 2013 poprvé uspěli, když nalezli v archivu PTF na místě budoucí supernovy 2010mc třídy IIn galaxii v poloze 1721+4807 (vzdálenost 150 Mpc) a v ní řadu snímků a spekter předchůdce supernovy počínaje 40. dnem před hlavním výbuchem, který nastal 20. 8. 2010. Autoři tak zjistili, že 37. den došlo k předvýbuchu, při němž se během dvou týdnů se uvolnila zářivá energie 6.10⁴⁰ J a hvězda ztratila 1 % M_☉, přičemž plynné cáry se rozpínaly rychlostí 2 tis. km/s. Konečný výbuch pak uvolnil energii 3.10⁴² J a hmotnost hroutící se hvězdy činila asi 50 M_☉. Předvýbuchy desítky dnů před závěrečným ohňostrojem byly pozorovány také u supernovy SN 2006jc v galaxii UGC 4904 (Lyn; vzdálenost 24 Mpc), kde ovšem k předvýbuchu došlo celé dva roky před supernovou.

Přehlídka PTF našla 24. 7. 2012 další zajímavou supernovu PTF 12gzk, kde cáry po výbuchu nabraly zprvu rychlosti až 0,3 c, jež se však za 10 dnů po explozi snížila na 0,2 c. Supernovu klasifikovali nejprve jako třídu Ic, ale brzy ji zařadili mezi GRB, který předchází optickému zjasnění o několik dnů. Ze spekter určený červený posuv 0,014 odpovídá vzdálenosti 58 Mpc. Počátkem srpna ji pozorovala soustava antén VLA na frekvenci 6 GHz, a to právě umožnilo spočítat tempo rozpínání prachoplynových zplodin výbuchu.

Supernovy stále dokáží astronomy překvapovat. Vždyť ještě v r. 1933 si odborníci mysleli, že to jsou standardní novy. Teprve tehdy přišel geniální F. Zwicky ve spolupráci s W. Baadem s téměř neuvěřitelným postřehem, že supernovy představují energeticky až o sedm řádů gigantičtější přírodní jev, jenž na rozdíl od nov hvězdu zcela zničí buď gravitačním zhroucením, anebo překotným termonukleárním výbuchem. Nyní podali N. Soker a A. Kashi důkazy, že údajná supernova 2009ip ve spirální galaxii NGC 7259 (PsA; vzdálenost 20 Mpc) představovala jen začátek procesu postupného splývání těsné dvojhvězdy tvořené složkami o rozdílné hmotnosti. Kolem obézní hvězdy o hmotnosti ≈80 M_☉ totiž zřejmě obíhal po výstředné dráze sekundár na hlavní posloupnosti s hmotností 2 – 5krát nižší než primární veleobr. Autoři zjistili, že týž objekt se zjasnil o 3 - 4 mag nejenom v r. 2009, ale znovu v září 2011 a v srpnu 2012; pokaždé v době, kdy spirálovitě se blížící sekundár procházel periastrem své dráhy kolem primární složky. Poslední velký výbuch se odehrál v září 2012, ale všechna tato vzplanutí prý supernovu pouze předstírala. Při posledním výbuchu hvězdy splynuly a maximální zářivý výkon dosáhl 8.10³⁵ W, přičemž vnější vrstvy hvězdy se rozmetaly rychlostí 13 tis. km/s. Tím epizoda megavýbuchů zřejmě skončila; v budoucnosti lze očekávat už jen drobnější zjasnění. Autoři dále poznamenávají, že proslulé záhadné výbuchy proměnných hvězd η Car v letech 1837 - 1856, V838 Mon v r. 2002 a V1309 Sco v r. 2008 měly podobnou příčinu.

Na stejné téma publikovali rozbor chování pseudosupernovy 2009ip J. Mauerhan aj., kteří nezávisle došli k témuž závěru, že šlo o obdobu výbuchů svítivé modré proměnné η Car. Nicméně se liší v názoru na povahu posledního výbuchu v září 2012, kdy jejich data o jasnosti a spektru poukazují na to, že zářivý výkon dosáhl po dvou týdnech stupňovitého zjasňování absolutní hvězdné velikosti -18 mag, tj. 1 GL_☉ (4.10³⁵ W), čili přece jen šlo o závěrečný výbuch supernovy. Týž objekt sledovali po dobu tří let A. Pastorello aj. a během té doby zaznamenali mnoho dočasných zjasnění, při nichž rok před výbuchem dosahovaly cáry výbuchu rychlostí rozpínání oněch 13 tis. km/s. Poslední zářijový výbuch trval minimálně 50 dnů, takže i jim vyšel maximální zářivý výkon 8.10³⁵ W, což odpovídá zhroucení hmotné hvězdy jako kolapsaru. Přesto autoři nakonec koketují s myšlenkou, že hvězda i tak dramatický proces dokázala přežít, což dává nové podněty pro studium mocných výbuchů hvězd na konci jejich termonukleární kariéry.

Robotický přehlídkový teleskop PanSTARRS 1 poskytl M. Fraserovi aj. údaje o předvýbuších další supernovy 2011ht (třída II), jež se odehrály 287 a 170 dnů před hlavní explozí. Proto je docela dobře možné, že tyto předvýbuchy jsou téměř pravidlem. Donedávna totiž neexistovaly soustavné synoptické údaje o světelných křivkách těchto objektů, protože pro předešlé generace přístrojů byly supernovy před výbuchem příliš slabé, než aby je starší přístroje mohly zaznamenat.

R. Chornock aj. zjistili, že supernova PS1-10afx (Aqr) odhalená robotickým teleskopem PanSTARRS 1 brzy po zahájení provozu 31. 8. 2010 se stala zatím vůbec nejsvítivější supernovou v historii astronomie. Její červený posuv 1,39 totiž znamená, že vzplanula ve vzdálenosti 2,8 Gpc, takže její maximální infračervená jasnost 21,7 mag odpovídá bolometrické absolutní hvězdné velikost -22,8 mag (!), což odpovídá zářivému výkonu 100 GL_☉ (!!), neboli 4.10³⁷ W. Autoři usoudili, že jde o nový typ supernov, ale nakonec se díky vytrvalému úsilí R. Quimbyho aj. podařilo pomocí Keckova teleskopu objevit ve směru ke vzdálené supernově důkazy o zesílení jasnosti supernovy gravitací černé veledíry přibližně 30krát. To znamená, že skutečná maximální absolutní hvězdná velikost supernovy dosáhla jen -19,1 mag, což je pro supernovy třídy Ia hodnota zcela typická. Pokud se tvrzení o intervenci veledíry potvrdí, bude to mít významný dopad pro kosmologii.

O. Benvenuto aj. zjistili, že blízká supernova 2011dh v proslulé galaxii M51 (CVn; vzdálenost 7 Mpc) byla původně těsnou dvojhvězdou s vysokými hmotnostmi složek (16 M_☉ + 10 M_☉). Na snímku pořízeném HST před výbuchem je pozorovatelný žlutý veleobr o hmotnosti 4 M_☉ a poloměru 270 R_☉ a jeho průvodce o teplotě 22 – 40 kK. Z modelování obou složek pak vyplývá, že primární složka byla obklopena zbytkem vodíkové obálky o hmotnosti 0,1 M_☉. Přenos plynného vodíku mezi oběma složkami probíhal tempem až 2.10^-3 M_☉. Při překotné termonukleární reakci se uvolnila energie 8.10⁴⁴ J a vzniklo 0,06 M_☉ radionuklidu ⁵⁶Ni. Na základě těchto pozorování autoři zařadili supernovu ke třídě IIb, přestože zprvu měl předchůdce supernovy ve svém obalu ještě vodík, ale i o ten přišel, takže zdánlivě se podobala supernovám Ib. Členství ve dvojhvězdě však vedlo k rychlému prohození vrstev s vodíkem a bez něho. Vše se nakonec vyřešilo rychlými výměnami hmoty mezi složkami dvojhvězdy, čímž se slupky hvězdy odstraní a primární složka vybuchne jako supernova třídy IIb.

D. Sahu aj. sledovali slábnutí supernovy 2011dh v optickém a blízkém infračerveném oboru po dobu celého roku. V první fázi po maximu s absolutní hvězdnou velikostí -17,1 mag (580 ML_☉) se průběh její světelné křivky podobal supernovám 1993J (M81) a 2008ax (NGC 4490), ale pak se její slábnutí proti zmíněným starším supernovám zrychlilo, což autoři přičítají tvorbě horkého prachu. Supernova vyvrhla do prostoru 0,09 M_☉ radioaktivního ⁵⁶Ni a 0,2 M_☉ kyslíku. Krabicovité profily spektrálních čar O I v cirkumstelárním materiálu vznikly v ionizovaném prostředí rázovými vlnami exploze. S. Van Dyk aj. potvrdili na snímku kamerou WFC3 HST, že žlutý veleobr zmizel, takže byl evidentně předchůdcem supernovy. Nenalezli však žádnou světelnou ozvěnu.

Stejný tým však objevil světelnou ozvěnu kolem supernovy 2008bk (NGC 7793) v archivu kamery ACS HST. Jde spíše o oblouk než prsten, protože je jasný na sever a východ od pozůstatku po supernově, kdežto nezřetelný ve zbývajících směrech. Ozvěna se odehrává na oblacích prachu vzdálených asi 15 pc od supernovy, takže nejde o cirkumstelární, ale interstelární rozptyl a odraz. Ozvěna se poprvé projevila na snímcích v lednu 2011, tj. 2,8 let po explozi. Ozvěnu zaznamenal také teleskop NTT ESO na La Silla. Předchůdce supernovy rovněž zmizel. Teprve osm extragalaktických supernov vykázalo světelnou ozvěnu. Prvním případem byla supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu.

D. Rubinovi aj. se podařilo potvrdit, že supernova SCP-0401 nalezená pomocí kamery ACS HST v poli GOODS-N v r. 2004 patří do třídy Ia, neboť se nachází ve vzdálenosti 3,0 Gpc (červený posuv z = 1,7), takže dosáhla v maximu jasnosti ve filtru B absolutní hvězdné velikosti -19,1 mag. Autoři totiž dokázali v r. 2010 zobrazit její spektrum pomocí spektrografu NICMOS a nově instalované kamery WFC3. Navzdory rekordní vzdálenosti pro jakoukoliv supernovu byla její světelná křivka velmi kvalitní a v souladu se spektroskopií, takže se tím ustavila nová opěrná příčka kosmologického žebříku vzdáleností.

G. Tammann a B. Reindl však zpochybnili kalibraci jedné z prvních příček kosmologického žebříku vzdálenosti, jímž jsou jednak cefeidy a jedna špička větve červených obrů. Pro absolutní hvězdnou velikost 6 blízkých supernov Ia v maximu absolutní vizuální hvězdné velikost pak dostali hodnotu -19,41 mag, a tu aplikovali na dalších 62 supernov třídy Ia ve vzdálenostech 43 – 900 Mpc. Obdrželi tak lokální hodnotu Hubbleovy konstanty H_☉ = (64,0 ±3,0) km/s/Mpc; z 10 cefeid dostali v týchž jednotkách H_☉ = 62,3, a vážený průměr z dalších metod H_☉ = (63,1 ±2,3). Vesměs jde o hodnoty výrazně nižší, než které běžně získáváme z měření velmi vzdálených objektů na kosmologickém žebříku.

Vzápětí D. Jones aj. oznámili, že se jim podařilo znovu překonat rekord ve vzdálenosti supernovy v rámci jejich systematického hledání v projektech CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) a CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble) pomocí širokoúhlé kamery WFC3 na HST. V projektech se úmyslně využívá efektu gravitační čočky jako pomocníka pro objevy v nejzazších hlubinách vesmíru. Šlo o supernovu UDS10Wil (0219-0515) objevenou 30. 12. 2010 v blízké infračervené části spektra, s červeným posuvem 1,914 (vzdálenost 3,1 Gpc). Jde téměř určitě o supernovu třídy Ia a není vyloučeno, že vznikla splynutím dvou bílých trpaslíků, z nichž každý měl hmotnost pod Chandrasekharovou mezí.

Ani tím, však závod o rekordy pro vzdálenost supernovy v r. 2013 neskončily. Dosavadními vítězi v tomto velmi užitečném astronomickém sportu se stali J. Cooke aj., kteří pro lov nejvzdálenějších supernov používají relativně malý 3,6m reflektor CFHT na Mauna Kea, jenž je však vybaven kamerou MegaCam s 340 megapixelovou maticí CCD. Supernovy se hledají v archivních záznamech pořízených v letech 2003-2008 a pátrání přineslo nyní dva skvělé úlovky v podobě supernov 2213-1745 a 1000+0216 s neuvěřitelně velkými červenými posuvy 2,05 a 3,90 (vzdálenosti 3,2 a 3,7 Gpc). Obě supernovy tak dosáhly maximálního zářivého výkonu řádu 10³⁷ W, takže jde nepochybně opět o supernovy třídy Ia. Celkově vyzářená energie se pak pohybuje na úrovni 10⁴⁴ J.

Autoři se proto domnívají, že jde o supernovy, které vznikají mechanismem párové nestability, kdy v nitru silně obézní hvězdy dochází procesem materializace paprsků gama ke vzniku párů elektron-pozitron, což v jádře hvězdy sníží prudce tlak, což způsobí náhlé zhroucení hvězdy a následný výbuch mimořádně svítivé supernovy. Takové hvězdy se dnes vyskytují jen málokdy, a proto je v blízkém okolí naší Galaxie pozorujeme zcela výjimečně. Jestliže však přijmeme domněnku, že ve velmi raném vesmíru byly obézní hvězdy spíše pravidlem než výjimkou, pak se dá čekat, že právě v těchto velkých vzdálenostech jich bude o řád více než v okolí naší Galaxie, což zmíněné objevy naznačují. Otvírá se tak cesta k pozorování zániku nejstarších obézních hvězd populace III.

Neméně pozoruhodným objektem, který patrně jednou skončí jako supernova Ia, je podle S. Geiera aj. těsná (rozteč mezi složkami 420 tis. km) zákrytová dvojhvězda CD-30°11223 (12 mag; oběžná perioda 70 min), vykazující jen mělké zákryty a zatmění. Její jednou složkou je bílý trpaslík C-O (0,75 M_☉; 0,01 R_☉) a druhou horký (29 kK) héliový podtrpaslík sp. třídy sdB o hmotnosti 0,5 M_☉ a poloměru 0,18 R_☉. Soustava je od nás nyní vzdálena jen 364 pc a podle modelových výpočtů dojde k zapálení héliové slupky o hmotnosti 0,1 M_☉ na bílém trpaslíku za 42 mil.let, tedy daleko dříve, než by bílý trpaslík dosáhl Chandrasekharovy meze. V té době bude sice soustava od nás vzdálena už 1,9 kpc, ale výbuch pozorovaný ze Země přesto dosáhne -7,6 mag. Výbuch také způsobí, že subtrpaslík bude vymrštěn na hyperbolickou dráhu ven z Galaxie rychlostí 840 km/s. O realitě tohoto scénáře svědčí hvězda US 708, která patří mezi prchající hvězdy z Galaxie a je klasifikována jako héliový podtrpaslík.

D. Howell aj. objevili v databázi projektu SNLS (SuperNova Legacy Survey) dvě mimořádně svítivé supernovy 06D4eu a 07D2by, které v maximu dosáhly absolutní hvězdné velikosti -22,7 mag, tj. 90 GL_☉ (3,6.10³⁷ W). U první z nich se podařilo změřit červený posuv z = 1,59 (vzdálenost 2,9 Gpc); u druhé mají jen odhad z ≈ 1,5, což je přibližně stejná vzdálenost. Během 20denní světelné křivky se ukázalo, že v obou případech se při výbuchu rozpíná černé těleso o počáteční Planckově teplotě 15 kK, jež vinou rozpínání postupně klesá. Ve spektrech nalezli čáry ionizovaného uhlíku, železa a hořčíku. V obou případech se tedy jedná o supernovy třídy Ic. Kinetická energie uvolněná explozí dosáhla řádu 10⁴⁵ J. To znamená, že nejde o pouhé zhroucení jádra obézní hvězdy, a nestačí ani překotná termonukleární reakce která prošlehne celou hvězdou. K energetické bilanci silně přispívá radioaktivní rozpad nuklidu ⁵⁶Ni a interakce rozpínajícího se plynu s cirkumstelárním materiálem. Autoři proto soudí, že díky oběma výbuchům vznikly magnetary s rotační periodou ≈2 ms a gigantickou indukcí magnetického pole 20 GT. Podrobné údaje o obou extrémně svítivých supernovách poskytly obří dalekohledy VLT ESO na Paranalu a dále CFHT na Mauna Kea.

S. Adams aj. se zabývali otázkou, jak se mají astronomové připravit na již dlouho očekávanou supernovu v naší Galaxii, protože poslední taková supernova vzplanula kolem r. 1680 a statistika praví, že v Galaxii vzplane v průměru 4,6 supernov/století, z toho 1,4/století představují nejsvítivější supernovy Ia. Z těchto údajů pak nepřímo vyplývá, že v Galaxii vznikají hvězdy o souhrnné hmotnosti 3,6 M_☉/rok. Autoři soudí, že nejdůležitější pro rychlé zachycení počátku výbuchu je nepřetržitá pohotovost detektorů neutrin, protože tento signál přijde s několikahodinovým předstihem před optickým a rádiovým výbuchem. Největší naději na rychlé spatření začátku výbuchu mají pak detektory v blízké infračervené oblasti spektra. Jakmile se výbuch rozvine, budou potřebné zcela malé dalekohledy, protože velká zrcadla by silným signálem zahltila a patrně i poškodila citlivé matice CCD.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

C. Dubner aj. zkombinovali data z rentgenových družic Newton a Chandra k úplnému zobrazení SNR Puppis A v tomto oboru elektromagnetického spektra (0,3 – 8) keV. Výbuch supernovy se odehrál pro hypotetického pozemského pozorovatele zhruba před 3,7 tis. let a SNR je od nás vzdálen něco přes 2 kpc. Úhlový rozměr SNR dosahuje 1°. Rozložení materiálu SNR v rentgenovém pásmu se shoduje s pozorováním Spitzerova kosmického teleskopu (SST) pracujícím ve středním i dlouhovlnném pásmu infračerveného spektra. Zářivý výkon SNR v rentgenovém spektru dosahuje řádu 10³⁰ W, tj. o téměř 4 řády více než bolometrický zářivý výkon Slunce. Bolometrická zásoba zářivé energie SNR napříč elektromagnetickým spektrem se odhaduje na 10⁴² J.

S. Nikolicová aj. využili spektrografů VIMOS VLT ESO a HST v kombinaci s údaji z radioteleskopů VLA a GBT i z rentgenové družice Chandra k odhalení trojrozměrné struktury severozápadního okraje SNR po vůbec nejjasnější historické supernově z r. 1006 n. l. v souhvězdí Vlka. Cáry supernovy sledovali v zorném poli o průměru 0,5° a objevili tak četné rázové vlny v mlhovině. Podle jejich názoru odtud pochází také galaktické kosmické záření o energiích až 10 PeV.

Od r. 2007 do r. 2013 pozorovaly družice AGILE a Fermi pracující v pásmu záření gama (100 keV - 300 GeV) několik vícedenních zjasnění Krabí mlhoviny, a to až na třicetinásobek klidové hodnoty v tomto energetickém pásmu. Družice Fermi lokalizovala příslušný zdroj do vzdálenosti 0,1 pc od pulsaru v centru Krabí mlhoviny. Plošný zdroj je menší než 0,01 pc a jeho zářivý výkon překonával v maximu zářivý výkon Slunce o tři řády. Z měření dále vyplývá, že během výbuchů dosahovaly elektrony urychlené ve zdroji energií řádu 1 PeV. Silné kolísání zářivého výkonu během ≈5 h nasvědčuje tomu, že sám proces urychlování elektronů je velmi rychlý. Jak ukázali M. Tavani aj., R. Buehler aj. a M. Mayer aj., kloudné vysvětlení těchto naprosto nečekaných výbuchů spočívá nejspíš v rekonexích (magnetických zkratech) silných magnetických polí v blízkosti centrálního pulsaru, jež se následně projeví synchrotronovým zářením relativisticky urychlených elektronů.

M. Barlow aj. využili infračerveného kosmického teleskopu Herschel k pozorování Krabí mlhoviny na vlnových délkách 70 μmm (zde září mezihvězdný prach) a dále v rozsazích 0,19 – 0,67 mm pomocí spektrografu SPIRE. Na vlnových délkách 0,243 mm a 0,486 mm tak našli emisní pásy iontu ArH⁺, což je první molekuly tohoto vzácného plynu mimo Sluneční soustavu. V Krabí mlhovině byly již dříve nalezeny ionty Ar⁺ a molekuly H₂, jenže odděleně v různých oblastech mlhoviny. Ionty se vyskytují v horkých vláknech mlhoviny, kdežto H₂ v částech hustších a chladnějších. Argon v mlhovině je produktem nukleogeneze, jež probíhala překotně během výbuchu supernovy pozorovaného na Zemi v r. 1054 n. l.

W. Kerzendorf aj. hledali dodavatele vodíku pro výbuch bílého trpaslíka, kterým vznikla Tychonova supernova třídy Ia z r. 1572. Pořídili proto spektra šesti hvězd, která připadají v úvahu, ale ani jedna z nich to nemohla být. Proto dospěli k závěru, že tato supernova vznikla splynutím páru bílých trpaslíků, které právě tímto způsobem překročily Chandrasekharovu mez.

S. Park aj. získali díky japonské rentgenové družici Suzaku údaje o zastoupení čar vysoce ionizovaných atomů Mn, Cr, Ni a Fe v SNR po Keplerově supernově z r. 1604. Poměr zastoupení Mn/Cr je o třetinu vyšší a podíl Ni/Fe o 6 % vyšší než u Tychonovy supernovy z r. 1572. To znamená, že u této supernovy proběhla silná epizoda překotného termonukleárního hoření ve slupce křemíku. Zastoupení tzv. kovů (metalicita) je u této supernovy dokonce 3x vyšší než u Slunce. Autoři proto soudí, že předchůdcem této supernovy byl velmi mladý bílý trpaslík, který rychle dospěl k překotné termonukleární reakci, jež ho zničila. S tím souhlasí výsledky rentgenové družice Chandra a infračerveného kosmického teleskopu SST, jak uvádějí M. Burkeyová aj., které poukazují na nesouměrnost zmíněného SNR po supernově. To svědčí jednoznačně o tom, že k výbuchu supernovy došlo ve dvojhvězdě, kde dodavatelem materiálu na bílého trpaslíka byla hvězda na asymptotické větvi obrů, jež se nacházela ve vzdálenosti 4 kpc od centra Galaxie a 470 pc nad její hlavní rovinou. Předchůdcem Keplerovy supernovy třídy Ia byla tedy symbiotická dvojhvězda.

K. Elshamouty aj. využili všech aparatur rentgenové družice Chandra ke změření úbytku efektivní teploty SNR Cas A (výbuch příslušné supernovy kolem r. 1680 patrně nebyl pozorován, ale její SNR je nejjasnějším mimoslunečním rádiovým zdrojem na obloze). Za léta 2000-2012 naměřili průměrný pokles 2,9 %/10 let, což dokazuje velmi rychlé vychládání SNR. Autoři soudí, že za to může supratekutost nukleonů v jádře neutronové hvězdy, která je vlastním pozůstatkem po vybuchlé hvězdě. Y. Yuan aj. sledovali soustavně energetické spektrum SNR Cas A v rozsahu 0,1 – 100 GeV po dobu více než 3,5 roku pomocí družice Fermi aparaturou LAT. Zjistili tak, že plynulá energetická křivka se láme při energii 3,7 GeV. Odtud odvodili, že předchůdcem této supernovy byl bílý trpaslík O-Ne.

V posledních letech se ukazuje, že SNR Cas A není známou nejmladším pozůstatkem po supernově v Galaxii, o němž máme neprůstřelné důkazy, ačkoliv samotná supernova patrně nebyla v reálném čase pozorována. Od r. 1984 astronomové získávají důkazy, že podstatně později vzplanula supernova, která má v Greenově katalogu galaktických SNR označení G1.9+03. Tehdy objekt objevili D. Green a S. Gull pomocí anténní soustavy VLA na frekvenci 5 GHz jako úhlově nevelkou rádiovou oválnou skvrnku o úhlových rozměrech 4″ x 2″ ve směru k centru Galaxie. V r. 2008 objekt snímkovala rentgenová družice Chandra a téhož roku se z rádiových pozorování zjistilo, že se tento difuzní objekt rozpíná, což je pro SNR typické. V r. 2013 uveřejnili K. Borkowski aj. výsledky pozorování objektu, které v r. 2011 uskutečnila znovu družice Chandra během tři měsíce skládané expozice o celkové délce přes 11 h. To umožnilo identifikovat v jeho rentgenovém spektru chemické prvky (Si, S a Fe) a určit tempo rozpínání cárů supernovy >18 tis. km/s, přičemž se potvrdilo, že výbuch probíhal výrazně nesouměrně, což naznačuje, že předchůdce byl fakticky dvojhvězdou. Je vysoce pravděpodobné, že supernova nebyla přímo pozorovatelná pro zastínění hustými mezihvězdnými mračny v centru Galaxie a z úhlového rozměru a tempa rozpínání pak vychází její stáří pouhých 100 let. Autoři proto mohli supernovu klasifikovat třídou Ia a tím se význam tohoto SNR dále zvýšil, protože máme naději, že se v tomto případě podaří nakonec odhalit, jakým způsobem tato nejsvítivější třída identických zářivých výkonů doopravdy vzniká.

B. Sinott aj. studovali rozložení světelných ozvěn v čáře H-α a jejich závislostí na čase v mezihvězdném materiálu kolem supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Použili k tomu spektrografu u obřího 8,2 m teleskopu Gemini-S na Cerro Pachón v Chile. Zjistili, že výbuch supernovy proběhl nesouměrně, což se dodnes odráží v nesouměrnosti ozvěn a závislosti intenzity i polohy ozvěn na pozičních úhlu. Největší odchylky od souměrnosti nalezli v pozičních úhlech 16° a 186° počítáno od severu a to souhlasí s polohou hlavní osy, podél níž se vyvržený materiál ze supernovy pohyboval. Je pozoruhodné, že tento směr lze doložit na spektrech pořízených čtvrt století po výbuchu supernovy.

C. Dermer a G. Powale využili údajů z pozemních teleskopů pro vysokoenergetické záření gama a také z družice Fermi k určení zářivých výkonů několika SNR a porovnali je s modelovými simulacemi pro supernovy. Zjistili, že tyto výkony svědčí o tom, že SNR jsou po dobu asi 10 tis. od let od výbuchu významnými zdroji galaktické složky kosmického záření, přičemž účinnost urychlování částic kosmického záření dosahuje ≈10 %. Navíc je pozoruhodné, že s rostoucím stářím SNR jejich energetické spektrum kosmického záření tvrdne z pásma GeV do TeV.

M. Ackermann aj. se zabývali dosavadními výsledky sledování SNR pomocí družice Fermi. Jak ukázal E. Fermi v klíčové práci z r. 1949, k vzniku energetických částic kosmického záření v SNR může docházet proto, že výbuch supernovy vyvolá rázové vlny v jejím interstelárním okolí. Částic na obálce vlny získávají nepatrně (typicky o 1 %) vyšší rychlost, ale turbulentní magnetické pole způsobí, že přes rozhraní obálky procházejí mnohokrát, čímž jejich energie stoupá i o několik řádů, a právě tehdy uniknou do volného prostoru. Jsou-li těmito částicemi protony, vznikají při jejich srážkách neutrální piony, jež nakonec produkují vysoce energetické fotony gama. Jestliže v SNR vidíme tyto fotony, nepřímo se tak dozvídáme o urychlených protonech kosmického záření s energiemi v pásmu TeV až PeV. Družice Fermi skutečně pozoruje silné záření gama o energiích 67,5 MeV, protože energie neutrálního pionu 135 MeV stačí při jeho rozpadu na vznik dvou fotonů s poloviční energií. Družice našla takové fotony v galaktických SRN IC 443 (Medúza, Gem, vzdálenost 1,5 kpc; stáří 10 tis. let) a W44 (Aql, 2,9 kpc; 20 tis. let), jež se rozpínají do okolních chladných mračen interstelárního plynu, ale také při sledování blízkých (≈ 3,5 Mpc) galaxií NGC 253 a M82 honosících se překotnou tvorbou hvězd.

3.3. Obecně o supernovách

R. Foley aj. snesli pozorovací důkazy pro alternativní scénář výbuchů supernov třídy Ia, kdy bílý trpaslík má za svého průvodce héliovou hvězdu, která přenosem hmoty na trpaslíka vytváří na jeho povrchu slupku hélia. Prototypem této alternativy se stala supernova 2002cx v galaxii CGCG 044-035 (vzdálenost 96 Mpc), kde rychlost expanze plynných cárů dosáhla hodnot jen 2 – 8 tis.km a absolutní hvězdná velikost v maximu jen -18,8 mag. Supernovy tohoto subtypu mají sice horké fotosféry a stejnou korelaci tvaru světelné křivky po maximu jako supernovy, kde vybuchl bílý trpaslík po překročení Chandrasekharovy meze nabíráním vodíku ve své slupce, ale jejich předchůdci jsou bílí trpaslíci třídy C-O, kteří překotný termonukleární výbuch ve slupce z hélia přežili. Termonukleární spalování tam totiž proběhlo podzvukovou rychlostí (deflagrací), takže úhrnná hmotnost plynných cárů dosáhla v tomto případě jen ≈0,5 M_☉. Nápadná je také absence rentgenového záření v průběhu výbuchu. Zmíněný subtyp supernov se nevyskytuje v eliptických galaxiích. V pozdních fázích po výbuchu se liší nápadným zesílením čar Fe. Jak patrno, liší se od "normálních" supernov třídy Ia nižší svítivostí a také větším rozptylem od střední hodnoty maximální svítivosti, což má fatální následky pro jejich využití v kosmologii při určování tempa rozpínání vesmíru. Přitom autoři ze statistiky 25 pozorovaných případů odvodili, že téměř třetina supernov třídy Ia patří do této odlišné skupiny (Iax), což se dosud nijak nerozlišovalo. Dále odhadli, že budoucí synoptická přehlídka LSST odhalí tisíce supernov subtypu Iax.

C. Raskin a D. Kasen zkoumali doprovodné jevy výbuchu supernov třídy Ia, kdy k výbuchu dojde slitím dvou bílých trpaslíků, kteří teprve tím slitím překročí Chandrasekharovu mez. Ukázali na úlohu slapových sil těsně před spojením obou bílých trpaslíků, jež vedou k vytváření slapových chvostů. Interakce mezi zplodinami výbuchů a zmíněnými chvosty se musí projevit snadno měřitelným přídavným rádiovým, optickým i rentgenovým zářením. Pokud k explozi supernovy dojde po krátké (≈100 s) nebo dlouhé (>100 let) časové prodlevě od vzniku slapových chvostů, měly by se po maximu výbuchu pozorovat široké absorpční pásy Na I (D) a Ca II (H a K). Zatím však žádné takové široké pásy nalezeny nebyly; občas se však objevují úzké pásy, takže další výzkum v této záležitosti možná přinese odpověď na otázku, jak často se takto simulovaný případ vůbec vyskytuje. J. Dexter a D. Kasen také zkoumali, co se děje s vyvrženým materiálem při výbuchu supernovy, který nedosáhl únikové rychlosti, a posléze se vrací na místo činu. Autoři zjistili, že tím lze vysvětlit pekuliární a zejména výrazně nadsvítivé případy supernov, které nezapadají do standardní klasifikace. Týká se to zejména supernov třídy II, které občas dosahují maximálního zářivého výkonu >10³⁷ W, ale i supernov třídy I, pokud se prokázala velká ztráta hmoty. Jako příklad uvedli supernovy 2010X, 2008es a 1998bw.

Nadsvítivými supernovami třídy Ic se podrobně zabývali C. Inserra aj. Vybrali pět supernov s relativně malými vzdálenostmi od naší Galaxie, které vzplanuly v letech 2010-2012. Pozorovali jejich světelné křivky a spektra v intervalu 50 – 230 dnů po začátku výbuchu, a zjistili, že čtyři z nich vykazovaly na klesajících světelných křivkách nápadný zjasněný chvost. To znamená, že aspoň některé nadsvítivé supernovy nespotřebovaly veškeré hélium, které dohořívalo během pozdní fáze celého jevu. Autoři z těchto pozorování dále usoudili, že vesměs jde o hvězdy, které získaly přídavnou energii po výbuch díky extrémně silným magnetickým polím, takže se zhroutily na magnetické neutronové hvězdy (magnetary). Zásobu zářivé energie těchto magnetarů odhadli na řádově 10⁴⁴ J a hmotnost vyvrženého plynu a prachu na 2,3 – 8,6 M_☉. Nakonec dospěli k názoru, že mechanismus výbuchu magnetaru může vysvětlit všechny případy nadsvítivých supernov třídy Ic.

M. Nicholl aj. se věnovali rovněž nadsvítivým supernovám (hypernovám), které by díky své hmotnosti měly rychle vybuchovat podle scénáře, který naznačuje, že nadhvězdy populace III typické pro počáteční fáze vývoje vesmíru mohou mít hmotnosti 140 – 260 M_☉, a jejich centra tvořená převážně jádry uhlíku a kyslíku dosahují hmotností 65 – 130 M_☉. Takto obézní nadhvězdy se vyvíjejí kosmologicky bleskurychle. Působením vysokých teplot a tlaků v jejich nitrech tam na konci jejich kvazistabilní existence vznikají četné páry pozitron-elektron, které spolu vzápětí anihilují na fotony záření gama. Tím se prudce sníží tlak v jádře nadhvězdy, která se gravitačně hroutí a přitom dokáže zapalovat nespotřebované termonukleární palivo. Celý proces probíhá bleskurychle během několika sekund a vede k vyvržení mraku radioaktivního kobaltu ⁵⁶Co s poločasem rozpadu 77 dnů, jenž nádherně svítí a jeho svítivost pak klesá ve shodě se zmíněným poločasem. Zatímco klasické supernovy třídy Ia dosahují v maximu svítivosti 1 GL_☉, hypotetické výbuchy nadhvězd populace III by mohly klidně dosáhnout zářivého výkonu až 100 GL_☉. Obecně platí, že za hypernovy se považují supernovy, které v maximu dosáhly výkonu >10³⁷ W.

Autoři však uvádějí, že hypernova 2007bi, považovaná za důkaz zmíněného mechanismu, která vybuchla 12 mld. let po velkém třesku s třetinovým zastoupením "kovů" proti Slunci, mohla ve skutečnosti vybuchnout na základě úplně jiného scénáře. Pozorovali totiž dvě jiné supernovy (PTF12dam - objev 23. května 2012 a PS1-11ap - objev 2. ledna 2011), které se dlouhodobě sledovanými tvary světelných křivek i průběhem změn spekter nápadně podobají zmíněné hypernově, ale zcela určitě nevybuchly kvůli párové nestabilitě pozitronů a elektronů. Háček se supernovou 2007bi spočívá totiž v tom, že byla objevena až 11 týdnů po začátku výbuchu, takže jediné, co lze srovnávat, je právě pozdní fáze sestupné světelné křivky, a tam panuje naprostá shoda mezi všemi třemi hypernovami. Ani v jednom případě nevznikl teorií předvídaný mrak radioaktivního kobaltu jako přídavný zdroj svícení v pozdních fázích světelné křivky. Z toho autoři usoudili, že všechny tři hypernovy vybuchly kvůli uvolnění obrovské magnetické energie při zhroucení zbytku hvězdy na rychle rotující silně magnetickou neutronovou hvězdu (magnetar). Ve všech případech dosáhly rozpínající se cáry po výbuchu hmotností 10 – 16 M_☉ a o jejich svícení se postarala uvolněná magnetická energie, když indukce magnetického pole na povrchu neutronových hvězd dosáhla řádu 10 GT a jejich rotační perioda se pohybovala kolem 3 ms! Autoři proto soudí, že všechny hypernovy třídy Ic lze vysvětlit tímto podivuhodným mechanismem, zatímco supernovy vzniklé díky párovým nestabilitám obézních nadhvězd jsou patrně zcela vzácné a nemohou příliš ovlivnit další vývoj mladého vesmíru.

J. Groh aj. shrnuli současné představy o velmi hmotných předchůdcích supernov. Obecně pravděpodobně platí, že hvězdy, které na konci svého termonukleárního vývoje mají hmotnost >8 M_☉, se následkem gravitačního zhroucení stanou supernovami třídy II (kolapsary). Bezprostřední předchůdci těchto supernov patří proto buď mezi červené nebo modré veleobry, anebo mezi svítivé žhavé Wolfovy-Rayetovy hvězdy s bolometrickými zářivými výkony o tři až šest řádů vyššími než L_☉. Modelové výpočty pro hvězdy s počátečními hmotnostmi 20 – 120 M_☉ však ukázaly, že rychle rotující hvězdy s konečnými hmotnosti 20 – 25 M_☉, které vypadají jako svítivé modré proměnné (LBV) mohou rovněž vybuchnout, a to jako supernovy podtřídy IIb. Posledním příkladem naplnění tohoto scénáře byla supernova 2008ax, jež vybuchla počátkem března toho roku v blízké (vzdálenost ≈9,6 Mpc) spirální galaxii s příčkou NGC 4490, přičemž výbuch se odehrál bleskurychle, protože snímek galaxie pořízený 6 h před objevem neukazuje na místě výbuchu vůbec nic. Pozorování zplodin výbuchu potvrdila, že těsně před výbuchem probíhalo v nitru hvězdy termonukleární hoření hélia.

K. Nakazato aj. propočítali průběh uvolňování energie výbuchu supernov třídy II pomocí neutrin. Propočítali tvar "světelných křivek" a "spektrální energie" neutrin pro předchůdce s koncovou hmotností 13 – 50 M_☉ i s různými metalicitami, a to pro prvních 20 sekund od začátku gravitačního hroucení. To se může hodit, jakmile některé neutrinové teleskopy zaznamenají příchod neutrin od supernovy v naší Galaxii, kde by současné detektory měly snadno zachytit až tisíc neutrin z výbuchu.

S. Balberg aj. propočítali pravděpodobnost scénáře, kdy k výbuchu podobnému supernově dojde v okolí černé veledíry, jež se pravidelně vyskytuje v centru téměř každé galaxie včetně naší. Jak přesvědčivě ukazují pozorování okolí jádra Galaxie (zdroje Sgr A*), v těsné blízkosti veledíry obíhají po silně protáhlých eliptických drahách svítivé hvězdy (a také těsné dvojhvězdy) označované písmenem S a pořadovým číslem objevu. V současné době jich známe už přes stovku. V pericentru svých drah dostávají velmi blízko k veledíře a podléhají silným slapům, které nakonec roztrhnou těsné dvojhvězdy od sebe, takže jedna složka uprchne z rizikové situace únikovou rychlostí a nakonec opustí Galaxii, zatímco druhá složka se dostane na ještě těsnější oběžnou dráhu v blízkém okolí veledíry. Autoři ukázali, že tak postupně vzniká na těchto nízkých drahách tlačenice, která může vést k vzájemným srážkám extrémně vysokými rychlostmi řádu 1 tis. km/s a tudíž k výbuchům, při nichž se uvolní zářivá energie srovnatelná s výbuchem klasických supernov. Autoři soudí, že systematické přehlídky by mohly objevit i několik takových případů ročně.

Y. W. Yu aj. zjistili, že k výbuchům téměř srovnatelným se supernovami může docházet také při splynutí dvou neutronových hvězd, z nichž aspoň jedna je magnetarem s rotační periodou řádu milisekund. V takovém případě dosahuje následný výbuch zářivého výkonu až o čtyři řády vyššího, než jaké pozorujeme u tzv. kilonov, jež vznikají při splynutí dvou slabě magnetických neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdy s černou dírou. Zatímco kilonovy se projeví v pásmu gama jako krátké (<2 s) zábleskové zdroje záření gama (SGRB), nepotřebujeme pro tento typ slitých hvězd čekat na pozorování v pásmu gama, protože optického svícení je v každém případě dostatek; navíc lze očekávat i dosti silný signál v pásmu gravitačních vln.

S. Kozlowski aj. využili archivních údajů z projektu OGLE IV (hledání gravitačních mikročoček v mostu, který propojuje Velké a Malé Magellanovo Mračno), jenž probíhal od léta 2010 po dobu dvou let na vzorku o ploše 65 čtv. stupňů oblohy na jižní polokouli. V tomto pozorovacím materiálu nalezli 130 přechodných optických bodových zdrojů, z toho 126 supernov! (Zbylé objekty klasifikovali ve dvou případech jako trpasličí novy a v dalších dvou případech jako vzplanutí v jádrech galaxií s aktivními jádry - AGN.) Autoři ve zmíněné přehlídce nalezli supernovy jasnější než 18,8 mag s účinností 100 %, která však klesla na polovinu pro supernovy s maximem jasnosti 19,7 mag. Na základě této statistiky odhadli, že v infračerveném pásmu I se tak dá ročně v celé ploše projektu (600 čtv. stupňů) objevit kolem 24 supernov do 18 mag; 100 do 19 mag a 340 do 20 mag.

A. Gal-Yam aj. shromáždili údaje o 538 supernovách objevených v r. 2010 a 926 supernovách z r. 2011. Největší podíl na objevech měly v tomto období dvě přehlídky: CRTS (Catalina Real-time Transient Survey - 572 objevů) a PTF (Palomar Transient Factory - 393 objevů), což představuje 74 % z celkového součtu. Za nimi se 184 objevy umístili astronomové amatéři rozesetí po celé zeměkouli. Ve spektroskopii vede PTF (393 supernov) následovaná CRTS (170) a amatéry (144). Na dalších místech se uplatňují přehlídky LOSS (Lick Observatory Supernova Search - 86 objevů i spektroskopie) a CHASE - (CHilean Automatic Supernova sEarch - 61 objevů i spektroskopie na CTIO). Většina objevených supernov se nachází v galaxiích s kosmologickými červenými posuvy 0,05 – 0,2 (vzdálenosti 200 – 750 Mpc).

R. Zimmerman aj. uvedli, že mezi astronomy-amatéry byl průkopníkem soustavného hledání supernov australský duchovní Robert Evans, který byl schopen zapamatovat si vizuální vzhled 1,5 tis. galaxií a svými reflektory o průměru 0,25 m (Newton); 0,31 m (Dobson) a příležitostně též profesionálním 1,0m teleskopem na observatoři Siding Spring objevil celkem 40 supernov v letech 1981 - 2005. Pokud sledoval galaxie napříč oblohou, dokázal za hodinu prohlédnout 50 galaxií, ale v kupě v Panně stoupal jeho výkon až na 120 galaxií za hodinu! Mimo jiné tak objevil supernovu 1983N, jež se stala prototypem nové třídy supernov označené Ib. Ještě v r. 1999 objevovali astronomové amatéři většinu (78 %) supernov za rok. V současné době jejich podíl na objevech klesl kvůli konkurenci robotických teleskopů na 15 %, ale stále ještě činí úctyhodných 170 supernov za rok. V r. 2012 objevily automatické přehlídky poprvé více než 1 tisíc supernov za rok. Zájem o supernovy neustále roste, protože je již zřetelně patrné, že k těmto gigantickým výbuchům viditelným na vzdálenost gigaparseku vede více rozličných scénářů a také slepých uliček, kdy má předchůdce sice na výbuch našlápnuto, ale po epizodě záchvatů výbušné škytavky to vzdá. Dalším důvodem pro získání co nejbohatší statistiky výbuchů supernov je jejich využití pro kalibraci rekordních vzdálenosti ve vesmíru a tím spolehlivé určení jeho vývoje za posledních 13,5 mld. let.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

Nejmladší známá neutronová hvězda se nachází v Krabí mlhovině (Tau; M1), neboť díky orientálním záznamům známe přesné datum jejího zrodu (4. července 1054). A. Lyne aj. nyní uveřejnili údaje o sledování pulsaru B0531+21 = J0534+2200 v jejím centru za posledních 22 let pomocí 13m radioteleskopu na observatoři Jodrell Bank v pásmu 610 MHz (0,5 m) a příležitostně též 76m Lovellovým radioteleskopem v pásmu 1,4 GHz (214 mm). Zjistili, že odstup fáze hlavního pulsu od interpulsu narůstá o 0,6°/století, přičemž interpuls nastává ve fázi 145°. Souběžně se mění i intenzity jednotlivých špiček profilů obou pulsů. Odtud plyne, že šikmá osa magnetického dipólu se pomalu sklání k rovníku neutronové hvězdy.

M. Durant aj. zkoumali pulsar Vela (PSR J0835-4510; rotační perioda 89 ms; zářivá energie brzdění 7.10²⁹ W; vzdálenost 300 pc; příčná rychlost 1,2 tis. km/s; stáří 11 tis. let). Využili přitom 11 rentgenových snímků družice Chandra o úhrnné expozici 4,6 dne. Dostali tak podrobnou morfologii výtrysku směřujícího od pulsaru o úhlové délce 2′ (lineárně 0,17 pc). Výtrysk, jenž je mimořádně jasný v pásmu záření gama, souvisí s vysoce nadzvukovou rychlostí pohybu pulsaru vůči mezihvězdnému prostředí, a také se silným hvězdným větrem samotného pulsaru. Výtrysku tvaru šroubovice se v čase nemění a jeho počátek se nachází těsně u neutronové hvězdy. Je to přímý důkaz o urychlování částic výtrysku ve šroubovicovém silném magnetickém poli.

A. De Luca aj. zjistili, že rádiově tichý pulsar PSR J0357+3205 starý asi 500 tis. let objevený družicí Fermi v r. 2009 jako velmi jasný zdroj v pásmu záření gama (impulsní perioda 0,44 s; relativní sekulární prodlužování periody řádu 10^-14) má vlastní pohyb v Galaxii 0,165″/rok, což při jeho vzdálenosti 500 pc od nás dává příčnou rychlost 390 km/s. Družice Chandra navíc ukázala, že v okolí pulsaru se nachází rozplizlý oblak netepelného rentgenového záření o úhlovém rozměru 9′ (lineární rozměr 1,3 pc), jehož osa souhlasí se směrem vlastního pohybu pulsaru. Mlhovina nevykazuje emisní čáru H-α, což znamená že oblak je pulsarem zcela ionizován. Nabízí se vysvětlení, že difuzní oblak je způsoben rázovou vlnou, neboť pulsar se pohybuje vůči mezihvězdnému prostředí nadzvukovou rychlostí, ale autoři upozorňují, že morfologie oblaku tomu vůbec neodpovídá a zářivý výkon pulsaru 6.10²⁶ W je na takto energetický pulsar neobyčejně nízká.

F. Crawford aj. zjistil, že milisekundový rádiový pulsar PSR J1723-2837 (rotační per. 1,86 ms; vzdálenost 750 pc) je současně zákrytovou dvojhvězdou, přičemž jeho průvodcem je podobr spektrální třídy G, který vyplňuje svůj Rocheův lalok a předává tak postupně svou hmotu na neutronovou hvězdu. Průvodce o hmotnosti 0,4 – 0,7 M_☉ obíhá kolem pulsaru o hmotnosti 1,4 – 2,0 M_☉ v periodě 15 h. Zákryty nastávají navzdory velkému sklonu dráhy k zornému paprsku 30 – 41° díky velkým rozměrům průvodce. Na rozdíl od jiných pulsarů ve dvojhvězdě se nepodařilo najít žádné záření pulsaru v pásmu fotonů záření gama. To je poměrně podivné, protože většina recyklovaných milisekundových pulsarů takové záření vydává, jak postupně zjistila zejména družice Fermi, která je dle R. Romaniho ideálním prostředkem pro objevy mocných urychlovačů ve vesmíru. První milisekundový pulsar (Vul; PSR 1937+214; rotační perioda 1,56 ms, tj. 642 obrátek/s ! - pro srovnání motor závodních automobilů Formule 1 dosáhne nanejvýš 250 obrátek/s, ačkoliv je velmi malý v porovnání s 25km neutronovou hvězdou) byl objeven v r. 1982 D. Backerem aj., a první milisekundový pulsar ve dvojhvězdě (Sge; PSR B1957+20; rotační perioda 1,61 ms; oběžná perioda průvodce o hmotnosti 0,025 M_☉ činí 9,2 h) našli A. Fruchter aj. v r. 1988.

Postupně se tak vynořil scénář pro vývoj pulsarů ve dvojhvězdách. První milión let po výbuchu supernovy třídy II vysílá zhroucená magnetická neutronová hvězda výtrysky i v oboru záření gama, pak asi 100 milionů let výtrysky už jen v rádiovém oboru spektra, které postupně zeslábnou. Nejmladší (36 – 56 tis. let) osamělé pulsary vysílající intenzivní záření gama nachází nyní nejsnáze družice Fermi. Astronomové přitom úspěšně spolupracují s dobrovolníky v programu Einstein@Home, takže se hledá takříkajíc naslepo. A. Abdo aj. zveřejnili v srpnu 2013 katalog pulsarů vysílajících záření gama, který obsahuje již 117 pulsarů, jež září v oboru energie fotonů >0,1 GeV. Pokud však má neutronová hvězda průvodce, který se vydá z hlavní posloupnosti na dráhu obra, jenž postupně vyplní svůj Rocheův lalok, započne vysávání jeho hmoty neutronovou hvězdou. Protože se přelévající plynný proud stáčí k povrchu neutronové hvězdy jednosměrně, začíná ji roztáčet až na stovky obrátek za sekundu. Tak se znovu recykluje činnost pulsaru i v oboru záření gama. Donedávna odpovídaly tomuto scénáři zvanému černá vdova podle pavouků, který svým jedovatým kousnutím paralyzují svou oběť a pak ji doslova vysají, jen tři binární milisekundové pulsary. Díky družici Fermi však jejich počet nyní rychle stoupá a blíží se již 25 případům, kdy průvodce obíhá kolem neutronové hvězdy v intervalu jen několika málo hodin.

Jen tak mimochodem, v anglicky psané literatuře se tyto milisekundové pulsary vyskytující se v páru s nedegenerovanou hvězdou nazývají redback pulsars. Jméno dostali podle pavouka Lactrodectus hasselti, jenž se naštěstí pro nás vyskytuje hlavně v Austrálii a jihovýchodní Asii. Donedávna se řadil k mnohem rozšířenějším černým vdovám, s nimiž má společné nebezpečné jedové kousnutí. Samička redbacka má na zádech červenou skvrnku tvaru přesýpacích hodin a při páření obvykle svého partnera sežere. Podobně dopadají průvodci milisekundových pulsarů v těsných dvojhvězdách, kteří vyplnili svůj Rocheův lalok a přes společný Lagrangeův bod L₁ postupně přelévají svůj obsah do akrečního disku kolem degenerované neutronové hvězdy, takže z nich rovněž nic nezbude.

A. Papitto aj. ukázali, že akrece materiálu na milisekundový pulsar nemusí probíhat plynule, ale její tempo silně kolísá, jak dokázali sledováním recyklovaného pulsaru IGR J1824-2452 (impulsní perioda 3,9 ms; oběžná perioda 11 h, hmotnost průvodce >0,17 M_☉) v kulové hvězdokupě M28. Pulsar totiž náhle vybuchl 28. března 2013 a změnil se na celý měsíc v rentgenový zdroj s nízkou hmotností průvodce (LMXB), takže rádiové impulsy na tu dobu zanikly a opět se obnovily, když výbuch skončil. Během výbuchu naopak zářil v rentgenovém pásmu energií 0,5 – 10 keV s maximem zářivého výkonu 3,5 10²⁹ W. Evidentně tak existují pulsary, které mohou rychle přebíhat mezi dvěma na první pohled zcela rozdílnými typy pozorovaných objektů.

S. Bogdanov studoval nejbližší (156 pc) recyklovaný milisekundový pulsar PSR J0437-4715 (rotační perioda 5,8 ms; relativní zpomalování periody řádu 10^-20; zářivý výkon 4.10²⁶ W; indukce magnetického pole 30 kT; stáří 4,9 mld. let; průvodcem pulsaru je hvězda o hmotnosti 0,2 M_☉ s oběžnou periodou 5,7 dne). Využil k tomu dlouhé složené 1,5denní expozice nejcitlivější rentgenovou družicí Newton. Objevil tak široký interpuls ve fázi 0,55, což ukazuje, že magnetický dipól neutronové hvězdy je vyosený. Pokud se tato geometrie potvrdí, bude to mít závažné důsledky pro statistické odhady četnosti pulsarů v Galaxii. Autor mohl rovněž zpřesnit hodnoty hmotnosti (1,76 M_☉) a poloměru (>11,1 km) neutronové hvězdy. To znamená, že stavová rovnice pro neutronové hvězdy je docela tuhá, když umožňuje existenci tak hmotné neutronové hvězdy.

R. Lynch aj. dokončili přehlídku pulsarů v pásmu rádiových frekvencí 350 MHz (vlnová délka 0,86 m) na ploše 10 tis. čtv. stupňů oblohy pomocí obřího radioteleskopu GBT (rozměry paraboly 100 x 110 m) v Green Bank (západní Virginie). Našli tak 31 nových pulsarů, z nichž 7 je recyklovaných (neutronové hvězdy roztočené na vysoké obrátky vlivem jednosměrného přílivu materiálu od druhé složky dvojhvězdy). Objevili tak mj. recyklovaný PSR J0348+0432 (rotační perioda 39 ms; relativní brzdění 10^-19; zářivý výkon 2.10²⁵ W; vzdálenost 2,1 kpc; indukce magnetického pole 300 kT; stáří 2,7 mld. let), jehož průvodcem je bílý trpaslík. Ten obíhá kolem pulsaru v periodě 2,5 h, čímž se tato dvojice stává pravým požehnáním pro ověřování efektů obecné teorie relativity. J. Antoniadis aj. určili hmotnost bílého trpaslíka 0,17 M_☉ a neutronové hvězdy (2,01 ±0,04) M_☉, což ukazuje na extrémně tuhou stavovou rovnici ještě důrazněji než předešlý případ pulsaru Vela.

J. Zdunik a P. Haensel počítali stavové rovnice pro hyperonové a kvarkové hvězdy a ukázali, že tyto hypotetické objekty musí mít hmotnosti nižší než 2,4 M_☉. Doložili to příkladem neutronové hvězdy PSR J1614-2230 (Sco; poloměr 13 km; rotační per. 3,2 s; stáří 5 mld. let; vzdálenost 1,2 kpc), která je členem těsné dvojhvězdy s bílým trpaslíkem. Obě tělesa obíhají kolem společného těžiště v periodě 8,7 d což umožnilo změřit přesně hmotnost bílého trpaslíka 0,5 M_☉ pomocí relativistického Shapirova efektu. Odtud a z elementů oběžné dráhy pak mohli určit i přesnou hmotnost neutronové hvězdy (1,97 ±0,04) M_☉. Autoři uzavírají, že jde o standardní neutronovou hvězdu, takže je pravděpodobné, že všechny neutronové hvězdy mají hmotnosti nanejvýš ≈2 M_☉, čili hypotetické kvarkové či hyperonové hvězdy nejspíš vůbec neexistují.

Shapirův efekt umožnil A. Dellerovi aj. změřit s rekordní přesností vzdálenost binárního pulsaru PSR J2222-0137 (Aqr; oběžná doba páru 2,45 d; hmotnost neutronové hvězdy 1,2 M_☉; hmotnost bílého trpaslíka 1,05 M_☉ a jeho efektivní teplota <3 kK !) díky radiointerferometru VLBA. Nízká teplota trpaslíka znamená, že musí být extrémně starý, patrně kolem 9 mld. let. Jelikož téměř kruhovou oběžnou dráhu zmíněného páru pozorujeme z profilu, lze ze Shapirových zpoždění rotační periody neutronové hvězdy (3,7 ms) určit vzdálenost na 267 pc s chybou pouze ±0,4 %, a odtud také lineární rychlost příčného vlastního pohybu 57 km/s. Jde o jeden z nejbližších pulsarů vůbec.

Zatím nejvyšší příčný vlastní pohyb milisekundového pulsaru naměřili Z. Yan aj. pro PSR B1257+12 (Vir; rotační per. 6,2 s; stáří 3 mld. let hmotnost 1,5 M_☉; díky radiointerferometrům VLBI (USA) a ELBI (Evropa) pracujících na frekvencích 1,465 GHz (205 mm) resp. 1,540 GHz (195 mm). Během devíti pozorovacích kampaní za dva roky obdrželi vzdálenost pulsaru 710 pc a lineární vlastní pohyb 326 km/s. Pulsar získal vysokou prostorovou rychlost nejspíš vypařením svého průvodce. Je proslulý tím, že v letech 1992 a 1994 objevili A. Wolszczan a D. Frail tři exoplanety, které obíhají zmíněnou neutronovou hvězdu ve vzdálenostech 0,2 – 0,5 au v periodách 25 – 98 d po téměř kruhových drahách. Jejich hmotnosti jsou po řadě 0,02 + 4,3 + 3,9 M_z.

R. Ferdman aj. zkoumali jedinečnou soustavu binárního pulsaru J0737-3039 A/B (Pup; rotační per. A = 0,023 s; B = 2,8 s; vzdálenost 1,2 kpc), jejíž obě složky jsou neutronovými hvězdami obíhajícími kolem společného těžiště po téměř kruhové dráze v periodě 2,4 h, takže představují ideální kombinaci objektů pro ověřování mnoha efektů předvídaných obecnou relativitou. Hmotnosti obou neutronových hvězd jsou překvapivě nízké: 1,34 a 1,25 M_☉. Soustava ztrácí energii vyzařováním gravitačních vln, takže poloměry jejich drah se denně snižují o 7 mm, a obě složky splynou za ≈85 mil. let. Rychle rotující složka A vznikla recyklací (soustavným dopadem plynného proudu ze složky B) a jde o ortogonální rotátor, tj. její rotační osa a osa magnetického dipólu svírá pravý úhel, přičemž usměrněné rádiové výtrysky vycházejí z okolí obou magnetických pólů.

E. Keane aj. využili rentgenových družic Chandra a Newton k určení základních parametrů tří pulsarů J1840-1419; J1814-1744 a J1847-0130. Nejzajímavější je první z nich, protože je velmi starý (16 mil. let), a neutronová hvězda je na povrchu vůbec nejchladnější ze všech dosud objevených (300 kK). Přitom její pulsy dosahují intenzity 1,7 Jy, ačkoliv její rotační perioda patří k nejdelším mezi pulsary (6,6 s). Tento pulsar je totiž z uvedené trojice daleko nejblíž - 900 pc, ale jeho zářivý výkon díky brzdění rotace neutronové hvězdy dosahuje pouze 10²³ W, neboť její magnetické pole je podle očekávání slabé. Zbylé dva pulsary se však od prvního liší právě vysokou indukcí magnetických polí po řadě 5,5 GT a 9,4 GT, zářivými výkony přes 10²⁵ W, vyššími teplotami neutronových hvězd přes 1,3 MK a relativním mládím 80 tis. let. Rotační periody jsou rovněž dlouhé (po řadě 4,0 a 6,7 s) a vzdálenosti velké (po řadě 9,8 a 7,7 kpc). Je tedy zřejmé, že svět neutronových hvězd je stejně pestrý jako svět obyčejných hvězd na hlavní posloupnosti.

Svědčí o tom také studie T. Gregoirea a J. Knödlsedera, týkající se milisekundových pulsarů, které vysílají ve směrovaných výtryscích také energetické fotony záření gama, jež pak lze pozorovat díky aparatuře LAT (Large Area Telescope) družice Fermi. Do r. 2013 družice objevila již 36 pulsarů v oboru gama, takže odtud lze odhadnout, že minimálně 10 tis. a možná až 22 tis. pulsarů v Galaxii září v oboru gama (některé z nich dokonce září právě jen v tomto oboru elektromagnetického spektra). Pulsary gama se vyskytují převážně ve vzdálenosti do 4 kpc od centra Galaxie a do 1 kpc od její hlavní roviny. Přispívají tak k úhrnnému toku záření gama naší Galaxie zhruba 1 % v její centrální části a asi 0,2 % ve vyšších galaktických šířkách (>40°). V porovnání s výskytem rádiových pulsarů tak není vyloučeno, že záření gama produkují všechny milisekundové pulsary.

Podobně F. Acero aj. ukázali, že mlhoviny PWN (Pulsar Wind Nebulae) kolem pulsarů vytvořené interakcí hvězdného větru neutronové hvězdy s interstelárním materiálem, vůči němuž se pulsary pohybují hypersonicky, jsou silným zdrojem paprsků gama dokonce v energetickém pásmu TeV. Družice Fermi tak již našla 58 mladých pulsarů - kandidátů na PWN zářících v energetickém pásmu až do 100 GeV. Z toho u 30 se již tato souvislost potvrdila pro pásmo >10 GeV. Mezi kuriozity pak podle S. Zharikova a R. Mignaniho patří PSR B1133+16 (rotační perioda 1,2 s; stáří 5 mil. let; vzdálenost 270 pc), jehož optický protějšek magnitudy B=28 mag byl objeven pomocí 8,2m reflektoru VLT ESO v r. 2003, avšak v r. 2012 zmizel a nepodařilo se ho najít ani pomocí 10,4m reflektoru GTC na Kanárských ostrovech. Oba zmíněné teleskopy však našly podobně jasný objekt, avšak celé 3″ od původní polohy pulsaru. Nakonec se ukázalo, že jde o týž pulsar, který má vysoký vlastní pohyb 0,36″/rok, takže se vůči interstelárnímu prostředí pohybuje lineární rychlostí 475 km/s.

T. Shabanová aj. zveřejnili výsledky unikátního souboru údajů o 27 pulsarech starých 0,23 – 120 mil. let, jejichž impulsní periody byly v letech 1978-2012 soustavně sledovány na ruské hlavni radioastronomické observatoři v Puščinu jižně od Moskvy pomocí tranzitního radioteleskopu BSA/LPI ve frekvenčních pásmech 102,7 MHz (vlnová délka 2,9 m; do r. 1998), a od té doby na 111,3 MHz (2,7 m). Měření period pro daný pulsar probíhala v okolí meridiánu po 3 – 11 min ( v závislosti na deklinaci pulsaru). Časový interval 33,5 roků se podařilo ještě protáhnout až na 43,5 roků pro 10 pulsarů sledovaných v letech 1968-1973 laboratoří JPL v Kalifornii. V tomto intervalu se u pulsarů B0823+26 a B1929+10 projevily rychlé změny periody rotace, když znaménko 2. derivace změn periody se obrátilo. Jde o nový typ nepravidelností přidaný k historicky prvním známým rychlým skokům (zkrácením rotační periody), pomalým skokům a kvaziperiodickým oscilacím rotačních period. Autoři ukázali, že všechny typy nepravidelností rotačních period se vyvíjejí v čase. Pozorované změny usnadní teoretikům osvětlit příčiny rychlé rotace pulsarů i jejich proměnnosti.

B. Allen inicioval objevování pulsarů v bohatých archivech 305m radioteleskopu v Arecibu ve spolupráci s dobrovolníky ze 193 států světa pomocí programu sdíleného počítání Einstein@Home. Hlavním cílem tohoto jedinečného projektu je nalézání pulsarů ve dvojhvězdných soustavách s oběžnou periodou >11 min. Dobrovolníci tak nalezli již 50 většinou milisekundových pulsarů, které jsou pak podrobně zkoumány radiointerferometry na dlouhých základnách. Kromě toho se jim podařilo najít tímto koordinovaným úsilím v červnu 2010 v datech z února 2007 osamělý milisekundový pulsar J2007+2722 s rotační periodou 25 ms a stářím asi 400 mil. let! Široký impulsní profil je rozprostřen přes téměř všechny fáze rotační periody. Objekt vzdálený 5,4 kpc je nyní zkoumán radiointerferometry v širokém rozsahu frekvencí 0,33 – 8,9 GHz. Autoři objevu uvádějí, že obrovská výpočetní kapacita tohoto projektu a zkušenost dobrovolníků se bude hodit i budoucímu gigantickém rádiovému systému SKA (Square Kilometer Array), jenž přinese nesmírné množství údajů nejenom o pulsarech, ale i o dalších zdrojích rádiového záření v blízkém i vzdáleném vesmíru.

B. Knispel aj. za pomoci 50 tisíc dobrovolníků a 200 tis. osobních počítačů v projektu Einstein@Home odvedli obří práci při odstraňování vlivu Dopplerovy modulace signálů pulsarů, které se nacházejí ve dvojhvězdách a byly pozorovány 64m parabolou v Parkesu v Austrálii v letech 1997-2001. Bylo k tomu potřebí neuvěřitelné spousty výpočetního času (17 tis. let CPU), takže trvalý výkon sdíleného počítání dosahoval 1 Pflops. Autoři tak objevili 6 pulsarů v binárních soustavách a dále 18 osamělých pulsarů. Jsou mezi nimi mj. binární pulsar J1840-0643 (rotační perioda 36 ms; dispersní míra 500 pc/cm³) se čtvrtou nejdelší oběžnou dobou 937 dnů (průvodce o hmotnosti 0,2 M_☉ je patrně héliový bílý trpaslík) a další binární pulsar J1748-3009 (rotační perioda 9,7 ms; hmotnost 1,4 M_☉; oběžná doba průvodce o hmotnosti 0,1 M_☉ činí 2,9 d) s rekordní mírou disperse 420 pc/cm³ pro milisekundové pulsary. Třetí zajímavý binární pulsar J1750-2536 má rotační periodu 35 ms a jeho průvodce o hmotnosti 0,6 M_☉ kolem něho obíhá po kruhové dráze v periodě 17 d. Tři ze zmíněných osamělých pulsarů mají dlouhé přestávky, kdy k nám žádné pulsy nepřicházejí. Objevy pokryly interval rotačních period 0,004 – 2,6 s. Autoři rovněž uvádějí, že budoucnost této spolupráce odborníků s dobrovolníky je velmi nadějná, protože takové objemy výpočtů nelze za přijatelnou cenu zvládnout ani drahými superpočítači.

3.5. Hvězdné zdroje rentgenového a gama záření

Mikrokvasar Cyg X-3 (vzdálenost 9 kpc) lze podle M. McCollougha aj. pozorovat také odrazem od plošného zdroje, který se nachází v úhlové vzdálenosti 16″ od mikrokvasaru, jak zjistila rentgenová družice Chandra během šesti vzplanutí mikrokvasaru v letech 1999-2006. Mikrokvasar má totiž jako průvodce Wolfovu-Rayetovu hmotnou a svítivou hvězdu, která s ním obíhá kolem společného těžiště v periodě 4,8 h a zřejmě mu v občasných epizodách předává hmotu, což vede ke vzplanutím. Podobně kolísá i intenzita rádiového záření mikrokvasaru. Zmíněným zrcátkem je Bokova globule (poslední stádiu chuchvalce mezihvězdného mračna studeného prachu a plynu, v němž brzy začnou vznikat hvězdy), která se nachází o něco blíže než mikrokvasar téměř na jeho zorném paprsku vůči Zemi, takže odlesky na zrcátku jsou mírně zpožděny proti profilu vzplanutí mikrokvasaru asi o 3 hodiny.

Jak uvedli K. Belczynski aj., pravděpodobná hmotnost mikrokvasaru X-3 (hvězdné černé díry) činí 2 – 4,5 M_☉, zatímco jeho průvodce WR je podstatně hmotnější (7,5 – 14,2 M_☉) a vysílá mocný hvězdný vítr, který se zčásti zachycuje kolem černé díry v podobě silně svítícího disku. Autoři odhadli, že hvězda WR skončí jako supernova třídy II během 1 mil. let. Výbuch druhé supernovy v soustavě způsobí s pravděpodobností 70%, že se dvojice rozpadne. Zbývá 15 % pravděpodobnosti, že se z ní stane široká dvojice černých děr, a stejných 15 % zbývá, že vznikne dvojice těsná. Zatím neznáme ani jediný případ dvojice degenerovaných hvězd typu neutronová hvězda - černá díra, anebo páru černých děr. Možná jsou takové dvojice ve vesmíru velmi vzácné, což by mohla ukázat budoucí statistika četnosti výskytu vzniku takových soustav pomocí pozorování záblesků gravitačního záření systémy jako jsou LIGO a VIRGO.

P. Esposito aj. objevili díky družici Chandra rentgenový zdroj CXOU J1230+4139 v pekuliární spirální galaxii NGC 4490 (CVn; nízká metalicita;slabá tvorba hvězd; vzdálenost 8 Mpc), který jevil modulaci jasnosti v periodě 6,4 h. Následně pořídili také jeho rentgenová spektra pomocí družice Newton. Tak prokázali, že degenerovanou složkou dvojhvězdy je hvězdná černá díra a jejím průvodcem Wolfova-Rayetova hmotná hvězda. Zářivý výkon soustavy v rentgenovém pásmu kolísá v poměru 1:5 a v maximu dosahuje 10³² W. Jak patrno, soustava se svými parametry nápadně podobá mikrokvasaru Cyg X-3 a podle autorů se zdá, že již čtyři obdobné případy v sousedních galaxiích naznačují, že jde o častou konfiguraci s podobným astrofyzikálním vývojem. Jasný mikrokvasar našli M. Middleton aj. pomocí družice Newton v galaxii M31. Objekt je rovněž silným zdrojem rádiového záření a jeho zářivý výkon se pohybuje pod hranicí 10³³ W. Degenerovanou složkou mikrokvasaru je hvězdná černá díra s hmotností 5 – 20 M_☉.

Teoreticky tyto případy propočítal A. Tutukov aj., když ukázali, že hvězda WR má silný vlastní hvězdný vítr a k tomu je třeba připočítat další složku indukovanou zářením z akrečního disku kolem černé díry. Jakmile hvězda WR vyplní dočasně či trvale svůj Rocheův lalok, objeví se také přímý přenos hmoty přes bod L₁, což vede nejenom ke ztrátě její hmoty, ale i jejího momentu hybnosti. Pokud je počáteční hmotnost hvězd WR >10 M_☉, dochází k vyplnění Rocheova laloku už během rané fáze vývoje celého páru, změní se polodotyková dvojhvězda rychle v oddělenou a pozorovatel zaznamená objevení jasného zdroje rentgenového záření. Černá díra slupne téměř veškerý hvězdný vítr svého průvodce, takže akrece probíhá na Eddingtonově mezi velmi rychle. Pro hvězdy s hmotností <5 M_☉ však oddělená fáze trvá jen krátce a hvězda opět vyplní Rocheův lalok a přenos hmoty rychle pokračuje až do rozplynutí hvězdy WR. Autoři pak s velkým úspěchem porovnali své modelové výpočty s různě starými reálnými páry Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 a SS 433.

J. Corral-Santana aj. ukázali, že slabý přechodný rentgenový zdroj Sw J1357-0933, který vzplanul 25. února 2011 a zanikl 13. dubna téhož roku, byl ve skutečnosti těsnou dvojhvězdou, kde jednu složku tvoří hvězdná černá díra o hmotnosti >3 M_☉ a druhou složkou je červený trpaslík o hmotnosti 0,24 M_☉ a poloměru 0,29 R_☉, jenž kolem černé díry obíhá v periodě 2,8 h. K optickému sledování průvodce a jasného anuloidu kolem černé díry použili 2,5m teleskop INT a 4m WHT na Kanárských ostrovech. Zjistili také, že v rentgenovém oboru spektra dochází k zákrytu jasného vnitřního disku kolem černé díry trpasličím průvodcem.

Velmi užitečným nástrojem pro objevování vybuchujících těsných dvojhvězd, jejichž degenerovanou složkou je černá díra, se stal japonský modul JEM (Japanese Experiment Module) na aparatuře MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) pracující na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) od srpna 2009. MAXI stačí během jediného oběhu kolem Země (96 min) prohlédnout v rentgenovém pásmu celou oblohu. E. Kuulkers aj. tak v září 2010 objevili přechodný rentgenový zdroj J1659-152 (vzdálenost 9 kpc; 2,4 kpc nad hlavní rovinou Galaxie), který byl posléze sledován také družicemi RXTE a Swift i optickými dalekohledy. Pravidelné poklesy rentgenové jasnosti zdroje v periodě 2,4 h ukázaly, že jde o těsnou dvojhvězdu, kde degenerovanou složkou je hvězdná černá díra obklopená akrečním diskem skloněným k zornému paprsku pod úhlem 65 – 80°. Pozorovaným průvodcem černé díry je červený trpaslík sp. třídy dM o poloměru 0,2 R_☉ a hmotnosti 0,2 M_☉ starý asi 5,5 mld. let a obíhající kolem černé díry ve vzdálenosti ≈1 mil. km, což je nejmenší dosud pozorovaná vzdálenost sekundární složky od černé díry. Původní hmotnost průvodce však autoři odhadli na 1,5 M_☉, takže již valná část plynu přetekla do akrečního disku kolem černé díry. Zvýšená akrece z disku na černou díru způsobila rentgenové vzplanutí zdroje. Postupně tak autoři nalezli ještě další dva zdroje téhož typu: XTE J1118+480 a Swift J1735.5-0127. Ani jeden z nich nepochází z kulových hvězdokup, ale z hlavní roviny Galaxie, odkud byly vymrštěny směrem k halu.

H. Klus aj. sledovali v letech 2011-2012 pomocí družic Swift, RXTE a Newton rentgenový pulsar Sw J0451-6948 ve Velkém Magellanově mračnu. Zjistili, že jeho rotační perioda 187,1 s, změřená v době jeho objevu koncem r. 2008 se výrazně zkracuje tempem -5,8 s/rok. To svědčí o vysokém tempu akrece na degenerovanou složku, která má navíc silné magnetické pole 12 GT. Jejím průvodcem je hvězda sp. třídy B0-1 III-V, která obíhá kolem společného těžiště soustavy v periodě 22 dnů. Podobně P. Maggi aj. objevili rentgenový pulsar LXP 169 s rotační periodou 169 s, který zakrývá svého průvodce - hmotnou hvězdu sp. třídy Be, kolem níž obíhá v periodě 24 d. Tranzit přes obří hvězdu trvá 1,1 – 1,4 d.

Jednou z nejzáhadnějších rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností pozorované složky (HMXB) stále zůstává blízký (180 pc) objekt LS I +61° 303, objevený již r. 1981 opticky a jako rentgenový zdroj v r. 2005. Skládá se z hmotné hvězdy sp. třídy B0 Ve a degenerované složky neznámé povahy. Pozornost vzbuzuje opakovanými výbuchy v rádiovém, rentgenovém i gama oboru elektromagnetického spektra až do energií fotonů řádu TeV. E. Aliu aj. pozorovali na přelomu let 2011-2012 dlouhý výbuch aparaturou VERITAS na úbočí Hopkinsovy hory v Arizoně v pásmu >200GeV a dále i družicemi Fermi (0,3 – 300 GeV) a Swift (2 – 10 keV). Snadno měřitelnou proměnnost záření v jednotlivých pásmech zaznamenávali již během noci, ale bez jakékoli korelace v různých pásmech. To znamená, že v každém z pásem se urychlují různé částice nezávislými mechanismy. /p>

S. Heinz aj. upozornili na skutečnost, že pozůstatky po supernovách, jimiž jsou často právě neutronové hvězdy, mají astronomicky vzato krátkou životnost nanejvýš stovky tisíc let. Proto zatím nemáme hodnověrné údaje o akreci hmoty na nejmladší neutronové hvězdy, neboť ty lze získat pouze v případě, že pozůstatek po supernově má po ruce dosud nezdegenerovaného opticky pozorovatelného průvodce. Proto se autoři skutečně zaradovali, když takovou dvojici objevili v podobě rentgenového zdroje Cir X-1, který je klasifikován rovněž jako HMXB. Pozůstatek po supernově byl totiž pozorován dlouhou expozicí rentgenové družice Chandra v r. 2009, a nová rádiová pozorování aparaturou ATCA (Australia Telescope Compact Array) poblíž Narrabri potvrdila, že se neutronová hvězda nachází uprostřed pozůstatku po supernově, která vybuchla před necelými 5 tis. lety. Autoři odhadli, že předchůdce neutronové hvězdy měl původní hmotnost 8 – 25 M_☉ a explodoval jako supernova třídy IIP.

Rozhodně se potvrdilo, že jde o nejmladší známou neutronovou hvězdu s poměrně slabým magnetickým polem <100 MT. Přesto se chová jako typický mikrokvasar s protilehlými relativistickými výtrysky. Jejím hmotným průvodcem je veleobr pozdní spektrální třídy B o původní hmotnosti ≈8 M_☉, jenž je hlavním dodavatelem hmoty do akrečního disku kolem degenerované složky. Proměnnost akrece je příčinou rentgenových výbuchů a zjasnění. Soustava je tak mladá, že neutronová hvězda obíhá kolem veleobra po dráze s výstředností 0,45 v periodě 16,5 dne. V periastru tak veleobr vyplňuje svůj Rocheův lalok a dochází ke krátkodobé akreci materiálu do akrečního disku neutronové hvězdy. K přesnějším údajům zatím autoři nedospěli, protože vzdálenost soustavy od nás je nejistá (4 – 11 kpc), ale to se snad podaří brzy zlepšit díky dobré funkci astrometrické družice Gaia.

A. Tiengo aj. zkoumali přechodný zdroj záření gama (Soft Gamma Repeater) SGR 0418+5729 (rotační perioda 9 s; vzdálenost 2 kpc), který byl objeven ve výbuchu družicí Fermi 5. června 2009. V jeho spektru se vyskytovala absorpční cyklotronová čára protonů, jejíž intenzita významně závisela na fázi rotace. Odtud se podařilo určit indukci magnetického pole kůry osamělé neutronové hvězdy - magnetaru v rozmezí 20 – 100 GT a také maximální zářivý výkon během výbuchu 1,6.10²⁷ W. I když po výbuchu klesl zářivý výkon zdroje na tisícinu maxima, stále ještě byl překvapivě vysoký a svědčí o tom, že magnetary plynule vyzařují svou zásobu magnetické energie díky složité topologii extrémně silného vnitřního magnetického pole, zatímco běžné dipólové povrchové magnetické pole zůstává na běžné úrovni.

A. Aksenov a V. Čečetkin propočítali, kolik energie se uvolní ve formě gravitačních vln při splynutí dvou neutronových hvězd o stejné hmotnosti, které kolem sebe obíhají po kruhové dráze, přičemž ztrácejí energii gravitačním vyzařováním. Celková energie odnášená gravitačními vlnami dosahuje pak hodnoty až 10⁴⁵ J a maximální zářivý výkon výbuchu na konci splynutí činí až 10⁴⁷ W.

S. Guillot aj. se úspěšně pokusili určit poloměry neutronových hvězd ve dvojhvězdách s nízkou hmotností průvodce (LMXB) v kulových hvězdokupách. Našli celkem pět takových případů a odtud odvodili jejich střední poloměr (9,1 ± 1,4) km. To odpovídá teorii, že pro neutronové hvězdy s hmotností >0,5 M_☉ by už jejich poloměr neměl záviset na hmotnosti hvězdy.

S. Chaty v přehledovém článku zdůraznil vývojové propojení všech zmíněných objektů zmíněných v tomto odstavci. Zasloužila se o to soustavná dlouholetá pozorování družic handra, Newton, Swift, RXTE a INTEGRAL, která zejména poukázala na významnou úlohu veleobrů ve dvojhvězdách typu HMXB, dále pak na mechanismy proměnlivé akrece v přechodných rentgenových zdrojích, jež jsou rovněž většinou dvojhvězdami, i na souvislosti s velmi svítivými a hmotnými modrými proměnnými (LBV), jakož i se splýváním dvojhvězd, kde jednou či oběma složkami jsou degenerované objekty, čímž mohou vznikat nakonec krátké zábleskové zdroje záření gama (SGRB).

Jak uvedli V. D'Elia aj., rentgenová a gama družice Swift vypuštěná v r. 2004 pořídila za 7 let provozu přes 4,75 let souhrnných expozic 36 tis. různých zdrojů a celkově 89 tis. pozorování, z toho asi 4 tis. pozorování bylo věnováno zdrojům GRB. V 1. katalogu družice 1SWXRT jsou uvedena pozorování z pásem F (0,3 – 10 keV), S (0,3 – 3 keV) a H (2 – 10 keV).

J. Lange a M. Pohl odhadli energetický tok z celé oblohy od zábleskových zdrojů záření gama (GRB) v pásmu 0,3 – 30 GeV, jež pokrývá družice Fermi. Dostali tak jen 4 % energetického toku, který obdržíme od vysoce energetického (>4 EeV) kosmického záření.

K dovršení významu tohoto odstavce připojuji ještě údaje z první přehlídky absorpce extragalaktického světla pozadí pomocí jeho pohlcování záření gama, jež se dá pozorovat jako pozadí ve směru k nejjasnějším blazarům. Obecně platí, že fotony s energií 1 eV (vlnové délky kolem 1 μmm) pohlcují nejvíce energetické fotony s energiemi 1 TeV atd. Míra pohlcení vysokoenergetických fotonů může tedy sloužit k určení hustoty pozadí v optickém a blízkém infračerveném pásmu. A. Abramowski aj. k tomu využili aparatury H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) v Namibii pro pásmo energií >100 GeV a dospěli k závěru, že záření kosmického pozadí v optickém a infračerveném pásmu (0,3 – 17 μm) má druhou nejvyšší hustotu záření po zářením reliktním. Nejvíce se uplatňuje v blízké infračervené oblasti kolem 1,4 μmm, kde dosahuje hustoty 15 nW/m²/sr.

Je téměř neuvěřitelné, jak se rentgenová astronomie rozvinula za půl století od prvního pozorování kosmického zdroje Sco X-1, k němuž došlo nedopatřením, když výšková raketa Aerobee místo stabilního směru v němž měla pozorovat Měsíc, se vlivem poruchy rozkomíhala precesí, takže shodou okolností se několikrát dostal do jejího zorného pole nejjasnější mimosluneční rentgenový objekt na obloze. Teprve o pět let později usoudil J. Šklovskij, že rentgenové záření Sco X-1 pochází od neutronové hvězdy, kterou živí akrecí její hvězdný průvodce (LMXB).

3.6. Astrofyzika neutronových hvězd a černých děr

R. Archibald aj. pozorovali u magnetarů reverzní skoky v rychlosti rotace. Poměrně často se u neutronových hvězd (pulsarů) pozorují skoky v periodě, kdy se rotace náhle zrychlí, protože supratekutá neutronová kapalina jejich niter rotuje rychleji než vnější vrstvy, a vyšší rychlost se náhle vtiskne do vnějších vrstev. Autoři však pozorovali pomocí družice RXTE po dobu 16 let magnetar 1E 2259+586 s indukcí magnetického pole 6 GT, jehož rotační perioda 7 s se skokově zpomalila v letech 2002, 2007, 2009 a 2011 relativním tempem řádu 10^-14. Skoky byly doprovázeny záblesky v tvrdém pásmu rentgenové záření. Podle R. Duncana je proto třeba revidovat celou teorii skoků v rotujících neutronových hvězdách, protože v neutronové suprakapalině nitra vznikají neutronové páry a vnitřní kůra tak může vlivem silného zakroucení magnetických siločar rotovat pomaleji než vnější kůra neutronové hvězdy. Obecně platí, že na povrchu neutronové hvězdy se vyskytují jádra atomů, jež jsou v pozemských podmínkách stabilni. V radiálním směru dovnitř pak přibývá zastoupení volných neutronů a stabilních slupek s magickými počty neutronů 50 a 82, což odpovídá původním jádrům atomů niklu a cínu.

A. Steiner aj. ukázali, že pro neutronovou hvězdu o hmotnosti 1,4 M_☉ vychází její poloměr v rozmezí 10,4 – 12,9 km. Rozmezí nezávisí na tom, z čeho je složeno jádro neutronové hvězdy, tj. mohou to být třeba i kvarky. Vztah mezi hmotností neutronové hvězdy a poloměrem odvodili pro rozsah hmotností 1 – 2,5 M_☉ a různé stavové rovnice v rozsahu poloměrů 8 – 17 km. B. Kiziltan aj. zjistili pomocí sledování párů neutronových hvězd, resp. neutronová hvězda - bílý trpaslík, že funkce hmotnosti neutronových hvězd má dva vrcholy pro hmotnosti 1,33 M_☉ a 1,55 M_☉. Svědčí to o silné akreci materiálu během zrychlování rotace neutronových hvězd. Páry neutronová hvězda-bílý trpaslík jednoznačně prokazují, že horní mez hmotnosti neutronových hvězd se nachází u hodnoty 2,1 M_☉, takže ani kvarkové ani podivné degenerované hvězdy neexistují. Zmíněná horní mez souvisí s vývojem dvojhvězd; nepředstavuje tedy teoretické meze vyplývající z obecné relativity, popřípadě z kvantové teorie jaderné fyziky.

A. Levan aj. zjistili, že velmi dlouhá (0,5 – 20 h) vzplanutí zábleskových zdrojů záření gama vznikají při gravitačním hroucení veleobrů přímo na černé díry. K. Yagi a N. Yunes nalezli důležitý vztah mezi momentem setrvačnosti neutronových hvězd, jejich kvadrupólovým momentem a slapovým Loveovým číslem. Stačí tedy změřit dva parametry, a to umožňuje vypočítat i zbývající třetí, protože tento vztah nezávisí na struktuře neutronové hvězdy. To v praxi umožní rozlišit klasické neutronové hvězdy od hypotetických kvarkových hvězd.

D. Vigano aj. upozornili na velkou rozmanitost projevů neutronových hvězd v podobě rádiových pulsarů, magnetarů, pulsarů se silným magnetickým polem a osamělých neutronových hvězd se silným vyzařováním v rentgenovém pásmu. Díky Hallovu jevu vzniká složitá interakce mezi magnetickým polem a elektrony v kůře neutronových hvězd. Elektrony tak mohou protékat kůrou neutronové hvězdy a dokáží vysát její magnetické pole za pouhých 10 tis. let. Dlouhodobé sledování 40 neutronových hvězd družicemi Chandra a Newton tak odhalilo vývojovou posloupnost, která začíná mladými neutronovými hvězdami v podobě magnetarů, jež postupně vychládají na pulsary se silným magnetickým pole, dále pak na rádiové pulsary a konečně na osamělé neutronové hvězdy, jež vynikají silným rentgenovým zářením.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

M. Muccino aj. ukázali, že GRB 090227B představuje spojovací článek mezi krátkými (SGRB) a dlouhými (LGRB) vzplanutími záření gama. Energetické spektrum úkazu získané družicí Fermi totiž prokázalo, že v prvních 96 milisekundách vzplanutí se skládalo z krátkodobé tepelné složky (≈500 keV, tj. 50 GK !) a z netepelné složky, která pak přetrvala až do optického dosvitu zdroje. Autoři odhadli vzdálenost úkazu na ≈3,0 Gpc, čemuž pak odpovídá celková vyzářená energie v pásmu gama 3.10⁴⁶ J (!) během vlastního času 0,35 s. Odtud autoři usoudili, že za celý úkaz bylo odpovědné splynutí dvou neutronových hvězd o shodné hmotnosti 1,34 M_☉ a shodných poloměrech 12,2 km, přičemž tuhá kůra obou hvězd měla tloušťku 0,5 km.

A. Penacchioni aj. popsali kuriózní průběh vzplanutí GRB 110709B, které se skládalo ze dvou oddělených epizod zjasnění. První epizoda trvala 140 s a druhá začala po 10 minutové pauze klidu a trvala 135 s. Podle autorů probíhala podobně i již dříve pozorovaná vzplanutí GRB 970828, GRB 090618 a GRB 101023. Společným jmenovatelem těchto úkazů jsou zřejmě těsné dvojhvězdy, kde jedna složka je už dříve vzniklou neutronovou hvězdou, a druhá složka hvězdou na konci své termonukleární kariéry, jež vybuchne jako supernova a vymrští část svých rozpínajících se plynných obalů směrem k neutronové hvězdě. Tuto část obalu neutronová hvězda spolkne, a následkem překročení kritické hmoty se z ní stane černá díra. Izotropně vyzářená energie první epizody dosáhla hodnoty přes 10⁴⁷ J a druhá epizoda spojená s kolapsem neutronové hvězdy na černou díru uvolnila energii 2,4.10⁴⁵ J. Setkáváme se tedy podobně jako v několika předešlých případech s podnícením druhého vzplanutí tím prvním. Komplexní data o tomto nejnovějším GRB však byla natolik komplexní, že umožnila definitivně prokázat, že dvojitá vzplanutí mají svou společnou příčinu.

F. Virgili aj. ukázali na základě pozorování družic Konus-Wind, Swift a Fermi, že GRB 091024A trval 22 minut, takže ho v té době stihly už pozorovat i četné robotické dalekohledy a dokonce i obří teleskopy s průměry zrcadel 8 – 10 m. Z optického protějšku se podařilo určit červený posuv z = 1,1, tj. vzdálenost 2,5 Gpc. Průběh světelných křivek v pásmu gama a optickém je dobře korelován, takže během aktivní fáze docházelo k dopředným i zpětným rázovým vlnám v silně magnetických výtryscích. Autoři proto soudí, že kromě dosud definovaných krátkých (SGRB; trvání <2 s) a dlouhých (LGRB; 2 – 100 s) bude patrně potřebí přidat novou třídu extrémně dlouhých GRB.

C. Mundell aj. oznámili, že se jim podařilo pozorovat vysokou optickou polarizaci v optickém dosvitu dlouhého (≈100 s) GRB 120308A díky polarimetru RINGO2 na 2m robotickém teleskopu Liverpool, jenž sledoval dosvit od 4. do 14. min. po vzplanutí gama, přičemž získal 5,6 tis. polarimetrických měření. Během té doby klesl stupeň lineární polarizace z 28 % na 16 % a směr polarizačního úhlu se mohl změnit nanejvýš o 15°. V další hodinách a dnech pak polarizace klesla na ≈4 %. Tato měření potvrzují základní představu o průběhu vzplanutí GRB, tj. ihned po výbuchu na povrchu degenerované hvězdy se do okolí rychle šíří zplodiny výbuchu a srážejí se s částicemi cirkumstelárního prostředí. Tím vznikají dopředné rázové vlny, kdežto do protilehlých usměrněných výtrysků směřují zpětné rázové vlny. Optické záření zpětného rázu bude lineárně polarizováno a směr polarizace se zachová v případě, že výtrysky jsou silně magnetické, což se nyní potvrdilo. V předešlých pozorovaných případech GRB nepřekročila lineární polarizace 10 %.

M. Ackermann aj. zveřejnili údaje o průběhu vzplanutí GRB 110731A, které bylo pozorováno řadou kosmických i pozemních aparatur (družice Swift a Fermi; optické přehlídky MOA - Microlensing Observations in Astrophysics na Novém Zélandu a GROND (Gamma-Ray burst Optical/Near infrareD survey) na La Silla v Chile. Vzplanutí v pásmu gama trvalo neobvykle dlouho (>13 min) a celý úkaz byl rovněž sledován v infračerveném a optickém oboru spektra. V oboru gama se s velkým zpožděním vyskytly fotony s energiemi >100 MeV a světelné křivky ve všech sledovaných pásmech podléhaly rychlým fluktuacím s velkou amplitudou. Autoři odtud odvodili extrémně vysoké Lorentzovy faktory až 550, čili celý úkaz probíhal superrelativisticky.

B. Gendre aj. a G. Stratta aj. zkoumali průběh ještě daleko delšího GRB 111209A (poloha 0057-4648), které trvalo plných 7 h (!). Vzplanutí nejprve zaznamenala družice Swift, ale pak se přidaly aparatury na družicích Konus-Wind a Newton, a také pozemní optické dalekohledy. Při vzdálenosti 1,9 Gpc tomu odpovídá izotropně vyzářená energie 6.10⁴⁶ J, což je o tři řády více, než u běžných GRB. Autoři postupně vyloučili uvolnění energie roztrháním objektu slapy, anebo výbuchem klasické supernovy. Nakonec dospěli k závěru, že příčinou mocného výbuchu bylo gravitační zhroucení velmi hmotného modrého veleobra s nízkou metalicitou (populace III). Optické zjasnění bylo vůči sekundárnímu vzplanutí v pásmu gama (půl hodiny po prvním maximu) opožděno o 7 minut, což autoři vysvětlují absorpcí optického záření na oblacích prachu. Další podružné optické zjasnění nastalo až po 1,1 dnu od počátku úkazu. Velmi pravděpodobně hrálo roli, že modrý veleobr měl průvodce se stejnou nebo menší hmotností. Je zřejmé, že v raném vesmíru bylo takových veleobrů s mimořádně vysokými hmotnostmi více, takže lze očekávat postupné objevování extrémně dlouhých GRB, jejichž příčinou jsou kolapsy veleobrů nejstarší hvězdné generace. Ke stejném závěru dospěli D. Nakauchi aj., kteří za tuto novou třídu vzniku GRB považují všechny úkazy, které v oboru gama zářily po dobu delší 2,75 h.

G. Ghirlanda aj. ukázali, že pro určení energetické mohutnosti konkrétního GRB jsou rozhodující dva parametry, a to vrcholový úhel výtrysku záření gama a Lorentzův faktor, který rychle roste na hodnoty větší než 1, pokud se rychlost relativistických částic ve výtrysku přibližuje k rychlosti světla ve vakuu. Naneštěstí je spolehlivé určení obou parametrů pozorovatelsky nesnadné. Je potřebí znát vzdálenost zdroje od nás a pokrýt podrobně světelnou křivku vzplanutí v mnoha oborech elektromagnetického spektra. Přestože družice Vela, Compton, INTEGRAL, Swift, Fermi aj. zaznamenaly již na 4 tisíce GRB, dobré údaje o zmíněných parametrech se podařilo získat jen o 30 z nich. Z rozboru těchto vzácných údajů vyplývá, že maximální energie uvolněná během konkrétního vzplanutí GRB nikdy nepřesahuje 10⁴⁴ J. Podle očekávání je maximální výkon GRB tím vyšší, čím užší je vrcholový úhel výtrysku. Jevy GRB předcházejí jen 0,3 % lokálně pozorovaných supernov tříd Ib a Ic a 4,3 % lokálních hypernov (supernovy tříd Ib/Ic se širokými spektrálními čarami).

C. Kanaan a J. de Freitas Pacheco, že medián vyzářené energie dlouhých GRB (LGRB) se mění v závislosti na jejich vzdálenostech od nás. Medián se pohybuje kolem střední hodnoty 3.10⁴² J a odpovídá energii odvozené z pozorování optických dosvitů. Odtud pak plyne, že předchůdci LGRB mohou být obézní hvězdy s původními hmotnosti >90 M_☉ (!). Po LGRB následně v <9 % případů dojde k výbuchu supernovy třídy Ib/Ic. /p>

Souvislost GRB a extrémně svítivých supernov však provází řada neobjasněných problémů, jak zjistili R. Scherbakov aj., když prostudovali průběhu exploze blízkého (150 Mpc) GRB 060218 a následné supernovy 2006aj. Nakonec dospěli k poměrně nečekanému závěru, že před výbuchem šlo o bizarní pár intermediální černé díry o hmotnosti řádu 10 kM_☉ a bílého trpaslíka, který byl slapy černé díry roztrhán a následkem toho vybuchl jako supernova.

Největším překvapením roku se však stal GRB 130427A objevený družicí Fermi, protože významně překonal rekord v trvání vzplanutí gama (1 den !) v pásmu energií >100 MeV. To také umožnilo snadno pořídit souběžné světelné křivky vzplanutí v optickém, infračerveném i rádiovém oboru spektra. Byl též průběžně pozorován dalšími šesti družicemi pracujícími v pásmu gama a řadou robotických dalekohledů, které zaznamenaly klesající jasnost jeho optického protějšku. R. Liu aj. zjistili, že v pásmu energií >10 GeV objekt zářil plných 8 minut a osamělý foton o energii 95 GeV (!) dorazil 4 minuty po začátku vzplanutí. Podle Y. Z. Fana přišlo od objektů celkem 5 extrémně energetických fotonů v pásmu >32 GeV; poslední v čase 9,5 h (!) po začátku vzplanutí. V průběhu vzplanutí se údajně překrývaly různé mechanismy vzniku energetického záření gama. V pásmu 100 MeV - 1 GeV šlo o dopředný ráz synchrotronového záření, zatímco v pásmu >1 GeV o inverzní Comptonův jev.

C. Kouveliotouvá aj. však posléze analyzovali data z nové rentgenové družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope ARray; start 13. 6.2012), jež pokrývá pásmo energií 3 – 79 keV, a pozorovala GRB 130427A v době 1,5 – 5 d po začátku vzplanutí. Autoři tak mohli zpracovat všechny světelné křivky od optických až po tvrdé záření gama a na základě toho zjistili, že ve skutečnosti celý multispektrální úkaz lze popsat jako synchrotronové záření. Pouze údaje z pásma >10 GeV vyžadují korekce relativistické teorie rázových vln, protože zmíněné velmi energetické fotony přišly s tak obrovským zpožděním. Navíc D. Xu aj. ukázali, že na místě GRB vzplanula posléze supernova 2013cq třídy Ic se širokými spektrálními čarami, která dosáhla maxima 17. den po vzplanutí gama, čili 12. den ve vlastním čase zdroje GRB. Anonymní mateřská galaxie má hmotnost 1 GM_☉ s relativně nízkou tvorbou hvězd tempem 2 M_☉/r. Optický dosvit dosáhl jasnosti 7,4 mag v pásmu R, jelikož galaxie je poměrně blízko ve vzdálenosti 1,2 Gpc. Díky známé vzdálenosti pak autoři odvodili, že celková vyzářená energie byla nepochybně rekordní na úrovni 10⁴⁷ J. Supernova určitě vznikla zhroucením velmi hmotné hvězdy (kolapsaru).

Jak ukázali W. Atwood aj., tak družice Fermi za 4,5 roku provozu zaznamenala již čtyři GRB, které byly zdrojem opožděných vysoce energetických (>10 GeV) fotonů záření gama. Snad vůbec nejpodivuhodnější z nich je velmi vzdálený GRB 080916C, který vzplanul ve vzdálenosti 3,8 Gpc, tedy před 12,3 mld. let. Odtamtud přiletěl foton s kosmologicky červeně posunutou energií 27 GeV, což však odpovídá klidové energii ve vztažné soustavě zdroje 147 GeV.

Z. P. Jin aj. využili spektrografu pro blízkou infračervenou oblast instalovaného na HST ke sledování dosvitu krátkého (0,18 s) SGRB 130603B, jenž byl objeven družicí Swift, a určili tak jeho vzdálenost 1,2 Gpc. Díky tomu mohli odvodit jeho zářivý výkon, který byl v optickém oboru o tři řády vyšší než u nov, ale o 2 řády slabší než u supernov. Těmto objektům se začalo říkat kilonovy. Podle domněnky astronomů Li a Paczynského jde o následky splynutí dvou neutronových hvězd, popřípadě neutronové hvězdy a hvězdné černé díry. K témuž závěru dospěli také A. Cucchiara aj., kteří určili pomocí 8,1m teleskopu Gemini-S na Cerro Pachon v Chile polohu optického protějšku, který měl 8,5h o začátku vzplanutí GRB jasnost 21,5 mag a nacházel se ve vzdálenosti >5 kpc od centra anonymní galaxie. Ze spektra galaxie pak zjistili, že galaxie má sluneční metalicitu podobná naší Galaxii a podobné tempo tvorby hvězd (1,8 M_☉/r). Rovněž tito autoři soudí, že příčinou vzplanutí bylo splynutí dvou neutronových hvězd.

K. Hotokezaka aj. a N. Tanvir aj. ukázali, že v radioaktivních zplodinách gigantického výbuchu bohatých na neutrony se jejich následným rozpadem uvolní energie charakteristická právě pro kilonovy. Pozorovaná energie se mohla uvolnit splynutím dvou neutronových hvězd, pokud je stavová rovnice měkká, anebo splynutím neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou, pokud je stavová rovnice neutronových hvězd tuhá. V obou případech tak mohou vznikat silné gravitační vlny, které se šíří izotropně a bylo by možné je zachytit vylepšenými interferometry typu LIGO. Podle D. Kasena a J. Bergerové poslední fáze před jejich splynutím byla nesmírně dramatická, protože tato dvě tělesa o průměru kolem 30 km, obíhala kolem sebe v periodě 1 milisekundy a odstředivou silou z nich odlétala jádra atomů těžkých kovů jako zlato a platina. Tyto prvky se posléze dostaly do sluneční pramlhoviny a dnes je těžíme na Zemi!

4. Mezihvězdná látka

Jedním z letitých nerozřešených problémů astronomie je tajemná povaha rychle se pohybujících mezihvězdných mračen neutrálního vodíku (HVC - High Velocity Clouds) objevených v r. 1963. Y. Faermanovi aj. se nyní podařilo objasnit povahu kompaktních HVC díky přehlídce ALFALFA (Arecibo Legacy Fast Alfa) na frekvenci čáry H I (1,42 GHz; 211 mm). Autoři ukázali, že kompaktní HVC představují mračna vodíku o teplotě 10 kK a typickém rozměru 700 pc, která se nacházejí ve vzdálenostech 0,3 – 2,0 Mpc od Slunce. Jedno z mračen (Leo T) se podařilo ztotožnit s trpasličí galaxií (satelitu) naší Galaxie ve vzdálenosti 420 kpc, která má hmotnost 8 MM_☉. Z toho nejspíš vyplývá, že HVC jsou indikátory polohy opticky slabých trpasličích galaxií v Místní soustavě, což souběžně řeší i další dlouholetý problém kosmologických simulací, z nichž vyplývá, že trpasličích galaxií v Místní soustavě by mělo být o řád více, než se pozoruje.

V. Moss aj. zveřejnili katalog HVC na jižní polokouli získaný 64m radioteleskopem v Parkesu v Austrálii, jenž obsahuje 1,7 tis. položek. Z toho 65 % objektů má kladnou rychlost, tj. vzdaluje se od nás, zbytek pak se pak k nám naopak přibližuje. Medián rozptylu rychlostí činí jen 19 km/s, ale téměř 800 HVC vykazuje větší anomální rychlosti. HVC byly též objeveny v dalších větších galaxiích místní soustavy M31 a NGC 205 (And), M33 (Tri) a M101 (UMa).

L. Ben-Jaffel aj. připomněli, že již v 70. letech minulého století se řadě autorů podařilo pozorovat interstelární H I v blízkosti Země pomocí jeho interakce s anizotropním a proměnným slunečním větrem. Na tomto výzkumu se podílejí zejména některé kosmické sondy (Voyager 1 a 2, SOHO, Ulysses, IBEX). Z jejich měření vyplývá indukce magnetického pole v lokálním interstelárním prostředí 0,2 – 0,3 nT (vzdálenost ≈84 au od Slunce) ve směru galaktických délek (56 ±6)° v letech 2001-2005 a (36 ±6)° v letech 2006-2008. Díky pohybu Slunce vůči tomuto poli by se měla někde za heliopauzou vyskytovat oblouková rázová vlna rychlého větru interstelárního neutrálního vodíku.

B. Gaczkowski aj. využili kosmického infračerveného teleskopu Herschel k úplnému zobrazení komplexu mlhoviny Carina v daleké infračervené oblasti spektra. Snímky pokryly oblast o ploše 8,7 čtv. stupňů. Jde jednoznačně o nejaktivnější a nejrozsáhlejší kolébku hvězd v naší Galaxii. Autoři našli na snímcích přes 600 objektů, které představují hvězdy ve stavu zrodu, a nejsou dosud pozorovatelné ani v optické, ani ve střední infračervené oblasti spektra. Plné 3/4 z nich tvoří prahvězdy, které se vyvinou v masivní hvězdy spektrální třídy O. V současné fázi vývoje však jejich bolometrický zářivý výkon se pohybuje pod hranicí 5 kL_☉ a tempo tvorby nových hvězd nepřesahuje 10 M_☉/r.

Podobně M. Robberto aj. využili různých kamer HST (ACS, WFPC2 a NICMOS) k hluboké (mezní hvězdná velikost až 25,5 mag) přehlídce komplexu mlhovin v Orionu (M42) v 11 barevných filtrech od UV po blízký infračervený obor na ploše 600 čtv. minut. Získali tak údaje o více než 3 tis. hvězd ve stavu zrodu. Všechna naměřená data jsou nyní veřejně přístupná pro další výzkum.

M. Indebetouw aj. se zaměřili na nejaktivnější hvězdnou kolébku Tarantule (30 Dor) ve Velkém Magellanově mračnu, vzdálenou od nás 49 kpc. Pomocí obří mikrovlnné aparatury ALMA v náhorní poušti Atacama v Chile pracující na vlnové délce 1,3 mm (230 GHz) s lineárním rozlišením 0,4 x 0,6 pc² pozorovali molekulové mračno na sever od hvězdokupy R136 v pásech CO, H30-alfa a H₂CO (formaldehyd). Objevili tak četné "sloupy stvoření" a shluky chuchvalců mezihvězdné látky o typických rozměrech ≈1 pc a hmotnostech ≈1 kM_☉.

E. Doran aj. dokončili velkou přehlídku mladých hvězd v komplexu Tarantule. V jejím centru se nachází hvězdokupa NGC 2070, jež obsahuje kompaktní koncentraci velmi mladých a hmotných hvězd R136, jež je odpovědná za největší část záření celého komplexu. Kdyby se komplex nacházel ve vzdálenosti Velké mlhoviny v Orionu (M42; vzdálenost 400 pc), tak by v noci od jeho světla vrhali lidé stíny. Pomocí aparatury FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) VLT ESO na Paranalu v Chile proměřili hvězdy v zorném poli o průměru 10′, což odpovídá lineárnímu průměru 150 pc. Celkem tak v komplexu rozlišili přes 1,1 tis. svítivých horkých hvězd a pro 500 z nich získali dobrá spektroskopická data. Pouze 31 hvězd klasifikovali jako hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy, popř. hvězdy sp. třídy Of/WN, ale tato početně malá skupina je odpovědná za téměř polovinu ionizace plynu v komplexu. Zejména hvězdy WN mají totiž hmotnosti >100 M_☉ (!) a samy stačí pokrýt asi čtvrtinu energetického elektromagnetického záření celé oblasti. Poměrně nečekané je však zjištění, že v současné době probíhá v komplexu tvorba nových hvězd nízkým tempem jen 0,07 M_☉/rok. Přesto celkový zářivý výkon Tarantule závislý převážně na zmíněných nejhmotnějších hvězdách je ještě 2krát vyšší, a výkon pocházející z hvězdných větrů těchto hvězd dokonce 9krát vyšší, než se dosud soudilo.

E. Schinnerová aj., J. Pety aj., A. Hughes aj. a S. Meidt aj. uveřejnili výsledky rozsáhlé přehlídky PAWS (Plateau de bure interferometer Arcsecond Whirlpool Survey) známé galaxie M51 (CVn; "Vír"; vzdálenost 7,6 Mpc) pomocí radiointerferometru IRAM (6 parabol s průměrem 15 m na Plateau de Bure ve Francii a 30m parabola na Pico Veleta ve Španělsku), během níž zmapovali vzhled 1,5 tisíce obřích molekulových mračen (OMM) v této galaxii, kterou vidíme prakticky čelně. Zjistili, že mračna o typických rozměrech 40 pc jsou ponořena do řídké mlhy neutrálního vodíku o průměru až 1,3 pc a vzájemná interakce obou složek ovlivňuje způsob, jak z mračen vznikají hvězdy. Hmotnost těchto obřích struktur činí v průměru 4 GM_☉. U dobře vyvinutých spirálních galaxií, což je právě případ M51, je zřejmé, že celková struktura a rozložení OMM v nich je silně ovlivněna dynamickým vývojem spirální struktury. Lze tím vysvětlit, proč spotřebovávání interstelárního plynu ve spirálách je mnohem pomalejší, než v galaxiích s aktivním jádry (AGN) a také v trpasličích galaxiích. V porovnání s OMM v galaxii M33 (Tri) a ve Velkém Magellanově mračnu jsou OMM v galaxii M51 větší a jasnější; kromě toho jeví i větší rozptyl rychlostí svého pohybu.

R. Sahai aj. zkoumali aparaturou ALMA v čarách molekuly CO (frekvence ≈115 GHz; ≈2,6 mm) podivuhodnou mlhovinu Boomerang (Cen, poloha 1245-5431; vzdálenost 1,5 kpc), která se vývojově nachází na přechodu od větve obrů do stádia planetární mlhoviny. Mlhovina se už proslavila tím, že v ní byly objeveny kapsy extrémně chladného (≈1 K) plynu. Díky jedinečnému úhlovému rozlišení ALMA se nyní zdařilo zobrazit bipolární laloky ("přesýpací hodiny") studeného plynu, který je nejchladnější v dutinách uvnitř laloků, zatímco na jejich okrajích se už ohřívá fotoelektrickým jevem. V úzkém pasu bipolární mlhoviny o hmotnosti jen 0,07 M_☉ se vyskytují poměrně velká (≈1 mm) studená zrnka mezihvězdného prachu. Studený plyn se uvnitř laloků adiabaticky rozpíná rychlostí 164 m/s , což ho pak ochlazuje pod teplotu reliktního záření (2,7 K), podobně jako na teplotu ≈278 K chladí potraviny naše chladničky. Autoři však objevili i teplejší plyn, jenž se laloků rozpíná rychlostí jen 35 km/s. Mlhovina tak ztrácí hmotu vysokým tempem 1 mM_☉/r a její zářivý výkon dosahuje úctyhodných 300 L_☉.

N. Peretto aj. využili skvělých parametrů aparatury ALMA v pásmu vlnových délek 3,2 mm (94 GHz) k podrobnému snímkování temného mračna SDC333.579-0.272 (vzdálenost 3,2 kpc) z katalogu infračerveného kosmického teleskopu SST, který pracoval v pásmech 3,6 – 8 μm. Autoři měli též díky kosmickému teleskopu Herschel k dispozici zobrazení mračna v submilimetrovém pásmu 350 μm. Mračno vyniká svou vláknitou strukturou. Jeho vlákna se protínají uprostřed mračna, kde se nacházejí dvě infračervené prahvězdy o poloměrech <6 kau a bolometrických zářivých výkonech 20 kL_☉. To znamená, že obě prahvězdy dají v budoucnu vznik mimořádně hmotným hvězdám s hmotnostmi ≈100 M_☉. Autoři tak ukázali, že velmi hmotné hvězdy mohou vznikat rovnou gravitačním zhroucením hmotných temných mračen, která se během kolapsu nestihnou rozpadnout na méně hmotné chuchvalce, protože na snímcích ALMA je dobře vidět, jak zmíněné prahvězdy rychle vysávají prach a plyn ze svého okolí. Životnost takových monster je ovšem astronomicky krátká - řádu jednotek milionů let.

Reflexní McNeilova mlhovina (tmavé mračno L 1630; vzdálenost 400 pc) kolem hvězdy V1647 Ori vzbudila pozornost již v r. 1966, kdy se náhle výrazně zjasnila a opět zeslábla až po několika letech. Další zjasnění astronomové pozorovali v r. 2003, kdy se mlhovina zjasnila o plných 5 mag. J. Ninan aj. nyní popsali průběh dalšího naprosto neočekávaného zjasnění mlhoviny v září 2008, které sledovali pomocí dvou indických 2m teleskopů až do března 2013. Jasnost mlhoviny stoupla nejvíce (25x) ve středním infračerveném pásmu 12 μm a 15x v blízkém infračervené oblasti. Zato v submilimetrovém pásmu žádné zjasnění nepozorovali. Za všechna vzplanutí může mateřské hvězda o efektivní teplotě ≈10 kK, z níž v době vzplanutí vane hvězdný vítr rychlostí 350 km/s.

R. Loomis aj. objevili během přehlídky PRIMOS (Prebiotic Interstellar Molecule Survey; frekvenční pásmo 9 – 50 GHz, tj. vlnové délky 6 – 33 mm) pomocí 100m radioteleskopu v Green Banku v molekulovém mračnu Sgr B2-Sever E-kyanoethanimin (CH₃CHNH), což je organická sloučenina hrající důležitou úlohu při vzniku aminokyseliny alanin. V téže přehlídce se podařilo D. Zaleskemu aj. identifikovat pásy E-kyanomethaniminu (HNCHCN), který umožňuje vznik nukleotidu adeninu. A. Belloche aj. pozorovali totéž mračno pomocí evropského 30m radioteleskopu IRAM na Pico Veleta v pohoří Sierra Nevada ve Španělsku. Objevili tak několik tisíc spektrálních čar v pásmu vlnových délek 3 mm (100 GHz) a z toho se již více než polovinu podařilo ztotožnit s přibližně půl stovkou organickýchj molekul od kyanovodíku až po vinylkyanid, n-propylkyanid, ethylformát a aminoacetonitryl.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy a intermediální černé díry (IMBH)

S. Vereščagin aj. zkoumali směr a velikost vlastních pohybů v nejbližší (47 pc) otevřené hvězdokupě Hyády (= Caldwell 41; Tau; stáří ≈625 Mr) a zjistili, že jednotlivé hvězdy obíhají kolem preferované osy rotace, která je kolmá na apex (směr prostorového vlastního pohybu) hvězdokupy. B. Zuckermann aj. zjistili, že poblíž (≈100 pc) Slunce se nacházejí dvě mladé skupiny či asociace hvězd. První z nich ve směru k souhvězdí Oktantu obsahuje 15 hvězd mladších než 20 mil. let vzdálených od nás 140 pc, jež ale zřejmě vznikly jen ≈70 pc od Slunce, protože se od nás vzdalují tempem 3,6 km/s. Díky družici HIPPARCOS navíc autoři objevili v témž směru dalších 14 hvězd se shodným vektorem rychlostí ve vzdálenostech do 100 pc, jež jsou staré 30 – 200 Mr. Mezi nimi je dokonce dvojhvězda EQ Peg (stáří <100 Mr), která se nyní nalézá pouhých 6 pc od Slunce. Druhou takovou skupinou je pohybová skupina kolem hvězdy Castor (α Gem; vzdálenost 16 pc), tvořená mimo jiné známými jasnými hvězdami: Vega (Lyr), Fomalhaut (PsA), Alderamin (Cep) a Zubenelgenubi (Lib).

J. Curtis aj. využili spekter a snímků nejstarší (≈2,5 mld. roků) blízké (300 pc) otevřené hvězdokupy Ruprecht 147, pořízených 3m reflektorem Lickovy observatoře a 5m Haleovým reflektorem v Kalifornii, jakož i 6,5m reflektorem MMT na Hopkinsově hoře v Arizoně k sečtení všech více než 100 hvězd, jež hvězdokupu tvoří. Pozorovací materiál doplnili také o vícebarevnou fotometrii pomocí 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea a infračervené indexy přehlídky 2MASS. V souboru hvězd tak našli 5 modrých loudalů, 11 červených obrů a 5 dvojčarových spektroskopických dvojhvězd. Odtud odvodili jednak průměrnou metalicitu hvězd o 7 % vyšší než u Slunce, a dále zlepšenou hodnotu stáří soustavy 3 mld. let. Blízkost soustavy a její stáří se tak stává vztažným etalonem pro výzkumy ostatních známých otevřených hvězdokup. M. Jeffries aj. nalezli pomocí 3,5m teleskopu WIYN na Kitt Peaku v Arizoně dvě oddělené zákrytové a současně dvojčarové spektroskopické dvojhvězdy v otevřené hvězdokupě NGC 6819 (Cyg; 2,2 kpc) a odtud odvodili metalicitu o 9 % vyšší než sluneční a stáří hvězdokupy (2,5 – 0,2) mld. let.

J. Kaluzny aj. nalezli v kulové hvězdokupě M4 (= NGC 6121; Sco) tři zákrytové dvojhvězdy s oběžnými periodami 2,3; 8,1 a 48 dnů a tak mohli určit jejich vzdálenost od nás 1,8 kpc. Odtud pak odvodili hmotnost hvězdokupy 70 kM_☉ a její stáří (11,2 – 11,3) Gr. Jde o hodnotu o něco menší, než jaká vyplynula z diagramu vztahu barvy a jasnosti hvězd (>12 Gr), ale v každém případě se tak odstranil dlouhodobý rozpor, že pro některé kulové hvězdokupy dostávali astronomové stáří vyšší než je celkový věk vesmíru. S tímto závěrem také souhlasí výsledek další statistické studie A. Bahramiana aj., kteří zkoumali pravděpodobnost vzniku těsných dvojhvězd v jádrech 124 kulových hvězdokup v naší Galaxii. Při vysoké koncentraci hvězd v jádrech tam velmi často vznikají dvojhvězdné soustavy se silnou interakcí mezi složkami, tj. nejenom klasické polodotykové dvojhvězdy, ale také rentgenové dvojhvězdy a milisekundové rádiové pulsary.

N. Leigh aj. ukázali, že záhada modrých loudalů (blue stragglers) - hvězd, které vypadají mladší než je stáří dotyčné kulové hvězdokupy, se dá řešit statisticky. Objevili totiž přímou úměrnost mezi výskytem modrých loudalů a celkovou hmotností jádra. To znamená, že většina loudalů vzniká přenosem hmoty mezi nestejně hmotnými složkami dvojhvězd, čímž se méně hmotná složka výrazně "omladí", spíše než původně populárnější koncepcí, podle níž při vysoké koncentraci hvězd v jádře hvězdokup dochází k jejich přímým srážkám a tím podstatnému zvýšení hmotnosti a omlazení výsledné splynuvší hvězdy.

B. Hansen aj. porovnávali metalicity hvězdokup, které se nacházejí v galaktické výduti s těmi, které pozorujeme v halu Galaxie. Obecně platí, že hvězdokupy v halu mají nízkou metalicitu (a tedy vysoké stáří) v porovnání s hvězdokupami ve výduti i tlustém disku Galaxie. Typickým příkladem je známá kulová hvězdokupa 47 Tuc (= NGC 104; vzdálenost 4,5 kpc), která je minimálně o 2 mld. let mladší než hvězdokupy v halu Galaxie. Jádro hvězdokupy o úhlovém průměru 40″ je tak husté, že se pozemními dalekohledy nedá rozlišit na hvězdy. Dokázala to teprve kamera WFPC2 na HST. V jádře se nachází neuvěřitelných 46 tis. hvězd hlavní posloupnosti. Autoři zde objevili 11 zákrytových dvojhvězd a 65 proměnných hvězd, z toho třetinu dosud neznámých.

S. Villanova aj. využili spektrografu UVES VLT ESO k rozboru chemického složení atmosfér devíti červených obrů v kulové hvězdokupě Ruprecht 106. Specificky zkoumali zastoupení lehkých prvků (O až Al), prvků vzniklých procesem α (Si, Ca, Ti), železným vrcholem (Sc až Zn) a zachycováním neutronů (Y až Pb). Zjistili, že příslušná zastoupení byla v mezích pozorovacích chyb pro všech devět obrů stejná. Jde zatím o jediný takový případ; ve všech ostatních studovaných hvězdokupách se tato zastoupení pro jednotlivé hvězdy silně liší, což znamená, že už jsou více ovlivněna předešlým pokolením hvězd populace II. Zmíněná hvězdokupa má metalicitu asi 30x nižší než Slunce a její současná úhrnná hmotnost (24 kM_☉) představuje spodní mez pro to, aby v kulové hvězdokupě vůbec mohly vznikat hvězdy populace II. Autoři též odvodili dnešní stáří hvězdokupy na 12 Gr. Obecně lze proto konstatovat, že kulové hvězdokupy musí mít při svém vzniku vyšší hmotnost než zmíněná mez proto, aby v nich hvězdy populace III dokázaly vyrobit dostatečné množství kovů (jader atomů s protonovými čísly >5), které je nutné pro vznik "zašpiněných" hvězd populace II.

K podobnému závěru dospěli také R. Schiavon aj., kteří zkoumali 72 starých kulových hvězdokup v galaxii M31 (And) a našli výraznou závislost mezi zastoupením jader dusíku a hmotností hvězdokupy. To znamená, že čím vyšší je hmotnost hvězdokupy, tím pestřejší jsou následné rozdíly v metalicitě různých hvězd populace II, a to pak vede ke vzniku více generací hvězd v dostatečně staré kulové hvězdokupě.

D. VandenBerg aj. sestrojili na základě pozorování kamerou ACS HST barevné diagramy pro 55 kulových hvězdokup a určili tak jejich individuální stáří v rozmezí 13,0 – 11,0 mld. let. S klesajícím stáří roste metalicita ve shodě se základním paradigmatem chemického vývoje vesmíru. Přesnost určování stáří dosáhla přitom ±0,25 mld. let, ale různé složky dané kulové hvězdokupy jeví rozptyl vzniku ±0,5 mld. let.

A. Feldmeier aj. využili pozemních obřích reflektorů VLT a CTIO v Chile i kamery ACS HST k určení hmotnosti kulové hvězdokupy NGC 5286 (= Caldwell 84; Cen; vzdálenost 8,9 kpc od centra Galaxie; 11 kpc od Slunce), Obdrželi tak úhrnnou hmotnost 440 kM_☉ a nevyloučili, že v centru hvězdokupy se nachází intermediální černá díra s očekávanou hmotností 1,5 kM_☉.

R. D'Souza a H. Rix určovali vlastní pohyby hvězd v obří kulové hvězdokupě ω Cen (= NGC 5139; 3,7 mag; vzdálenost 5,2 kpc) a odtud odvodili zatím nejpřesnější hodnotu její úhrnné hmotnosti 4,6 MM_☉. Tato hvězdokupa se proto často považuje za otrhané jádro trpasličí galaxie. Svou hmotností totiž bezmála o řád převyšuje hmotnosti ostatních kulových hvězdokup v naší Galaxii. D. Haggardová aj. se pokoušeli objevit pomocí dlouhých expozic rentgenové družice Chandra známky výskytu intermediální černé díry v centru hvězdokupy. Nenašli však v centru hvězdokupy žádný bodový zdroj se zářivým výkonem >1,6.10²³ W, zatímco intermediální černá díra o hmotnosti 10 kM_☉ by měla dávat díky akreci materiálu z disku výkon o 12 řádů (!) vyšší.

5.2. Naše Galaxie

P. Polidová aj. využili přehlídky infračervené přehlídky 2MASS (Two Micron Sky Survey; 1,3m teleskopy na Hopkinsově hoře v Arizoně a CTIO v Chile) z let 1997-2001 ve fotometrických pásmech J H K k určení rozměrů hlavních složek Galaxie. Škálová radiální délka tenkého disku dosahuje 2,1 kpc a jeho radiální výška 205 pc; centrální díra v disku má průměr 2 kpc. Tlustý disk o škálové radiální délce 3 kpc má radiální výšku 640 pc. Centrální sféroid má průměr 400 pc. Výhoda infračervené přehlídky spočívá přirozeně v možnosti prozkoumat strukturu zaprášených centrálních partií Galaxie, jež jsou v optickém oboru neprůhledné.

Y. Fujita aj. se zabývali vznikem obřích bublin v pásmu gama, jež obklopují hlavní rovinu Galaxie směrem ke galaktickému halu. Soudí, že jejich vznik souvisí s minulou aktivitou černé veledíry v centru Galaxie. Záhadou jsou ostré vnější okraje bublin a maximum zářivé energie v oblasti řádu TeV, kde jsou bubliny nejrozsáhlejší. Alternativou by mohla být dávná překotná tvorba hvězd v okolí centrální veledíry. V každém případě vzniká v bublinách energetické kosmické záření, a jeho energetický profil by měl nakonec rozhodnout o způsobu, jak bubliny vznikly a jak jsou stabilní v čase. H. Völk a E. Berezhko upozornili, že aparatura LAT (Large Area Telescope) družice Fermi vykazuje přebytek proti modelům vysokoenergetické difúzní složky elektromagnetického spektra Galaxie již od energií několika GeV až do 100 GeV. Tento přebytek zaznamenala již aparatura EGRET (Energetic Gamma Ray Telescope) družice Compton, ale odborníci ho tehdy nebrali vážně, protože jej považovali za nepřesnost měření. Dnes je vidět, že přebytek sahá až k energiím fotonů 10 TeV, kde rozdíl proti modelům už přesahuje celý řád. Autoři se domnívají, že na vině je energetické kosmické záření z neznámých zdrojů.

J. Bland-Hawthorn aj. dávají existenci obřích bublin do souvislosti s Magellanovým proudem vytvořeným chomáčky horkého plynu nad jižním galaktickým pólem ve vzdálenosti 50 – 100 kpc od centra naší Galaxie. Nejjasnější část proudu má tvar kužele s vrcholovým úhlem 50°, jehož špička se nachází přímo nad jižním pólem Galaxie. Stáří proudu i kužele odhadli na 0,6 – 2,9 mil. let. Za existenci proudu je podle autorů odpovědná vysoká aktivita v okolí černé veledíry v centru Galaxie, kterou lze zvnějšku klasifikovat jako Seyfertovu galaxii a jež kulminovala v období před 1 – 3 mil. lety. To nápadně dobře souhlasí s odhadovaným stářím energetických bublin, objevených družicí Fermi.

R. Eatough aj. podali důkaz o silném magnetickém poli v oblasti kolem centra Galaxie. V blízkosti centra Galaxie se totiž nachází rádiový pulsar PSR J1745-2900 (rotační per. 3,8 s), vzdálený od nás 8,3 kpc, ale jen ≈0,2 pc od centrální černé veledíry. Pulsar je soustavně sledován řadou velkých radioteleskopů v širokém pásmu rádiových frekvencí, ale také rentgenovou družicí NuSTAR. Tak se podařilo odhalit rekordně vysokou Faradayovu rotaci rádiových signálů 1,8 tis./cm³.pc, odpovídající magnetické indukci ≈300 nT ve vzdálenosti 300 tis. Schwarzschildových poloměrů od černé veledíry. To přímo svědčí o přítomnosti silných magnetických polí (≈0,01 T) v bezprostředním okolí centrální černé veledíry, což je v souladu s pozorovaným synchrotronovým zářením vycházejícím z jejího akrečního disku.

M. Clavelová aj. odhalili díky pozorováním rentgenové družice Chandra v období 2009-2011 krátké odlesky rentgenového záření v čáře Fe Kα (6,4 keV) a v přilehlém kontinuu od různých molekulových mračen úhlově vzdálených 5′ a 20′ od centrální černé veledíry. To znamená, že v minulých stoletích byl zdroj Sgr A* obklopující veledíru krátkodobě i střednědobě velmi aktivní. Nejméně dvakrát během té doby dosahoval jeho zářivý výkon hodnot řádu >10³² W po dobu několika let.

A. Drake aj. zjistili pomocí více než 1,2 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr, jejichž vzdálenosti se podařilo určit díky přehlídce Catalina na observatoři Mt. Lemmon v Arizoně, že z hala naší Galaxie vybíhá slapový proud začínající ve vzdálenosti 100 kpc od jádra naší soustavy, jenž se posléze překrývá s dalším slapovým proudem Sgr. Autoři soudí, že proud je pozůstatkem rozbité soustavy hvězd, jenž propojuje vnější halo s pekuliární kulovou hvězdokupou NGC 2419 (Lyn; průměr 80 pc; hmotnost 0,9 MM_☉; vzdálenost od centra Galaxie 92 kpc a od Slunce 84 kpc; oběžná doba kolem centra Galaxie 3,4 mld. let) obloukem o úhlové délce plných 60°.

S. Sohn změřili během 5 let pomocí HST prostorový pohyb trpasličí galaxie Leo I, která je satelitem navzdory své vzdálenosti 260 kpc od centra naší Galaxie. Její prostorová rychlost vůči naší Galaxii dosahuje 220 km/s, přičemž radiální složka činí 170 km/s a tangenciální 100 km/s. Leo I obíhá kolem naší Galaxie po protáhlé eliptické dráze a prošla pericentrem před 1 mld. let ve vzdálenosti 91 kpc. Byla naší Galaxií gravitačně zachycena již před 2,3 mld. let. Tehdy to vedlo ke zvýšení tempa tvorby hvězd, zatímco v pericentru byla tvorba hvězd potlačena. Podle M. Boylana-Kolchina aj. lze z pohybu Leo I odhadnout viriálovou hmotnost (včetně skryté látky) naší Galaxie na 1,6 TM_☉.

K. Immer aj využili radiointerferometru VLBA k trigonometrickým měřením vzdáleností dvou vznikajících hvězdokup se silnou tvorbou hmotných hvězd ve spirálním ramenu Scutum k opravě vzdáleností tohoto ramene z 3,7 kpc na (2,4 ±0,2) kpc. Tím se posouvá klasifikace hvězd o 1,5 třídy k pozdnějším spektrálním typům. Podobně B. Zhang aj. proměřovali pomocí VLBA přírodní masery na frekvenci 22 GHz (14 mm) v oblastech rané tvorby hvězd v I. kvadrantu spirálního ramene Perseus. Kvadrant je dlouhý 6 kpc a jeho vzdálenost od nás pokrývá rozmezí 10,8 – 11,1 kpc. Ve zmíněných oblastech se však tvoří nové hvězdy poměrně vzácně.

A. Bobylev a A. Bajková zkonstruovali rotační křivku naší Galaxie pomocí trigonometrických měření poloh a kinematiky 73 interstelárních maserů v mračnech neutrálního vodíku. Nová křivka sahá od centra Galaxie až do vzdálenosti 20 kpc. Ve vzdálenosti Slunce (8,0 kpc od centra) jim vyšla kruhová rychlost oběhu kolem centra Galaxie 240 km/s.

T. Fang aj. se věnovali zapeklité otázce chybějící baryonové složky hmoty naší Galaxie. Podle jejich názoru se chybějící baryonové hmota může skrývat v horkém (1 MK) plynu v halu Galaxie. Jeho rozložení se obtížně mapuje, ale autoři předpokládají, že větší část horkého plynu se nachází ve velkém centrálním jádru a zbytek v rozptýleném obalu v halu Galaxie. V tom případě se může v této složce nacházet až 100 GM_☉ horkého plynu.

I. Dékány aj. stanovili zlepšenou hodnotu vzdálenosti Slunce od centra Galaxie na základě parametrů více než 7,6 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr, které oscilují v základním módu. Parametry hvězd jsou veřejně přístupné v přehlídce VVV (Variable Via Láctea) ESO uskutečněné přehlídkovým 4,1m teleskopem VISTA na Paranalu. Na rozdíl od špičky větve červených obrů, kteří mají vysokou metalicitu, je metalicita hvězd RR Lyr nízká, takže tyto proměnné patří k nejstarší složce Galaxie. Jejich prostorové rozložení je sféroidální s výraznou centrální koncentrací, takže odtud vychází vzdálenost Slunce od centra Galaxie (8,3 ±0,2) kpc.

Vzdálenosti uvnitř Galaxie jsou stále zatíženy překvapivě velkými chybami, jak vyplývá z práce Z. Malkina, jenž uvádí, že za posledních 20 let bylo zveřejněno 52 údajů o vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Publikované hodnoty pokrývají rozmezí 7,0 – 8,7 kpc. Autor je optimista, protože soudí, že v těchto údajích už nehrají velkou roli systematické, ale jen statistické chyby. Přiklání se k ideální hodnotě 8,0 kpc.

5.3. Jádro Galaxie

Proslulý prachoplynový oblak G2, jenž se pohybuje extrémně blízko k černé veledíře v centru naší Galaxie, nejevil podle S. Gillessena aj. příznaky slapového trhání během roku 2013. Přitom jeho eliptická dráha dosahuje extrémní výstřednosti e = 0,97. Ačkoliv lineární rychlost jeho oběžného pohybu vzrostla v průběhu roku 2013 o plných 400 km/s proti rychlosti z r. 2011, jasnost oblaku se od r. 2008 nezvýšila ani o 10 %. Pozorování v infračerveném pásmu L (3,8 μm) pomocí aparatur NACO a SINFONI vybavených adaptivní optikou a instalovaných na observatoři VLT ESO na Paranalu ukázala, že prach v oblaku je docela teplý (600 K), což je důsledek jeho ohřevu ultrafialovým zářením mladé hvězdokupy poblíž veledíry. Oběžnou periodu oblaku G2 odhadli na 200 let s tím, že pericentrum dráhy by se mělo nacházet ve vzdálenosti 140 au od veledíry.

A. Ghezová aj. využili 10m Keckova dalekohledu ke změření dráhové lineární rychlosti >2 tis. km/s pohybu oblaku v r. 2013 a odhadli čas průletu oblaku pericentrem své dráhy na březen 2014. Současně vyslovili podezření, že uvnitř oblaku se nachází hvězda! Toto podezření posílili K. Phifer aj, kteří ze spektrálních pozorování Keckovým dalekohledem v blízkém infračerveném oboru v letech 2006-2012 určili čas průchodu hvězdy pericentrem na polovinu března 2014 v lineární vzdálenosti jen 130 au, tj. pouhých 1,6 tis. Schwarzschildových poloměrů od veledíry. V té chvíli by měla lineární rychlost dráhového pohybu G2 dosáhnout téměř 28 tis. km/s! Přitažlivost vlastní hvězdy však zabrání oblaku, aby byl slapově roztrhán veledírou, jak vyplývalo z dřívějších simulací. Oblak G2 byl poprvé spatřen v r. 2012 také v rádiovém oboru spektra anténní soustavou VLA v Socorro (Nové Mexiko) a od té doby je plynule sledován. Podle D. Fraila aj. byl však dodatečně nalezen v archivu VLA již v r. 2002! Z těchto pozorování se podařilo odhadnout úhrnnou hmotnost mračna na 3 M_z.

Kromě toho v dubnu 2013 objevil J. Kennea aj. díky družici Swift v blízkosti (vzdálenost 0,12 pc) veledíry magnetar SGR 1745-2900, který je rentgenovým pulsarem s periodou 3,8 s, jak ukázala družice NuSTAR. Vzápětí R. Shannon a S. Johnston oznámili, že se jim podařilo identifikovat pulsar také v rádiovém oboru spektra v rozsahu frekvencí 4,5 – 20 GHz (vlnové délky 15 – 67 mm) pomocí aparatury ATCA (Australian Telescope Compact Array; Narrabri; soustava 6 parabol o průměrech 22 m a s délkou základny až 6 km). To je nesmírně cenný objev, protože tím získáváme téměř ideálně přesné Einsteinovy hodiny v blízkosti veledíry, které umožňují odhalit efekty teorie relativity na eliptickou dráhu pulsaru v silném a proměnném gravitačním poli veledíry.

J. R. Lu aj. ukázali, že v bezprostředním okolí (<0,5 pc) veledíry v jádře Galaxie se nachází mladá (stáří ≈4 mil. let) hvězdokupa se souhrnnou hmotností hvězd 14 – 37 kM_☉. Od mladých hvězdokup v okolí Slunce se liší svou funkcí hmotnosti. Zatímco pro hvězdokupy v okolí Slunce je funkce hmotnosti dosti strmá (četnost hvězd je nepřímo úměrná 2,4. mocnině hmotnosti), centrální hvězdokupa je průběh funkce hmotnosti výrazně povlovnější (exponent jen 1,7).

V. Krasnov aj. využili 22m radioteleskopu v Puščinu ke dlouhodobému sledování aktivity vodních maserů v hustém molekulovém oblaku Sgr B2 (vzdálenost od černé veledíry 120 pc; rozměr oblaku 45 pc; teploty 40 – 300 K; úhrnná hmotnost 3 MM_☉). Během let 2005-2012 tak pozorovali sedm erupcí s rádiovým tokem >1 kJy (!), které se vyskytly v místech s intenzivní tvorbou hvězd. Nejsilnější výtrysk dosáhl toku 7,3 kJy, což je nový rekord pro vodní masery ve vesmíru. Erupce byly provázeny rozpínáním zasažených struktur rychlostmi 61 – 126 km/s.

F. Antonioni a D. Merritt simulovali vývoj drah mladých hvězd hlavní posloupnosti označovaných písmenem S, které obíhají těsně kolem černé veledíry v centru Galaxie po výstředných drahách. Do výpočtů zahrnuli i dráhové poruchy vyvolané efekty obecné teorie relativity. Životnost hvězd S na hlavní posloupnosti dosahuje nanejvýš 100 mil. let. Podle výsledků simulací se hvězdy S během té doby slapově roztrhají vinou veledíry s pravděpodobností <1 %, což je tedy zanedbatelné riziko.

Přímý důkaz o tom, že v bezprostředním okolí černé veledíry v centru Galaxie hvězdy skutečně vznikají, přinesla podle F. Yusefa-Zadeha aj. první pozorování centra Galaxie během zkušebního provozu anténní soustavy ALMA na náhorní poušti Atacama v Chile. Slapové síly v okolí veledíry by teoreticky měly zabraňovat vzniku nových hvězd, jestliže hustota shluků chladného plynu v jejím okolí není dostatečně vysoká, aby převýšila rušivé slapové síly. Autoři zjistili, že dobrým indikátorem dostatečné hustoty shluků neutrálního plynu mohou být molekuly SiO, které prozrazují výskyt velmi mladých hvězdných objektů YSO (Young Stellar Objects), z nichž vytéká plyn do jejich okolí. Díky vynikajícímu rozlišení ještě nedokončené (12 parabol o průměru 12 m) soustavy ALMA se jim podařilo najít v okolí veledíry celkem 11 shluků ve vzdálenostech do 0,6 pc od veledíry, z nichž vytéká plyn rychlostmi až 150 km/s. To je dobře patrné na profilech čáry SiO (přechod 5-4) o klidové frekvenci 217 GHz (vlnová délka 1,4 mm). Kinetická teplota plynu se přitom pohybuje v rozmezí 100 – 200 K. Z pozorování vyplývá že v překvapivě malé vzdálenosti od veledíry vznikají v posledních 100 tis. letech zárodky velmi hmotných hvězd, což je v souladu s pozorováním tak početných hvězd S. Keckův 10m teleskop ve spojení s adaptivní optikou dokáže sledovat pohyby hvězd S v okolí veledíry již od vzdálenosti ≈40 mil. km (260 au) od ní. Srážky shluků, popřípadě vnější tlak záření od aktivních hmotných hvězd na tyto shluky, tedy stačí na dostatečné zvýšení hustoty shluků, aby je nerozmetaly slapové síly veledíry.

Z. Li aj. přinesli pomocí rentgenové družice Chandra a radiointerferometru VLA důkaz, že černá veledíra v jádře Galaxie je obdařena kolimovaným lineárním výtryskem plynu, jak je pro tyto objekty charakteristické. Zjistili totiž že rádiový objekt G359.944-O.052 v okolí černé veledíry v jádře Galaxie představuje obloukovou rázovou vlnu vzniklou nárazem kolimovaného výtrysku, jenž do vzdálenosti 1 parseku směřuje rovnoběžně s osou rotace celé Galaxie. Kolimované výtrysky totiž odnášejí přebytečný moment hybnosti z akrečních disků černých děr a tím dovolují, aby materiál z disku mohl být pohlcen příslušnou dírou. W. Brown aj. změřili pomocí spektrografu u 10m Keckova teleskopu rychlost pohybu hvězdy HVS17 (sp. B V; hmotnost 4 M_☉; stáří 150 Mr; vzdálenost od centra Galaxie 50 kpc) v inerciální soustavě spojené s jádrem Galaxie. Obdrželi úctyhodnou hodnotu 450 km/s, což znamená, že hvězda, která vznikla poblíž jádra, byly odtamtud posléze vymrštěna vyšší než únikovou rychlostí. Další zpřesnění jejího osudu se nejspíš podaří, jakmile budou zveřejněny výsledky pozorování astrometrické družice Gaia.

Vhodný mechanismus, jak mohou hvězdy z okolí černé veledíry v centru Galaxie uprchnout únikovou rychlostí, navrhli K. Zubovas aj. Vyšli ze skutečnosti, že dosud objevené desítky prchajících hvězd jsou rozloženy vůči galaktickým, souřadnicím anizotropně. Autoři proto soudí, že k únikům dochází tehdy, když v těsné dvojhvězdě ve hvězdném disku o poloměru 1 pc kolem veledíry vybuchne jedna složka jako supernova, čímž se druhá složka doslova utrhne ze řetězu. Odhadli, že k takové ztrátě gravitační vazby ve hmotných dvojhvězdách dochází přibližně jednou za 10 tis. let a interakce přeživší složky s diskem je nutně anizotropní. Dále usoudili, že ve zmíněném hvězdném disku vznikly dnes existující hvězdy v průběhu posledních 100 mil. let, protože hmotné hvězdy nemohou žít déle. Interakce prchajících hvězd s hvězdným diskem většinu z nich zpomalí, takže autorům nakonec vyšlo, že na hyperbolickou únikovou dráhu se za tu dobu dostalo nanejvýš 20 hvězd, což je v uspokojivém souladu s pozorováním.

L. Oskinová aj. zkoumala možnosti vzniku osamělých velmi hmotných hvězd, jež podle dosavadních pozorování nemohou vznikat mimo hustá jádra velmi kompaktních hvězdokup. Díky nové aparatuře SINFONI VLT ESO se jim podařilo objevit v blízkosti centra Galaxie Wolfovu-Rayetovu hvězdu WR 102ka, která je zcela osamělá a určitě neprchla z nějaké husté hvězdokupy, protože nemá kolem sebe typickou obloukovou rázovou vlnu; vznikla tedy takříkajíc na místě. Okolí centra Galaxie je tedy rovněž vhodnou líhní pro hvězdy s hmotnostmi >100 M_☉.

D. An aj. využili pozorování plošného centra Galaxie o rozměrech 250 × 60 pc Spitzerovým kosmickým teleskopem (SST) ve středním infračerveném pásmu 10 – 35 μm k důkazu, že tam plynule vznikají velmi hmotné hvězdy, ale že na rozdíl od galaxií s aktivními jádry (AGN) nejeví naše Galaxie žádné příznaky takové aktivity, takže její veledíra trpí podvýživou - doslova anorektička. To je poměrně překvapující, protože když se spočítá ztráta hmoty velmi hmotných hvězd, tak by jádro naší Galaxie mělo být miliónkrát (!) jasnější než je. Rentgenový snímek centra Galaxie družicí Chandra při expozici dlouhé skoro 35 dnů (!) však podle Q. D. Wanga aj. ukázal, že jen 1 % plynu vyvrhovaného hmotnými hvězdami (10^-5 M_☉/r) nakonec na veledíru dopadá, zatímco 99 % se tomuto osudu vyhne tím, že z vnějších oblastí akrečního disku kolem veledíry unikne a odnáší tak přebytečný moment hybnosti. Podle R. Blandforda aj. za tento únik mohou siločáry silného magnetického pole, které materiál z vnějšího disku vytěsní, čili 1 % plynu se obětuje, aby těch 99 % pokračovalo v koloběhu látky ve vesmíru.

5.4. Místní soustava galaxií

G. Beslaová aj. se podivili tomu, jak účinné jsou projekty OGLE a MACHO při objevování gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Podrobným rozborem dosavadní statistiky zjistili, že v této galaxii existuje disková populace čočkujících hvězd, která se nachází vůči nám o 4 – 10 kpc blíže než hvězdy, které podléhají mikročočkování. Tím se dá dobře vysvětlit, proč většina mikročočkových zjasnění trvá 17 – 71 d. Autoři odtud dovozují, že obě Magellanova mračna se navzájem prolnula před 100 – 300 mil. lety. Vinou slapových sil bylo Malé Magellanovo mračno (MMM) očesáno o málo hmotné hvězdy, které vytvořily spojovací most mezi oběma mračny. V mostě by se tedy měly nacházet početné hvězdy třídy RR Lyr s relativně nízkou metalicitou a pohybující se vůči disku VMM vysokými rychlostmi.

Přímý důkaz o existenci tohoto mostu podali A. Fox a P. Richter, když pozorovali pomocí HST vzdálené kvasary, jejichž světlo zmíněným mostem procházelo. Zjistili tak, že chemické složení hvězd v mostu odpovídá stavu MMM v době před 2 mld. let. Most není kontaminován žádnými hvězdami VMM.

G. Pietrzynski aj. využili osmi dlouhoperiodických zákrytových dvojhvězd ve VMM objevených v rámci projektu sledování gravitačních mikročoček OGLE za posledních 16 let k podstatnému zlepšení přesnosti hodnoty vzdálenosti VMM. Dvojhvězdy patří do skupiny oddělených složek, kde sekundárem jsou pozdní hvězdy ve větvi obrů, což zlepšuje přesnost parametrů drah příslušných dvojhvězd. Na získání spekter se podílely spektrografy u 6,5m Clayova teleskopu Magellan na Las Campanas a dále HARPS u 3,6m reflektoru La Silla ESO v Chile. Infračervená fotometrie dvojhvězd pochází z 3,5m reflektoru NTT. Tak se podařilo zpřesnit průměrnou vzdálenost těchto dvojhvězd na (49,88 ±0,13) kpc a určit i polohu těžiště VMM na 05h 25min 06s, -69°47′00″ a jeho vzdálenost (49,97 ±0,19) kpc. Přesnost ve vzdálenosti dosáhla relativní chyby 0,4 %, což je zatím nejpevnější základní příčka kosmologického žebříku vzdáleností.

L. Inno aj. odvodili z rozboru infračervených světelných křivek klasických cefeid ve VMM i MMM zatím nejlepší odhady vzdáleností obou našich blízkých sousedů v Místní soustavě. Podařilo se jim pozorovat přes 3,0 tis. ve VMM a přes 4,1 tis. cefeid v MMM. Odtud dostali moduly vzdáleností obou galaxií, tj. (50,8 ±1,8) kpc pro VMM a (63,9 ±2,8) kpc pro MMM.

J. Kalirai aj. zkusili využít potenciálu kamery ACS HST ke snímkování hvězd s nízkou hmotností v MMM a v úhlově nedaleké (2,4°) kulové hvězdokupě naší Galaxie 47 Tuc. Tak se jim podařilo určit funkci hmotnosti pro hvězdy v MMM pro interval hmotností 0,37 – 0,93 M_☉. Nejnižší hmotnost 0,17 M_☉ odpovídá ve vzdálenosti MMM 30,5 mag, k čemuž bylo potřebí kumulativní expozice téměř 8 dnů (!). Vzdálenost MMM je nyní určena dosti dobře na základě sledování 40 zákrytových dvojhvězd: (60,6 ±2,0) kpc, ale tloušťka této galaxie ve směru zorného paprsku je obrovská: 20 kpc, což ji poněkud diskvalifikuje jako druhou příčku kosmologického žebříku vzdáleností. V každém případě je zřejmé, že navzdory velkému počtu zkoumaných cefeid a využití vhodnějších infračervených světelných křivek, jde stále o řád horší výsledek než měření vzdáleností pomocí zákrytových dvojhvězd, která má před sebou perspektivu dalšího zvyšování přesnosti.

M. Yusof aj. upozornili, že obě mračna vynikají také tím, že se v nich tvoří nadhvězdy s hmotnostmi až >300 M_☉. Modelové výpočty prokázaly, že teoreticky tam mohou vznikat nadhvězdy s hmotností až 500 M_☉. To vcelku odpovídá pozorováním, protože v anonymní galaxii v Panně vybuchla supernova 2007bi, která musela mít při svém vzniku hmotnost ≈200 M_☉ a těsně před výbuchem >160 M_☉. Pro VMM tak z pozorování vychází horní mez >300 M_☉ a pro MMM 290 M_☉. Tyto obézní nadhvězdy pak vybuchují vinou párové nestability, tj. materializací párů pozitron-elektron z energetických fotonů záření gama, čímž se prudce snižuje tlak v jádře nadhvězdy, a ta se gravitačně zhroutí.

M. Matsuura aj. zjistili, že hvězdy z asymptotické větve obrů a červení veleobři v MMM souhrnně ztrácejí hmotu tempem jen 0,001 4 M_☉/r. Výbuchy supernov třídy II tam dodávají do mezihvězdného prostoru plyn tempem 0,03 M_☉/r. Tytéž skupiny zdrojů uvolňují také prach tempem 10 μM_☉/r, resp. 1 mM_☉/r. Souhrnná dodávka stavebního materiálu pro nová pokolení hvězd je tedy podstatně nižší než současné tempo tvorby nových hvězd (0,08 M_☉/r). To znamená, že MMM žije z podstaty a tempo tvorby nových hvězd se bude rychle snižovat. Největší záhadou je však vysoký obsah polycyklických aromatických uhlovodíků, který v MMM dosahuje úhrnné hmotnosti 1,8 tis. M_☉, ačkoliv jejich hlavní dodavatelé - uhlíkové hvězdy na asymptotické větvi červených obrů - dokáží během svého života dodat do prostoru jen 100 M_☉ PAH.

R. Ibata aj. objevili díky projektu PAndAS (Pan-Andromeda Archaeological Survey), tj. soustavným snímkováním 400 čtv. stupňů oblohy v okolí spirální galaxie M31 pomocí širokoúhlé kamery 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea celkem 27 trpasličích galaxií. Třináct z nich leží v dobře definované rovině o tloušťce jen 14 kpc ve vzdálenostech 35 – 400 kpc od těžiště M31. V pomyslném prodloužení této roviny kupodivu leží i naše Galaxie ve vzdálenosti 780 kpc, zatímco disk M31 je k ní skloněn pod úhlem 50°. Z měření radiálních rychlostí vyplývá, že satelitní galaxie obíhají kolem M31 ve smyslu její rotace kolem těžiště spirální galaxie. Jde o první úspěšný pokus trojrozměrného mapování prostoru mezi M31 a naší Galaxií, jenž ovšem přinesl naprostou záhadu v podobě existence zmíněné dosti placaté obří roviny. A. Conn aj. však z téhož pozorovacího materiálu zjistili, že zmíněný tenký disk tvořený dokonce 15 satelity má tloušťku jen 12 kpc, a dále, že celkem 20 satelitů leží na straně přivrácené k naší Galaxii.

W. Gieren aj. v rámci velkého projektu určování vzdáleností objektů v Místní soustavě galaxií pozorovali v galaxii M33 infračervené světelné křivky 26 dlouhoperiodických cefeid a odtud odvodili zpřesněnou hodnotu vzdálenosti těžiště této galaxie (840 ±27) kpc.

A. Wolfe aj. potvrdili pozorováním mračen neutrálního vodíku, že existuje most mezi galaxiemi M31 a M33 (Tri) o úhlové délce 15° (lineární délce 215 kpc). Most obsahuje dostatek materiálu pro tvorbu nových pokolení hvězd v obou takto propojených galaxiích.

Nejpodrobněji se problémem vzniku tenkých struktur trpasličích galaxií v Místní soustavě zabývali E. Shaya a R. Tully, kteří poukázali na tři hlavní hráče tohoto velkolepého kosmického kulečníku, tj. galaxii Cen A (= NGC 5128; vzdálenost ≈4 Mpc), M31 a naši Galaxii. Jejich gravitační interakce uspořádává trpasličí galaxie do různých proudů a zmíněných placatých desek. Všechno ještě navíc komplikuje nejbližší lokální kupa galaxií v Panně (vzdálenost ≈16 Mpc), k níž je tažena například naše Galaxie.

M. Fardal aj. se pokusili určit úhrnnou (viriálovou) hmotnost spirální galaxie M31 (= NGC 224; And) na základě jejího slapového působení na jižní proud o hmotnosti 3 GM_☉. Dostali tak úděsnou hodnotu 2 TM_☉ pro viriálový poloměr 200 kpc. S. Phelps aj. získali na základně principu nejmenší akce hmotnost (1,5 – 5,5) TM_☉ a pro naši galaxii (1,5 – 4,5) TM_☉, přičemž za velkou nejistotou stojí neznámý průběh obrysů hal skryté látky. C. Partridge aj. odhadli viriálovou hmotnost celé Místní soustavy galaxií na (4,9 ±1,1) TM_☉ za předpokladu, že stavová rovnice skryté energie w = -1, tj. je obsažena v kosmologické konstantě.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

K. McQuinnová aj. objevili pomocí radioteleskopu v Arecibu během přehlídky Legacy Fast Alfa relativně velmi blízkou (vzdálenost 1,7 Mpc) trpasličí galaxii Leo P bohatou na interstelární plyn. Nepatří sice do naší Místní soustavy, ale do asociace již dříve objevených čtyř relativně blízkých trpasličích galaxií. Vyniká mezi nimi velmi nízkou metalicitou. Představuje patrně spojovací článek mezi nepravidelnými galaxiemi bohatými na interstelární plyn a sféroidálními trpasličími galaxiemi, kde už je plyn na tvorbu dalšího pokolení hvězd spotřebován.

M. Nikolajuk a R. Walter sledovali v Seyfertově galaxii NGC 4845 (vzdálenost 14,5 Mpc) od počátku r. 2011 silnou rentgenovou erupci zdroje IGR J1258+0134, která nabíhala k maximu několik týdnů a pak pozvolna slábla po dobu celého roku. Průběh erupce odpovídal slapovému trhání tělesa o hmotnosti 30 M_j v gravitačním poli intermediální černé díry s hmotností ≈300 kM_☉. Tvrdé rentgenové záření pocházelo z koróny, jež se vytvořila v blízkosti černé díry kolem akrečního proudu materiálu, jenž na ni padal. Jde o první případ, kdy byla taková koróna skutečně pozorována.

T. Davis aj. konstatovali, že pro pochopení souvislosti mezi vývojem galaxií a vznikem černých veleděr v jejich těžištích je zapotřebí určit hmotnost a případně i spin a veledíry. To je však bohužel obtížné. Přímé měření využívá kinematických vlastností hvězd v raných galaxiích, kinematiky ionizovaného plynu v některých typech spirálních galaxií a velmi vzácně maserové čárové emise v centru příslušné galaxie. Autoři však nyní úspěšně využili kinematiky (rotační rychlosti) molekulového plynu (CO) v rané obří galaxii NGC 4526 (kupa Virgo, lentikulární spirální galaxie s příčkou; vzdálenost 17 Mpc) proměřené radiointerferometrickou aparaturou CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) v Owens Valley v Kalifornii. Celkem 23 parabol o průměrech 3,5; 6,1 a 10,4 m umožnilo stanovit hmotnost veledíry 450 MM_☉, byť se značnou střední chybou ±50 %. Podle názoru autorů však radiointerferometr nové generace ALMA umožní tuto metodu zpřesnit pro galaxie do vzdálenosti až 75 Mpc během nanejvýš 5 h pozorovacího času.

J. Walshová aj. využili spektroskopie galaxie M87 (Vir) pomocí spektrografu STIS HST k revizi hmotnosti černé veledíry z kinematiky ionizovaného plynu do vzdálenosti 40 pc od ní. Podle těchto nových měření má veledíra úctyhodnou hmotnost 3.5 GM_☉, jak se na klíčovou galaxii v kupě v Panně zajisté sluší.

M. Nakamura a K. Asada podrobně prostudovali archivní údaje radiointerferometru VLBI o známém výtrysku z centra galaxie M87 na frekvencích 43 a 86 GHz (vlnové délky 7 a 3,5 mm). Z pozorování v širokém rozsahu úhlových rozlišení od 0,1 obloukové milivteřiny až po 10″ vyplývá, že na všech těchto úhlových stupnicích je struktura výtrysku shodná a jeho zdrojem je oblast vzdálená jen 10 R_s (R_s = Schwarzschildův poloměr černé veledíry v těžišti M87) od veledíry. Výtrysk se chová jako nelineární torzní Alfvénova vlna, která je urychlována silným magnetickým pole zejména ve vzdálenostech 100 – 1 000 R_s, takže od této horní meze dosahuje supersonické rychlosti. K. Hada aj. zkoumali týž výtrysk v rozsahu rádiových frekvencí 2 – 86 GHz (vlnové délky až 150 mm) pomocí interferometru VLBA, a tak rovněž prokázali, že zdroj výtrysku se nachází ve vzdálenosti 10 R_s od veledíry. Jeho kolimační profil je zcela plynulý až do vzdálenosti 4,5 kpc od zdroje výtrysku. Je velmi pravděpodobné, že tyto poznatky lze přenést i na jiné černé veledíry, které jsou příliš daleko na tak podrobný výzkum.

V téže kupě J. Strader aj. objevili trpasličí galaxii M60-UCD1 poblíž velké obří eliptické galaxie M60 (= NGC 4649; vzdálenost 16,8 Mpc0), která je silně koncentrovaná do vnitřní eliptické složky o poloměru 14 pc a vnější kulové složky o poloměru 49 pc. Rentgenová družice Chandra dává její zářivý výkon 10³¹ W a z optických pozorování vychází její metalicita shodná se sluneční. Z těchto a dalších měření vychází její stáří >10 Gr, úhrnná hmotnost 200 MM_☉ a absolutní hvězdná velikost -19 mag (5 GL_☉). Jde tedy o nejhustší známou galaxii vůbec. Autoři se domnívají, že jde o pozůstatek podstatně větší a hmotnější galaxie, která byla vinou slapového působení M60 otrhána o vnější disk a halo, takže zřejmě teď pozorujeme obnažené jádro původní velké galaxie s centrální černou veledírou.

M. Cantiello aj. upozornili na rozpor v určení vzdáleností galaxie NGC 1316 (Fornax A), která patří do druhé největší blízké kupy galaxií hned po kupě Virgo. Její vzdálenost se dá totiž určit několika nezávislými metodami; především pomocí cefeid, ale též z fluktuací povrchové jasnosti galaxie, a také díky supernovám Ia, jež v ní občas vybuchují. Vzdálenosti galaxie určované pomocí cefeid a fluktuací sice navzájem souhlasí (20,8 Mpc), ale vzdálenost odvozená ze supernov třídy Ia vychází o celých 17 % menší, což je velmi mrzuté. Kupa v souhvězdí Chemické pece má přitom poměrně malou tloušťku ve směru zorného paprsku, což zvyšuje její cenu pro kalibraci vzdáleností na blízkých příčkách kosmologického žebříku. Kupa vyniká také tím, že se v ní poměrně často vyskytují supernovy třídy Ia, které jsou velmi vhodné pro nezkreslené (?) měření vzdáleností mateřských galaxií.

R. Eufrasio aj. využili archivů pozorování obří (průměr >150 kpc) spirální galaxie Kondor (= NGC 6872, Pav, vzdálenost 65 Mpc) v širokém rozsahu vlnových délek (UV až IČ) k důkazu, že obří soustava se před 130 mil. lety těsně sblížila s lentikulární galaxií IC 4970 pětkrát menší než Kondor. Sblížení vyvolalo překotnou tvorbu nových hvězd v severovýchodním a jihozápadním ramenu obří spirály ve vzdálenostech kolem 40 kpc od jejího centra. Tehdejší silná slapová interakce obou galaxií způsobila podle všeho vznik trpasličí galaxie ve vzdálenosti 90 kpc od centra spirály, jež obsahuje mladé hvězdy zářící výrazně v ultrafialové oblasti spektra.

Neúnavná rentgenová družice Chandra pořídila se zatím nejdelší expozicí (6,3 d) hluboký snímek centrálních partií obří kupy galaxií A1659 (Com; vzdálenost 100 Mpc), jež se nachází poblíž severního pólu naší Galaxie. Kupa obsahuje velké množství obřích eliptických galaxií a byla důležitým vztažným bodem při prvních měřeních rozpínání vesmíru a také jako první doklad existence skryté látky (dark matter) ve vesmíru. Horké plazma v intergalaktickém prostoru jeví vysokou turbulenci, podílí se asi z 10 % na celkovém vyzařování kupy, a vyskytuje se podél hustých tenkých ramen dlouhých až 150 kpc, což svědčí o jejich stabilitě po dobu řádově stovek milionů let. Za tuto strukturu vděčí centrum kupy zřejmě silným magnetickým polím indukovaným v poslední miliardě let před současností. Kromě toho se uvnitř kupy vyskytují menší koncentrace struktur (podkupy).

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

K. Willett aj. ve spolupráci s dobrovolníky projektu Galaxy Zoo2 vykonali obří práci při morfologické klasifikaci 300 tis. galaxií jasnějších než 17 mag v databázi přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey; 2,5m zrcadlo na Apache Point v Novém Mexiku). Klasifikace zprvu hrubá (galaxie rané, pozdní a splývající) se postupně díky úsilí mnoha dobrovolníků zjemňovala, takže se klasifikovaly i příčky, výdutě a spirály. Spolehlivost klasifikace přitom přesáhla 90 % při porovnání vzorků s důkladnou profesionální klasifikací.

D. Watson a C. Conroy zjistili ke svému údivu, že mechanismy směřující ke vzniku satelitních galaxií v obřích kupách galaxií a v relativně malých skupinách galaxií se nápadně podobají, přestože v malých skupinách je pro nějaké ovlivňování málo hmoty i času. V obou těchto vývojových celcích hraje významnou roli halo skryté látky, takže i v mladých minisoustavách vzdálených <2,4 Gpc (stáří >6 mld. po Velkém třesku) vznikají satelitní galaxie týmž fyzikálním mechanismem jako v obřích kupách. S. Andreon aj. využili infračervených snímků (pásmo 3,6 μm) z kosmického teleskopu SST k proměření průběhu funkce svítivosti v závislosti na úhrnné hmotnosti hvězd pro 150 galaxií v pěti kupách galaxií v kosmologických vzdálenostech >2,8 Gpc (stáří kup <4,6 Gr po Velkém třesku). Z těchto měření zjistili, že tvorba hvězd v těchto kupách s mediánem vzdáleností 2,9 Gpc skončila dříve, než se uvádělo dosud (3,7 Gr po Velkém třesku). Typická souhrnná hmotnost hvězd v těchto galaxiích (200 GM_☉) se totiž přestala zvětšovat již v čase 2,6 Gr po Velkém třesku, a možná ještě dříve.

H. Fu aj. studovali podrobně splývající dvojici obřích galaxií HXMM01 (J0220-0601) objevenou v submilimetrové přehlídce kosmického teleskopu Herschel v r. 2012 ve vzdálenosti 3,3 Gpc (stáří 2,9 Gr po Velkém třesku). Využili ke snímkování také Keckova 10m a radiointerferometrů VLA a SMA. Ukázali, že v této soustavě probíhá tvorba hvězd závratným tempem 2 kM_☉/r (!), čili o řád rychleji než u běžných galaxií. Odhadli však, že tato epizoda překotné tvorby hvězd skončí během následujících 200 mil. let a vznikne eliptická galaxie s úhrnnou hmotností hvězd kolem 400 GM_☉. Obecně tak platí, že obří eliptické galaxie vznikají ze splývajících galaxií, které se prozradí vysokou svítivostí v submilimetrovém oboru elektromagnetického spektra.

N. Bouché aj. podali důkaz, že velké galaxie získávají další materiál pro tvorbu hvězd akrecí intergalaktického plynu. Pomocí spektrografu SINFONI VLT ESO na Paranalu pozorovali chuchvalce chladného intergalaktického plynu, který obíhá za halem anonymní galaxie vzdálené od nás 3,3 Gpc (stáří 2,8 Gr po Velkém třesku). Využili k tomu šťastné náhody, že v malé úhlové vzdálenosti od obrazu galaxie se v pozadí nalézá kvasar HE 2243-30, jehož emise jsou absorbovány v chladném plynu vzdáleném 26 kpc od centra zmíněné galaxie. Autoři tak prokázali, že chladný plyn je dodáván směrem do centra galaxie a zvyšuje dokonce její moment hybnosti. Tempo akrece tohoto plynu dobře odpovídá tempu vzniku hvězd v této galaxii.

M. Jarvis aj. zveřejnili první výsledky přehlídky VIDEO (VIsta Deep Extragalactic Observations) uskutečňované pomocí zatím největšího 4,1m přehlídkového teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope) ESO na Paranalu v Chile. Obří kamera pracuje v blízkých infračervených pásmech Z (880 nm), Y (1 020 nm), J (1 250 nm), H (1 650 nm) a K (2 200 nm). V přehlídce na ploše 12 čtv. stupňů dosáhla po řadě mezních hvězdných velikostí 25,7; 24,5; 24,4; 24,1 a 23,8 mag. Na takto hlubokých snímcích našli autoři nejstarší galaxie ve vzdálenostech až 3,7 Gpc, tj. ze stáří 1,6 mld. let po Velkém třesku. V té době vrcholila éra reionizace vesmíru díky výskytu galaxií s aktivními jádry (AGN) a maximu tempa tvorby nových hvězd, takže první kupy galaxií dosáhly své zralosti. Data z přehlídky VIDEO jsou veřejně přístupná, což usnadňuje jejich využití pro kosmologické studie.

M. Ouchi a G. Himiko objevili kombinací pozorování HST a mikrovlnné observatoře ALMA anonymní mladou galaxii s nízkou metalicitou i nepatrným zastoupením chladného prachu a horkého plynu, která je od nás vzdálena 4,0 Gpc (stáří 830 mil. let po Velkém třesku). V galaxii se intenzivně tvoří hvězdy tempem 100 M_☉/r, a přitom nejde ani o galaxii s aktivním jádrem, ani o galaxii s jasností zvýšenou mezilehlou gravitační čočkou. Na snímcích je vidět nápadně modré jádro, kolem něhož obíhají dva hmotné chuchvalce prvotního plynu. Zřejmě zde pozorujeme vznik galaxie v epoše doznívající reionizace vesmíru.

S. Finkelstein aj. využili nového infračerveného spektrografu MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer For InfraRed Exploration) u Keckova 10m teleskopu k určování vzdáleností vybraných galaxií objevených v poli CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalaxy Legacy Survey) pomocí HST. Ze 100 galaxií, jejichž barevné indexy určené HST naznačovaly, že by mohlo jít o galaxie vzdálené ≈4 Gpc, vybrali 43 a pro ně určovali přesné vzdálenosti z kosmologického červeného posuvu čáry Ly-α, jejíž klidová vlnová délka spadá do daleké ultrafialové oblasti 122 nm. V 8 případech se jim podařilo pozorovat zmíněnou čáru posunutou do blízkého infračerveného oboru spektra, ale jen v jednom případě byl signál čáry dostatečně vysoko nad hranicí fluktuací šumu. Šlo o galaxii z8_GND_5296 (poloha 1237+6218), kde čára Ly-α měla pozorovanou vlnovou délku 1 034 nm, čemuž odpovídá vzdálenost 4,0 Gpc a stáří 700 Mr od Velkého třesku. Odtud vyplývá, že tempo tvorby hvězd v této galaxii dosahuje 330 M_☉/r; je o celé dva řády vyšší než v naší usedlé Galaxii. Autoři rovněž odhadli, že takto vzdálených galaxií s vysokou tvorbou hvězd a dostatečnou metalicitou bude ve skutečnosti ve vesmíru více než dost.

Vzápětí N. Werner aj. prokázali pomocí rentgenové družice Suzaku, která v letech 2009-2011 proměřovala metalicitu v intergalaktickém prostoru kupy galaxií v souhvězdí Persea (vzdálenost 74 Mpc; stáří 13,5 Gr), že metalicita v celém prostoru kupy je všude táž (30 % metalicity Slunce), což svědčí o dobrém promíchání zastoupení těžších prvků už před více než 10 Gr.

A. Koekemoer aj. připomněli, že v roce 2012 započal HST s opakovaným snímkování pole v projektu HUDF12 (Hubble Ultra-Deep Field; souhvězdí Chemické pece [Fornax], souřadnice 0333-2747). Pole HUDF bylo již snímkováno prvními kamerami HST v r. 2002-2003. Nyní se přímo nabízelo využít skvělých vlastností kamery WFC3, instalované v r. 2009. V r. 2012 se podařilo snímkovat pole HUDF během 128 oběhů HST kolem Země (souhrnná expozice téměř 8 dnů !) v blízké infračervené oblasti spektra (0,8 – 1,6 μm). Tak se podařilo objevit galaxie se stářím <650 mil. let po Velkém třesku a doložit tak tempo tvorby hvězd v éře reionizace vesmíru.

R. Ellis aj. objevili v poli HUDF12 celkem 7 galaxií s pravděpodobnou vzdáleností >4 Gpc. Nová měření tak potvrzují, že úbytek zářivé hustoty galaxií, který pozorujeme již pro vzdálenosti >3,9 Gpc (stáří 950 mil. let po Velkém třesku), pokračuje pro větší vzdálenosti, čili směrem ke kratším údobím od Velkého třesku. G. Illingworth aj. zkombinovali všechna pozorování hlubokých polí (HDF, HUDF, XDF, HUDF12) od r. 2003 do r. 2012, takže v tomto jedinečném materiálu jsou zachyceny galaxie s integrální jasností až 31,2 mag. Úhrnné expozice dosáhly 21,7 d. V poli XDF (úhlová plocha 4,7′) je tak zobrazeno 7 tis. galaxií až do času jen 800 mil. let po Velkém třesku.

Jak však uvedli M. Ashby aj., daleko rozsáhlejší přehlídku objektů v hlubokém vesmíru SSDF (South pole telescope - Spitzer Deep Field) uskutečnil Spitzerův kosmický teleskop (SST) pomocí infračervené kamery IRAC na ploše 94 čtv. stupňů oblohy kolem jižního galaktického pólu (souřadnice 2330-55). Přehlídka byla ještě zkvalitněna tím, že tutéž oblast na obloze pozoroval infračervený kosmický teleskop Herschel v daleké infračervené oblasti spektra, infračervená družice WISE, rentgenová družice Newton, 4,1m přehlídkový teleskop VISTA ESO a radioteleskopy ATCA a SPT. Přehlídka obsahuje téměř 4 mil. zdrojů, z toho většinu představují extrémně vzdálené galaxie. Data z obou obřích přehlídek jsou navíc veřejně přístupná, takže k jejich vytěžení pro poznání rané historie vesmíru mohou pomoci kvalifikovaní odborníci z celé astronomické vědecké komunity.

S. K. Yi aj. polemizovali s názorem, že v obřích kupách galaxií nemůže probíhat populární splývání galaxií, které vede ke vzniku obřích galaxií. Pozorování totiž ukázala, že téměř 40% hmotných raných galaxií v těchto kupách jeví příznaky takových splynutí. Na základě numerických hydrodynamických simulací tak zjistili, že ve skutečnosti k častým splýváním může docházet i v bohatých kupách galaxií a srovnání výpočtů s pozorováním jeví překvapivě dobrou shodu. Také J. Lotzová aj. zjistili na základě pozorování kamerou WFC3 HST, že v anonymní kupě galaxií vzdálené od nás 3,0 Gpc se nápadně často (57 %) vyskytují páry galaxií s roztečí jader <20 kpc, takže jsou zajisté v gravitační i zářivé interakci, přičemž úhrnná hmotnost hvězd v každé složce páru činí ≈30 GM_☉. V jednom případě vykazují obě složky páru v rentgenovém oboru spektra zářivé výkony >10³⁶ W, takže v jejich centrech se určitě nacházejí černé veledíry. Naproti tomu u galaxií v obecném poli mimo kupy je takových případů o řád méně. To znamená, že kupy představují příhodné prostředí pro hierarchické splývání galaxií, ačkoliv tomu dříve skoro nikdo nechtěl uvěřit.

H. Röttgering aj. využili téměř dokončeného evropského interferometru LOFAR (LOw Frequency Array) pro nízkofrekvenční radioastronomii (<250 MHz; vlnové délky >1,2 m; nepohyblivé všesměrové antény zobrazují konkrétní objekty pomocí fázových změn signálů v centrálním superpočítači rychlostmi řádu Tflops) k zobrazení dvou kup galaxií, objevených nedávno klasickými radiointerferometry GMRT (Giant Meterwave Radio Telescope) v Pune (Indie) a WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) v Holandsku. První kupa CIZA J2242+5301 nazvaná podle svého tvaru "Klobása" je od nás vzdálena 725 Mpc a druhá kupa 1RXS J0603+4214 zvaná "Zubní kartáček" se nalézá ve vzdálenosti 830 Mpc. Severní výběžek Klobásy charakterizuje silná magnetická indukce a neméně hluboké chlazení částic urychlovaných synchrotronovým mechanismem ve vzdálenosti 2 Mpc od centra kupy. V podobné vzdálenosti od centra Zubního kartáčku nalezli autoři rovněž velmi podivnou strukturu. Podle prvních odhadů jde o doklad splývání trojice struktur v dané kupě. LOFAR bude schopen studovat obdobné úkazy až do vzdálenosti 2,5 Gpc.

D. Whalen aj. řešili otázku, jak mohou v raném vesmíru vznikat černé veledíry o hmotnostech mnoha milionů až několika miliard M_☉ v čase kratším než 800 mil. let od Velkého třesku. Ukázali, že oblaka baryonů o hmotnostech až 100 kM_☉ se mohou během první čtvrtmiliardy let po Velkém třesku zhroutit buď přímo na intermediální černé díry, jež pak navzájem splývají na veledíry, anebo na nadhvězdy, jež při svém brzkém termonukleárním výbuchu uvolní energie řádu 10⁴⁷ J.

N. Cappelluti aj. porovnali na ploše o úhlových rozměrech 8′ x 45′ fluktuace infračerveného záření kosmického pozadí naměřené kosmickým teleskopem SST v pásmech 3,6 a 4,5 μm s obdobnými fluktuacemi v pásmu rentgenového záření, které měřila družice Chandra v energetickém pásmu 0,5 – 2 keV. Zdrojem fluktuací infračerveného záření jsou hvězdy, kdežto fluktuace rentgenového záření pocházejí od akrece horkého ionizovaného plynu na černé díry. B. Yue aj. pak ukázali, že tyto černé díry vysokých hmotností vznikaly v raném vesmíru přímým zhroucením hal prvotních galaxií a zmíněné fluktuace infračerveného záření s typickým úhlovým rozměrem <1° potvrzují, že tento mechanismus vzniku černých veleděr dobře funguje.

5.7. Gravitační mikročočky a čočky

A. Zitrin aj. pozorovali pomocí kamery ACS (Advanced Camera for Surveys) HST protáhlou kupu galaxií El Gordo ("Tlouštík"; ACT-CL J0102-4915; vzdálenost 2,2 Gpc), objevenou v r. 2011 pomocí 6m mikrovlnného radioteleskopu Atacama Cosmology Telescope. Kupa se vyznačuje vysokou svítivostí (2.10³⁸ W) v rentgenovém pásmu spektra a silným Sjunjajevovým-Zeldovičovým efektem v pásmu reliktního záření, což je typické pro velmi husté kupy galaxií. Z nových pozorování HST tak vyplývá její hmotnost >1,7 PM_☉ - nejpravděpodobněji dokonce 2,3 PM_☉ (!). Není divu, že je vynikající gravitační čočkou. Autoři našli na pozadí kupy 9 objektů vzdálených až 4,1 Gpc (stáří 530 mil. let po Velkém třesku) pozorovaných díky 27 čočkovaným obrazům.

H. Dahle aj. nalezli v přehlídce SDSS kvasar J2222+2745 (vzdálenost 3,5 Gpc) zobrazený šestinásobně gravitací kupy galaxií vzdálené od nás 1,5 Gpc. Největší úhlová rozteč mezi obrazy dosahuje 15″. Světelná křivka kvasaru kolísá v čase s amplitudou 10 – 30 %, což umožnilo určit zpoždění jednotlivých obrazů vůči sobě v rozmezí 0,3 – 6 r.

J. Fohlmeisterová aj. sledovali od ledna 2007 do června 2012 gravitačně rozštěpené obrazy A a B kvasaru SDSS J1029+2623 (vzdálenost 3,3 Gpc), které vykazují zatím rekordní úhlovou rozteč 22,6″, což svědčí o velmi dobrém slícování s mezilehlou gravitační čočkou - kupou galaxií ve vzdálenosti 1,7 Gpc. Proměnná světelná křivka obrazu B je vůči obrazu A zpožděna o 2,04 roku. Na snímcích je pozorovatelný i velmi slabý obraz C, který se však promítá do těsné úhlové blízkosti obrazu B.

J. Vieira aj. sledovali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v poušti Atacama 47 galaxií ve vzdálenostech 3,2 – 3,9 Gpc, jejichž obrazy jsou zesílené mezilehlými gravitačními čočkami, ALMA je zobrazila v pásmech vlnových délek 0,3 – 3 mm, přičemž k určení kosmologického červeného posuvu galaxií stačily pouze několikaminutové expozice. Na snímcích jsou navíc viditelné předtím nevídané morfologické podrobnosti v čočkovaných galaxiích.

A. van der Wel aj. našli pomocí HST a LBT v poli CANDELS zatím nejvzdálenější gravitační čočku v podobě kupy galaxií vzdálené od nás 2,9 Gpc. Díky této kupě objevili čtyři až 40krát zesílené obrazy rané galaxie vzdálené od nás 3,6 Gpc (stáří 1,9 Gr po Velkém třesku), jež se navzdory své malé hmotnosti 100 MM_☉ prozradila silnou emisí zakázané čáry [O III] díky probíhající překotné tvorbě hvězd. Z absorpce obrazů kupou se též podařilo určit hmotnost gravitační čočky 800 MM_☉. Z toho asi 60% připadá na neviditelnou skrytou látku.

W. Zheng aj. využili projektu CLASH (WFC3 HST) k objevu dvou velmi vzdálených galaxií, jejichž obrazy byly zesíleny kupami galaxií MACS J0329-02 (vzdálenost 1,4 Gpc; hmotnost 190 TM_☉) a MACS J1149+22 (vzdálenost 1,7 Gpc; hmotnost 2,5 PM_☉). První ze vzdálených galaxií byla zobrazena mezilehlou gravitační čočkou 4x. Její vzdálenost 3,9 Gpc poukazuje na mocnost metody gravitačních čoček při zkoumání počátečních fází vývoje galaxií ve vesmíru, neboť v tomto případě vidíme objekt starý 900 Mr po Velkém třesku. Druhá galaxie ve vzdálenosti 4,1 Gpc byla zobrazena ve stáří jen 500 Mr po Velkém třesku. Autoři celkem prohlédli 16 kup galaxií v projektu CLASH a s jejich pomocí pak identifikovali 65 vzdálených galaxií ve stáří ≈780 mil. let a 18 galaxií starých ≈650 mil. let po Velkém třesku. Tyto objekty jsou dostatečně jasné díky gravitačnímu čočkování a sledují se nejsnáze v blízké infračervené oblasti spektra (1 060 nm), v níž jejich jasnost dosahuje hodnot kolem 26,6 mag.

J. Vieira aj. též zveřejnili na základě pozorování 10m mikrovlnného South Pole Telescope (SPT) a následné přehlídky pomocí aparatury ALMA katalog 1 300 galaxií vzdálených od nás >2,4 Gpc a zobrazených pomocí mezilehlých gravitačních čoček. Vzdálenost galaxií >3,7 Gpc se však přesně měří obtížně, protože v jejich spektrech nejsou vidět žádné vhodné spektrální čáry. Přesto autoři odhadli, že alespoň 10 čočkovaných galaxií v uvedeném souboru vzniklo dříve než 1,5 Gr po Velkém třesku. U 23 galaxií se podařilo pozorovat některou čáru interstelárního CO a u 12 galaxií více čar, takže pak bylo určení vzdáleností jednoznačné. Většina galaxií v souboru se vyznačuje vysokou infračervenou svítivostí, silným zaprášením interstelárního prostoru a překotnou tvorbu hvězd. Jejich četnost v takto raném vesmíru byla zřejmě zhruba tisíckrát vyšší než dnes.

S. Kozlowski aj. využili databáze z polské přehlídky mikročoček OGLE III (Optical Gravitational Lensing Experiment; 2001-2009) k vyhledání galaxií AGN a kvasarů, jež se zobrazují skrze nejbližší galaxie (VMM a MMM, tj. Magellanova mračna). Tyto objekty byly totiž velmi často snímkovány v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček. Zatím se autorům podařilo prohledat všechna pole ve VMM a 70 % polí v MMM. Nalezli tak celkem 758 vzdálených galaxií AGN, z toho 563 ve VMM a 193 v MMM. Jejich klasifikaci pak potvrdili spektroskopicky. Naprostá většina (713, tj. 94% !) objektů nebyla předtím známa. Světelné křivky některých kvasarů pokrývají celý časový interval projektu OGLE (12 let). Pomocí jasnějších kvasarů lze pak také zpřesňovat vlastní pohyby hvězd v Mračnech i celkový vlastní pohyb obou Mračen vůči prakticky stacionárním kvasarům. Padesát nejjasnějších kvasarů se dokonce hodí pro proměření absorpce v interstelárním a intergalaktickém prostředí.

Z. Y. Huo aj. objevili 509 nových kvasarů na ploše 135 čtv. stupňů oblohy v pozadí galaxií M31 (And) a M33 (Tri) pomocí výkonného Schmidtova dalekohledu s adaptivní optikou a 4 tisíci optickými vlákny ke spektrografům LAMOST (Large Sky Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope), jenž byl v r. 2008 uveden do chodu na stanici Xinglong v Číně. Obdélníková korekční deska má rozměry 5,7 x 4,4 m a ohnisková rovina má průměr 1,75 m, čemuž odpovídá zorné pole o průměru 5°! Z uvedeného souboru se 17 kvasarů promítá do centrální oblasti a jihovýchodního hala spirální galaxie M31. Tyto objekty jsou od nás vzdáleny 0,4 – 3,6 Gpc a jeví se jako hvězdy 15,5 – 20 mag. Nově objevené kvasary umožňují díky absorpci svého světla v blízkých galaxiích Místní soustavy studovat zdejší chemické složení interstelární a intergalaktické látky, vlastní pohyby jednotlivých složek Místní soustavy i polohu jejího těžiště.

Tři kosmické teleskopy (HST, SST a Chandra) začaly spolupracovat v projektu FF (Frontier Fields), jenž umožňuje využít obří kupy galaxií ve vzdáleném vesmíru jako gigantickou spojku (gravitační čočku) s ohniskovou vzdáleností řádu miliardy parseků, a zmíněné teleskopy slouží jako okuláry. Zesílení jasnosti velmi vzdálených galaxií promítaných na tyto čočky tak může snadno dosahovat až 5 mag. Díky rentgenové družici Chandra lze pak určit hmotnost černé veledíry v jádrech gravitačně zobrazovaných galaxií i velikost gravitačního zesílení jejich jasností. HST přitom slouží hlavně k proměření zastoupení skryté látky v čočce - mezilehlé kupě galaxií a SST dokáže ve střednímu infračervenému pásmu objevovat jak velmi vzdálené mezilehlé kupy, tak i vůbec nejvzdálenější čočkované galaxie.

E. Medezinskiová aj. prozkoumali podrobně rozložení hmoty v kupě galaxií MACS J0717.5+3745, která se nachází ve vzdálenosti 2,5 Gpc (stáří 8,3 Gr po Velkém třesku). Kupa byla objevena v rámci přehlídky CLASH (Cluster Lensing and Supernova survey with Hubble), neboť se hodí jako komplexní rozlehlá gravitační čočka k objevům ještě podstatně vzdálenějších supernov a galaxií, jejichž obrazy jsou mezilehlou kupou významně zesíleny. K tomu je ovšem potřebí znát co nejpřesněji rozložení látky (zářící a skryté) po celé ploše zaujímané zmíněnou kupou galaxií. Autoři k tomu využili širokoúhlých snímků japonského 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea a podrobných snímků z HST. Na nich zkoumali obrazy ještě vzdálenějších galaxií, jež podléhaly deformacím v různých částech plošné mezilehlé gravitační čočky. Tímto náročným postupem dokázali zmapovat rozložení látky v kupě až do lineární vzdálenosti 5 Mpc od jejího těžiště. Zejména skrytá látka má vláknitou strukturu, přes níž se překládá devět víceméně kulových soustředných hal. Zároveň se jim podařilo určit viriálovou hmotnost kupy 3 PM_☉, což je zatím nejvyšší hodnota pro známé kupy vůbec. Současně tak nezávisle potvrdili platnost standardního kosmologického modelu Velkého třesku.

D. Coe aj. využili téže přehlídky CLASH k objevu galaxie MACS0647-JD, zesílené 80x, 7x a 2x mezilehlou kupou galaxií MACSJ0647.7+7015 (vzdálenost 1,8 Gpc). Z polohy hrany Lymanovy série čar vodíku pak odvodili červený posuv z = (10,7 ±0,5) což dává pro čočkovanou galaxii vzdálenost 4,1 Gpc, tj. stáří asi 480 Mr po Velkém třesku. Její hmotnost odhadli na ≈1 % hmotnosti naší Galaxie.

5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

B. Peterson připomněl, že kvasary byly objeveny právě před půlstoletím v r. 1963 společným úsilím australských radioastronomů pod vedením C. Hazarda, který pomocí zákrytu bodového rádiového zdroje 3C-273 v souhvězdí Panny Měsícem zpřesnil pomocí obřího 64m radioteleskopu v Parkesu jeho souřadnice na 1″, což umožnilo M. Schmidtovi identifikovat pomocí 5m Haleova teleskopu na Palomaru identifikovat bodový optický protějšek 13 mag a pořídit jeho spektrum, které vykazovalo emisní čáry v polohách, které neodpovídaly žádnému známému prvku. Schmidt však nakonec usoudil, že jde o emise vodíku extrémně posunuté k červenému konci spektra, takže odtud vyšla rekordní vzdálenost objektu 600 Mpc. To okamžitě vzbudilo pozornost, protože z fluktuací optické jasnosti vycházel rozměr objektu menší než Sluneční soustava, zatímco zářivý výkon 2 TL_☉ byl o o dva řády vyšší než úhrnný zářivý výkon naší Galaxie! Jméno objektu quasar (QUAsi-StellAR) navrhl americký astrofyzik Hong-Yee Chiu. Brzy se podařilo objevit, že objekt není úplně bodový, ale že z něho vychází kolimovaný optický i rádiový výtrysk o délce 50 kpc, který přispívá výrazně k souhrnnému zářivému výkonu objektu. Odtud se podařilo určit, že výtrysk vznikl před 160 tis. lety.

V r. 1978 zjistili A. Stockton aj. že kvasary jsou fakticky jádra galaxií AGN. Důkaz o existenci černých veleděr jako zdrojů zářivých výkonů kvasarů podalo studium relativně málo hmotné (4 MM_☉) veledíry v jádře naší Galaxie. Další výzkumy prokázaly, že jen 10 % kvasarů je rádiově hlučných; většina je rádiově tichá, ale zato září výrazně v rentgenovém pásmu spektra. O teoretické vysvětlení existence a mechanismu záření kvasarů se zasloužili J. Zeldovič, I. Novikov, E. Salpeter, D. Lynden-Bell a M. Rees v letech 1964-1968. Přehlídka SDSS objevila do r. 2012 téměř 300 tis. kvasarů.

S. O'Sullivan aj. ukázali na základě Faradayova stáčení difúzního rádiového záření v obrovitým rádiových lalocích galaxie Cen A (= NGC 5128; nejbližší galaxie typu AGN; vzdálenost 3,8 Mpc), že jejich hmotnost dosahuje 10 GM_☉ (!). Z rentgenových pozorování pak vychází jejich teplota kolem 6 MK. Laloky obsahují jak horký plyn, tak urychlené elektrony a nejspíš i relativisticky urychlené protony. Podle L. Stawarze aj. dosahuje Lorentzův faktor (L) v rádiových lalocích hodnoty 2 L. B. McKinley aj. pozorovali záření laloků Cen A pomocí interferometru Murchison Widefield Array v západní Austrálii na frekvenci 118 MHz (2,5 m) a odtud odvodili pravděpodobné stáří laloků v rozmezí 10 – 80 Mr. J. Ott aj. pozorovali pomocí radiointerferometru ATCA v Narrabri známý optický výtrysk z galaxie Cen A v rádiovém oboru na frekvenci vodního maseru 22 GHz (vlnová délka 13,6 mm), a to v lineární vzdálenosti jen 3 pc od centrální veledíry. Proto se domnívají, že základna výtrysku se nachází těsně nad černou veledírou. Maserový zářivý výkon výtrysku odpovídá svítivosti 1 L_☉, ale na časové stupnici měsíců výrazně kolísá (plápolá).

S. Wykesová aj. zkombinovali rádiová, rentgenová a gama pozorování výtrysků, vnitřních laloků a obřích laloků galaxie Cen A a odtud odvodili, že v těchto útvarech se urychlují leptony až na energie řádu TeV a hadrony na energie řádu desítek EeV; jinými slovy jde o extrémně energetické kosmické záření. Zářivý výkon ve výtryscích dosahuje neuvěřitelných 10³⁶ W (pětiny zářivého výkonu naší Galaxie !) díky tomu, že výtrysky polykají horké plazma tempem 3.10¹⁸ kg/s a ještě výrazněji se přikrmují také materiálem z hvězd, které se nacházejí přímo ve výtryscích, tempem 7.10¹⁹ kg/s. Tepelný tlak ve výtryscích dosahuje pouze 150 femtopascalů, z čehož však vyplývá extrémně vysoká teplota výtrysků >160 MK. Odtud pak plyne, že pomocí stochastického urychlování částic mohou být výtrysky zdrojem kosmického záření o energiích ≈100 EeV. Z pozorování observatoře Pierra Augera vyplývá, že v letech 2008-2010 bylo pozorováno 13 částic primárního kosmického záření s energiemi >55 EeV (vůbec nejvyšší energie částice dosáhla 142 EeV), které přišly ze směrů, jež se od polohy Cen A odchylují maximálně o 18° vlivem interstelárních a intergalaktických magnetických polí, takže jejich zdroji mohou být zmíněné výtrysky. Tomu odpovídá průměrný zářivý výkon výtrysků v pásmu extrémně energetického kosmického záření 2,5.10³² W. Když se pak sečtou zářivé výkony kosmického záření výtrysků ve všech energetických pásmech, dostáváme souhrnnou hodnotu 6.10³³ W, což je docela realistické číslo.

A. Abramowski aj. objevili při soustavném dlouhodobém (duben 2004 - červenec 2010) sledování galaxie Cen A pomocí Čerenkovovy soustavy teleskopů H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; Windhoek, Namibie) na okraji zorného pole v úhlové vzdálenosti 2° blazar 1ES 1312-423, který v pásmu 1 TeV má jen 0,5 % zářivého toku Krabí mlhoviny. Blazar byl posléze po dobu 3,5 roku pozorován v pásmu energií >100 MeV také družicí Fermi. Následkem těchto objevů byl nakonec detekován také v ostatních pásmech elektromagnetického spektra až po rádiové vlny, čili v rozsahu energií fotonů plných 16 řádů! Blazar je od nás vzdálen 400 Mpc a zmíněné vysokoenergetické záření gama pochází z netepelné složky synchrotronového záření. Relativisticky urychlené elektrony totiž předávají energii měkkým fotonům rádiového záření, jež tak mohou ztvrdnout až do rentgenového a gama pásma, V optickém oboru se současně pozoruje tepelné záření černého tělesa od mateřské galaxie blazaru. S. Bloom aj. popsali superluminální kinematiku urychlovaných 9 uzlíků z centra kvasaru 3C-279 (Vir; vzdálenost 1,6 Gpc) na základě jejich poloh měřených od r. 1994 s milivteřinovou přesností radiointerferometrem VLBA. Lorentzovy faktory se přitom mění s časem v širokých mezích 10 – 41 L (zdánlivé superluminální rychlosti kolísají v mezích 5 – 40 c), což nejspíš dokazuje proměnnost rázových vln ve výtryscích v typickém dvouletém intervalu. Optická jasnost výtrysků kolísá velmi výrazně v rozsahu 1:430 (!) a mezní rychlost uzlíků dosahuje až 99,8 % rychlosti světla c.

R. Mergantiová aj. mapovali výtrysky z mladé rádiogalaxie AGN 4C12.50 (= PKS 1345+12; vzdálenost 480 Mpc) pomocí radiointerferometru VLBI. Ty totiž odnášejí přebytečný moment hybnosti materiálu, který padá na černou veledíru o hmotnosti 5 GM_☉ v centru ultrasvítivé infračervené galaxie (ULIRG), která patrně vznikla srážkou dvou spirálních galaxií. Výtrysky se ve vzdálenosti asi 100 pc od veledíry střetávají rychlostí až 1 tis. km/s s chladným interstelárním plynem a brání mu v gravitačním hroucení na další pokolení hvězd. Z pozorování tak vyplývá, že čím hmotnější je veledíra, tím více brzdí tvorbu dalších hvězd v dané galaxii a tedy i růst celé galaxie. Autoři potvrdili, že jednoduchý lineární vztah mezi hmotností černé veledíry a o tři řády větší hmotností hvězd v celé galaxii platí až do hmotnosti veledíry 10 GM_☉.

M. Valtonen a P. Pihajoki připomněli, že optická světelná křivka binárního kvasaru OJ 287 (vzdálenost 1,1 Gpc; hmotnost černé veledíry ≈18 GM_☉ !) pokrývá díky archivním fotografickým snímkům úctyhodné časové rozpětí >120 let. Křivka vykazuje dlouhodobé výrazné změny jasnosti. V posledních 30 letech pozorují radioastronomové také rádiový výtrysk, jehož rádiový tok je rovněž proměnný. Kvaziperiodické změny obou křivek naznačily, že v centru kvasaru třídy BL Lac se nachází pár černých veleděr, jež kolem sebe obíhají po výstředných drahách v periodě 11 – 12 let, přičemž sekundární veledíra o hmotnosti "jen" 100 MM_☉ se během oběhu dvakrát prodírá skloněným akrečním diskem primární veledíry. Relativistické stáčení její eliptické dráhy činí plných 39° za jeden oběh a ztráta energie soustavy vyzařováním gravitačních vln ukazuje, že obě veledíry splynou přibližně za 10 tis. let. Autoři nyní prokázali, že příčinou proměnné struktury rádiového výtrysku je spirální magnetické pole, v jehož ose jsou částice radiálně urychlovány až na 85 % rychlosti světla. Optické variace svědčí o proměnách struktur ve vzdálenosti řádu 1 pc od černé veledíry, zatímco rádiové změny se týkají kolébání osy výtrysku ve vzdálenostech o dva řády větších.

J. Roland aj. našli důkazy o výskytu binárních veleděr také v jádrech kvasarů 1823+568 (vzdálenost 1,9 Gpc) a 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc). V prvním případě jsou veledíry o souhrnné hmotnosti až ≈1 G M_☉ a poměru hmotností 0,17 od sebe vzdáleny ≈0,4 pc. Ve druhém případě jsou veledíry při obdobné souhrnné hmotnosti a jejich poměru 0,36 od sebe vzdáleny 2,7 pc. Tyto hodnoty jsou ovšem jen orientační, protože autoři museli celou řadu parametrů potřebných k výpočtům pouze odhadnout.

B. Simmons aj. spolu s dobrovolníky projektu Galaxy Zoo nalezli v databázi SDSS 13 galaxií AGN s hmotnostmi >10 GM_☉, kterým chybí obvyklá výduť. Mezi nimi byly dvě galaxie s černými veleděrami ve svém centru o hmotnostech 4 MM_☉ a 12 MM_☉. I ostatní galaxie v tomto výběru mají v centru veledíry s hmotnostmi >1 MM_☉. Všeobecně se má za to, že výskytu výdutí předchází splývání dvou a více izolovaných galaxií, takže tyto vybrané galaxie žádné splývání zřejmě neprodělaly. Přesto však i pro ně platí lineární vztah mezi hmotností centrální veledíry a úhrnnou hmotností hvězd v jejich disku. Autoři proto dospěli k závěru, že podrobnosti konkrétního způsobu vznikání hvězd v galaxiích nejsou důležité pro klíčový vztah mezi hmotností titěrné (pár miliard kilometrů) centrální veledíry a vývojem celé galaxie o rozměrech až stovek kiloparseků.

Y. Tanaka aj. ohlásili, že družice Fermi pozorovala dva fotony záření gama o energiích 122 a 134 GeV, jež byly vyslány blazarem PKS 0426-380 z rekordní vzdálenosti 2,5 Gpc. Zatím neznáme žádný blazar ve větší vzdálenosti, který by byl pozorovatelný v pásmu gama s energiemi fotonů >100 GeV.

I. Martí-Vidal aj. studovali blazar PKS 1830-211 (vzdálenost 3,4 Gpc) pomocí aparatury ALMA, přičemž využili šťastné náhody, že objekt je zesílen a dvakrát zobrazen gravitační čočkou - galaxií ve vzdálenosti 2,3 Gpc. Kromě toho v době pozorování se blazar nápadně zjasnil v pásmu paprsků gama, což zaznamenala družice Fermi koncem května 2012. Autoři pozorovali blazar ve čtyřech pásmech frekvencí 100 – 300 GHz (vlnové délky 1 – 3 mm). To autorům umožnilo rozlišit podrobnosti ve výtryscích blazaru, a také změřit relativní zpoždění signálů mezi oběma čočkovanými obrazy (27 dnů). Výhledově se nabízí možnost určit přesně polohy základen protilehlých výtrysků s vrcholovými úhly 3°.

Zcela záhadně se chová svítivý blazar 0836+710 (= 4C+71.07; vzdálenost 3,3 Gpc; stáří 3,0 Gr po Velkém třesku), jenž byl objeven již v r. 1960 jako rádiový zdroj s plochým průběhem rádiového spektra. Později se ukázalo, že patří do rodiny galaxií AGN a jeví čas od času významné výbuchy v rádiovém oboru, ale také v pásmu záření gama. A. Akyuz aj. jej sledovali rádiovým interferometrem VLBI na frekvencích 1,6 a 5 GHz (187,5 a 60 mm) a zjistili, že výtrysky z aktivního jádra mají spirální strukturu, což svědčí o jejich silném magnetickém usměrňování. V posledních letech je blazar sledován také družicemi Swift a Fermi v pásmu gama, UV i optickém. Optické, rádiové a energetické výbuchy se však odehrávají v různých časech a i časová posloupnost není příliš výrazná, takže patrně tam působí různorodé fyzikální mechanismy. V centru blazaru se nachází podle S. Jorstadové a A. Marschera veledíra o hmotnosti 2,6 GM_☉. Ve vzdálenosti 20 pc od ní vybuchl v listopadu 2011 GRB, jenž dosáhl v maximu zářivého výkonu 8.10⁴⁰ W, tj. o 4 řády vyššího než jaký produkuje naše Galaxie! V dubnu 2011 byl pozorován rádiový uzlík, jenž se od centra blazaru vzdaloval superluminální rychlostí 20 c, což po přepočtu na reálnou rychlost dává hodnotu 99,87 % rychlosti světla.

T. Sbaratto aj. využili nové rentgenové družice NuSTAR, jež může pozorovat v energetickém pásmu 3 – 79 keV, ke sledování blazaru B2 1023+25, objeveného v přehlídkách SDSS a FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty centimetres pomocí aparatury VLA v Socorro, N. M.). Blazar má jeden z protilehlých výtrysků namířen téměř přímo k Zemi se sklonem jen 3° k zornému paprsku a vyniká také tím, že je nadmíru rádiově hlučný. Družice zjistila, že zdroj vysílá také silné rentgenové záření v energetickém pásmu 5 – 10 keV, z čehož lze odvodit Lorentzův faktor L = 15 v okolí černé veledíry. Z červeného posuvu pak vyplývá vzdálenost 3,9 Gpc (stáří 1,1 Gr po Velkém třesku). Lze očekávat, že právě tento speciálně natočený vzdálený blazar pomůže odhalit některé úkazy v bezprostředním okolí veledíry v jeho centru.

B. Venemans aj. uvedli, že až dosud se podařilo objevit něco přes 60 kvasarů vzdálených více než 3,9 Gpc (stáří <900 Mr po Velkém třesku). Díky nové přehlídce VIKING (Visible and Infrared survey telescope for astronomy Kilo-degree Infrared Galaxy) ESO na ploše 332 čtv. stupňů jižní oblohy na Paranalu se jim nyní podařilo přidat mezi toto vzácné zboží další tři přírůstky se vzdálenostmi 3,95 – 3,97 Gpc (stáří 790 – 830 Mr po Velkém třesku). Kvasary se podařilo zobrazit jen v infračerveném pásmu spektra. Hmotnosti jejich centrálních černých veleděr se pohybují >1 GM_☉. Zatím tedy nejsou žádné známky úbytku počtu a hmotností kvasarů s klesajícím časem po Velkém třesku. Již v r. 2011 nalezli J. Bolton aj. a D. Mortlock kvasar ULAS J1120+0641 ve vzdálenosti 3,98 Gpc (stáří 760 mil. let po Velkém třesku).

E. Farina aj. odhalili pomocí 3,6m NTT ESO (La Silla, Chile) a 3,5m na Calar Alto ve Španělsku fyzický triplet kvasarů QQQ J1519+0627. Nejde přitom o obrazy jediného kvasaru rozštěpené gravitační čočkou. Všechny tři složky tripletu se vešly do úhlového rozteče 25″, což při vzdálenosti soustavy 2,9 Gpc představuje projekci lineární rozteče pouhých 200 kpc. Kosmologické červené posuvy spektrálních čar všech tří složek tripletu jsou shodné s přesností ±1 km/s. Jde teprve o druhý takový fyzický triplet; první QQQ J1432-0106 ve vzdálenosti 3,2 Gpc byl objeven v r. 2007 díky obřím teleskopům Kecka VLT.

K. Prochaska aj. začali využívat úhlově blízkých kvasarů, z nichž jeden je ve skutečnosti od nás mnohem dále než druhý, k testování vlastností vzdálenějšího kvasaru pomocí absorpce jeho emisních čar v mateřské galaxii bližšího kvasaru. Vybírali takové virtuální páry, kde bližší kvasar je vzdálen přibližně kolem 3 Gpc, přičemž průmět obrazu vzdálenějšího kvasaru spadá do intervalu vzdáleností 0,03 – 1,0 Mpc od bližšího kvasaru. Našli zatím 650 takových párů, a to jim umožnilo mapovat dokonce rozložení hmoty v halech skryté látky kolem mateřských galaxií vzdálenějších kvasarů, ale i fluktuace hustoty neutrálního vodíku v intergalaktickém prostoru a kosmologických vzdálenostech. Hmotnost hal skryté látky dosahuje v průměru 3 TM_☉ ve vzdálenostech 3,5 Gpc (stáří vesmíru 2,6 Gr po Velkém třesku) a prostorová hustota neutrálního vodíku v těchto vzdálenostech velmi výrazně kolísá.

5.9. Černé díry a veledíry

Jedním z obtížných úkolů výzkumu černých děr je stanovení jejich spinu (rychlosti rotace měřené bezrozměrným parametrem a v rozmezí 0 - Schwarzschildova černá díra až 1 - kriticky rotující Kerrova černá díra). Jak uvedli G. Risaliti aj., rentgenová družice NuSTAR změřila vysokou hodnotu spinu a >0,84 pro černou veledíru v jádře galaxie NGC 1365 (For; vzdálenost 17 Mpc; hmotnost veledíry 2 MM_☉). Čím rychleji černá díra rotuje, tím blíže je vnitřní okraj akrečního disku k obzoru událostí, a tím přesněji lze spin změřit. Právě družice NuSTAR poskytuje nejpřesnější údaje, protože pracuje až do energií 80 keV, na rozdíl od družic Chandra, Newton a Suzaku, které měří jen v pásmu energií <10 keV. Ze simulací vývoje černých veleděr vyplývá, že pokud nabírají hmotu akrecí pomalu, tak se jejich spin příliš nezvýší. Vysoká hodnota spinu je proto dokladem, že veledíra prodělala krátké epizody bouřlivého nabírání hmoty, což její rotaci výrazně urychlí.

G. Ghiselini aj. poukázali na významný výskyt relativistických kolimovaných výtrysků vyvěrajících z blízkého okolí černých veleděr v rádiově tichých galaxiích AGN vzdálených od nás 3,0 – 3,2 Gpc. Vysoké rychlosti výtrysků dokazují, že jejich mateřské černé veledíry měly zpočátku velmi vysoký spin a téměř 1. Podle pozorování družic Swift a Fermi přesahují charakteristické hmotnosti pro příslušné veledíry hodnotu 1 GM_☉. Rychlé výtrysky odnášejí významnou část momentu hybnosti akrečního disku, čímž usnadňují akreci zbrzděného plynu na veledíru.

J. McKinney aj. ukázali pomocí simulací, že rotační osy černých veleděr a roviny jejich tenkých akrečních disků mohou navzájem svírat pravý úhel, kdežto tlusté disky se díky magnetickým polím slícují s rotační osou. Modelování by se už snad brzy mohlo ověřit pomocí podrobného snímkování okolí černých veleděr v jádře Galaxie a galaxie M87 v Panně. Y. Gnedin aj. ukázali, že když geometricky tlustý akreční disk kolem černé díry rotuje prográdně s jejím spinem, dostává se do výtrysků kolmých k disku o řád více energie, než když disk rotuje retrográdně.

Dalším problémem je dosud nejasná existence intermediálních černých děr (IMBH) s hmotnostmi 0,1 – 100 kM_☉. Teoretikové ukazují, že právě splývání IMBH v jádrech galaxií by mělo být příčinou vzniku černých veleděr o hmotnostech 0,001 – 15 GM_☉, ale pokusy najít zaručené IMBH zatím nejsou příliš přesvědčivé. N. Lutz aj. se pokusili objevit příznaky IMBH v šesti kulových hvězdokupách pomocí spektrálních profilů jader hvězdokup spektrografy HST a FLAMES VLT ESO. Jakousi naději skýtají hvězdokupy M62 (Oph) a M79 (Lep), kde by mohly být IMBH s hmotnostmi 2 kM_☉, resp. 3 kM_☉.

J. Johnson aj. však tvrdí, že pro růst veleděr IMBH možná vůbec nepotřebujeme, protože až do času 780 mil. let po Velkém třesku se mohou ve vesmíru vyskytovat prvotní nadhvězdy s hmotnostmi až 1 MM_☉, které se kosmicky rychle zhroutí rovnou na miliónové veledíry. K témuž závěru dospěl také M. Letif, jenž připomíná, že už ve věku 950 mil. let po Velkém třesku určitě existují veledíry s hmotnostmi >1 GM_☉, které vznikají rovnou ze zárodečných hmotných "semen" o hmotnostech řádu 1 MM_☉. Počítačové simulace ukazují, že taková semena mohou vznikat akrecí během pouhého 1 mil. roků.

Nejpodrobněji propočítali scénáře přímého hroucení na veledíry J. H. Choi aj. pomocí kódu ENZO. Kolaps může začít i zevnitř, anebo může jít o souběžná hroucení externích chuchvalců hmoty. Centrální hroucení probíhá na délkové stupnici 1 – 10 pc a pokračuje až do kompaktního rozměru ≈10 au v koplanárních slupkách materiálu. Tempo růstu veledíry dosahuje hodnot 0,02 – 1,0 MM_☉/r.

G. Shields a E. Bonning tvrdí, že veledíra v galaxii NGC 1277 v kupě galaxií v Perseovi (vzdálenost 70 Mpc) má hmotnost >10 GM_☉, což vůbec neodpovídá tomu, že hmotnost této galaxie dosahuje jen 120 GM_☉. Naproti tomu největší a nejhmotnější galaxie této kupy NGC 1275 (Per A; 3C-84) má veledíru o hmotnosti jen 1 GM_☉, ačkoliv její hmotnost dosahuje 1 TM_☉. Autoři proto navrhli, že v centru obří galaxie se v dávné minulosti odehrálo splývání veleděr, z nichž jedna byla zpětným rázem gravitačního záření vymrštěna z centra galaxie únikovou rychlostí 1 250 km/s. Unikající veledíru však zabrzdila galaxie NGC 1277. takže veledíra nakonec spadla do jejího těžiště jako typické kukaččí vejce. Tuto práci však vzápětí kritizoval E. Emselen, který tvrdí, že hmotnost veledíry v galaxii NGC 1277 je výrazně přeceněna a ve skutečnosti jen 2x přesahuje hmotnost ve vztahu mezi veledírou a hmotností celé galaxie. M. Chan ukázal, že vazba mezi hmotností veledíry a celé příslušné galaxie vyplývá z toho, že akreční disk kolem veledíry ohřívá interstelární plyn s cílem dosáhnout hydrostatické rovnováhy, což nutně vede k jednoduché úměře mezi oběma hmotnostmi.

F. Mareauxová aj. přišli s morfologickou klasifikací černých veleděr, jež má být obdobou známé Hubbleovy morfologické klasifikace galaxií. Klasifikaci založili na studiu více než 1,1 mil. galaxií z přehlídky SDSS, v nichž se zaručeně nacházejí centrální veledíry. Různé parametry pro galaxie s veleděrami odpovídají velikosti týchž parametrů pro stejně vzdálené polní galaxie. Tyto parametry však jasně závisejí na vzdálenosti, tj. na stáří galaxií s veleděrami i bez nich. Korelace mezi hmotností hvězd v dané galaxii a hmotností centrální veledíry je velmi těsná, zatímco pro hmotnost výdutě galaxie ve vztahu k hmotnosti veledíry jen přibližná.

J. Kormendy a L. C. Ho však zjistili, že zmíněné korelace jsou jen orientační, protože demografie vztahu veleděr a mateřských galaxií je závislá na více parametrech, jak se ukazuje díky systematickému zkoumání problému výjimečně dobře fungujícímu HST. V současné době jsou k dispozici kvalitní údaje o 87 galaxiích s veleděrami v těžišti. Hmotnosti těchto galaxií pokrývají interval 0,001 – 3 GM_☉. V galaxiích, které postrádají výduť, se nacházejí veledíry s hmotnostmi 0,1 – 1,0 MM_☉. To znamená, že výskyt výdutě není nutnou podmínkou pro přítomnost veledíry v dané galaxii. Na druhé straně není přímá souvislost mezi hmotností disku galaxie a centrální veledírou. Podobně prakticky neexistuje korelace mezi hmotností veledíry a hmotností hala skryté látky dané galaxie. Krmení nejméně hmotných veleděr z akrečních disků je u galaxií bez výdutě tak slabé, že to galaxii nemůže ovlivnit. Naproti tomu při prolínání obřích galaxií je akrece plynu na veledíry tak intenzivní, že to vede k relativně krátkému rozzáření kvasarů a následnému silnému ovlivnění vývoje splynuvší galaxie. U nejhmotnějších galaxií se však výrazně zvedá energetická rentgenová složka záření, což zabrzdí další tvorbu hvězd v obří galaxii, což se týká zejména obřích eliptických galaxií s nerotujícími jádry. To znamená, že těsná korelace mezi hmotností veledíry a hmotností celé galaxie v rozsahu 4 řádů hmotností platí obecně jen tehdy, když dochází v průběhu stárnutí příslušného komplexu galaxií k častým prolínáním a silné akreci plynu na veledíry. Z toho důvodu společný vývoj veleděr a celých galaxií se týká nejvíce obřích eliptických galaxií.

W. Ju aj a J. Comerfordová aj. snesli teoretické argumenty ve prospěch domněnky, že velmi hmotné galaxie by měly mít ve své centru páry veleděr. Empirické potvrzení není snadné, jak vyplývá z faktu, že dvě veledíry s identickými hmotnostmi 1 GM_☉ obíhající kolem společného těžiště ve vzdálenosti 0,1 pc budou mít oběžnou periodu kolem 100 let. Ze statistiky 173 galaxií AGN se však podařilo ukázat, že mezi vzdálenostmi 0,9 – 2,0 Gpc přibylo takových párů 6krát a tento růst pokračuje do vzdálenosti 3,5 Gpc (stáří 2,5 Gr po Velkém třesku) na téměř 1/5 z počtu takto vzdálených galaxií. Z těchto údajů vyplývá podle očekávání, že v raných fázích vývoje vesmíru se galaxie daleko častěji setkávaly a prolínaly, takže výsledná galaxie má dosud ve svém těžišti obě původní veledíry.

E. Borra využil obří databáze spekter galaxií z přehlídky SDSS ke hledání krátkodobých periodických signálů pomocí Fourierovy transformace. Takové signály našel pro 223 galaxií z přehlídky 900 tis. galaxií a ukázal, že jejich periody závisejí na vzdálenosti galaxie od nás, tj. na jejím kosmickém stáří. Autor se domnívá, že jde o kratičké záblesky v bezprostředním okolí centrálních veleděr s periodami 0,1 – 500 pikosekund (!), jež by mohly sloužit jako diagnostika vlastností okolí černých veleděr.

Snad vůbec nejzapeklitější problém v teorii černých děr vyvolaly protichůdné výsledky výpočtů, co se stane s astronautem, který zamíří rovnou do chřtánu černé díry. Výpočet založený na postulátech obecné teorie relativity totiž poukazuje na to, že astronaut proletí bez následků horizontem díry, a teprve později bude roztrhán slapovými silami. Naproti tomu kvantově mechanický výpočet se stejným zadáním dospívá k závěru, že těsně pod hranicí obzoru událostí se nachází ohnivá stěna, která astronauta okamžitě spálí. Těmito rozpory se zabývají zejména významní současní teoretičtí fyzikové J. Polchinski se svými studenty, J. Maldacena, L. Susskind a mnozí další.

O tom že jde o žhavý problém, který fakticky nadhodil už S. Hawking v r. 1974 tvrzením, že informace, která zapadla do černé díry, je navždy ztracena, svědčí sázka r. 1997 s jeho americkým kolegou J. Preskillem. Ten se totiž domnívá, že platí opak, čili že i taková informace se musí trvale zachovat. V r. 2004 Hawking připustil, že se mýlil a Preskillovi věnoval Encyklopedii kriketu. Preskill však naopak tvrdí, že Hawking sázku dosud neprohrál, a neměl tedy nic kupovat. G. Ellis však soudí, že Hawkingovo záření vypařující se černé díry nelze pozorovat, protože deformuje prostor a také reliktní záření ho zatlačuje zpět. Ostatně černé díry o hmotnostech řádu několika Sluncí se začnou rychle vypařovat až 10⁶⁷ let po svém vzniku, takže to je prakticky nikdy. I tento zkušený fyzik však poukazuje na nespolehlivost tak dalekých extrapolací, které pak vedou ke zmíněným rozporům mezi kvantovou mechanikou a relativitou.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

D. Gettings aj. objevili pomocí kombinace přehlídek infračervené družice WISE (ALLWISE) se zrcadlem o průměru pouhých 0,4 m dosud největší kupu galaxií MOO J2342.0+1301, která je od nás vzdálena 2,4 Gpc. Kupu pak podrobněji sledovali pomocí přehlídky SDSS a 8,2 teleskopu Subaru (Mauna Kea) a 3,5m zrcadla WYIN (Kitt Peak) a spektroskopicky též 10m Keckovým teleskopem. Družice WISE se tak stala velmi důležitým nástrojem pro poznání globální struktury kup galaxií ve vesmíru.

C. Sifón aj. zkoumali 16 kup galaxií s velkou hmotností mikrovlnným radioteleskopem ACT (Atacama Cosmology Telescope; výška 5,2 km n.m.; frekvenční pásmo 148 – 277 GHz; vlnové délky 1,1 – 2,0 mm) na ploše 455 čtv. stupňů jižní oblohy. V každé kupě určovali červené posuvy minimálně pro 60 galaxií. Odtud dostali jejich průměrnou vzdálenost 1,6 Gpc a medián hmotností jednotlivých kup 1,2 PM_☉. To znamená, že uvnitř kup převyšuje střední hustota látky 200krát kritickou hustotu vesmíru (≈10^-26 kg/m³).

M. Ajjelo aj. využili družice Fermi ke změření celkového množství záření 150 blazarů v pásmu energií fotonů gama >3 GeV, jež je usměrněné do úzkých výtrysků směřujících k Zemi. Záření výtrysků na cestě k nám prochází "zářivou mlhou" fotonů viditelného světla vysílaných hvězdami. Při interakci fotonů gama s fotony viditelného světla dochází k jejich anihilaci na páry pozitron-elektron a to oslabuje intenzitu záření gama, které k nám doletí. Odtud lze spočítat hustotu záření hvězd v intervalu stáří vesmíru 4 – 11,2 mld. let a nakonec i průměrnou vzdálenost mezi hvězdami ve vesmíru, jež vychází neobyčejně nízká: 1,3 kpc. Tomu také odpovídá již výše uvedená nepatrná kritická hustota látky vesmíru.

S. Wolfe aj. ostatně ukázali, že ani v prostoru mezi galaxiemi není úplné vakuum. Použili k této inventuře rozptýlené látky obřího 100m radioteleskopu GBT v Green Banku (Západní Virginie). Proměřovali tak zdánlivě prázdné prostory mezi galaxiemi Místní soustavy M31 a M33 s úhlovým rozlišením 9 obl. minut. Ukázali, že intergalaktický prostor vyplňují zhruba z poloviny chladná plynová mračna (rozměry 2 – 6 kpc; hmotnosti 0,4 – 4 MM_☉) a zbytek pavučiny chladného plynu. Hmota intergalaktického plynu tvoří hlavní zásobárnu materiálu pro další růst rozměrů a hmotností již existujících galaxií. V prvních třech miliardách let věku vesmíru tempo nabírání hmoty galaxiemi rostlo, ale růst se poté výrazně zpomalil, takže dnes už je o řád nižší než před 10 mld. let, a během příštích několika miliard let se vyčerpá.

B. Kalus zkoumali prostorové rozložení supernov třídy Ia, které vzplanuly ve vzdálenostech do 750 Mpc od nás, s cílem objevit případnou anizotropii struktury hmoty ve vesmíru. Zjistili, že nejvyšší koncentrace supernov se nachází ve směru galaktických souřadnic l = -35°; b = -19°, avšak amplituda této anizotropie dosahuje jen relativní hodnoty 2,6%, což je v souladu se standardním kosmologickým modelem, který připouští maximální amplitudu až 3,8%.

M. Laraová-Lópezová aj. nalezli při zkoumání prostorové (3D) struktury vesmíru, že existuje velmi těsný vztah mezi průměrnými hmotnostmi hvězd, metalicitou plynu a tempem tvorby hvězd v galaxiích. D. Galliová a F. Palla poukázali na ranou fázi vývoje vesmíru, kde bylo pro tvorbu hvězd rozhodující, aby vznikly aspoň nejjednodušší molekuly z prvotního kosmického materiálu, tj. H₂ a a HD, popřípadě ionty H, D, He a Li. Jejich vznik však byl pozdržen tím, že hustota hmoty v rozpínajícím se vesmíru rychle klesala. Vzniklé molekuly navíc ničilo pronikavé kosmické záření a navíc neexistovaly žádné katalyzátory v pevné fázi, jež by tvorbu molekul usnadňovaly. Jakmile se však tyto molekuly přece jen zapojily do hry, začaly ochlazovat prvotní plyn H I + He I, což umožnilo kondenzaci obézních hvězd I. generace (populace III) tím, že molekuly interagovaly s chladnoucími fotony reliktního záření.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

Na možnost existence skryté látky (dark matter) upozornil jako první F. Zwicky již v r. 1933, když poukázal na velký nesoulad ve hmotnosti kupy galaxií v souhvězdí Vlasu Bereniky odvozené na jedné straně ze vztahu zářivý výkon - hmotnost, a na druhé straně z velikosti náhodných rychlostí galaxií v kupě. tj. z užití viriálové věty. Nepoměr obou hmotností byl už tehdy očividný: hmotnost odvozená z dynamiky pohybů vyšla o dva řády vyšší než hmotnost vypočtená ze zářivého výkonu téže kupy galaxií. Zwicky si pochopitelně uvědomil, že kdyby měla kupa tak malou zářivou hmotnost, tak se vinou rychlých náhodných pohybů galaxií už dávno rozpadla. Proto tehdy zavedl termín "tmavá hmota", který je terminologicky přesnější než dnes užívaná "temná hmota", protože temnou hmotu by astronomové mohli pozorovat jako siluetu na zářivém pozadí. Dnes však víme, že tmavá hmota je dokonale průhledná!

Pro všeobecné přijetí Zwickyho názoru pak sehráli rozhodující úlohu V. Rubinová a W. Ford, kteří pomocí nového typu spektrografu proměřovali od r. 1970 pomocí 2,1m reflektoru na observatoři Kitt Peak v Arizoně oběžné rychlosti hvězd v galaxii M31 v závislosti na jejich radiální vzdálenosti od těžiště soustavy. Odtud mohli spočítat dynamickou hmotnost galaxie a i v tomto případě vyšla hodnota o dva řády větší než jak vyplývalo se vztahu zářivý výkon - hmotnost. Během 70. let minulého století pak V. Rubinová proměřila oběžné rychlosti hvězd v mnoha dalších galaxiích, a pokaždé se stejným výsledkem.

Třetím nezávislým důkazem pro existenci skryté látky ve vesmíru se pak staly kupy galaxií, jež slouží jako gravitační čočky. Rozštěpené obrazy kvasarů zobrazených mezilehlými kupami galaxií mají totiž tak velké rozteče právě proto, že o jejich velikosti rozhoduje skrytá látka mezilehlé kupy, která je opět podstatně vyšší než hmotnost zářivé složky příslušné kupy a shoduje se s údaji odvozené již zmíněnými dvěma nezávislými postupy.

V současné době se tak ukazuje, že tajemná skrytá látka neznámé fyzikální povahy se nejvíce koncentruje tam, kde jsou kupy galaxií, takže je v prostoru vesmíru rozložena nerovnoměrně, zhruba tak jako látka zářící. Laboratorní pokusy objasnit její fyzikální podstatu jsou přes velké úsilí experimentálních fyziků naprosto neúspěšné. Koncem října 2013 oznámili odborníci ze Sanfordovy podzemní laboratoře v dole Homestake v Leadu v Jižní Dakotě, že ukončili bezvýsledně zatím nejcitlivější pokus LUX (Large Underground Xenon) nalézt interakce mezi hypotetickými částicemi skryté látky WIMP (Weak Interacting Mass Particles) s jádry atomů xenonu. V experimentu LUX v hloubce 1,5 km pod povrchem země se nachází nádoba s 370 kg kapalného xenonu obklopená 265 t vody kvůli odstínění šumu pozadí. Jako detektory případných interakcí slouží 122 velmi citlivých fotonásobičů. Z negativního výsledku experimentu plyne horní mez pro hmotnost částic WIMP 33 GeV/c². Experiment AMS-02 na kosmické stanici ISS sice pozoruje přebytek pozitronů při vysokých energiích, ale K. Blum aj. ukázali, že přebytečné pozitrony představují sekundární částice vznikající rozpadem protonů a částic alfa primárního kosmického záření, takže nemohou sloužit jako důkaz existence částic WIMP.

N. Okabe aj. využili 50 kup galaxií, které slouží jako gravitační čočky, vyznačují se silným rentgenovým zářením, a nacházejí se ve vzdálenostech 0,6 – 1,0 Gpc od nás, k mapování rozložení skryté látky kolem nich. Pomocí širokoúhlé kamery Suprime-Cam v primárním ohnisku 8,2m japonského teleskopu Subaru na Mauna Kea určovali viriálovou hmotnost skryté látky kolem kup galaxií s průměrnou hmotností ≈7.10¹⁴ M_☉ a stupeň její koncentrace vůči centru kup. Z měření vyplynulo, že mapy rozložení hustoty skryté látky vůči těžišti kupy jsou pozoruhodně souměrné a stupně koncentrace vcelku odpovídají standardnímu modelu Velkého třesku. Japonci vyvíjejí pro Subaru ještě výkonnější kameru a další zlepšení mapování lze očekávat také od budoucího synoptického teleskopu LSST (El Peňón, Chile; 2,7 km n.m.; -30° j.š.).

N. Busca aj. hledali baryonové akustické oscilace hustoty vesmírné látky pomocí >48 tis. kvasarů z přehlídky BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) v rámci projektu SDSS-III. Zmíněné kvasary se nacházejí ve vzdálenostech 3,2 – 3,6 Gpc, tj. o stáří 3,1 – 1,8 mld. let po Velkém třesku. Pro střední vzdálenost souboru 3,3 Gpc tak dostali souhlas s tempem rozpínání vesmíru v té době, vypočteném podle standardního kosmologického modelu s chybou ±3%. Pro zajímavost, tehdejší hodnota Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru činila (224 ±8) km/s/Mpc. Z předešlých měření vyplývá, že Hubbleova konstanta se zmenšovala až do času 7,3 mld. po Velkém třesku, a teprve pak začala opět růst vinou rostoucího podílu skryté energie (dark energy) na hustotě hmoty vesmíru.

R. Thompson ukázal, že frekvence čtyř absorpčních čar methanolu měřených 100m radioteleskopem v Effelsbergu ve spirální galaxii PKS 1830-211 (která slouží též jako gravitační čočka) dává mimořádně přesnou hodnotu červeného posuvu pro příslušný maserový zdroj: z = 0,885 82. To především ukazuje, že za posledních 7,3 mld let se poměr hmotnosti protonu k elektronu nezměnil na relativní úrovni 10^-7, což je čtyřikrát ostřejší mez, než jak vyplývalo z předešlých kosmologických měření. Odtud podle autora dále vyplývá, že stavová rovnice pro skrytou energii w = -1 je potvrzena s chybou pouze 1 promile, takže jde opravdu téměř jistě o kosmologickou konstantu v rovnicích standardního modelu pro rozpínající se vesmír.

6.3. Základní kosmologické parametry

I. Steer poukázal na obdivuhodnou intuici belgického kosmologa G. Lemaîtrea, který ve své doktorské disertaci v r. 1927 odhadl ekvivalentní stáří vesmíru od Velkého třesku ( užíval termín "kosmické vajíčko") 14,2 mld. let. Tím také rehabilitoval zavedení kosmologické konstanty do Einsteinových rovnic pro vesmír a odtud vyplynulo, že skrytá energie vesmíru musí dosahovat asi 70% jeho hmotnosti. V r. 1931 pak Lemaître odvodil stavovou rovnici pro skrytou energii; plných 67 let před jejím objevem z pozorování supernov třídy Ia.

O. Farooq a B. Ratra stanovili na základě 28 nezávislých určení hodnoty Hubbleovy konstanty H v rozmezí červených posuvů 0,07 – 2,3 (stáří vesmíru 2,9 – 12,8 mld. let) čas (6,6 ±0,3) Gr, kdy se zpomalování rozpínání vesmíru překlopilo v rozpínání zrychlené. To je v uspokojivé shodě s výsledkem výpočtu N. Buscy aj., kteří z 11 nezávislých určení H dostali pro inflexní čas (7,0 ±0,4) Gr. Vesmír byl tedy téměř přesně v polovině svého dnešního stáří, když skrytá energie převzala otěže dalšího rozpínání vesmíru od brzdícího tandemu zářící a skryté látky.

G. DiBenedetto využil soudobé verze osvědčené Baadeho-Wesselinkovy metody a fotometrie z družice HIPPARCOS pro změření individuálních vzdáleností cefeid v naší Galaxii. Odtud pak mohl určit z pozorování cefeid modul vzdáleností VMM 18,49 mag (vzdálenost 49,8 kpc) i modul galaxie NGC 4258 (= M106; CVn; vodní megamaser): 29,28 mag (vzdálenost 7,2 Mpc). Světelné křivky cefeid v blízké infračervené oblasti získané pro tyto galaxie díky HST pak posloužily k určení hodnoty H₀ = (73,8 ±2,4) km/s/Mpc, kdežto samostatný klíčový projekt HST dává H₀ = (72 ±8) a soubor supernov Ia H₀ = (72,4 ±6) vesměs v týchž jednotkách.

G. Fiorentinová aj. měřili pomocí kamery WFC3 HST světelné křivky cefeid v pásmech 555 – 1 600 nm v téže galaxii NGC 4258 a jako obvykle ukázali, že nejmenší rozptyl hodnot lze čekat právě v nejdelší infračervené vlnové délce. Dostali tak zatím nejpřesnější modul vzdálenosti této galaxie (29,345 ±0,004), tj. vzdálenost (7,40 ±0,02) Mpc, ve shodě se vzdáleností (7,60 ±0,23) Mpc odvozenou L. Humphreysovou aj. z maserových interferometrických měření. Nicméně výsledná hodnota H₀ = (76,0 ±1,9) km/s/Mpc má patrně systematickou chybu.

Jak uvedli M. Reid aj., lze pro určení H₀ využít čar vodní páry buzených maserovým mechanismem v akrečním disku kolem černé veledíry. Příslušná interferometrická měření akrečního disku galaxie UGC 3789 pak umožnila zpřesnit vzdálenost galaxie na 50 Mpc s chybou 10% a odtud odvodit jednak hmotnost centrální černé veledíry 12 MM_☉, ale též hodnotu H₀ = (69 ±7) km/s/Mpc.

A. Neben a M. Turner tvrdí, že zvyšující se přesnost měření kosmologických parametrů umožní v blízké budoucnosti dosáhnout přesnosti v určování H₀ na 3%. Decelerační parametr q₀ = 0,57 je nyní znám s chybou 7% a autoři se přimlouvají za to, aby místo q₀ se začal používat nový parametr OMEGA_M, což je součet podílu zářící a skryté látky vesmíru. Podle nejnovějších měření dosahuje 28% souhrnné hmoty vesmíru.

M. Kilbinger aj. zkoumali pomocí 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea v úhlové ploše 154 čtv. stupňů tvary 4,2 mil. galaxií vzdálených od nás 0,75 – 2,72 Gpc. Zjistili tak, jak jsou tvary galaxií deformovány slabým gravitačním čočkováním, tj. rozložením hmoty vesmíru ve dvou rozměrech plochy oblohy. Tyto výsledky pak ještě porovnávali s údaji přehlídky BOSS (SDSS-III) na úhlové stupnici 0,8 – 350 úhlových minut a s daty HST. Výsledky měření pak porovnávali s různými kosmologickými modely. Nejlepší souhlas nalezli pro plochý vesmír s amplitudou malých fluktuací hustoty σ = (0,81 ±0,01) a hodnotou OMEGA_M = (0,28 ±0,01). Pro stavovou rovnici skryté energie pak vyšlo w = (-1,10 ±0,15) v uspokojivé shodě se standardním modelem Velkého třesku.

F. Finelli aj. zpracovali prvních sedm let měření družice WMAP, která měřila parametry reliktního záření. Nejlepší souhlas pozorování s modely docílili pro hodnoty σ = 0,812; OMEGA_M = 0,273 a H₀ = 70,4 km/s/Mpc. A. Domínguez a F. Prada využili skutečnosti, že extragalaktické fotony gama interagují při cestě k nám s fotony reliktního záření a jejich tok pro pozorovatele na Zemi je zeslabován tím více, čím z větší vzdálenosti přilétají. Odtud lze s výhodou určit H₀, protože klíčová oblast zrodu fotonů gama se nachází v rozmezí vzdáleností 170 – 400 Mpc. Autoři na základě tohoto principu obdrželi z pozorování H₀ = 72 km/s/Mpc. Podle M. Mosquery a O. Civitarese měření reliktního záření družicí WMAP potvrdilo, že ani konstanta jemné struktury (α), ani hodnota Higgsova vakua (v) se nemění s časem nad úrovní trojnásobku střední chyby měření.

6.4. Reliktní záření a magnetická pole

Neúnavná družice WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) pracovala v Lagrangeově bodě L₂ soustavy Země-Slunce v letech 2000-2009, ale definitivní výsledky byly publikovány až po zevrubném zpracování teprve v letech 2012 a 2013. Z devítiletých měření tak vyplývá podle C. Bennetta aj. stáří vesmíru (13,77 ±0,06) Gr, zastoupení skryté látky (24,0 ±0,9)% a skryté energie (69,3 ±0,8)%. Měření rovněž potvrdila inflaci v raném vesmíru a euklidovskou geometrii plochého vesmíru. Počet různých vůní neutrin omezila na (3,8 ±0,4). G. Hinshaw aj. zjistili, že součet hmotností tří vůní neutrin činí nanejvýš 0,44 eV/c², a že relativní zastoupení helia v raném vesmíru odpovídá standardnímu kosmologickému modelu. V čase 55 tis. let po Velkém třesku se vyrovnaly vzájemné interakce mezi látkou a záření, a v čase 500 mil let po Velkém třesku započala éra reionizace vesmíru po dlouhém období šerověku (0,4 – 500 mil. let). Jak uvedli M. Axelson aj, multipólový rozvoj fluktuací reliktního záření jeví pro módy l 2 – 300 nesouměrnost na úrovni 3,4 σ, přičemž jeho vrchol leží ve směru galaktických souřadnic l = 227°; b = -27°.

Hlavní výsledky studia reliktního záření však v r. 2013 přicházely od umělé družice Planck (ESA), která pracovala od července 2009 do října 2013 rovněž v okolí bodu L₂. Do ledna 2012 byla její aparatura chlazena na teplotu 0,1 K a byla tehdy nejchladnějším známým objektem ve vesmíru. Každých šest měsíců proměřila reliktní záření po celé obloze, takže se jí podařilo uskutečnit celkem 5 přehlídek. V březnu roku 2013 byly zveřejněny nejdůležitější výsledky v celkem 30 publikacích. Polarizační měření se však ještě zpracovávají a budou zveřejněna později.

Stáří vesmíru od Velkého třesku se podařilo zpřesnit na (13,80 ±0,04) Gr, ale podíl skryté energie na hustotě vesmíru se snížil na 68,3%. Na skrytou látku připadlo 26,8% a na zářící látku (baryony) 4,9%. Družice objevila velkou chladnou skvrnu a několik menších teplých skvrn reliktního záření. Současná průměrná teplota reliktního záření odpovídá záření černého tělesa o teplotě (2,725 48 ±0,000 57) K. Drobné fluktuace teploty reliktního záření na severní nebeské polokouli mají menší amplitudu než na polokouli jižní a obecně jsou o 10% nižší (σ = 0,82), než předvídá standardní kosmologický model.

Na rozdíl od všech předešlých měření vyšla z pozorování Plancka poměrně nízká hodnota H₀ = (68,0 ±1,5) km/s/Mpc. Vesmír je geometricky plochý s přesností ±0,1%. Epocha inflace začala později, v čase 10^-34 s, a trvala déle, než se myslelo (10^-32 s). Během éry inflace se vzájemné vzdálenosti objektů ve vesmíru zvětšily 10²⁶krát! Měření z družice potvrdilo se, že existují jen tři vůně neutrin a součet jejich (nenulových) hmotností nedosahuje 0,66 eV/c². Když pozorný čtenář srovná odpovídající výsledky obou sond a hlavně jejich střední chyby, těžko se může ubránit pocitu, že ani jeden soubor výsledků nezohlednil správně chyby systematické, které se přirozeně odhalují mnohem obtížněji než chyby nahodilé.

Obsáhlá polarizační měření družice Planck však jednoznačně vyvrátila možnost, že byly pomocí aparatury BICEP2 na Jižním pólu objeveny gravitační vlny pocházející z nejranější fáze vývoje vesmíru. Ve skutečnosti jde o signály z prachu v kosmickém popředí. Teoreticky je ovšem možné, že citlivější polarizační měření po správně odečteném popředí jednou tyto signály módů B v polarizaci odhalí. Rané fotony se totiž mohou střetávat s prvotními gravitačními vlnami pocházejícími z období těsně po Velkém třesku. Gravitační vlny mohou polarizovat fotony, jež se pak rozptylují na elektronech původního vesmírného plazmatu, ale výsledný signál bude asi o dva řády slabší než signál, který naměřili odborníci na aparatuře BICEP2.

S. Mullerovi aj. se podařilo důvtipným způsobem ověřit, že v minulosti vesmíru bylo reliktní záření teplejší než dnes. Využili k tomu anonymní galaxie ve vzdálenosti 2,3 Gpc, která posloužila jako gravitační čočka k zobrazení kvasaru PKS 1830-211 vzdáleného 3,4 Gpc. Světlo kvasaru pohlcované v molekulovém mračnu mezilehlé čočkující galaxie tak umožnilo změřit teplotu reliktního záření ve vesmíru starém 6,4 Gr. Z pozorování řady molekulových čar autoři obdrželi tehdejší teplotu reliktního záření (5,08 ±0,10) K. Standardní kosmologický model dává pro tento čas hodnotu 5,14 K, takže je naprosto v pořádku.

K nejobtížnějším úkolům moderní astrofyziky zajisté patří proměřování indukce magnetických polí v rozsáhlém interstelárním a intergalaktickém prostoru a určování průběhu magnetických siločar. Používá se k tomu již zmíněných polarizačních měření, ale slabá magnetická pole se tak sotva dají mapovat. Proto řada autorů zkouší náhradní cesty a využívají k tomu mračen s ultrafialovou emisní čárou vodíku Ly-α (L. Kanhaiya a S. Sethi), měření korelačních délek pro fotony záření gama a studia anizotropií v rozložení fotonů gama v kosmickém pozadí (A. Neronov; T. Venter a V. Pavlidou), Faradayovy rotace v rádiovém oboru spektra (M. Bernet aj.), zesilování magnetických polí difuzí kosmického záření (M. Bruggen), popřípadě ohybu směru vysoce energetického kosmického záření v turbulentních magnetických polích Galaxie (M. Pshirkov aj.).

Všechny tyto metody jsou teprve v pozorovacích plenkách, takže mnoho problémů ohledně vlastností magnetických polí se řeší pouze počítačovými simulacemi. D. Schleicher aj. počítali, jak silná magnetická pole mohou vznikat v raných halech kosmického plazmatu o hmotnostech řádu 10 MM_☉. Autoři ukázali, že na vznik silných magnetických polí mají největší vliv turbulence v plazmatu, ať už malých či obřích rozměrů a také vznik prvního pokolení hvězd, kde se magnetické pole může zesilovat jejich rotací a vznikem dynama. Autoři tak dospívají k závěru, že indukce magnetických polí v prvotních halech dosahuje hodnot řádu 1 nT.

Podle R. Becka aj. však hlavní průlom v měřeních těchto polí, jak v naší Galaxii, tak i ve vzdálených kupách galaxií lze očekávat od měření synchrotronového záření v rádiovém oboru spektra. Už nyní tento úkol plní nová aparatura LOFAR (LOw-Frequency ARray) s centrem v Holandsku a rozprostřená od Velké Británie přes Francii a Německo až po Švédsko a Finsko. Jde o interferometrickou soustavu nového typu sestávající z 20 tis. nepohyblivých všesměrových antén o celkové sběrné ploše 300 tis. m². Zaměření na danou část oblohy se provádí fázovým přepínáním pomocí výkonného superpočítače a zpracováním obrovského toku dat v reálném čase. Systém pracuje v pásmu frekvencí 10 – 240 MHz (vlnové délky 1,25 – 30 m). Průběh magnetických polí v Galaxii se bude studovat pomocí Faradayovy rotace. První výsledky díky proměření rotace autoři získali pro mlhovinu větru pulsaru v Krabu, dále pro galaxie M51 a M87 jakož i pro kupy galaxií A 2255 a A 2256.

6.5. Kosmické záření

V r. 2013 vyšla řada publikací připomínající, že v srpnu 2012 uplynulo století od epochálního balónového letu rakouského fyzika Viktora Hesse, při němž bylo kosmické záření objeveno. Tento obor zaznamenal od té doby řadu překvapení, tj. objev antičástic (pozitronů) v r. 1933, důkaz převahy urychlených protonů jako hlavní složky primárního kosmického záření v r. 1941, rekordní energie primárních částic řádu 100 EeV v r. 1962 a objev zvyšujícího se podílu těžkých jader pro >50 EeV v r. 2010. Hlavní otázky, tj. jaké fyzikální procesy vedou k produkci částic o energiích >100 PeV a kde se nacházejí příslušné zdroje, se však stále nedaří zodpovědět.

F. Yusef-Zadeh aj. identifikovali pomocí anténní soustavy VLA (Socorro, N. M.) v centru Galaxie na ploše o lineárních rozměrech 160 x 43 pc² celkem 356 diskrétních zdrojů excitovaných molekul methanolu, mezi nimiž je řada maserových zdrojů na frekvencích kolem 36 GHz (8 mm). Masery vznikají srážkami molekul methanolu (CH₃OH) s částicemi pronikavého kosmického záření a umožňují změřit přesně vzdálenosti zdrojů.

M. Aartsen aj. využili v letech 2009-2012 doplňkové povrchové aparatury IceTop hlubinného projektu IceCube na Jižním pólu k detekci částic energetického kosmického záření v rozsahu energií 100 TeV – 1 EeV. Povrchový detektor IceTop sestává z 81 stanic s roztečemi 125 m na ploše 1 km². Autoři rozdělili data o energetickém spektru na dva soubory; první s mediánem energií 400 TeV a druhý s mediánem 2 PeV. V energeticky vyšším pásmu se jeví směrová anizotropie dvakrát vyšší než v pásmu 400 TeV. Přibližná poloha zdroje činí 0544-36 a anizotropní signál registrují na úrovni 8,5 σ. Jak ukázali M. Pohl a D. Eichler, anizotropie je reálná, ale zatím se nedá jednoznačně určit její fyzikální příčina.

O. Adriani aj. sledovali během 23. minima sluneční činnosti (červenec 2006 - prosinec 2007) izotopové složení částic H a He v kosmickém záření pomocí družice PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics). V době minima se tak podařilo získat jedinečné údaje o šíření primárních částic kosmického záření napříč Galaxií pro energie jader vodíku 100 – 600 MeV/nukleon a jader helia 100 – 900 MeV/nukleon. Podle W. Menna aj. získává PAMELA průběžně dobré údaje o energetickém spektru a chemickém složení částic kosmického záření, které jsou elektricky nabité, ale také o částicích antihmoty od pozitronů přes antiprotony až po jádra antihelia.

S. Wykesová aj. odvodili z pozorování galaxie AGN Cen A (=NGC 5128; vzdálenost 3,8 Mpc) v rádiovém, rentgenovém a gama pásmu spektra, že je dobře možné, aby v této galaxii docházelo k urychlování leptonů až na energie řádu TeV a hadronů až na desítky EeV. Několika nezávislými postupy dokázali, že jak v kolimované výtrysky, tak vnitřní i obří laloky aktivní radiogalaxie mohou sloužit jako zdroje extrémně energetického kosmického záření se zářivým výkonem až 10³⁶ W. Kolimované výtrysky totiž nasávají zvnějšku horký plyn tempem 3.10¹⁸ kg/s a k tomu také dalších 7.10¹⁹ kg/s z hvězd, které se nalézají uvnitř výtrysků. Teplota obřích laloků pak činí >160 MK. To vše podle názoru autorů činí z galaxie Cen A jasného kandidáta na patrně nejbližší zdroj extrémně energetického záření.

Také H. B. Kim usoudil na základě simulací, že galaxie Cen A by mohla být kýženým zdrojem extrémně energetického kosmického záření. Na observatoři Pierra Augera v Malargüe v Argentině se podařilo v průběhu experimentu získat přibližné polohy pro 69 částic s energiemi >55 EeV. Při odhadu průměrné indukce intergalaktického magnetického pole ve směru zorného paprsku k této galaxii řádu 1 pT by mělo být v souboru 10 částic s polohami do 5° od polohy centra galaxie. Tak velký přebytek autor sice nezjistil, ale nepřímé údaje o anizotropii poloh zmíněných extrémně energetických částic v části oblohy, která je pozorovatelná z Malargüe, dává jistou naději, že z většího souboru dat se příslušná korelace nakonec potvrdí. D. Kruppke-Hansen aj. uvedli, že pro lepší návaznost energetické škály vznikne na observatoři Pierra Augera doplňková hustší síť pozemních detektorů a čítačů mionů AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), která umožní získávat statisticky významná data pro energie částic v rozmezí 100 PeV - 1 EeV. Podobný účel mají také tři soustavy fluorescenčních detektorů HEAT (High Elevation Auger Telescope) vybavené zrcadly ze Společné laboratoře optiky FZU AV ČR a UP v Olomouci.

Souběžně s pozorováním na jižní polokouli probíhá na severní polokouli experiment TA (Telescope Array) v Utahu. T. Abu-Zayyad aj. zveřejnili údaje o pozorování primárních částic kosmického záření s energiemi >1,6 EeV. Během 4 let se tak podařilo ukázat, že od energií >4,6 EeV četnost částic začíná klesat a od 54 EeV je pokles prudký, což autoři přičítají existenci limitu GZK (ztráty energie kosmického záření vinou interakce s fotony reliktního záření), který znemožní příchod nejenergetičtějších částic kosmického záření ze vzdáleností >75 Mpc.

B. Acharya aj. představili ambiciózní projekt CTA (Cerenkov Telescope Array) konzorcia 27 států z pěti kontinentů, v němž se budou sledovat fotony záření gama s primárními energiemi v pásmu 10 GeV - 100 TeV soustavou Čerenkovových teleskopů na dvou stanicích (Chile a Kanárské ostrovy) s citlivostí o řád vyšší než dosavadní aparatury (H.E.S.S.; MAGIC; VERITAS). Na projektu se od počátku podílejí také čeští odborníci z FZÚ AV ČR, UP v Olomouci a MFF UK.

6.6. Astročásticová fyzika

S. Ting aj. zveřejnili první obsáhlé výsledky experimentu AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer) na ISS. Za 20 měsíců provozu aparatura zaznamenal stropy 30 mld. částic, tempem asi 10 tis. částic/min. Mezi nimi bylo 7 mil. elektronů a pozitronů s energiemi 0,5 – 350 GeV. Přesnost měření jejich parametrů dosahuje obdivuhodného 1%. Zastoupení pozitronů vůči elektronům přitom stoupá s rostoucími energiemi v rozmezí 10 – 250 GeV v souladu s již dříve uveřejněnými výsledky aparatur na umělých družicích Fermi a PAMELA. Vzestup k energiím 20 GeV je rychlý, ale další tempo směrem k vyšším energiím se zvolňuje. Pro energie 350 GeV tak činí podíl pozitronů už 15%, ačkoliv teoreticky by měl s rostoucí energií klesat. Příliv částic je stálý v čase a jejich směry příchodu jsou zcela izotropní.

Kýžené částice WIMP skryté látky se však nepodařilo pozorovat, takže odtud vyplývá, že pokud vůbec existují, tak jejich minimální hmotnost by musela být aspoň 400 GeV/c². (Klidová hmotnost Higgsova bosonu je 125 GeV/c².) Podle T. Lindena a S. Profuma mohou za pozorované přebytky pozitronů pozorované jak Čerenkovovými pozemními teleskopy, tak aparaturami na ISS a umělých družicích blízké pulsary jako je Geminga (vzdálenost 250 pc) a PSR B0656+14 (vzdálenost 300 pc).

P. Ade aj. využili přesných měření multipólového spektra reliktního záření pomocí družice Planck ke zpřesnění údajů charakterizujících standardní kosmologický model Velkého třesku. Vyšší členy rozvoje jsou ve výborné shodě s tímto modelem a zastoupení zářící (baryonové) a skryté látky vesmíru (OMEGA_M) představuje nanejvýš (31,5 ±1,7)% hmoty vesmíru. Hubbleova konstanta H₀ vyšla překvapivě nízká (67,3 ±1,3 km/s/Mpc). Horní mez hmotnost neutrin různých vůní činí 0,23 eV/c² a počet různých vůní by neměl být vyšší než 3 s chybou ±8%.

G. Bellini aj. zveřejnili výsledky experimentu Borexino, jenž byl instalován pod horou Gran Sasso v Itálii. Během 3,7 roků provozu získali ve 187 tunách kapalných scintilátorů (3,7.10³¹ protonů) údaje o 14 geoneutrinech. Jsou to elektronová antineutrina, která vznikají při rozpadu β^- radionuklidů v nitru Země, tj. především ₄₀K, ₂₃₂Th a ₂₃₈U. Tyto radionuklidy jsou prakticky hlavními zdroji radiogenního tepla Země. Ze zemského pláště tak vystupuje tok 15 TNU (Terrestrial Neutrino Unit), který se projevuje známým gradientem teploty hornin v zemské kůře. Horní mez tepelného toku uranu a thoria činí 4,5 TW. Z těchto měření lze tak odvozovat i tepelnou historii Země od doby jejího vzniku do současnosti.

6.7. Experimentální a teoretická fyzika

J. Bagdonaiteová aj. využili 100m radioteleskopu v Effelsbergu (SRN) ke změření absorpčních čar rotačních přechodů methanolu v kvasaru PKS 1810-211 vzdáleného od nás 2,2 Gpc. Ukázali, že za posledních 7,3 mld. let se nezměnil poměr hmotností elektronu ku protonu s relativní přesností lepší než 10^-7. Nezávislá měření R. Thompsona aj. dala týž výsledek pro poměr hmotností elektron/proton a k tomu navíc určení stavové rovnice pro skrytou energii w = -1,000 s chybou ±0,1%. Podobný výsledek pro poměr hmotností elektron/proton pro ještě vzdálenější kvasar J1148+5251 (3,9 Gpc), tj. pro časový interval 12,9 mld. let, obdrželi L. Lentati aj.

Jenže v témže roce 2013 se tak fundamentální hodnota, jakou je poloměr protonu, zašmodrchala, protože výsledky experimentálních měření dvěma různými postupy daly překvapivě odlišné hodnoty. A. Antognini aj. metodou laserové spektroskopie odvodili hodnotu (0,840 87 ±0,000 39) fm, kdežto R. Pohl aj., kteří využili metody elektronového rozptylu na protonech, obdrželi poloměr (0,877 2 ±0,004 6) fm. Obě hodnoty se navzájem liší o více než 4%, v rozporu s udávanými středními chybami obou experimentů. Jak ukázal D. Robson, obě skupiny měřily dobře, ale v jiných vztažných soustavách. První výsledek se týká klidové vztažné soustavy spojené s protonem, kdežto druhý soustavy relativistické. Z Einsteinovy teorie pak pro tuto soustavu musí vyjít odlišná hodnota 0,879 44 fm, ve výborné shodě s měřením Pohlova týmu. Jen pro dokreslení, o jak citlivá měření se dnes v astrofyzice jedná, připomínám, že gravitační interferometry LIGO a VIRGO měří vzdálenosti mezi referenčními zrcadly interferometru s přesností 1 tisíciny průměru protonu!

Naproti tomu v Japonsku úspěšně pokračuje mezinárodní experiment T2K (Tokai to Kamioka) zaměřený na zjišťování oscilací a hmotnosti neutrin. Zdrojem dosud nejintenzívnějšího svazku neutrin je protonový urychlovač J-PARC (Japan - Proton Accelerator Research Complex) v Cukubě a detektorem proslulá podzemní aparatura Superkamiokande (nádrž s 50 kt destilované vody) vzdálená od urychlovače 295 km. Urychlené protony narážejí do grafitových terčů, v nichž vznikají dceřinné částice, jež se nakonec štěpí na páry mionů a mionových neutrin usměrněné do úzkých svazků. Na experimentu se podílí 400 fyziků z 59 institucí v 11 státech. Během stále probíhajícího experimentu fyzikové potvrdili, že během letu dochází k oscilacím neutrin s pravděpodobností 99,9985%, což odpovídá střední kvadratické odchylce pohodlných 7,5 σ. Roste tak naděje, že se po delším provozu podaří určit jak hmotnosti neutrin různých vůní, tak i tři mixážní úhly, které charakterizují jednotlivé oscilace. Oscilace neutrin jsou podle R. Aaije aj. patrně také důvodem, proč ve vesmíru převažuje hmota nad antihmotou.

Vcelku úspěšně probíhá i náročný neutrinový experiment v Antarktidě IceCube (276 odborníků ze 12 států), jenž podle D. Foxe aj. zaznamenal už 28 neutrin s energiemi 0,03 – 1,14 PeV, z toho asi 11 činí atmosférické pozadí (interakce energetického kosmického záření s atomovými jádry v atmosféře). Bohužel se zatím nedaří identifikovat konkrétní zdroje vysoce energetických neutrin, i když se předpokládá, že přicházejí z objektů uvnitř naší Galaxie. Podle F. Vieyra aj. se to podaří dokázat až po desetiletém provozu aparatury. Jak uvedli M. Aartsen aj., aparatura IceCube dosáhla v květnu 2011 plánované citlivosti, protože na 86 svislých šňůrách zapuštěných do ledu již pracuje >5 tis. fotonásobičů v hloubkách 1,5 – 2,5 km pod povrchem. Zatím se však nedaří nalézt očekávané koincidence mezi energetickými neutriny a vysoce energetickými částicemi kosmického záření.

G. Zhao aj. studovali multipólové spektrum shlukování galaxií na základě přehlídky SDSS-III BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) a odtud zjistili, že hmotnosti všech vůní neutrin dávají horní mez <0,8 eV/c², a pravděpodobně dokonce <0,34 eV/c². Počet různých vůní neutrin však vychází překvapivě vysoký: (4,0 ±0,9), což ovšem ještě nevylučuje, že existují jen 3 vůně neutrin. Autoři této studie rovněž určili parametry standardního kosmologického modelu vesmíru: H₀ = (69,7 – 73,8); OMEGA_m = 0,28 a w = -1.

Urychlovač LHC, který dosáhl v r. 2012 historického úspěchu objevem Higgsova bosonu, posloužil v dalších měřeních k několika nezávislým důkazům, že objevená částice má opravdu vlastnosti, které teorie předvídala. V polovině února 2013 však byl odstaven kvůli plánované modernizaci, která má v r. 2015 umožnit zvýšit maximální energii urychlovače na téměř dvojnásobek (13 TeV). Objem uložených vědeckých dat z měření přesáhl hranici 100 PB. Na jejich využití se podílí odhadem asi 10 tis. fyziků po celém světě. Jen 15% objemu dat je uloženo ve výpočetním velestředisku přímo v CERN; většina na stanicích po celém světě. Úložiště jsou propojena optickými vlákny s přenosovou rychlostí 10 Gbit/s.

J. Antoniadis aj. využili obřích radioteleskopů v Arecibu, Green Banku a Effelsbergu jakož i optických teleskopů VLT ESO a SDSS k podrobnému studiu milisekundového pulsaru J0348+0432 (Tau; rotační perioda 39 ms; vzdálenost 2,1 kpc), jehož průvodce je bílý trpaslík (21 mag; poloměr ≈0,07 R_☉; T_eff = 10 kK; hmotnost 0,18 M_☉; indukce magnetického pole 200 kT; stáří 2 Gr) , který obíhá kolem společného těžiště binární soustavy v periodě 2,5 h ve střední vzdálenosti 800 tis. km km od pulsaru. Z kombinace fotometrické a spektroskopické dráhy bílého trpaslíka se autorům podařilo určit, že oběžná doba trpaslíka se během dvouletého sledování zkracovala tempem 9 mikrosekund/rok. Odtud pak autoři mohli spočítat dosti přesnou hmotnost neutronové hvězdy/pulsaru (2,01 –0,04) M_☉, tedy velmi vysoko nad Chandrasekharovou mezí, ale v souladu s Landauovou-Tolmanovou-Oppenheimerovou-Volkoffovou mezí pro neutronové hvězdy. Podle principu obecné teorie relativity (vyzařování gravitačních vln) odhadli i čas, kdy dojde ke splynutí obou objektů (400 mil. let). Autoři navíc usoudili, že zmíněná soustava se na počátku své existence skládala z obézní hvězdy o hmotnosti 20 – 25 M_☉ a průvodce o hmotnosti 1,0 – 1,6 M_☉, ale v budoucnu nakonec splyne na hvězdnou černou díru. Porovnání zmíněných pozorování s teorií relativity dává souhlas (1,05 ±0,18), kde 1,00 by byla dokonalá shoda.

E. Pitjevová a N. Pitjev zveřejnili nejnovější efemeridy EPM2011 pro tělesa Sluneční soustavy na základě 678 tisíc velmi přesných optických i rádiových poloh planet a kosmických sond uskutečněných v letech 1913-2011. Díky tomuto souboru dat se podařilo zpřesnit postnewtonovy parametry (PPN), které korigují základní odchylky vzniklé zavedením obecné teorie relativity vůči Newtonově fyzice. Tak se podařilo zlepšit hodnotu pro dynamické zploštění Slunce, horní mez pro změnu gravitační konstanty s časem a určit horní mez pro podíl skryté látky (dark matter) na hmotnosti Sluneční soustavy <8.10^-11 M_☉ do vzdálenosti poloměru dráhy Saturnu. Odtud též vyplývá horní mez pro střední hustotu skryté látky <10^-17 kg/m³.

N. Hinkley aj. ohlásili úspěch při konstrukci dvou přesných atomových hodin založených na optických mřížkách chlazených atomů ytterbia (protonové číslo 70), které dosáhly relativní přesnosti 1,6 10^-18. Dosavadní špičkové cesiové hodiny dosahují přesnosti 4.10^-16, ale budoucí vývoj optických hodin oscilujících na frekvencích o 5 řádů vyšších určitě povede k přesnosti 1.10^-18. To pak umožní měřit Einsteinovo zpoždění přesných hodin v zemském gravitačním poli s přesností vzdálenosti hodin od těžiště Země ±10 mm a povede k zásadním proměně geodézie a četným aplikacím v hydrologii, geologii, studiu změn klimatu i kosmické navigaci. Pomůže také odlišit teorii relativity od jiných gravitačních teorií a případně nalézt novou fyziku za hranicemi standardního kosmologického modelu.

Jak známo, etalony délky, rychlosti, frekvence a času se postupně podařilo předefinovat pomocí relativně snadno testovatelných fyzikálních vztahů. Zbývá však jeden ožehavý etalon - jednotka hmotnosti kilogram. Ten je stále definován jako hmotnost prototypu uloženého v Ústavu pro míry a váhy ve Francii, a přesnost tohoto etalonu je nízká, což nevyhovuje ani fyzikům, ani astronomům. Jak uvádí S. Lan aj., svítá však naděje, že se v dohledné době podaří i tento etalon nahradit díky vztahu mezi energií, frekvencí a Planckovou konstantou, takže relativní přesnost snadno reprodukovatelného etalonu by stoupla ze současných 10^-4 na 10^-9. S tím také souvisí šokující výsledek nejnovějších měření gravitační konstanty pomocí torsních vah: G = 6,675 45.10^-11 m³/kg/s² T. Quinnem aj., zatímco standardní hodnota činí 6,674 08 v týchž jednotkách s relativní střední chybou 5.10^-5. Nová hodnota je však proti standardu vyšší o čtyřnásobek udané střední chyby a naopak se shoduje se starším měřením z r. 2001.

Z. Merali v přehledovém článku o povaze prostoru a času konstatoval, že dosud neznáme odpověď na otázku, kde se prostor a čas vzaly, protože singularity obecné teorie relativity svědčí o tom, že je to neúplná teorie. Počátkem 70. let minulého století se ukázalo, že jak OTR, tak kvantová mechanika se dají propojit s termodynamikou díky objevům S. Hawkinga o vyzařování černých děr a J. Bekensteina, že černé díry mají entropii. Termodynamika je přitom statistická teorie a vede automaticky k Newtonově gravitační teorii. Teoretici od té doby vyvinuli velké úsilí, aby se konečně podařilo sjednotit OTR a kvantovou mechaniku, ale dosavadní nápady jsou až pozoruhodně neúspěšné při experimentálním testování v podzemních laboratořích, anebo pozemních urychlovačích. Mnohé domněnky pak mají tu vadu, že ani žádné testování experimentem či astronomickým pozorováním nenabízejí. Současný neuspokojivý stav řešení zapeklitých otázek teoretické fyziky však naznačuje, že je před námi nebo našimi potomky další fyzikální revoluce, což se zajisté odrazí také v kosmologii a astrofyzice.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

Překvapivý objev třetí domény života nazvané archea (původně archebakterie) zveřejnil Carl Woese (1928-2012) teprve v r. 1977 a získal za tento objev prestižní Crafoordovu cenu v r. 2003. (Dalšími doménami jsou bakterie a eukaryota.) Na rozdíl od novějších dvou domén jsou archea nejstarobylejší živé organismy doložené na Zemi už před více než 3,5 mld. let. Lze je většinou charakterizovat jako extremofily, které jsou daleko odolnější vůči vlivům vnějšího prostředí než domény novější. Pokud je tedy někde ve vesmíru život, tak právě archea mohou být jeho prvotní složkou, jenže důkaz jejich existence bez zkoumání na místě (in situ) je velmi obtížný. Mimochodem, T. Willams aj. se domnívají, že ve skutečnosti existují jen dvě domény života na Zemi, tj. archea a bakterie. Podle jejich názoru eukaryota vznikly kombinací předešlých dvou domén.

M. Lever aj. zjistili, že ve vzorcích sedimentů z hloubek až 600 metrů pod okrajem podmořského hřbetu Juan de Fuca v Pacifiku se nacházejí četné mikroorganismy, které žijí díky zdrojům energie z methanu, síry a vodíku. Po několikaleté inkubaci vzorků v laboratoři se podařilo jednoznačně prokázat metabolickou aktivitu vzorků, které patrně využívají ke své výživě také vody prosakující ze dna oceánu. Současný počet druhů organismů na Zemi je přesto podle M. Costella aj. menší, než se dosud soudilo, protože činí jen (5 ±3) mil. druhů.

S. McMahon aj. uvedli, že pro vznik a rozvoj života ve vesmíru mohou být daleko významnější podpovrchová jezera či dokonce oceány, jak se to začíná ukazovat například u některých měsíců obřích planet Sluneční soustavy. Tyto oblasti jsou jednak většinou objemově rozsáhlejší než oceány a jezera na povrchu planet, a jednak jsou dostatečně kryty před účinky pronikavého energetického kosmického zářeni.

S podobným nápadem, že život by mohl být i na přirozených družicích (měsících) exoplanet, vystoupili R. Heller a J. Zuluaga. Všimli si totiž, že v potenciálních ekosférách některých hvězd se nacházejí planety pro život nevhodné, tj. plynní obři o hmotnostech až 10 M_j, ale kolem nich zajisté obíhají měsíce, jak to ostatně vidíme u plynných obrů ve Sluneční soustavě. Nevýhodou měsíců je ovšem nedostatečná ochrana jejich povrchu před energetickým zářením, jelikož jim chybí vlastní dipólové č multipólové magnetické pole. Autoři však soudí, že o magnetickou ochranu by se mohla postarat mateřská obří plynná planeta, ale má to háček v podobě radiačních pásů, které budou zajisté život na měsíci ohrožovat. To by však nemuselo nijak vadit, pokud se bude život ukrývat v hloubce pod povrchem příslušného měsíce.

Neúnavný panspermik N. Wickramasinghe snesl nové důkazy ve prospěch domněnky, kterou publikoval v řadě článků se svým školitelem F. Hoylem v letech 1977-1981. Oba tehdy došli k názoru, že život na Zemi byl přinesen kometami. Nyní připomněl, že v r. 2009 byla objevena bakterie Janibacter hoylei odolná proti záření UV, takže může přežít dlouhé putování v kometárních jádrech nehostinným kosmickým prostorem. Autor argumentuje tím, že v Galaxii se nachází řádově 10²² komet, takže pravděpodobnost dopadu některé z nich, které bakterii nesou, může na Zemi zažehnout plamínek života. I když článek prošel recenzním řízením v odborném časopise, jde o velmi krkolomné tvrzení, jež většina odborníků nejspíš pomine.

Zajímavější mi připadá sdělení N. Pereze aj. o obnově fytoplanktonu po katastrofickém impaktu planetky Chicxulub před 65 mil. lety do oblasti dnešního Mexického zálivu. Modelové výpočty totiž ukázaly, že i když saze a prach z impaktu se usadily během několika let, čímž skončila dlouhá "meteoritická zima", a ozón ve vysoké atmosféře se znovu vytvořil až za desítky let po impaktu, tak jednobuněčný fytoplankton se obnovil téměř okamžitě, což svědčí o vysoké odolnosti jednobuněčných organismů vůči kosmickým katastrofám.

Pokud jde o život na exoplanetách, tak S. Eggl aj. ukázali, že v současnosti známe již na 70 exoplanet u hvězd vzdálených od Slunce do okruhu 31 pc. Více než polovina těchto hvězd není osamělá jako Slunce, takže rušivý vliv dvou či více gravitačních center v soustavě by mělo snížit pravděpodobnost, že na některé z příslušných exoplanet budou stabilní podmínky vhodné pro rozvoj života. Ve zmíněném okruhu našli 19 binárních soustav se vzdálenostmi mezi hvězdami v rozmezí 1 – 100 au a pro ně spočítali vliv sekundární složky na radiační a dynamickou stabilitu exoplanet, které se nacházejí v ekosféře primární hvězdy. Plných 17 binárních soustav má dlouhodobě stabilní ekosféru kolem primáru; spektrální třídy složek těchto párů jsou rozděleny takto: 5 x F; 3 x G; 7 x K a 16 x M (u tří složek se nepodařilo spektrální třídu určit). Tak příznivý výsledek patrně nikdo nečekal; zřetelně se ukazuje, že pro život na exoplanetě jsou nejvýhodnější mateřské hvězdy s pozdními spektry tříd K a M. Právě tyto hvězdy žijí navíc nejdéle; nejméně hmotné hvězdy třídy M až neuvěřitelných 10 biliónů let (!).

Navíc J. Yang aj. ukázali, že pokud v okolí červených trpaslíků třídy M se vyskytuje exoplaneta se synchronní rotací, která je přitom pokryta mračny, tak na jejím povrchu se může vyskytovat tekutá voda i v případě, že ozáření planety trpaslíkem je dvakrát vyšší než pro pro planetu, která rotuje. Tím se fakticky dvakrát zvyšuje počet červených trpaslíků, kolem nichž mohou být exoplanety v jejich ekosférách.

Jak naopak ukázali T. Thompson aj., exoplanety možná zcela chybějí v jádrech kulových hvězdokup a v jádrech galaxií s překotnou tvorbou hvězd, protože tam je díky natěsnání hvězd teplota mezihvězdného prostoru vyšší než teplota sněžné čáry (150 – 170 K) po dobu potřebnou ke vzniku planetárních embryí a kamenných planet ve vzdálenostech 1 – 5 au od mateřské hvězdy. Skutečně v bohaté kulové hvězdokupě 47 Tuc (hmotnost 700 kM_☉; vzdálenost 5 kpc) žádná exoplaneta dosud objevena nebyla.

C. Qi aj. tvrdí, že sněžné čáry se týkají nejenom vody, ale i dalších těkavých látek, například CO. U proslulé mladé proměnné hvězdy TW Hya (typ T Tau; sp. K6 V; 1,1 R_☉; 0,8 M_☉; 0,3 L_☉; vzdálenost 54 pc; stáří 5 – 10 Mr; protoplanetární disk je pozorovatelný čelně) se podařilo určit polohu sněžné čáry CO díky měřením mikrovlnné anténní soustavy ALMA - je od mateřské hvězdy vzdálena 30 au. Tyto sněžné čáry podobně jako čáry tekuté vody určují četnost a parametry budoucích planetárních embryí, takže tím se stává pojem ekosféry dosti neurčitý.

M. Filipovic aj. zkoumali možnost, že proslulá velká vymírání organismů na Zemi souvisí s průchodem Slunce spirálními rameny Galaxie. Využili k tomu nejnovějších výpočtů trasy Slunce v Galaxii za poslední půl miliardu roků (zhruba dva galaktické roky) i přesnějších hodnot pro polohu a šířku spirálních ramen. Z těchto výpočtů vyplývá, že Slunce prochází spirálními rameny Galaxie vždy po několika desítkách milionů let. Údajná perioda velkým vymírání 62 mil. roků tak může s těmi průchody souviset. Uvnitř ramen se totiž vyskytují hmotné hvězdy s krátkou životností, které pak vybuchují jako supernovy, což může způsobit ekologickou katastrofu na Zemi. Dalším průvodním zjevem jsou výrazné gravitační poruchy drah kometárních jader v Oortově oblaku, které se pak dostávají na kolizní dráhy se Zemí. I když korelace vymírání s průchody spirálními rameny není dokonalá, lze říci, že průchod planety, na níž kypí život, spirálním ramenem Galaxie rizikovým faktorem je.

Z galaktického zorného úhlu se na pojem ekosféry zaměřili L. Carigiová aj., když zjistili, že pravděpodobnost vzniku života na planetách se zvyšuje, když interstelární prostředí v jejich okolí má vyšší metalicitu a dostatečnou četnost hvězd v jednotce plochy. Pro galaxii M31 (And) tak může život nejsnadněji vznikat ve vzdálenosti 4 – 7 kpc od jejího centra a v okolí hvězd starých 6 – 7 mld. let. Nicméně nejvíce hvězd s planetami v ekosférách se v této galaxii nalézá ve vzdálenosti 12 – 14 kpc a jejich průměrné stáří činí 7 mld. let. Autoři odhadli, že asi 11% hvězd této galaxie může mít primitivní život na planetách, které leží v jejich ekosférách, a v 6,5% případů tam může život dosáhnout komplexních forem. Autoři nakonec dospívají k závěru, že v galaxii M31 se životodárná oblast prostírá ve vzdálenostech 3 – 14 kpc od centra, a to na planetách starých 3 – 9 mld. let. Optimum stáří planet pro výskyt primitivního života činí 6 mld. let, a pro komplexní život 7 mld. let. V naší Galaxii se podobně vhodné podmínky pro život na planetách vyskytují ve vzdálenostech 7 – 9 kpc od centra, ale s rostoucím stářím Galaxie se tento poměrně plochý životodárný prsten plynule rozšiřuje. Naše Země se podle domněnky antropologa T. de Chardina zveřejněné již v r. 1922 brzy dostane do fáze noosféry, kdy si člověk začne předělávat prostředí na Zemi ve svůj prospěch.

Jak známo, v r. 1972 upozornili C. Sagan a G. Mullen na úzké hrdlo, jímž musel projít život na Zemi před 3,5 mld. let v době, kdy zářivý výkon Slunce byl o 30% nižší než dnes a zemské oceány se mohly pokrýt ledem (efekt sněhové koule), který má vyšší albedo než tekutá voda, takže by dlouhodobě nerozmrzly a život na Zemi by skončil. Nyní však E. Wolf a B. Toon propočítali třírozměrný klimatický model Země pro období před 2,8 mld. let, kdy zářivý výkon Slunce byl o 20% nižší než dnes. Přesto však oceány úplně nezamrzly, protože v atmosféře Země se tehdy nacházelo 1,5% CO₂ a 0,1% CH₄, což byl dostatečně účinný skleník, takže více než polovina plochy oceánů zůstala tekutá. Sněhové kouli by bylo zabránilo i pouhých 0,5% CO₂, což je ovšem 13krát vyšší zastoupení než v současné pozemské atmosféře.

N. Perez aj. upozornili na bohatý život ve vývěrech horké vody (tzv. černých kuřáků) na dně pozemských oceánů, kde tepelné záření vody (pásmo <1,3 μm) o teplotách v rozmezí 473 – 673 K slouží jako zdroj energie pro fotosyntézu a tím i prosperitu organismů. Odtud dovozují, že všude ve vesmíru, kde se tak přehřátá voda vyskytuje, by se mohl život uchytit. V poslední době pak snášejí mikrobiologové argumenty, že prarodiči všech domén byl organismus LUCA (Last Universal Common Ancestor), který se objevil před 4 miliardami let ve zmíněných černých kuřácích na dně oceánů, takže z tohoto hlediska představují produkty všech domén (včetně Homo sapiens) potomky LUCA. Proti klasické představě, že život na Zemi vznikl nejprve tam, kde pro to byly dnes nejvhodnější podmínky k jeho rozvoji, se tedy odborníci začínají přiklánět k názoru, že právě extremofily stojí u kořenů dnes tak košatého stromu života na Zemi a patrně i jinde ve vesmíru.

A. Siemion aj. sledovali v r. 2011 po dobu dvou měsíců pomocí obřího 100m radioteleskopu GBT v Green Banku v záp. Virginii celkem 86 hvězd, u nichž předtím družice Kepler objevila exoplanety s povrchovými teplotami 230 – 380 K, a dále též se soustavami s více než čtyřmi exoplanetami, popřípadě s výskytem alespoň jedné superZemě s oběžnou dobou >50 d. Hledali tam úzkopásmové (<5 Hz) rádiové emise v rozsahu frekvencí 1,1 – 1,9 GHz, které by byly dokladem, že se tam nacházejí technické civilizace II. typu podle Kardašovovy klasifikace (tyto civilizace využívají veškeré energie své mateřské hvězdy, popřípadě dalších srovnatelných zdrojů energie pro svou existenci), ale bezvýsledně.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

Jak uvedli A. Klotz aj., instalovala Evropská jižní observatoř (ESO) v r. 1998 na observatoři Azurového pobřeží v Calern severní robotický systém TAROT (Télescope ¸ Action Rapide pour les Objects Transitoires) a v r. 2006 identický systém na observatoři ESO La Silla v Chile. Jejich původním úkolem bylo nalézat optické protějšky ke krátkým vzplanutím záření gama (GRB) v době, kdy jejich polohy byly známy s nepřesností kolem 5°. K tomu cíli byly vybaveny zrcadly o průměru 0,25 m s krátkým ohniskem a zorným polem 2° x 2°, ale zejména vidlicovou montáží, která umožňuje po otevření odsuvné střechy nastavit teleskop do libovolného směru po celé obloze během <10 sekund. Zejména jižní dvojče v místě s více než 90% jasného nebe během roku se ukázalo jako mimořádně produktivní zařízení nejen pro původní účel, ale obecně pro veškerou synoptickou astronomii.

Od r. 2001 tak systémy TAROT absolvují kolem stovky poplachů ročně na základě akutních souřadnic přechodných jevů z družic BeppoSAX, INTEGRAL a Swift, takže našly optické protějšky pro 120 GRB, z toho 10 ještě během fáze vzplanutí gama. Díky severnímu TAROTu se podařila vůbec první optická identifikace GRB 970228, která po 30 letech nejistoty potvrdila, že jde o objekty v kosmologických vzdálenostech, čili s obrovským zářivým výkonem vyšším než u supernov. Ve "volném čase" pak sledují proměnné hvězdy typu RR Lyr s velmi podrobným pokrytím světelných křivek, objevují supernovy, ale věnují se i zákrytům hvězd planetkami a určování poloh geostacionárních umělých družic Země.

V r. 2013 pokračoval trend v zavádění hbitých robotických teleskopů s relativně malými rozměry optiky specializujících se na pozorování krátkodobých a rychle proměnných jevů. Mezi nimi vyniká dle D. Charbonneaua aj. systém MEearth skládající se z páru 8 robotických teleskopů o průměru primárních zrcadel 0,4m jednak v Arizoně (Mt. Hopkins; 2008) a jednak v Chile (Cerro Tololo, 2013). Název soustavy vychází z předpokladu, že červení trpaslíci třídy M mohou mít nejvyšší pravděpodobnost výskytu dvojníků naší Země (Earth) ve svých ekosférách. Podobný cíl sleduje i projekt APACHE (A PAthway towards the Characterization of Habitable Earths) v Italských Alpách pod vedením P. Giacobbeho s baterií 0,4m robotických teleskopů.

K. Al-Subai aj. provozují od konce r. 2009 kamery Qatar o průměru 0,4 m a světelnosti 2,8, resp. o průměru 0,2 m a světelnosti 2,0, v Novém Mexiku s cílem hledat zejména hmotné jupitery s oběžnou dobou kratší než 10 d. Předností systému je velké zorné pole 5,3°, resp. 11° a dosah až 15 mag. Autoři hodlají instalovat identické aparatury také na Kanárských ostrovech a v JAR.

Americký astronom-amatér E. Amarante zdokonalil populární Dobsonovu montáž svého reflektoru využitím principu, který svého času použil pro amatérské dalekohledy konstruktér palomarského pětimetru R. Porter. Díky této úpravě se výška okuláru nad terénem nemění; mění se jen azimut polohy okuláru.

R. Dekany aj. zkonstruovali aparaturu Palomar Adaptive Optics System (PALM-3000), jež představuje druhou generaci zobrazovače pomocí adaptivní optiky pro 5,1 Haleův teleskop na Mt. Palomaru. Nový systém navazuje na úspěch předešlé aparatury PALM-241, která byla na Palomaru uvedena do chodu již v r. 1999 a pokrývala blízkou infračervenou oblast v pásmu K (2,0 – 2,4 μm). Tak bylo možné sledovat jednak hnědé trpaslíky, ale též exoplanety kolem jasných hvězd buď přímým zobrazením, anebo též spektroskopicky. Nová aparatura se vyznačuje vyšším kontrastem (10^-7 na vzdálenost 1″) v pásmu 2,2 μm na úhlové ploše 6,4″ x 6,4″ a autoři již započali velkou přehlídku exoplanet po celé obloze.

J. Chae aj. instalovali v coudé ohnisku 1,6m nového slunečního teleskopu (NTT) rychlý ešeletový spektrograf, jenž dokáže pokrýt s vysokým spektrálním i časovým rozlišením celé vizuální a blízké infračervené spektrum sluneční chromosféry. Tak lze pohodlně studovat dynamiku sluneční atmosféry i vývoj protuberancí.

Podle J. Bochanskiho byly instalovány obří kamery u čtyřech obřích dalekohledů na západní polokouli. Mamutí aparaturu Dark Energy Camera (DEC) získal 4m Blankův teleskop na CTIO v Chile, v jejímž ohnisku pracuje mozaika 60 čipů CCD. Podobnou kameru se 60 čipy namontovali optici také na 3,5m teleskop WIYN na Kitt Peaku v Arizoně. Ještě mohutnější kameru Hyper Suprime-Cam instalovali Japonci u 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea, která má v ohnisku dokonce 112 čipů CCD - jde opravdu o těžkotonážní kameru vysokou 3 m a s hmotností 3 tuny. Jinou cestou šli odborníci u 4,3m teleskopu DCT (Discovery Channel Telescope; Happy Jack, Arizona), k němuž připojili zobrazovač LMI (Large Monolithic Imager; zorné pole 13 obl. minut) s monolitickým čipem 36 Mpix. To vše je ovšem pouhou předehrou k budoucímu 8,4m přehlídkovému teleskopu LSST v Chile s kamerou 3,2 Gpix, která má začít pracovat v r. 2022 (za účasti českých astronomů z Fyzikálního ústavu AV ČR).

8.2. Velké kosmické teleskopy

Spitzerův kosmický teleskop (SST; berylliové primární zrcadlo 0,85 m chlazené na teplotu 5,5 K) má za sebou již celé desetiletí velmi úspěšné činnosti. Prvních 6 let mohl pracovat i ve střední a daleké infračervené oblasti spektra (fotometrie do 160 μm; spektrofotometrie do 100 μm, a spektroskopie do 38 μm) ale i po spotřebování kapalného hélia v květnu 2013 stále pracuje při teplotě ≈30 K v blízké infračervené oblasti do vlnové délky 4,5 μm. Na své heliocentrické dráze se ovšem neustále vzdaluje od Země tempem 0,1 au/rok, což pochopitelně postupně snižuje tempo i kvalitu přenášených dat.

Podle očekávání získal SST jedinečné údaje o hvězdných kolébkách zastíněných chladný prachem a plynem, ale podařilo se mu i přímé zachycení infračerveného záření některých exoplanet a prozkoumat strukturu naší Galaxie zejména v oblasti kolem jejího centra. Největším překvapením byly zajisté objevy nejvzdálenějších a tudíž nejstarších galaxií, jejichž záření se vinou kosmologického červeného posuvu přesunulo z ultrafialového a optickém pásma až do infračerveného oboru. Srovnání se snímky hlubokých polí pomocí HST tak ukázalo, že SST dokáže zobrazit i galaxie, které na vizuálních fotografiích HST nejsou vidět a jde tedy v současné době o nejmocnější přístroj pro kosmologii.

Koncem dubna 2013 skončil vyčerpáním chladiva provoz infračerveného kosmického teleskopu Herschel (ESA s podporou NASA; cena projektu 1,1 mld. euro), jehož 3,5m zrcadlo pracovalo díky kapalnému heliu při teplotě 2,2 K. Herschel začal měřit v červenci 2009 v okolí Lagrangeova bodu L₂ soustavy Země-Slunce, tj. zhruba 1,5 mil. km od Země. Jeho přístroje pokryly široké pásmo infračerveného záření 55 – 672 μm, takže pronikly poprvé do předtím zcela neznámého okna elektromagnetického spektra. Herschel získal jedinečné údaje zejména o hvězdných kolébkách, výskytu vody v blízkém i vzdáleném vesmíru, dále pak o vývoji silně zaprášených svítivých infračervených galaxiích typu ULIRG (Ultra-Luminous InfraRed Galaxies), ale i o chladných obřích molekulových mračnech. Poskytl také údaje o chemickém složení atmosfér a povrchů planet, měsíců, planetek a komet Sluneční soustavy. Zpracování výsledků teleskopu Herschel se dosud věnovalo na 2,5 tis. odborníků, kteří připravili na 600 observačních projektů. Teleskop, jenž byl po technickém skončení mise (červen 2013) naveden na sluneční dráhu, otevřel cestu dalším unikátním přístrojům na Zemi (ALMA), ve stratosféře (létající observatoř SOFIA) i ve vesmíru (JWST).

H. Zinnecker uveřejnil údaje o parametrech a prvních výsledcích observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; společný projekt NASA a německé kosmické agentury DLR). Jde o 2,5m zrcadlo na palubě upraveného dopravního letadla B-747SP, které může operovat ve výškách až 13,7 km a startovat z různých letišť kvůli pozorování, která jsou závislá na konkrétní geografické poloze (zákryty hvězd planetkami apod.). V ohnisku dalekohledu jsou umístěny přístroje pro sledování pásem vlnových délek 5 – 40 μm a 130 – 240 μm. SOFIA tak objevila velmi hmotnou prahvězdu v mlhovině M42 v Orionu a dočasný prachový prsten o poloměru 1,5 pc kolem centra Galaxie. Dokázala také zmapovat rozložení zakázané čáry [C II] napříč Galaxií i okolních hvězdných soustav. V červnu 2011 se zdařilo pozorování zákrytu anonymní hvězdy Plutem, což umožnilo získat důležité údaje o atmosféře této trpasličí planety. SOFIA tehdy splnila technicky velmi náročný úkol trefit se do příslušné geografické polohy s přesností 100 km a ve správnou minutu. To z ní činí skutečně jedinečné astronomické zařízení, které navíc pracuje i v pásmech, v nichž družice Herschel neměla vhodná čidla.

Infračervená astronomie hraje čím dál tím větší roli, protože v zásadě může zkoumat velmi chladné objekty v blízkém i vzdáleném vesmíru, kde ji navíc nahrává okolnost, že vlivem rozpínání vesmíru se maxima elektromagnetického vyzařování posouvají i pro nejteplejší objekty z ultrafialového pásma do dlouhovlnné oblasti viditelného a blízkého infračerveného záření. Tak se stalo, že již zazimovaná družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; původní provoz od prosince 2009 do února 2011) byla v prosinci 2013 reaktivována s cílem pozorovat v pásmech 3,4 a 4,6 μm především planetky křižující zemskou dráhu. Projekt NEOWISE využívá skutečnosti, že WISE byla schopna během původní přehlídky sledovat dráhy 158 tisíc planetek, z toho 34 tisíc do té doby neznámých.

8.3. Mikrovlnná a radiová astronomie

Radioastronomové si v r. 2013 připomněli půlstoletí činnosti obřího nepohyblivého radioteleskopu o průměru kulového vrchlíku antény 305 m v Arecibu na ostrově Portoriko. Radioteleskop může sloužit také jako nejvýkonnější astronomický radar, ale těžištěm jeho práce se stala pasivní radioastronomie díky obrovské sběrné ploše antény (73 tis. m²) a výhodnému umístění v oblasti s minimálním rádiovým rušením. Jak známo, směr k zornému poli radioteleskopu závisí na poloze primárního ohniska, které je zavěšeno na lanech vysoko nad údolím, a lze jím v omezeném rozsahu manévrovat.

V průběhu doby se radioteleskop podílel na řadě velkých astronomických objevů, počínaje správným určením doby rotace Merkuru (59 d) a objevem ledu v jeho polárních impaktních kráterech v r. 1994, objevem pulsaru v Krabí mlhovině v r. 1968, prvního binárního pulsaru v r. 1974 a prvního milisekundového pulsaru v r. 1982. V r. 1994 se zasloužil o první nález exoplanet, jež navíc nečekaně obíhají neutronovou hvězdu (pulsar). Radar v Arecibu v srpnu 1989 poprvé určil tvar planetky křižující dráhu Země Již v r. 1974 odeslal rádiovou depeši ve směru ke kulové hvězdokupě M13 (Her, vzdálenost 25 tis. sv. let) s cílem oslovit případné civilizace ve hvězdokupě, která obsahuje statisíce hvězd. Radioteleskop dodnes slouží i projektu SETI@home - hledání inteligentních signálů v rádiovém šumu z vesmíru.

Událostí desetiletí se však stala slavnostní inaugurace (březen 2013) nejdražší a nejvýkonnější mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter Array) na náhorní plošině Llano de Chajnantor v chilských Andách (nadmořská výška 5 060 m; 68° z.d.; 23° j.š.; 54 parabol o průměrech 12 m a 12 parabol o průměrech 7 m pracujících v různých konfiguracích od zcela kompaktního pole o průměru 150 m až do nejširší základny 16 km; mikrovlnné pásmo 0,3 – 9,7 mm, tj. frekvence 31 – 950 GHz). Na projektu se podílela Evropská jižní observatoř ESO, dále pak konzorcia USA, Japonska, Tajvanu, Kanady, Jižní Koreje a Chile. Náklady na vybudování a základní provoz observatoře dosáhly 1,4 mld. dolarů. Stavba v extrémní nadmořské výšce započala v listopadu 2003. Jednotlivé antény o hmotnostech až 115 t se montovaly v hangáru v nadmořské výšce 2,9 km a dopravovaly se pak na náhorní plošinu dvěma transportéry o hmotnostech 130 t. Polohy antén při 192 různých konfiguracích je třeba znát s přesností 65 μm; přesnost tvaru parabol dosahuje 25 μm. Zobrazení astronomických objektů se uskutečňuje v superpočítači (2 korelátory), který má 134 mil. procesorů a operační rychlost 17 Tflops.

Zkušební provoz s 16 parabolami započal v září 2011 a plný vědecký provoz v lednu 2013. Počáteční účinnost aparatury 94% byla s ohledem na složitost celého zařízení neuvěřitelně vysoká. Poslední antény byly instalovány v říjnu 2013. Vědecký provoz observatoře je řízen pomocí regionálních center v Evropě, Severní Americe a Východní Asii. Evropské centrum se dále dělí na několik subcenter, takže například subcentrum pro výzkum Slunce se nachází v Ondřejově. Již zkušební měření potvrdila vynikající technické parametry obří observatoře. Úhlové rozlišení ALMA je až 5x vyšší než u HST a 10x vyšší než u americké aparatury VLA na observatoři Socorro v Novém Mexiku, přičemž ALMA vykazuje o dva řády větší citlivost než VLA pro bodové zdroje rádiového záření. Pozorování probíhají velmi rychle, například měření červeného posuvu spektrálních čar z = 5,7 v galaxii vzdálené od nás 3,9 Gpc zabralo konfiguraci s pouhými 16 anténami jen 19 min expozičního času.

Již během roku 2013 se ALMA proto stihla věnovat různorodým výzkumům: astrochemii (molekuly a izotopy prvků ve Sluneční soustavě i ve vzdáleném vesmíru; chemické složení jader a kom komet; původ vody na Zemi), atmosférám planet a jejich měsíců, tvorbě a vývoji hvězd i celých galaxií, aktivním jádrům galaxií (AGN) a jevům v okolí černých veleděr, jakož i podrobnostem vzhledu gravitačních čoček.

M. van Haarlem aj. uvedli podrobnosti o gigantickém evropském radioastronomickém projektu LOFAR (LOw-Frequency ARray), jehož koncepci navrhli holandští radioastronomové, ale sám projekt se stal již mezinárodním, protože 20 tisíc antén této obří soustavy pokrývá území řady evropských států od Velké Británie a Francie přes Holandsko, Německo a Švédsko. Na rozdíl od všech dosavadních zařízení jsou antény LOFAR všesměrové a nehybné. Zaměření aparatury na konkrétní cíle se dociluje pomocí proměnného zpožďování fází signálu z jednotlivých antén, takže jde fakticky o softwarový radioteleskop, jehož nejdražší složkou je právě elektronika. Aparatura pracuje v pásmu nízkých frekvencí 10 – 240 MHz (vlnové délky 1,25 – 30 m) a na frekvenci 15 MHz dosahuje citlivosti 1 mJy.

Jádrem aparatury je superpočítač v Groningen, který řídí provoz všech antén i ukládání dat s úložnou kapacitou 2 PB. Přístrojové centrum LOFAR se pak nalézá poblíž obce Exloo na severovýchodě Holandska, kde je hustě instalováno 24 skupin antén. V Holandsku je pak rozmístěno dalších 14 skupin antén, což dává délky základen pro interferometrii až 100 km. V okolních státech je pak instalováno dalších 8 skupin antén s délkami interferometrických základen přes 1 tis. km. Úhrnná sběrná plocha LOFAR dosahuje 300 tis. m². Pozorovací údaje v archivu observatoře jsou přístupné všem radioastronomům světa. Od aparatury se očekávají průkopnické výsledky zejména o průběhu reionizace vesmíru od éry šerověku raného vesmíru, tj. pro časy 50 – 950 mil. let po Velkém třesku. LOFAR se však hodí i pro pozorování spršek kosmického záření s energií primárních částic až 10²² eV a pro další objevitelské programy v tomto zanedbaném okně elektromagnetických signálů z blízkého i vzdáleného vesmíru.

Další velký radioteleskop pro pásmo milimetrových vln byl uveden do provozu v mexickém státě Puebla na vrcholu sopky Sierra Negra (4 600 m n.m.; 19° s.š.). Jeho parabola bude mít rekordní průměr 50 m a může pracovat v rozmezí vlnových délek 0,85 – 4 mm (frekvence 75 – 353 GHz), protože přesnost povrchu paraboly dosahuje 75 μm. Společný mexicko-americký projekt zatím pracuje s průměrem 32 m. Jeho zorné pole o průměru 8 obl. minut stačí pro výzkum galaxií v kosmologických vzdálenostech, ale také ke studiu černých veleděr v Místní soustavě galaxií.

N. Kardašev aj. publikovali první výsledky činnosti kosmického radioteleskopu Radioastron, jenž byl 18. července 2011 vypuštěn na protáhlou (výstřednost e = 0,7) geocentrickou dráhu s přízemím 577 km, ale s odzemím ve vzdálenosti 337 tis. km od Země. Radioteleskop obíhá kolem Země v periodě 8,5 d, přičemž největší část oběžné doby stráví podle Keplerova zákona v okolí odzemí, takže ve spolupráci s pozemními radioteleskopy jde o suverénně nejvýkonnější radiointerferometr na světě s úhlovým rozlišením až 70 obl. mikrovteřin, tedy alespoň o řád lepším, než dosahují největší pozemní interferometry VLBI a VLBA. S takto rekordním rozlišením autoři získali první rádiové snímky galaxií s aktivními jádry (AGN) Cen A a M87 (Vir)

Radioastronomie se však v r. 2013 ocitla před jednou z největších záhad od svého vzniku po druhé světové válce. Začalo to nenápadně v r. 2007, kdy si americký student D. Narkevic australského radioastronoma D. Lorimera všiml v archivu dat z 64m radioteleskopu v Parkesu podivného silného (30 Jy!) kratičkého (<5 ms) záblesku, který zpracovatelský software vyhodnotil jako poruchu. Zmíněný úkaz se odehrál 24. 7. 2001 a zdroj signálu musel být od nás vzdálen ≈500 Mpc, takže energie záblesku dosáhla ≈10³² J. Teprve v r. 2013 D. Thornton aj. našli při hledání pulsarů v Parkesu další čtyři takové úkazy, vyznačující se silnou disperzí signálu, tj. nejdříve přišel záblesk na vyšších rádiových frekvencích, ale ten bleskurychle sjel dolů k nižším frekvencím. To se v radioastronomii považuje za jasný důkaz velké (kosmologické) vzdálenosti rádiového zdroje, v těchto případech 1,4 – 3,0 Gpc.

Navzdory kosmologické vzdálenosti byla v těchto případech rádiová energie vyzářená v rychlých rádiových záblescích (Fast Radio Bursts = FRB) překvapivě vysoká (10³¹ – 10³³ J; pásmo 1,4 GHz; rádiové toky až 8 mJy), když uvážíme, že rozměry záhadných zdrojů nemohou být větší než 300 km. Všechny úkazy se vyskytly ve vyšších galaktických šířkách, tj. mimo rovinu naší Galaxie. Autorům těchto pozorování bylo jasné, že pokud jsou zmíněného úkazy reálné, tak budou dokonce velmi časté, ale těžko se dají kvůli extrémně krátké době trvání pozorovat, protože je automatické zpracování údajů z velkých citlivých radioteleskopů vyřadí jako poruchy. Podle D. Lorimera je tedy dobře možné, že velké pozemní radioteleskopy by při sledování celé oblohy nalezly až 10 tisíc FRB denně! V zorném poli 30 čtv. stupňů by se tak v průměru každou hodinu dal najít FRB s rádiovým tokem 30 Jy, pokud by časová rozlišovací schopnost velkého radioteleskopu dosáhla 1 milisekundy. Radioteleskop v Parkesu má však pro tento účel značnou nevýhodu, protože jeho úhlová rozlišovací schopnost je nízká, takže polohy FRB jsou tak nepřesné, že to nestačí k identifikaci galaxie, z níž konkrétní záblesk přichází.

O první výklad povahy tajemných záblesků FRB se pokusili H. Falcke a L. Rezzolla, kteří odhadují, že v průměrné galaxii se odehraje jeden takový úkaz za tisíc let, což je řádově desetkrát méně, než v nich za stejnou dobu vzplane supernov třídy II (kolapsarů velmi hmotných hvězd), ale naopak tisíckrát více, než kolik se v nich vyskytne zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Zmínění autoři proto považují za nejpravděpodobnější, že zdrojem FRB jsou rychle rotující neutronové hvězdy s vysokou hmotností, jejichž rotace se plynule brzdí řádově milion let od vzniku neutronové hvězdy, takže zmenšující se odstředivá síla rotace náhle nedokáže zabránit gravitačnímu zhroucení hmotné neutronové hvězdy na černou díru. V té chvíli se bleskově vyzáří zásoba energie v magnetosféře neutronové hvězdy v podobě kratičkého rádiového signálu o extrémně vysokém zářivém výkonu.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Veleúspěšná družice Kepler s plánovanou životností do konce r. 2012 vynikla masivním objevováním exoplanet v polích o celkové plošné výměře 105 čtv. stupňů, ale také v asteroseismologii a objevování proměnných hvězd. Proto NASA prodloužila její podporu na další 4 roky. Jenže už 15. května 2013 selhalo druhé ze čtyř reakčních kol, jež umožňují přesnou pointaci v zorných polích projektu. V té době už měla družice na svém kontě >2 700 kandidátů na exoplanety a 132 potvrzených exoplanet, ale technici NASA začali ihned promýšlet možnosti, jak tuto jinak stále funkční družici resuscitovat. Družice Kepler se ovšem postupně vzdaluje od Země průměrným tempem 16 mil. km/rok, protože její oběžná doba kolem Slunce 372,5 d je zřetelně delší než perioda oběhu Země. V době poruchy byla již 64 mil. km od Země. Během léta 2013 se technici marně pokoušeli softwarově "opravit" alespoň jedno ze zadřených kol. Pro přesnou pointaci jsou totiž tři reakční kola nutná, ale jedno kolo lze například nahradit zapínáním jemných trysek pomocných raketových motorků.

Technici zkoumali i další možnosti záchrany družice až do konce října 2013. V listopadu 2013 NASA oznámila, že se patrně podaří družici Kepler oživit ve změněném režimu pozorování. Družice se se bude každých 83 dnů posouvat podél ekliptiky tak, aby se Slunce nedostalo do zorného pole, ale současně tlak slunečního záření na družici poslouží jako virtuální třetí kolo. V tomto novém módu K2 se částečně změní i vědecký program pozorování, tj. kromě hledání exoplanet přibude také objevování supernov, sledování proměnnosti galaxií AGN a studium otevřených i kulových hvězdokup.

Koncem dubna 2013 skončila svou rovněž mimořádně úspěšnou činnost evropská infračervená družice Herschel (start v květnu 2009; cena 1,1 mld. euro) vybavená dosud největším zrcadlem v kosmu o průměru 3,5 m, jež bylo chlazeno na teplotu 2 K a pracovala v okolí Lagrangeova bodu L₂ soustavy Slunce-Země. Během více než 3,5 roku vykonala přes 35 tis. pozorování objektů blízkého i hlubokého vesmíru ve střední a daleké infračervené oblasti spektra. Důvodem k ukončení provozu bylo vyčerpání 2,3 tis. litrů kapalného hélia pro chlazení. Družice byla navedena v červnu 2013 na sluneční dráhu, aby se v budoucnu nesrazila se Zemí. Podobně se vedlo i další družici Planck (ESA; cena 700 mil. euro) pro studium fluktuací a polarizace reliktního záření, jež byla vypuštěna současně s Herschelem raketou Ariane 5 rovněž do okolí bodu L₂, kde pracovala od července 2009 do ledna 2012 s přijímačem pro 6 pásmem vysokých frekvencí (100 – 857 GHz; vlnové délky 0,35 – 3 mm) při ochlazení aparatury na 0,1 K (!) - šlo o nejchladnější místo v celém pozorovaném vesmíru. Po vyčerpání zásob hélia-3 pokračoval ještě přijímač (chlazený héliem-4 na teplotu 20 K) pro 3 pásma nižších frekvencí (30 – 70 GHz; 4,3 – 10 mm) až do začátku října 2013. Ihned poté byla i tato družice odvedena z původní periodické dráhy a definitivně odkloněna na heliocentrickou dráhu 23. října 2013.

Těsně před Vánoci 2013 odstartovala evropská astrometrická družice Gaia pomocí ruské rakety Sojuz ST-B z kosmodromu Kourou. Jejím cílem byl již často využívaný Lagrangeův bod L₂ soustavy Slunce-Země, z jehož okolí bude po dobu 5 let vykonávat měření poloh, paralax, vlastních pohybů, jasností (pásmo 320 – 1 000 nm) a spekter (pásmo 847 – 874 nm) hvězd jasnějších než 20 mag napříč Galaxií. Její vzdálenost od Země bude díky pohybu podél Lissajousových křivek vůči bodu L₂ kolísat v rozmezí 263 – 707 tis. km, takže pro úspěch projektu bude potřebí družici opticky zaměřovat ze Země. K překvapení odborníků se však družice v těchto vzdálenost jeví podstatně slabší, než se čekalo, což zvyšuje nároky na pozemní sledování.

Obecně se očekává, že družice proměří polohy, paralaxy a vlastní pohyby hvězd až do vzdálenosti 10 kpc, čímž se podaří sestrojit poměrně přesnou trojrozměrnou mapu rozložení hvězd v Galaxii. Pro každou hvězdu budoucího katalogu 1 miliardy objektů by měla družice získat za tu dobu 70 měření. Přesnost poloh by měla být zaručena na 7 obl. mikrovteřin pro hvězdy jasnější než 10 mag a 100 – 300 mikrovteřin pro hvězdy 20 mag. Pro 40 mil. hvězd by mohla získat vlastní pohyby s přesností <0,5 km/s. Družice by dále mohla objevit tisíce exoplanet pomocí přesné astrometrie mateřských hvězd i metodou tranzitů. Družice je vybavena dvěma kamerami s obdélníkovými zrcadly o rozměrech 1,45 x 0,5 m, jejichž optické osy spolu svírají úhel 106,5°. V ohnisku každé kamery se nachází mozaika 106 čipů CCD, takže její kapacita dosahuje téměř 938 Mpix. První katalog družice Gaia se očekává v r. 2021. Celkové náklady projektu se odhadují na 740 mil. euro, ale díky tomu budou mít astronomové nadlouho postaráno o prvotřídní data o rozložení a vlastních pohybech hvězd v naší Galaxii.

T. Howard oznámil, že americká aparatura SMEI (Solar Mass Ejection Imager), která odstartovala v lednu 2003 a fungovala na polární dráze ve výši 840 km nad Zemí až do konce září 2011, pořizovala trojrozměrné snímky koronálních výtrysků hmoty a poruch ve slunečním větru do vzdáleností 3 au od Slunce. Kromě toho snímkovala zodiakální světlo i protisvit, oddělování kometárních chvostů, družice na oběžné dráze kolem Země, ale i částice kosmického smetí. Věnovala se však také sledování proměnných hvězd, zejména pak náhlých vzplanutí na jejich povrchu.

Při vypouštění kosmických sond k planetám využili odborníci ke zkrácení přeletu gravitačního praku (urychlení sondy v gravitačním poli některé planety) poprvé již v r. 1973, kdy americká NASA vyslala kosmickou sond Mariner 10 k Venuši, kolem níž sonda proletěla v únoru 1974, čímž si zároveň usnadnila cestu k Merkuru, kolem něhož proletěla poprvé koncem března 1974, podruhé koncem září téhož roku a potřetí v polovině března 1975, kdy se přiblížila k jeho povrchu na vzdálenost 327 km. Díky těmto manévrům sonda zobrazila téměř polovinu Merkurova povrchu s vyšším rozlišením.

Po tomuto úspěchu dostala zelenou tzv. Velká cesta průletu sond kolem obřích planet Sluneční soustavy, která se může uskutečnit vždy v intervalu zhruba 175 let. Odborníci na nebeskou mechaniku propočítali na 10 tisíc trajektorií a nakonec vybrali dvě z nich. Průlety kolem Jupiteru, Saturnu a Uranu tak zkrátily dolet k Neptunu na 12 let, kdežto samostatný let k Neptunu bez gravitačních praků by trval 30 let. První sonda Voyager 2 odstartovala 20. srpna 1977 a Voyager 1 ji následoval 5. září 1977 po rychlejší dráze, takže proletěl kolem Jupiteru a jeho měsíce Io již 5. března 1979, kdežto Voyager 2 až 9. července téhož roku. Voyager 1 pak proletěl kolem Saturnu a jeho největšího měsíce Titanu již 12. listopadu 1980, zatímco Voyager 2 až 25. srpna 1981. Zatímco Voyager 1 pomocí těchto manévrů opustil pásmo ekliptiky, pokračoval Voyager 2 k Uranu (průlet 24. 1. 1986) a Neptunu s Tritonem (průlet 25. 8. 1989).

Obě sondy fungují dodnes a předávají stále údaje z hranice heliopauzy. D. Gurne aj. a M. Swisdak aj. potvrdili, že v srpnu 2012 sonda Voyager 1 definitivně překročila hranici heliopauzy a nyní již letí interstelárním prostředím. V r. 2013 byl Voyager 1 vzdálen 124 au a Voyager 2 100 au od Slunce. Každým rokem tyto vzdálenosti nyní vzrůstají zhruba o 3,6 au. Výkon radioizotopových generátorů na palubě sond dosahuje stále ještě 315 W, ale každoročně se snižuje o 4 W.

Stojí jistě za zmínku, že po celou tu dlouhou dobu řídí projekt jediný šéf Dr. Edward Stone (*1936), který za tu dobu popsal už 44 sešitů poznámek o letu. Nestane-li se něco nepředvídaného, bude s oběma sondami udržováno oboustranné spojení až do r. 2025, což je už teď na zápis do Guinessovy knihy rekordů. Voyager 1 směřuje ke hvězdě AC+79 3888 (= Gliese 445; 11 mag; sp. M3.5; 0,32 R_☉; 0,2 M_☉; vzdálenost od Slunce 5,4 pc) v souhvězdí Žirafy, k níž se přiblíží za 40 tis. let na minimální vzdálenost 0,5 pc, zatímco Voyager 2 se za 300 tis. let přiblíží k Síriovi (CMa; -1,5 mag; vzdálenost 2,6 pc) - v obou případech ovšem jako již dávno nefunkční tělesa, nesoucí však digitální poselství případným mimozemšťanům.

Od r. 2007 se do kosmického výzkumu Měsíce zapojila také Čína, jež nejprve vyslala k Měsíci umělou oběžnici, o dva roky později řiditelnou impaktní sondu, další rok nízko létající oběžnici s cílem najít dobré místo pro měkké přistání a konečně před Vánoci 2013 dopravila na Měsíc své první 120 kg vozítko Yutu na palubě sondy Čchang-e 3. (Mimochodem, jde o první měkké přistání na Měsíci po 37 letech.) Vozítko s podpovrchovým radarem může jezdit rychlostí až 200 m/h a zvládne i svah stoupající pod úhlem 30°. Přistávací modul je navíc vybaven širokoúhlou ultrafialovou kamerou pro zkoumání zemské plazmosféry.

Americká NASA zahájila pokusy o fotonový internet ve Sluneční soustavě. V meziplanetárním prostoru nejsou mraky, takže je možné využít daleko vyšších frekvencí elektromagnetického záření než v rádiovém oboru spektra. Světelné signály jsou navíc netečné vůči rádiovému rušení a mohou být lépe kolimovány, takže spojení je rychlejší a kvalitnější. V r. 2013 byly vypuštěny sonda LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer; 6. září; NASA) a 6,6t geostacionární družice Alphasat (25. 7.; ESA) vybavené optickou telekomunikací, která může zrychlit interplanetární přenosy dat až o pět řádů. LADEE pokusně předávala data od Měsíce k Zemi tempem 622 Mbps. Je nejvyšší čas, protože plánované robotické sondy i družice budou vysílat obrovské objemy dat řádu petabytů.

Čím dál tím více se v nepilotované kosmonautice prosazují iontové motory proti klasickému raketovému pohonu tryskáním žhavých plynů. Energetická účinnost iontového motoru je totiž více než padesátkrát vyšší než u chemického pohonu raketami. Xenonový iontový motor dociluje specifického tahu 110 N na 1 kW příkonu, kdežto chemický tryskový pohon jen 2 N na 1 kW. Navíc je iontový motor zcela tichý a zůstává během provozu docela studený.

D. Liedahl aj. přišli s myšlenkou likvidovat nebezpečné kosmické smetí na nízkých drahách pomocí pulsních pozemních laserů, které by ohřátím smetí zbrzdili jejich rychlost a tak je přivedli k rychlému spálení v hustých vrstvách zemské atmosféry. C. Hubaux a A. Lemaitre ukázali, jak jednak tlak slunečního záření na kosmické smetí, ale také průlet smetí stínem Země ovlivňují výrazně životnost smetí na oběžných drahách kolem Země. Podle očekávání je vliv těchto faktorů na zbrzdění smetí tím silnější, čím vyšší je poměr plochy smítka k jeho hmotnosti.

8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy

E. Pearson aj. zveřejnili katalog energetického toku 500 tis. zdrojů v submilimetrové oblasti na základě pozorování infračerveným kosmickým teleskopem Herschel ve třech frekvenčních pásmech 250 μm; 350 μm a 500 μm, tj. pro frekvence 600; 857 a 1 200 GHz. Z rozložení toku energie v těchto spektrech lze pak určit dokonce i hodnoty kosmologického červeného posuvu submilimetrových zdrojů, což v tomto případě dává pro vzorek 40 objektů střední hodnoty vzdáleností po řadě pro zmíněná tři pásma: 2,6; 3,1 a 3,4 Gpc. Nejbližší submilimetrový zdroj se nachází ve vzdálenosti 1,6 Gpc a nejvzdálenější 3,7 Gpc.

M. Skrutskie aj. publikovali na základě infračervené (pásma 1,25 μm; 1,65 μm a 2,17 μm) přehlídky 2MASS (1,3m teleskopy na observatořích Mt. Hopkins v Arizoně a poblíž města La Serena na CTIO v Chile) katalog objektů v tzv. opomíjeném pásmu naší Galaxie. Oblaka studeného prachu a plynu v tomto pásmu zabraňují vidět ve vizuálním oboru spektra vzdálenější objekty Galaxie, ale také okolních, zejména vzdálenějších galaxií. Naproti tomu v blízké infračervené oblasti je Galaxie průhledná a autorům se tak podařilo najít více než 170 hnědých trpaslíků, kteří jsou ve skutečnosti daleko četnějšími objekty než červení trpaslíci, ale protože v nich neprobíhají termonukleární reakce, nejsou opticky pozorovatelní.

J. Grindlay aj. se pustili do neobyčejně pracného projektu digitalizace přehlídkových snímků oblohy Harvardovy observatoře, pořízených s jednou přestávkou (1953-1960 vinou tehdejšího ředitele D. Menzela, který projekt považoval za zbytečný) v letech 1890-1990 jednak na severní, ale i na jižní polokouli (v Peru). Projekt dostal jméno DASH (Digital Access to a Sky @ Harvard) a týká se téměř 525 tisíc fotografických desek formátu 200 x 255 mm o úhrnné hmotnosti 170 tun (!), které navzdory svému stáří jsou nesmírně cenným pokladem pro rozmanité astronomické účely. Projekt digitalizace začal v r. 2004, ale zpočátku postupoval velmi pomalu. Autoři museli například vyvinout přístroj pro očištění desek uchovávaných v papírových obalech, a následně sehnat peníze na drahý profesionální skener, který dokáže dvě desky zdigitalizovat za 1,5 minuty.

Příprava desek a vlastní skenování, na němž se podílí stěží 10 pracovníků, umožňuje za den zpracovat nanejvýš 400 desek. Proto se desky neskenují podle data pořízení, ale podle naléhavosti, například přednost mají pole sledované družici Kepler, snímky pokrývající Velké Magellanovo mračno a oblast kolem severního galaktického pólu, kde je potřebí oskenovat na 45 tisíc desek. Koncem roku 2013 bylo zdigitalizováno jen 10% archivu. Jedinečnost přehlídky spočívá pochopitelně v její stoleté délce a velkém počtu snímků.

Druhý největší takový archiv má německá observatoř v Sonnebergu. Pokrývá časový interval 60 let a obsahuje 240 tisíc fotografických desek. I tyto snímky se nyní digitalizují, ale pouze na objednávku konkrétního pole. Naproti tomu moderní digitální přehlídky jsou nanejvýš několikaleté, což je astronomicky vzato pouhý okamžik. Mezi nimi vyniká přehlídka Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) s primárním zrcadlem o průměru 1,8 m se zorným polem o průměru 3° v jehož ohnisku se nachází mozaiková digitální kamera s kapacitou 1,4 Gpix. Přístroj pracuje od května 2010 na vrcholu sopky Mauna Haleakala a pořizuje opakovaně snímky celé oblohy dostupné z Havaje v pěti optických a infračervených filtrech. Fotometrie je přesná na <0,01 mag. Do počátku roku 2012 byla podle E. Magniera aj. každá část oblohy snímkována minimálně dvakrát, ale v průměru téměř osmkrát. Na každém čtverečním stupni oblohy je nyní změřena jasnost alespoň tisíc hvězd s jasnostmi 12,5 – 19 mag, které slouží jako kalibrace pro další objekty v poli.

A. Majcher aj. instalovali dvě širokoúhlé kamery projektu "π na obloze" ("PI on the Sky"), jež pracují od března 2011 jednak v jižním Španělsku (El Arenosillo), a jednak v severním Chile (Las Campanas). Projekt je zaměřen na krátkodobé optické záblesky jako jsou např. optické protějšky GRB, ale i na miniaturní křížiče zemské dráhy, popřípadě na odlesky na větších úlomcích kosmického smetí. Protože každou noc mohou oba dalekohledy sledovat společně určité úseky oblohy, lze odlišit snadno úkazy ve Sluneční soustavě od záblesků v hlubokém vesmíru díky paralaxe lokálních objektů. Předností obou kamer je zorné pole o průměru 21°, takže celou oblohu lze sledovat opakovaně s vysokou kadencí.

Na severní obloze změřil A. Landolt dalekohledy na arizonských observatořích na Kitt Peaku a ve Flagstaffu 243 hvězd v rozsahu vizuálních jasnosti 9 – 16 mag a s deklinacemi >+50°, které slouží jako primární širokopásmové standardy. Měření zabrala 98 nocí během 17 let, aby bylo relativně jisté, že jde o neproměnné hvězdy.

G. Kordopatis aj. zveřejnili 4. vydání údajů o vzdálenostech teplotách, gravitačním zrychlení, metalicitě, radiálních rychlostech a zastoupení chemických prvků (Mg, Al, Si, Ti, Fe, Ni) pro >480 tisíc hvězd v projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment), který probíhá od r. 2003 u 1,2m Schmidtovy komory U.K. na Australské astronomické observatoři Siding Spring v široké mezinárodní spolupráci řízené observatoři v Postupimi v Německu. Přesnost v určení vzdáleností hvězd dosahuje ovšem jen 20%, ale radiální rychlosti jsou přesné na ±1,5 km/s. Porovnání vzdáleností bezmála 19 tis. z projektu RAVE s týmiž údaji družice HIPPARCOS však dopadlo podle C. Francise aj. velmi příznivě - rozdíly nepřesáhly pouhá 2% . Prakticky to znamená, že z databáze RAVE lze určit se slušnou přesností složky prostorového pohybu Slunce vůči lokálnímu klidovému těžišti (15; 15; 7 km/s). Rovněž se potvrdila dobrá shoda pohybů hvězd s průběhem spirálních ramen naší Galaxie.

N. Zacharias aj. jsou autory 4. vydání astrometrického katalogu UCAC4 americké Námořní observatoře, jenž byl dokončen v srpnu 2012 a obsahuje >113 milionů objektů (!); z toho u 105 milionů jsou k dispozici i jejich vlastní pohyby. Polovina hvězd má pětibarevnou fotometrii. Je téměř neuvěřitelné, že tento gigantický katalog byl pořízen přesným 0,2m refraktorem a každý objekt do 16. mag (R) byl snímám na čip CCD alespoň 4krát.

E. Hamdenová aj. využili měření družice GALEX (Galaxy Evolution Explorer) v daleké ultrafialové oblasti (FUV: 134 – 167 nm) k proměření difuzního záření FUV na 65% oblohy. Porovnání s mapou v dalekém infračerveném pásmu 100 μm prokázalo, že difuzní záření vzniká rozptylem FUV záření hvězd na shlucích interstelárního prachu.

M. Ackermann aj. zveřejnili po tříletém sběru dat z družice Fermi první katalog 514 bodových zdrojů záření gama s energiemi >10 TeV, pozorovaných širokoúhlou kamerou LAT (Large Area Telescope). Z této databáze se podařilo 87% zdrojů podařilo ztotožnit s již známými objekty v jiných spektrálních pásmech. Jde především z plných 3/4 o galaxie s aktivními jádry (AGN), a 5% patří mezi energetické pulsary.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Halton ARP (*1927; galaxie a kvasary); Stirling COLGATE (*1925; jaderná astrofyzika); George COLLINS II. (*1937; stelární astrofyzika); Raynor DUNCOMBE (*1917; astronomická geodézie); John HADJIDEMETRIOU (*1937; nebeská mechanika); George HERBIG (*1920; vznik hvězd); Albert JONES (*1920; amatér pozorovatel); Gustav KREJČÍ (*1920; knihovník ASU ČSAV, Ondřejov); Patrick MOORE (1923-2012; popularizátor); Wallace SARGENT (1935-2012; astrofyzika); Július SÝKORA (*1940; sluneční fyzika); Zdeněk ŠVESTKA (*1925; sluneční fyzika); Chia Chiao LIN (*1916; hydrodynamika galaxií); Masatoshi KITAMURA (1926-2012); dvojhvězdy); Margherita HACKOVÁ (*1922; stelární astrofyzika); Dimitri MIHALAS (*1939; atmosféry hvězd); Jorge SAHADE (1915-2012; dvojhvězdy); Ivan ŠOLC (*1927; astronomická optika); Jozef ŽIŽŇOVSKÝ (*1946; stelární astrofyzika); Gart WESTERHOUT (1927-2012; radioastronomie).

9.2. Ceny a vyznamenání

V r. 2013 získali Nobelovu cenu za fyziku P. Higgs a F. Englert za práce publikované v r. 1964, v nichž předpověděli existenci nové částice s vysokou energií, jež byla v r. 2012 potvrzena pomocí urychlovače LHC. Historie jejího objevu je však složitější, jak uvedl R. Van Noorden v časopise Nature v říjnu 2013. Cestu k objevu totiž otevřel již v r. 1932 Carl Anderson objevem pozitronu v kosmickém záření. První teoretické práce na téma existence nové částice zveřejnili R. Brout a F. Englert v srpnu 1964 a o tři týdny později P. Higgs. V dalších měsících publikovali důležité studie T. Kibble, G. Guralnik a C. Hagen ale vědecká veřejnost nevěnovala těmto studiím pozornost, protože nikdo nevěděl, jak spočítat vlastnosti nové částice. O tento průlom se postaral až G.'t Hooft v r. 1971. Teprve v této práci autor podpořil tehdejší vágní úvahy složitou matematikou, a tak se otevřela cesta k dlouhému a nákladnému honu na "Higgsův boson". Ten vyvrcholil úspěšnými experimenty urychlovače LHC v červenci 2012, při nichž byl objeven boson s energií ≈126 GeV. To znamená, že celkem minimálně osm osobností přispělo k objevu, a bohužel jen dva z nich byli oceněni Nobelovou cenou. Podle názoru autora článku by se částice objevená LHC měla korektně označovat šílenou zkratkou ABEGHHK'tH, a kolektiv LHC by měl dostat výjimečné ocenění za gigantické úsilí, které teorii báječně potvrdilo.

Další mezinárodní ceny r. 2013
Walter ALVAREZ (Barringerova m. Meteorit. spol.; obří impaktní kráter K/T); Tim BERNERS-LEE (c. královny Alžběty; komunikace WWW); Roger BLANDFORD (Zlatá m. RAS; rtg. teoretická astrofyzika); William BORUCKI (m. H. Drapera NAS; exoplanety); Ahmed El Goresy (Leonardova m. Meteorit. spol.; vzorky z programu Apollo); James GUNN (m. Bruceové ASP; kamery HST a SDSS); Stephen HAWKING (c. Nadace pro fundamentální fyziku);); Roy KERR (c. Společnosti A. Einsteina; rotující černé díry); Vjačeslav MUCHANOV a Alexej STAROBINSKIJ (Gruberova c.; kosmologie);

Domácí ceny
Pavel GABZDYL (Littera Astronomica, EAS); Marián KARLICKÝ (Nušlova c., EAS); David NESVORNÝ (Kopalova předn., EAS; planetky); Český tým (XVIII. IAO; 3 bronzové m.); Michal RAČKO a Miroslav GAŠPÁREK (7. IOAA; zlaté m.); Lukáš TIMKO (dtto, stříbrná m.); Pavel ŠTARHA (Zemanova c., EAS; astrofotografie).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

H. Okita aj. měřili kvalitu atmosféry pro astronomická pozorování v Antarktidě na dómu Fuji v zeměpisné šířce -77,3° a v nadmořské výšce 3,8 km. Ve výšce 11 m nad terénem byla kvalita obrazu v optickém pásmu 472 nm často lepší než 0,2″ a medián dosáhl 0,52″. To jsou lepší hodnoty než pro populární dóm C, který má hraniční vrstvu 30m nad terénem a nejlepší kvalita obrazu dosahuje 0,3″. Vůbec nejvyšší je dóm A, kde je hraniční vrstva ve 14 m. K testování používal jasnou hvězdu Canopus (Car), která je poblíž jižního pólu cirkumpolární a dosahuje zenitových vzdálenosti 25 – 50°. Autoři též uvedli, že hvězdy lze tam pozorovat i ve dne, například téměř po celý leden r. 2013. L. Wang aj. pracovali na observatoři dómu A v zimě r. 2010 během noci dlouhé 183 dnů. V červenci mohli měřit po dobu 631 h (85% doby bylo jasno) a celkem za celé období měřili po dobu 2,5 tis. h (57% jasno). Měřili jasnosti >9 tis. hvězd do 15. mag na ploše 23 čtv. stupňů oblohy. Pozorovali tak světelné křivky 188 proměnných hvězd, z toho bylo 67 nově objevených. Pochvalovali si velmi kvalitní pozorovací podmínky, tj. prakticky nulovou scintilaci a bezvětří, extrémně nízký obsah vodní páry a téměř stálou výšku pozorovaných objektů nad obzorem, což usnadňuje redukce na extinkci ovzduší. Nezmiňují se o překážce v podobě extrémně nízké venkovní teploty, takže zřejmě ovládali dalekohled z teplého úkrytu.

Lesní požáry ohrozily vinou období veder s teplotami až 40° C známou australskou observatoř Siding Spring, kde v neděli 13. ledna 2013 zničily služební domy astronomů i ředitele observatoře; celkem padlo za oběť plamenům 50 domů. Naštěstí nedošlo k žádnému zranění a přístroje v kopulích přežily.

Zatímco australské astronomy ohrožují požáry, astronomům v USA hrozí vinou úsporných opatření vlády, že brzy budou muset řadu znamenitých přístrojů zavřít. Největší riziko hrozí v r. 2018 proslulé Lickově observatoři na Mt. Hamiltonu v Kalifornii. Observatoř byla založena v r. 1888 a jejím hlavním přístrojem je úspěšný 3m reflektor. Podobně je ohrožena řada teleskopů na Národní observatoři Kitt Peak, tj. 2,1m reflektor má skončit v r. 2014, dále pak 4m Mayallův reflektor, 3,5m WiYN reflektor a obří 100m radioteleskop GBT (Green Bank), vesměs již v r. 2017.

Naproti tomu Vatikánskou observatoř navštívil brzy po svém zvolení papež František a podpořil její další rozvoj. Schmidtova komora v Castel Gandolfo bude spolupracovat s obdobnou komorou na observatoři Catalina v Arizoně při vyhledávání planetek-křížičů. Navíc budou v Arizoně vybudovány celooblohové komory pro záznamy bolidů po vzoru české Evropské sítě. Odborný program na zmodernizovaném 1,8m reflektoru VATT se rozšíří o studium exoplanet a polycyklických aromatických uhlovodíků v mezihvězdných mračnech.

Podle generálního ředitele ESO T. Zeeuwa si observatoř VLT ESO na Paranalu upevnila své postavení jako nejproduktivnější observatoř na světě. Teleskopy VLT s průměrem zrcadel 8,2 m a pomocnými teleskopy s průměry zrcadel 2 m nyní často pracují v interferometrickém režimu VLTI se základnou dlouhou až 205 m. Naplno se rozběhly přehlídky na teleskopech VISTA (4,1 m) i nejnovějším optickém 2,6m VST (VLT Survey Telescope). Během roku 2013 bylo na základě pozorování na Paranalu publikováno 840 vědeckých prací; na druhém místě je pak Národní radioastronomická observatoř USA, na třetím Keckovy 10m teleskopy na Mauna Kea, a na čtvrtém observatoř ESO na La Silla. Za celou éru existence ESO bylo již publikováno na 10 tisíc vědeckých prací. Klíčový projekt ALMA se v r. 2013 naplno rozběhl a jde nyní o nejcennější projekt pro blízkou budoucnost ESO do doby, než bude spuštěn obří 39m teleskop E-ELT. Koncem r. 2013 byly otevřeny dvě nové budovy v centrále v Garchingu v SRN, jedna pro konferenční provoz a druhá pro techniky.

B. Alberts uveřejnil zajímavou studii o členech prestižních amerických akademií vědců (NAS, založena 1863) a inženýrů (NAE, založena 1964). Plná čtvrtina členů se nenarodila v USA, ale během svého života se do USA přistěhovala. Mnozí z nich přitom přišli do USA jako uprchlíci ze zemí, kde jim hrozila persekuce nebo smrt.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Na konci roku zveřejňuje britský vědecký týdeník Nature výběr nejzajímavějších vědeckých snímků a také osobností uplynulého roku. Z astronomických snímků roku 2013 redakce vybrala portrét Země a Měsíce pořízený kosmickou sondou Cassini dne 19. července 2013, kdy Saturn zakryl Slunce z pohledu kamery sondy; dále pak autentický snímek přeletu superbolidu Čeljabinsk a konečně mikrovlnné snímky ALMA spirální galaxie NGC 253 s překotnou tvorbou hvězd (Scl; 8 mag; vzdálenost 3,5 Mpc) v čáře molekuly CO, které dokazují, jak molekulární vítr potlačuje tvorbu hvězd v galaxii.

Astronomickými osobnostmi roku pak redakce jmenovala M. Mayora, jenž zkonstruoval od r. 2003 několik ultrapřesných spektrometrů na obou zemských polokoulích pro objevování exoplanet metodou změn radiálních rychlostí mateřských hvězd. Druhou astronomickou osobností roku se podle redakce stal V. Grochovskij, objevitel hlavního 600kg úlomku meteoritu Čeljabinsk, jenž spadl do jezera Čerbakul (polohu úlomku však předem vypočítali P. Spurný aj. z Ondřejova).

B. Gaensler zveřejnil ve známém časopise Sky & Telescope souhrnný článek o vybraných současných extrémních jevech či objektech ve vesmíru. K nim patří pulsar J1748-2444 (Sgr; kulová hvězdokupa Terzan 5; vzdálenost 8,6 kpc), tj. neutronová hvězda s nejrychlejší rotační periodou 1,4 ms, což odpovídá obrátkám s frekvencí 16 Hz (nejvýkonnější motory závodních aut formule 1 docilují jen 317 Hz a jejich hřídele mají rozměry <1 m; poloměry neutronových hvězd mohou dosáhnout až 15 km a jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 1,4 – 2,0 M_☉).

Jiný pulsar PSR B2224+65 (Cep; vzdálenost 1,8 kpc) má sice rotační periodu podstatně delší (0,7 s, tj. frekvence 1,4 Hz), ale zato rekordní prostorovou rychlost mezi hvězdami naší Galaxie - 1 500 km/s, kterou neutronová hvězda získala při své zrodu během výbuchu supernovy ve dvojhvězdě. Díky této rychlosti prodírání mezihvězdným plynem se pulsar prozradil velkolepou vlečkou nadzvukové rázové vlny, která dle svého vzhledu dostala jméno Kytara.

Vůbec nejrychlejším hmotným objektem byla ovšem částice extrémně energetického kosmického záření (pravděpodobně proton), objevená D. Birdem aj. 15. října 1991 pomocí aparatury Muší oko v Utahu která dosáhla "téměř" rychlosti světla, tj. (99 + 21 devítek za desetinnou čárkou a na 22. místě šestka)% rychlosti světla c! To prakticky znamená, že pokud by zmíněný proton o rekordní energii 320 EeV soupeřil s fotonem ze stejné startovní čáry, tak by se za ním opozdil na trase dlouhé 1 mil. světelných let (307 Mpc) pouze o 40 mm!

Mezi dosud objevenými exoplanetami se nejrychleji pohybuje planeta HD 80606b (UMa; poloměr 0,9 R_j; hmotnost 4 M_j; vzdálenost 58 pc), která obíhá kolem své mateřské hvězdy (9 mag; sp. G5 V; 0,9 M_☉; stáří 7,6 Gr) v periodě 111 d. Příčinou je její extrémně protáhlá dráha s výstředností 0,93, takže v pericentru je od své hvězdy vzdálena jen 4,5 mil. km, kdežto v apocentru se vzdaluje na plných 130 mil. km. Podle Keplerova zákona tak dosahuje v pericentru rychlosti 240 km/s.

Nejchladnějším místem v hlubokém vesmíru je mlhovina Bumerang (Cen; vzdálenosti 1,5 kpc), napájená po dobu 1,5 tis. let hvězdným větrem centrální hvězdy, Chladný plyn se rozpíná do okolního vakua rychlostí 160 km/s a odnáší tak hmotu tempem 7.10¹⁷ t/s, tj. ekvivalent hmotnosti našeho Měsíce za 100 s (!). Tím se mlhovina ochlazuje na teplotu 0,95 K, tedy o 1,8 K nižší, než je průměrná teplota reliktního záření.

Nejsilnější elektrické proudy tečou ve výtryscích z jader aktivních galaxií (AGN) a jejich intenzita se počítá až na petaampéry (10¹⁵ A). Při této proudové hustotě přenesou výtrysky během 1 milisekundy tolik elektřiny, že by to pokrylo dnešní spotřebu lidstva po dobu 20 biliónů let, takže - jak jednou řekl nejmenovaný český politik - zdroje tu jsou!

Nejhlubší akustické tóny vydává podle Gaenslera obří nadkupa galaxií A 426 s centrální galaxií NGC 1275 (Per; vzdálenost 77 Mpc). A. Fabian aj. totiž analyzovali rentgenové záření nadkupy pozorované družicí Chandra a objevili v tomto energetickém pásmu koncentrické prsteny s roztečemi 11 kpc, což je důsledek oscilací velmi hlubokých zvukových frekvencí. Při teplotě v kupě jsou periody těchto oscilací extrémně dlouhé (9 mil. let) a rychlost zvukových vln asi 120 tis. km/s (!) Kupa proto vydává i extrémně hluboké tóny s frekvencemi 6.10¹⁵krát nižšími, než je nejhlubší slyšitelný tón, který lidské ucho ještě vnímá. Kdybychom chtěli postavit klavír, který by takové "zvuky" vydával, tak bychom k levému okraji klaviatury museli přidat 635 kláves, tj. 57 oktáv!

Nejnižší laboratorně dosažitelná hustota v našich vývěvách dosahuje 500 částic v krychlovém centimetru, ale v prolukách mezi galaxiemi byla naměřena hustota 2.10^-8 částic/cm³. Tyto proluky zaujímají 90% objemu vesmíru, takže vesmír je opravdu v průměru neobyčejně prázdný.

Největším souvislým objektem vesmíru je pak tzv. Sloanova velká zeď (objevená pomocí přehlídky SDSS) prostírající se napříč souhvězdími Hya, Sex, Leo a Vir - tj. velmi placatá soustava kup a nadkup galaxií o průměru 430 Mpc.

Jak uvedl P. Kulhánek, známý britský matematik a kosmolog R. Penrose objevil v r. 1974 způsob, jak pokrýt rovinu bez mezer aperiodickou dlažbou pomocí pentagonů. Byl přitom inspirován studiemi Johannesa Keplera v jeho spise Harmonices Mundi (1619), který ukázal, jak mezery mezi pentagony lze beze zbytku pokrýt pentagramy, dekagony a příbuznými tvary dlaždic. Teorie aperiodických dláždění se od té doby mohutně rozvíjí a prosazuje se i v dlážděních podlah soudobých budov nebo chodníků. Málo je však známo, že aperiodickou dlažbu navrhl Jan Blažej Santini (1677-1723) pro proslulý kostel Sv. Jana Nepomuckého na Zelené hoře u Žďáru n. Sázavou. Tento vrcholný projekt Santiniho zapsaný mezi památky UNESCO se začal stavět v r. 1719 a byl vysvěcen v r. 1722. Stavba však byla zcela dokončena až v r. 1740. Santini se při projektování kostela držel výroku sv. Augustina: "Čísla jsou projev Boží moudrosti v našem světě, přístupná poznání lidského ducha". V kostele tak jsou v symetrických tvarech různých objektů zastoupena čísla 3, 5, 6, 8, 9, 10 a 12, což vědoucím návštěvníkům poskytuje naprosto jedinečný zážitek.

Čeští astronomové a další odborníci prosadili v r. 2013 zřízení další chráněné krajinné oblasti tmavé oblohy v Beskydech na hranicích Česka (222 km²) a Slovenska (86 km²). Jde o 10. největší a 29. světovou oblast. K. Gaston upozornil, že současná osvětlovací revoluce, která začala díky zvýšení světelné účinnosti lumídek LED v r. 2006, povede ke značným úsporám ve spotřebě elektřiny na veřejné osvětlování. V tom roce se totiž na noční osvětlování ročně na světě spotřebovalo ≈14 TWh elektřiny.

J. Dvorak připomněl mimořádnou úlohu, které sehrály americké ženy v rozvoji hvězdné spektroskopie. Na začátku spektroskopie to byli fyzikové J. Fraunhofer (1814), G. Kirchhoff a H. Bunsen. O využití spektroskopie v astronomii se však nejvíce zasloužili italský kněz P. Secchi (1877) a manželé H. a A. Draperovi v USA. Následně tehdejší ředitel Harvardovy observatoře H. Pickering rozpoznal výjimečné schopnosti žen pro hromadné proměřování a klasifikaci spekter hvězd. Prvním ženou na Harvardu, která se věnovala klasifikaci hvězdných spekter, se v r. 1881 stala Willemina Flemingová a následně neteř Draperových Antonina Mauryová, která od r. 1888 začala používat při prohlížení spekter na fotografiích mikroskop místo lupy. V r. 1896 nastoupila na Harvardu Annie Cannonová, které do r. 1901 pořídila první katalog hvězdných spekter obsahující na 30 tis. položek. Navzdory námitkám řady amerických i evropských astronomů se její systém klasifikace spektrální tříd (OBAFGKM) ujal a v r. 1922 byl oficiálně přijat Mezinárodní astronomickou unií.

Kromě těchto žen se ovšem o pokrok astronomie zasloužila také další členka Pickeringova "harému" Henrietta Leavittová, která dokázala ze snímků Harvardovy observatoře na severní i jižní polokouli vytvořit základ fotometrických hvězdných standardů (zejména Severní polární posloupnost) a odtud pak objevila slavný vztah perioda-svítivost pro cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu, což umožnilo určovat vzdálenosti galaxií a dodnes je klíčovou příčkou kosmologického žebříku vzdáleností.

Starověká astronomie se rozvíjela nejdříve v Číně a v okolních zemích Dálného východu. Jak uvedl W. S. Tsu, v čínských kronikách jsou dobré údaje o 920 starověkých úplných zatměních Slunce sahajících až k r. 2137 př. n.l. Nicméně již od 4. stol. př. n.l. se těžiště pokroku astronomie přesunulo do zemí kolem Středozemního moře, zejména zásluhou objevitele precese zemské rotační osy Hipparcha (190-120 př. n.l.), ale i dalších osobností jako byli Aristoteles (384-322 př. n.l.), Aristarchos (310-230 př. n.l.), Eratosthenes (276-194 př. n.l.) a Ptolemaios (90-168 n.l.). Ptolemaios už dokázal měřit polohy planet mezi hvězdami s přesností ±10′ a starověká astronomie poskytla poměrně dobré údaje o rozměrech kulaté Země i vzdálenosti Měsíce a Slunce. Dokázala také předpovídat zatmění Slunce i Měsíce.

K rozvoji astronomie ve středověku podstatně přispěli arabští a perští učenci počínaje 9. stoletím. Vrcholu dosáhli na území dnešního Uzbekistánu díky sultánovi a astronomovi Ulughovi Begovi (1394-1449), který vybudoval v Samarkandu v letech 1424-1429 největší zední kvadrant, na němž pod jeho vedením následně pracovalo až 70 astronomů (!). Ulugh Beg byl ale v r. 1449 zavražděn náboženskými fanatiky, kteří následně observatoř zničili (její zbytky byly objeveny až v r. 1908 a nedávno byla jako unikátní historická památka rekonstruována). Až do nástupu Tychona Braha byla přesnost úhlových měření na této observatoři nejlepší na světě. Špičková islámská astronomie však prakticky zanikla zničením observatoře v Istanbulu v r. 1580.

Nejstarší vědecké časopisy začaly vycházet v r. 1665. Od 5. ledna to byl francouzský vědecký týdeník Journal des Savants a od 6. března časopis Philosophical Transactions londýnské Královské společnosti. Tehdy by si patrně někdo sotva pomyslel, že o 3,5 století později nastane digitální publikační exploze, kdy počty vědeckých periodických časopisů se zdvojnásobují každých 13 let. Od r. 1665 do současnosti bylo v nich publikováno asi 50 milionů recenzovaných vědeckých prací. V současné době vychází většina těchto časopisů také elektronicky a mnohé význačné vědecké časopisy včetně z oboru astronomie a příbuzných věd již zcela zrušily tištěné papírové verze.

Elektronické publikace lze snadněji prohledávat metodami automatického vytěžování dat, čemuž se však vydavatelé zatím mnoha způsoby ostře brání. Objevily se také tzv. predátorské časopisy s velmi benevolentním recenzním řízením, které za peníze od autorů otisknou téměř cokoliv. Tyto časopisy hřeší na snahu vědeckých pracovníků publikovat spoustu prací, jež musí být navíc hojně citovány. Udržet si přehled o skutečně věrohodných publikacích se stává čím dál tím obtížnější; slogan "publish, or perish" (publikuj, nebo zhyň) nutí mnoho badatelů publikovat zběsilým tempem nedopečené a dokonce zcela syrové výzkumy.

Naproti tomu se podle S. Bowyerové v posledních letech rozvíjí příkladná spolupráce mezi profesionály a občany se zájmem o astronomii díky projektům sdíleného počítání nebo sdílených klasifikací velkých objemů pozorovacích dat. Dají se tak zvládnout v rozumném čase projekty, které se příliš nehodí pro automatické zpracování bez lidské kontroly, a to nejen v astronomii, ale i v dalších vědeckých či medicínských oborech. J. Dalcantonová aj. tak za pomoci dobrovolníků našli během jednohoho měsíce 600 hvězdokup na 2 tisících snímků galaxie M31 (And), pořízených HST. Na základě tohoto úspěchu se nyní rozbíhá nový projekt přehlídky 100 mil. hvězd na ploše třetiny galaxie v místech, která jsou nejméně zaprášená. Podobně se hledají průhledy v mezihvězdných mračnech na základě snímků infračervených družic SST a Herschel.

S. Bowyerová dokonce tvrdí, že proslulý humbuk o nevyhnutelném konci světa těsně před Vánoci 2012 kvůli údajném konci Mayského kalendáře otevřel laikům oči, a začali se místo Mayského blouznění zajímat o metody skutečné vědy. Mimochodem, V. Böhm aj. využili astronomických úkazů s dlouhými periodami (výskyt Venuše při slunečních zatměních, konjunkce Jupiteru se Saturnem, synchronní pozorování Venuše a Marsu atd.) ke korekci korelační konstanty mezi Mayským a Gregoriánským kalendářem a určili tak počátek dlouhého cyklu Mayského kalendáře na 4. srpen r. 3010 př. n.l. Historici dosud používají korelační konstanty J. Goodmana, která klade začátek dlouhého cyklu Mayského kalendáře do poloviny srpna r. 3114 př. n.l., ačkoliv jeho výpočet nebere ohled na astronomické úkazy, jež jsou jednoznačně shodné pro celou zeměkouli. To znamená, že historické datování Mayského kalendáře používá korelační konstanty, která je o 104 let vyšší, než skutečnost. Astronomům zbývá tedy jen údiv, že tak hrubá chyba v datování historiky neznepokojuje.

T. Robitaille aj. představili balík aplikací ASTROPY - užitečného pomocníka pro každého astronoma, který potřebuje ke své práci rozmanité zdroje informací a pomůcky ke zpracování pozorovacích dat v nejrůznějších formátech (FITS, virtuální observatoře, konverze jednotek, času, souřadnic i gridových a tabulkových údajů atd.). Balík se neustále doplňuje a lze jej nalézt na webové stránce: www.astropy.org.

Podobně L. Magriniová aj. nabízejí automaticky pracující program FAMA (Fast Automatic MOOG Analysis) pro určování fyzikálních parametrů atmosfér hvězd a jejich chemického složení ze spektroskopie. Odborníci z britské univerzity v Leicesteru oznámili, že v rámci projektu DIRAC studují pomocí superpočítačů komplexní proudění plynů ve vznikajících galaxiích, což vyžaduje řešit termodynamiku velkého počtu částic plynu po astronomicky dlouhé časové intervaly. Díky tomu dokázali spočítat vývoj vzorku vesmíru o objemu 50 Mpc³ s prvky o hmotnostech 1 MM_☉ za celých 14 mld. let věku vesmíru. Poukázali tak na dvojroli černých veleděr v centrech galaxií, které na jedné straně vymetou z galaxie řídký plyn a tím tvorbu dalšího pokolení hvězd potlačí, ale současně stlačí husté plynové chuchvalce, čímž naopak tvorbu hvězd ulehčí. Autoři projektu zahrnuli do simulací také tvorbu planetárních soustav a počítali stavové rovnice pro nitro obřích planet i podmínky pro život na povrchu vhodných exoplanet. Do budoucna se chtějí zabývat také interakcemi kvark-antikvark a kvantovou chromodynamikou ve velmi raném vesmíru.

Jak uvedli P. Charles a A. Shaw, od počátku 90. let minulého století se astronomie stává synoptickou, tj. pomocí rozsáhlých přehlídek začíná studovat krátkodobé změny ve vesmíru jednak hledáním efektů gravitačních mikročoček, ale také v rádiovém oboru pomocí aparatur typu LOFAR. Podobně se masově začaly hledat tak rychlé výbuchy jako jsou supernovy, GRB, magnetary a nejnověji FRB.

Když byl v r. 2003 rozluštěn lidský genom, zabrala data 140 GB. Nástup genomiky však podle Nature č. 7453 přinesl do databází již 2 PB a archiv Evropské laboratoře pro molekulovou biologii obsahuje již 20 PB dat. Urychlovač LHC ukládá do archivů 15 PB za rok. Databáze laboratoře CERN rozložená do řady počítačových farem po světě čítala v létě 2013 již 100 PB dat. Celkové kapacita uložených dat v počítačích se každým rokem zdvojnásobuje. Tím lze doložit, jakým úžasným tempem se věda rozvíjí. Nepochybně se však blíží éra kvantových počítačů, jak ukázali M. Thewalt aj., když uchovali kvantový bit informace při pokojové teplotě po dobu 39 minut (předešlý rekord byl 2 s).

Jedinečným příkladem astronoma, který šel s buldočí vytrvalostí za svým cílem, se podle amerického vědeckého týdeníku Science stal hrdina projektu družice Kepler William Borucki (*1939), který vstoupil do služeb NASA s hodností M.Sc. Jeho prvním úkolem bylo vyvinout tepelný štít pro návrat kabiny kosmických lodí Apollo do zemské atmosféry rekordní vstupní rychlostí. Následně studoval možný účinek blesků v atmosféře planet na vznik molekul, jež by mohl být stavebními součástkami pro prebiotické molekuly. Jeho životním tématem se však stalo objevování a studium exoplanet metodou tranzitů.

Již v r. 1984 navrhl zkonstruovat přesné fotometry pro objevování tranzitů exoplanet přes kotoučky hvězd jednak na pozemních observatořích, ale také z kosmického prostoru, kde odpadá scintilace světla hvězd a optický šum je mnohem nižší než i na vysokohorských observatořích. K tomu, aby se podařilo objevit exoplanetu o rozměrech Jupiteru, přitom stačí relativní fotometrie s přesností 1%. zatímco transit exoplanety o velikosti Země sníží jasnost hvězdy jen o 0,01%, což tehdejší fotometry nedokázaly rozpoznat. Nikdo mu nevěřil, že takové přesnosti dosáhnou fotometry na družicích, když se pečlivě sestrojí. Podobně byl odmítnut vedením NASA jeho obnovený návrh na družici pro měření tranzitů v r. 1988, který zkritizovala J. Tarterová (autorka termínu hnědý trpaslík pro objekty hmotnější než 15 M_j, v jejichž nitru však nikdy neproběhne termonukleární reakce, protože mají hmotnost nižší než 75 M_j). Selhal i třetí pokus Boruckého v r. 1996.

Tehdy se mu však podařilo sehnat 1 mil. dolarů na konstrukci přesného fotometru, který pak testoval na menším zrcadlovém dalekohledu na Lickově observatoři Mt. Hamilton v Kalifornii. Výsledky měření, byť v pozemních podmínkách, byly velmi nadějné. Navzdory tomu Borucki neuspěl s návrhem kosmické družice pro tranzity ani v letech 1997 a 1998. Teprve na konci roku 2001 vedení NASA schválilo Boruckého koncepci fotometrické družice, která po několika odkladech byla vypuštěna na heliocentrickou dráhu 7. 3. 2009 a způsobila převrat v tempu objevování exoplanet s nejroztodivnějšími vlastnostmi i dráhami. Kromě toho se stala klíčovou metodou pro určování vnitřní stavby hvězd pomocí asteroseismologie a objevila také velké množství proměnných hvězd. Borucki odešel sice již do důchodu, ale jeho dílo budí všeobecnou úctu a obdiv.

Příkladem neuvěřitelné vědecké vytrvalosti, byť nejde o astronomii, se bezpochyby stal nepřetržitý pokus, který probíhá zásluhou T. Parnella (1881-1948) od r. 1927 na univerzitě v Brisbane v Austrálii a je zaměřen na určení viskozity dehtu. Po úmrtí prof. Parnella převzal řízení experimentu J. Mainstone (1935-2013). Vlastní experiment započal po tříletém ustálení podmínek pokusu. První kapka se uvolnila po 8,1 roku v prosinci 1938 a 7. kapka v červenci r. 1998. Průměrný interval mezi ukápnutími činil tedy 8,25 roku. Následně se teplota v laboratoři snížila instalací klimatizace, takže odpadlo kolísání intervalu mezi ukápnutími vlivem změn teploty. Následkem toho odkápla 8. kapka až po 12,3 letech v listopadu 2000. Kamera instalovaná po odkápnutí 7. kapky, však pro technickou poruchu 8. ukápnutí nezaznamenala. Z 86letých nepřetržitých měření vyplývá, že viskozita dehtu je při pokojové teplotě 230miliardkrát (!) vyšší než viskozita vody. Za tato měření obdrželi T. Parnell (in memoriam) a J. Mainstone v r. 2005 cenu Ignáce Nobela za fyziku.

Z. Šíma připomněl, že v r. 2013 uplynulo sto let od úmrtí ředitele Klementinské hvězdárny a profesora astronomie na Karlo-Ferdinandově univerzitě v Praze Ladislause Weineka (1848-1913). Weinek, jehož předkové se patrně jmenovali Vaňkovi a pocházeli ze Slovenska, vystudoval v r. 1879 astronomii na univerzitě v Jeně a do Prahy přišel v r. 1883. Na Klementinské hvězdárně měřil dlouhodobě výšku severního nebeského pólu a 27. listopadu 1885 se proslavil prvním fotografickým snímkem meteoru na světě. V letech 1897-1900 pak vytvořil fotografický atlas Měsíce.

V čísle 7473 časopisu Nature redakce vyzdvihla podporu, které se těší věda ve Švédsku (9,9 mil. obyvatel). Vláda od r. 2008 do r. 2013 zvedla státní podporu o téměř 800 mil. dolarů a počítá s podobným růstem pro příštích pět let. Za tu dobu bylo zřízeno několik velkých národních laboratoří, pro něž Švédové hledají 300 mladých vědců, přičemž očekávají, že až z poloviny půjde o cizince, kteří budou mít zaručené pracovní smlouvy na 10 let. Podle téhož časopisu v programu PISA (Programme for International Student Assesment) jsou ve věkové kategorii 15tiletých studentů na vědu nejlépe připravováni studenti v Číně, Singapuru, Japonsku a Finsku. Mezi 14 špičkovými univerzitami a výzkumnými institucemi mají podle Nature č. 7451 nejvíce institucí USA (7) následovány Velkou Británií (2). Po jednom zástupci pak mají SRN, Francie, Japonsko, Svýcarsko a Čína.

Na stránkách amerického vědeckého týdeníku Science v č. 6160 se velmi přehledně věnoval srovnání podpory vědy v různých státech světa president AAAS (Americká Asociace pro podporu vědy) William Press na konci svého volebního období (2012-2013). Pokud jde o podporu vědy vyjádřenou v podílu výdajů vůči celkovému HDP jednoznačně vede Israel s více než 4% podílu, ale těsně následované Finskem a s mírným odstupem Švédskem. Za nimi následuje Japonsko a Jižní Korea, dále pak Dánsko, Švýcarsko, Německo, Rakousko, USA a Singapur. Mezi zeměmi EU dále figurují Francie, Belgie, Holandsko, Norsko, Británie, Irsko a Portugalsko. Pak už se v diagramu objevuje Česko následováno Španělskem, Itálií, Maďarskem a Polskem. Za nimi na chvostu EU je Rumunsko a Řecko (kuriózně s nejvyšším podílem vědců a inženýrů na milion obyvatel). Přestože USA vydávají na vědu nejvíce peněz, činí podíl na HDP jen 2,9% a v přepočtu na milion obyvatel jsou až 8. na světě. Z diagramu jednoznačně vyplývá, že investice do vědy korelují s hospodářskou úspěšností států za poslední půlstoletí. V č. 6138 Science se uvádí, že v USA každý dolar vložený do základního výzkumu v genomice přinesl zisk 65 dolarů, přičemž federální investice do tohoto oboru dosáhly 12,3 mld. dolarů

Závěr

Končící vedoucí redaktor B. Alberts, jenž úspěšně řídil americký vědecký týdeník Science v letech 2009-2013, poradil v úvodníku na rozloučenou svým následovníkům ve vedoucích funkcích: "Vybírejte si spolupracovníky lepší, než jste sami, a dejte jim plnou možnost se realizovat". Mám pocit, že to je poslední zvonění pro mne, abych si už konečně vybral spolupracovníky, kteří převezmou káru Žně objevů pro další ročníky. Zatím však tradičně uzavírám tuto svou zatím nejdelší výroční zprávu o stavu astronomie (ekvivalent knihy o 370 stranách!) citátem, který mne v r. 2013 silně zaujal, ačkoliv je velmi starobylý. Pochází totiž z prvního výročního projevu prvního amerického prezidenta George Washingtona (1732-1799): "Nevím o ničem, čemu byste měli věnovat více pozornosti než podpoře vědy a literatury: Vědění je v každé zemi nejjistějším základem veřejného blaha". (8. ledna 1790)